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On
nomme nucléosynthèse l'ensemble des processus par lesquels les
noyaux
atomiques se forment et évoluent dans l'univers. La nucléosynthèse
dessine une histoire continue : les premiers éléments sont issus du big
bang, les étoiles génèrent progressivement la majorité des noyaux
légers à moyens, et les phénomènes cataclysmiques produisent les éléments
lourds. Cette succession explique la composition chimique actuelle de l'univers.
La
nucléosynthèse primordiale.
La nucléosynthèse
primordiale est un processus qui a eu lieu dans les toutes premières minutes
après le début de l'expansion de l'univers, après que l'univers, encore
très chaud et dense, s'est suffisamment pour permettre la formation ,
d'abord des quarks eux-mêmes, puis des protons
et neutrons à partir de ceux-ci. Après la formation des protons
et neutrons, les réactions principales ont été
:
p + n →
²H + γ (formation du deutérium)
²H + p → ³He
+ γ
²H + n → ³H +
γ
³H + p → ⁴He
+ γ
³He + n → ⁴He
+ γ
³He + ³He → ⁴He
+ 2p
Ces réactions ont mené
à une abondance d'environ 75 % d'hydrogène
et 25 % d'hélium en masse, plus des traces de
deutérium, ³He et ⁷Li.
La
nucléosynthèse dans les étoiles de la séquence principale.
La nucléosynthèse
stellaire a pris ensuite le relai. À partir de l'hydrogène initial,
la fusion nucléaire au coeur des étoiles transforme progressivement la
matière.
Dans les étoiles
de la séquence principale. Pour les
étoiles de faible masse comme le Soleil qui est
actuellement dans cette phase de son existence, le cycle proton-proton
est dominant :
p + p →
²H + e⁺ + νₑ
²H + p → ³He
+ γ
³He + ³He → ⁴He
+ 2p
Il existe des variantes,
mais le résultat global est : 4p → ⁴He + 2e⁺ + 2νₑ + énergie.
Dans des étoiles plus massives, le cycle CNO (carbone-azote-oxygène)
est le processus dominant :
¹²C +
p → ¹³N + γ
¹³N → ¹³C +
e⁺ + νₑ
¹³C + p → ¹⁴N
+ γ
¹⁴N + p → ¹⁵O
+ γ
¹⁵O → ¹⁵N
+ e⁺ + νₑ
¹⁵N + p → ¹²C
+ ⁴He
Le cycle se ferme en
restituant le carbone initial et produit de l'hélium
à partir d'hydrogène.
Nucléosynthèse
stellaire tardive.
Quand l'hydrogène
est épuisé dans le coeur, les noyaux d'hélium fusionnent entre eux pour
donner du carbone et de l'oxygène.
³α →
¹²C (réaction triple alpha)
¹²C + α → ¹⁶O
+ γ
Dans les étoiles massives,
la succession des fusions atteint des noyaux plus lourds : carbone, néon,
oxygène,
silicium,
jusqu'à la formation du fer et du
nickel, limites
ultimes car au-delà, les réactions de fusion deviennent endothermiques.
On observe les cycles de combustion suivants :
Combustion
du carbone : ¹²C + ¹²C → ²⁰Ne + α ou ²³Na + p
Combustion de l'oxygène
: ¹⁶O + ¹⁶O → ²⁸Si + α, etc.
Combustion du silicium
: succession de captures α et désintégrations
donnant des noyaux proches du fer et du nickel (⁵⁶Fe, ⁵⁶Ni).
Nucléosynthèse
explosive.
La nucléosynthèse
explosive survient lors des supernovae. Quand le coeur
d'une étoile massive s'effondre, l'énergie libérée et le flux intense
de neutrons et de neutrinos permettent la formation
d'éléments plus lourds que le fer. Ce phénomène
produit une grande variété d'éléments, dispersés ensuite dans l'espace
par l'explosion et réintégrés dans les générations suivantes d'étoiles
et de planètes. Les réactions typiques sont
des captures multiples de neutrons par des noyaux préexistants, suivies
de désintégrations β⁻.
Nucléosynthèse
par capture neutronique lente.
La nucléosynthèse
par capture lente de neutrons, appelée processus s (slow), se déroule
dans l'intérieur des étoiles géantes rouges,
dans les couches où l'hélium brûle. Les noyaux capturent progressivement
des neutrons avec un rythme suffisamment lent pour que les désintégrations
β stabilisent le noyau avant la capture suivante. Cela permet de former
des isotopes stables d'éléments plus lourds que le fer, jusqu'au bismuth
environ. Les neutrons proviennent de réactions comme :
¹³C +
α → ¹⁶O + n
²²Ne + α → ²⁵Mg
+ n
Les noyaux lourds présents
capturent ces neutrons :
(Z, A) +
n → (Z, A+1)
Si le noyau instable
obtenu a une demi-vie relativement courte, il se désintègre par β⁻
:
(Z, A+1)
→ (Z+1, A+1) + e⁻ + ν̅ₑ
Ce processus lent suit
la vallée de stabilité et construit progressivement des éléments jusqu'au
bismuth.
La
nucléosynthèse par capture neutronique rapide.
La nucléosynthèse
par capture rapide de neutrons, ou processus r, se produit lors d'événements
très violents comme les fusions d'étoiles à neutrons ou certaines supernovae.
Le flux de neutrons y est si intense que les noyaux accumulent rapidement
un grand nombre de neutrons avant de pouvoir se désintégrer.
(Z, A) +
n + n + … → (Z, A+k)
Les désintégrations
β successives transforment ensuite ces noyaux très riches en neutrons
en éléments stables, produisant ainsi les noyaux les plus lourds du tableau
périodique, comme l'or, le platine,
le thorium ou l'uranium.
Nucléosynthèse
par capture de protons.
On identifie également
le processus p, qui permet la formation d'isotopes stables riches en protons
rares, dits protoniques, qui ne peuvent être produits par les processus
s ou r, et qui sont produits par capture de protons ou par photodésintégration
dans les environnements stellaires très énergétiques. Ce processus implique
principalement des réactions de type :
(Z, A) +
p → (Z+1, A+1) + γ
(Z, A) + γ → (Z-1,
A-1) + p
Ces réactions nécessitent
des conditions de température extrêmement élevées, comme celles atteintes
dans les supernovae, où des photons très énergétiques
induisent des photodésintégrations. |
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