Naissance de toute matière

Comment naissent les atomes, constituants de toute matière ? Tout démarre avec le Big-Bang. Il s’agit d’une explosion qui a produit au bout de 3 minutes environ 75 % d’hydrogène (¹H) et 25% d’hélium (⁴He). Il se forme aussi de très faible quantités de deutérium (²D), d’hélium-3 (³He), et de lithium-7 (⁷Li). Ce sont là les seuls éléments que le Big-Bang est capable de produire. Pour obtenir les autres éléments, il faudra attendre environ 200 millions d’années pour qu’apparaissent les étoiles. Ces étoiles sont de véritables chaudrons alchimiques au sein desquels se fabriquent tous les éléments légers de la classification périodique de Mendeleev.

Car, pour des raisons thermodynamiques, une étoile ne peut fabriquer des noyaux au-delà du fer (Z = 26). Lorsqu’elle s’allume, une étoile commence à brûler de l’hydrogène pour fabriquer de l’hélium. Ce processus est responsable de l’énergie produite dans la plupart des étoiles via la chaîne proton-proton (pp). Il s’agit du processus dominant dans le Soleil ainsi que dans toutes les étoiles ayant une masse inférieure à 1,5 fois la masse solaire. L’effet net de ce processus est la production de noyaux d’hélium-4 à partir de 4 protons.

La chaîne proton-proton du premier type

Cette chaîne est responsable de 85% de l’énergie produite par le soleil. Elle consomme 6 protons pour en relâcher 2 accompagnés de 2 neutrinos, 2 photons gamma de haute énergie et 2 positrons selon le bilan :

¹H + ¹H → ²D + e⁺ + ν_e                  0.4 MeV + 1.0 MeV

¹H + ²D → ³He + γ                       5.5 MeV

³He + ³He → ⁴He + 2 ¹H + γ       12.9 MeV

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pp-I : 4 ¹H → ⁴He + 2 e⁺ + 2 ν_e + 2 γ      26.7 MeV

Les neutrinos électroniques (ν_e) produits sont dépourvus de charge et ont une masse au repos extrêmement faible. Ils interagissent donc très peu avec la matière. Ils peuvent s’échapper du cœur de l’étoile avec des vitesses proches de celles de la vitesse de la lumière emportant environ 2% de l’énergie totale produite par la chaîne. Les positrons (e⁺) sont les anti-particules des électrons. Ils peuvent s’annihiler avec les électrons présents dans l’étoile. Ceci produit un surplus de photons gamma (γ) de haute énergie. 

La chaîne proton-proton du deuxième type

La chaîne pp-II contribue pour 13% de l’énergie émise par le Soleil. Il y a ici production de noyaux de béryllium et de lithium qui se décomposent pour redonner deux noyaux d’hélium :

³He + ⁴He → ⁷Be + γ

⁷Be + e^– → ⁷Li + ν_e

⁷Li +¹H → 2 ⁴He

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pp-II : 4 ¹H + e^– → ⁴He + e⁺ + 2 ν_e + 2 γ

La chaîne proton-proton du troisième type

Enfin, la chaîne pp-III, contribue pour 0,02% de l’énergie émise par le Soleil. Ici, le béryllium produit dans la chaîne pp-II fusionne avec un proton. On obtient alors des isotopes instables du bore et du béryllium qui se désintègrent en deux noyaux d’hélium :

⁷Be + ¹H → ⁸B + γ

⁸B → ⁸Be + e⁺ + ν_e

⁸Be → 2 ⁴He

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pp-III : 4 ¹H → ⁴He + 2 e⁺ + 2 ν_e + 3 γ

Le cycle catalytique CNO

Les étoiles ayant une masse supérieure à 1,5 fois la masse du Soleil sont capables de fabriquer l’hélium selon un cycle catalytique baptisé « CNO ». Ils utilisent pour cela du carbone, de l’azote et de l’oxygène.

Le cycle démarre dès que la température dépasse 18 millions de kelvins avec la fusion d’un proton et d’un noyau de carbone-12. On obtient ainsi un noyau azote-13 instable qui subit une désintégration β pour produire un noyau de carbone-13. Par fusion avec un autre proton le noyau de carbone-13 génère un noyau d’azote-14. Ce noyau capte un nouveau proton formant un noyau instable d’oxygène-15. La désintégration β conduit alors à un noyau d’azote-15.

Lorsque ce noyau absorbe un quatrième proton, l’édifice se coupe immédiatement en deux. On obtient ainsi un noyau d’hélium et un noyau carbone-12. On peut alors repartir pour un nouveau cycle. Pour une étoile très massive, ce cycle peut perdurer pendant environ 10 millions d’années. Comme pour le cycle pp, il y a production de photons gamma et de positrons qui emportent une partie de l’énergie. Le bilan global peut ainsi s’écrire :

CNO : 4 ¹H → ⁴He + 2 e⁺ + 2 ν_e + 3 γ

Le processus « alpha »

Que se passe-t-il lorsqu’une étoile a brûlé tout son hydrogène et ne contient donc plus que de l’hélium ? Si elle est suffisamment massive, elle peut tout simplement utiliser l’hélium comme combustible afin de générer d’autres éléments. On parle alors de « processus alpha ». Ceci provient du fait qu’il y a ici absorption d’un noyau d’hélium-4, appelé aussi rayon α. Ce processus génère tous les noyaux dont la masse est un multiple de 4 depuis le béryllium jusqu’au nickel.  

Le problème, c’est qu’il n’existe aucun isotope stable ayant une masse atomique entre 5 et 8. De plus, le premier membre de la série (béryllium-8) est instable. Aussitôt formé, il se désintègre en deux noyaux d’hélium. On constate ainsi que l’état fondamental du noyau béryllium-8 possède une énergie presque égale à l’énergie de deux particules alpha :

⁴He + ⁴He → ⁸Be (−93.7 keV)

Le processus « triple alpha »

Heureusement, lors de l’arrivée d’un deuxième noyau hélium-4, le système obtenu possède une énergie presque égale à celle d’un état excité du noyau carbone-12. Cette coïncidence énergétique (résonance) est quasiment miraculeuse . Elle fait que la probabilité qu’une particule alpha incidente se combine avec le béryllium-8 augmente considérablement. Dans les étoiles suffisamment massives, il existe donc toujours suffisamment de noyaux béryllium-8 pouvant entrer en fusion avec noyau d’hélium afin de produire un noyau de carbone-12 :

⁸He + ⁴He → ¹²C (+7.367 MeV)

Cette séquence baptisée « triple-alpha » ne peut se produire que dans les géantes rouges. C’est-à-dire dans les étoiles ayant accumulé dans leur cœur suffisamment d’hélium pour atteindre une température suffisamment haute (T > 10⁸ K) :

⁴He + ⁴He + 92 keV → ⁸Be*

⁴He + ⁸Be* + 67 keV → ¹²C*

¹²C* → ¹²C + γ + 7.4 MeV

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3 ⁴He → ¹²C + γ + 7.4 MeV

Apparition de l’oxygène

Un effet secondaire de ce processus est la fusion d’un noyau de carbone avec un autre noyau d’hélium. On obtient de la sorte un isotope stable de l’oxygène :

¹²C + ⁴He → ¹⁶O + γ (+7.162 MeV)

Tout ceci créé une situation où la nucléosynthèse stellaire produit une grande quantité de carbone et d’oxygène. On peut donc considérer ces deux noyaux comme étant les « cendres » de la combustion de l’hélium.

Après un million d’années, l’étoile a brûlé tout son hélium et devient suffisamment chaude (T > 8·10⁸ K). Elle commence alors à brûler son carbone pour produire du néon et du magnésium durant une période de 1000 ans. Puis lorsqu’il n’y a plus de carbone à brûler, le néon passe du statut de cendres à celui de combustible dès que la température atteint 15·10⁸ K pour produire de l’oxygène et du magnésium. Au bout de 10 ans, il n’y a plus de néon à brûler. C’est donc au tour de l’oxygène de prendre le relais . Cela donne naissance en une petite année au silicium et au soufre dès que la température atteint 2·10⁹ K.

Explosion de la supernova

Une fois l’oxygène épuisé, l’étoile n’a plus qu’une journée à vivre durant laquelle elle brûlera tout son stock de soufre et de silicium. Les cendres obtenues sont du fer et du nickel pour une température 3 milliards de kelvins. Lorsqu’il n’y a plus que du fer ou du nickel dans le cœur de l’étoile, elle explose au bout d’une petite seconde en supernova générant une quantité colossale de neutrons. C’est lors de cette explosion titanesque que sont produits tous les éléments plus massiques que le fer. La capture des neutrons lents par les éléments alpha (processus-s) produit environ la moitié des éléments postérieurs au nickel. L’autre moitié est produite par la capture de neutrons rapides (processus-r).