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Le Soleil La nucléosynthèse stellaire (III) Afin de comprendre ce que représente notre Soleil et d’où il tient sa formidable énergie, remontons le temps, à l’époque des grands bouleversement de la science et des premiers pas de la physique quantique. A cette époque là trois questions majeures préoccupaient les astrophysiciens : - Quelle était la composition exacte du Soleil ? - Toute la matière était-elle synthétisée dans les étoiles ? - Comment expliquer l’abondance du carbone dans les étoiles ? Le fait que le noyau du Soleil ait une température d’environ 15 millions de degrés ne permet pas de déclencher à lui seul un processus de fusion nucléaire qui permet de former les éléments chimiques. La vitesse des protons est insuffisante pour déclencher de telles collisions et démarrer les réactions thermonucléaires. Pourtant il faut bien expliquer la présence d'éléments lourds - terme qui caractérise tous les éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium - dans son atmosphère et dans tout le système solaire...
Grâce à la découverte du neutron par Chadwick, en 1936 George Gamow fut le premier à faire l’hypothèse que la matière était uniquement constituée de protons, de neutrons et d’électrons. Il pensait également que le coeur des étoiles produisait une quantité considérable de neutrons qui, une fois capturés par les noyaux, pouvaient les alourdir et donner naissance à de nouveaux éléments du tableau de Mendéléev. L'article B²FH Comment l'abondance des éléments était-elle répartie dans l'Univers ? Cette question était primordiale dans les années 1950 car celui qui pouvait y répondre avait une chance de comprendre comment la matière s'était formée à partir du Big Bang. En
1946, Fred Hoyle[9]
publia un article de fond sur la nucléosynthèse stellaire. Adepte de l'état
stationnaire, Hoyle avait supprimé le Big Bang de son esprit et s'était vu
contraint de créer les éléments chimiques à l'intérieur des étoiles. Son
pressentiment était de bonne augure, même si la cause qu'il défendait était
erronée (il reviendra par la suite avec un modèle quasi-stationnaire, HBN). Il avait confiance en son idée car trois arguments venaient le réconforter.
Il savait que quelques années auparavant Gamow avait tenté d'élaborer les éléments
plus lourds que l'hélium dans le Big Bang. Or l'énergie du rayonnement
baignait dans un froid si intense, 3000 K, moins de 10 eV, qu'à l'époque de la
recombinaison tous les processus de fusion avaient été figés. Deuxième argument, depuis une bonne dizaine d'années, les spectres stellaires prouvaient en suffisance que le Big Bang n'était pas la "panacée". Il existait trop d'étoiles de compositions différentes, les unes chaudes et riches en hydrogène, les autres froides mais riches en éléments lourds. Il était donc logique d'imaginer que ces éléments aient été fabriqués à l'intérieur des dites étoiles. Enfin, depuis l'article de Bethe sur le cycle CN (voir plus bas), les physiciens nucléaires s'étaient rendus comptes que les réactions atomiques qu'ils analysaient in vitro avaient également lieu dans les étoiles. Mais un problème heurta les physiciens lorsqu'ils évaluèrent la probabilité de produire du 12C dans les étoiles. Selon les calculs préliminaires de Edwin Salpeter du laboratoire du rayonnement Kellogg de Caltech, le Soleil n'était pas assez chaud pour produire suffisamment de carbone. Dans tous les cas la réaction était beaucoup trop lente. C'est alors que Fred Hoyle[10] suggéra que le carbone devait exister dans un état excité, seul état lui permettant de contenir l'énergie de fusion de trois particules alpha (hélions). Hoyle visita le Caltech en 1953 et rencontra quelques astronomes qui s'intéressèrent à son problème : Margaret et Geoffrey Burbidge ainsi que Willy Fowler. Leur travail ne put aboutir qu'en joignant le génie des astrophysiciens au talent des physiciens. Ils devaient à tout prix reproduire en laboratoire les conditions d'énergie qui régnaient dans l'atmosphère des étoiles. Rien que d'imaginer une telle expérience, nous sommes pris de vertige; créer une étoile-éprouvette... Le travail de l'équipe de Fowler était complexe. Il consistait à mesurer des sections efficaces à partir de collisions atomiques réalisées dans les accélérateurs de haute énergies. Les chercheurs devaient ensuite extrapoler ces données jusqu'aux conditions stellaires de beaucoup plus faible énergie. Ils devaient impérativement veiller à ce que les taux de réactions calculés suivent les abondances observées dans les étoiles par spectroscopie. En adaptant ces mesures aux températures et pressions qui régnaient dans l'atmosphère des étoiles, ils découvrirent que la réaction de fusion triple était beaucoup plus rapide que celle prévue par la théorie. Finalement les équipes du laboratoire Kellogg permirent à Fred Hoyle et ses collègues de confirmer leurs hypothèses. En moins de deux ans, entre 1954 et 1956 Hans Suess et Harold Urey[11] du laboratoire Kellogg dressèrent un tableau complet de l'abondance des éléments dans la nature. En 1956, l'astronome américain Paul Merrill découvrit les raies du technétium-99 dans le spectre des étoiles S, la dernière grande catégorie d'étoiles froides riches en métaux. Cet élément ne devait en théorie par s'y trouver puisqu'il était plus lourd que le fer. Ayant une demi-vie de 200000 ans environ, s'il était issu du Big Bang - de l'époque de la recombinaison - cet élément se serait désintégré depuis longtemps et serait à l'état de traces aujourd'hui, bien en-dessous du seuil de détection des spectroscopes. Sa présence supposait donc que les étoiles avaient trouvé un moyen de produire des éléments plus lourds que le fer.
Pendant ce temps une explosion nucléaire retentit sur l'atoll de Bikini. Les Américains continuaient leurs expériences atomiques. Parmi les physiciens chargés d'étudier ce phénomène, Geoffrey Burbidge mis en évidence le californium-254 parmi les éléments radioactifs synthétisés pendant la réaction en chaîne. Coïncidence de l'histoire, peu de temps avant une supernova avait illuminé une lointaine galaxie pour disparaître 55 jours pour tard. Sa durée de vie était identique à celle du californium. Dans l'esprit de Fred Hoyle, ce nouvel élément plus lourd que le fer prouvait une fois de plus qu'il pouvait être créé dans l'environnement infernal qui régnait au sein des étoiles, en particulier au moment de l'explosion en supernova. Hoyle et ses collègues de Caltech se mirent donc à travailler sur la nucléosynthèse, cherchant à déterminer de quelle manière une réaction en chaîne pouvait créer les abondances relatives des différents éléments chimiques, y compris leurs isotopes. Pour les physiciens, la table d'abondance cosmique représentait l'histoire même de l'Univers et paraissait étroitement liée à l'activité nucléaire des étoiles. Mais s'il était aisé de souscrire à cette idée, le profil de la courbe indiquait que l'hydrogène et l'hélium occupaient une place prédominante dans l'échelle d'abondance, ne laissant que 4% pour tous les autres éléments. S'il y a un peu plus de cent milliards d'atomes d'hydrogène dans un univers type, il n'y a plus qu'un million d'atomes de fer et quelques atomes de plomb. L'uranium s'y trouve à l'état de traces (10-²). Hoyle et ses collègues devaient donc trouver un mécanisme très sophistiqué pour expliquer la variation des abondances cosmiques.
Un an plus tard nos physiciens avaient trouvé la réponse. Dans un article paru en 1957 dans la Review of Modern Physics[12], Margaret et Geoffrey Burbidge, Willy Fowler et Fred Hoyle trouvèrent une solution élégante pour expliquer l'origine des éléments. Signé "Burbidge, Burbidge, Fowler et Hoyle", cet article devenu un classique sera connu des astrophysiciens sous le nom plus cocasse d'article "B²FH". Si les adeptes du Big Bang espéraient créer les éléments lors de la recombinaison, certains éléments, tel le bore-8 étaient instables. Il fallait une collision avec trois particules a pour le transmuter en carbone-12. Or une fraction de seconde après le Big Bang l'univers était déjà trop froid pour déclencher cette réaction. Fred Hoyle et son équipe suggérèrent alors que seule une collision au sein des étoiles pouvait former cet élément. En fait, le carbone-12 existe en grande quantité, nous en sommes le témoin privilégié et le spectre des étoiles confirme son abondance. Pour expliquer ce phénomène, le carbone-12 devait se former suite à de nombreuses collisions. Or seuls des noyaux d'hélium, les particules a peuvent assurer cette transmutation. Si le carbone-12 existait bien dans un état excité, il pouvait y avoir ce que l'on appelle un phénomène de résonance entre les particules a et cet élément qui faciliterait la réaction. Avant la réaction, les trois particules a sont plus lourdes que le carbone-12 qui en résulte. Ce "défaut de masse" s'est en fait transformé en énergie. Les physiciens démontrèrent également que si l’énergie d’excitation du carbone-12 était légèrement supérieure aux valeurs mesurées le carbone n’existerait pas car tous les noyaux de béryllium-8 éclateraient et donneraient naissance à des particules a avant même que le carbone ait pu se former. L’Univers ne contiendrait que de l’hydrogène et de l’hélium, sans aucun des ingrédients fondamentaux de la vie. Pour réaliser ce mécanisme de haute précision, Hoyle imagina une fusion entre le deutérium et l’azote-14 qui se scinderait pour former du carbone-12 et une particule a. Fowler préféra partir du bore-12 qui, en se désintégrant, libérerait du carbone-12 et deux particules a. La solution découlait d'elle-même. Les trois particules a étant constituées, dans un processus inverse elles pouvaient reformer du carbone-12 et accroître sensiblement l'abondance de cet élément. Le processus ainsi déclenché permettait d'entretenir le cycle du carbone, expliquant du même coup la survie des étoiles géantes, plus chaudes et plus massives que le Soleil. Finalement, après la synthèse du carbone et son alourdissement par fusion avec des particules a, la nucléosynthèse générait directement le fer. Or cette supposition s’avéra inexacte. On sait aujourd’hui que la nucléosynthèse produit du nickel qui se photodésintègre en fer. Hoyle reconnu son erreur qui, écrira-t-il plus tard “resterait en moi comme une gravure profonde en mon coeur quand je mourrai”. Tableaux périodiques des éléments: Le tableau périodique - Periodic Table - Webelements La pierre philosophale Le travail des astrophysiciens confirmera l'hypothèse de B²FH. Il suffit en effet de fusionner deux particules a avec chaque noyau pour transmuter ceux-ci en atomes plus lourds. Les atomes instables se transformeront en isotopes radioactifs ou en éléments plus légers. Alors que l'atome de fer est l'élément le plus stable, requérant le moins d'énergie, des éléments plus lourds mais stables sont constitués dans la réaction en chaîne. Dans le noyau où la température et la pression sont les plus élevées, les noyaux de magnésium et de silicium déclenchent la formation de tous les éléments chimiques jusqu'au zinc. Les réactions secondaires libèrent des neutrons qui viendront alourdir les noyaux plus légers unité par unité et former tous les éléments jusqu'au fer.
En remontant vers la surface solaire, la température redescend et ne permet plus de former autant de métaux. Le carbone et l'oxygène permettent de former le magnésium, l'aluminium, le silicium et le phosphore ainsi que du sodium et du néon par transmutation. Plus haut encore dans l'atmosphère, il fait déjà trop froid et seul l'hélium donne encore du carbone et de l'oxygène. Près de la surface, l'oxygène donne des noyaux d'hélium et finalement seul le cycle du carbone persiste. A la fin des années 1950, les astrophysiciens n'avaient plus qu'à descendre dans leur laboratoire, prendre du papier quadrillé, quelques noyaux d'hydrogène, des neutrons et des protons, et placer les différentes particules sous une “flamme” suffisamment chaude pour fabriquer une bonne partie des éléments naturels, y compris les particules plus lourdes que le zinc et les éléments instables au-delà du bismuth, le 83eme élément du tableau de Mendeléev qui sont créés dans l'explosion des supernovae. L'abondance de l'hélium Si la théorie imaginée par Eddington et formulée par Fred Hoyle légitimait la nucléosynthèse comme unique source des éléments chimiques, cela n'expliquait pas pourquoi l’hélium était si abondant dans l'univers : environ 25%, alors que la nucléosynthèse n'en produisait que 4%. En corollaire, le deutérium, l'hélium-3, le lithium et le tritium présentaient une proportion bien trop élevée que pour être expliqués par la fusion thermonucléaire au sein des étoiles. Après des années de recherches, Hoyle, Fowler et Wagoner démontrèrent en 1967 que l'abondance de l'hélium et des isotopes de l'hydrogène se retrouvait dans les mêmes proportions dans le système solaire. Dans le magazine Physic Bulletin[13] Hoyle prouvait aux cosmologistes et aux astronomes que ces éléments furent élaborés au cours du Big Bang, moins d'un dixième de seconde après la naissance de l'univers. Hoyle confirmait l'hypothèse de Gamow selon laquelle l'univers avait connu une phase extrêmement chaude, et condensée en une singularité si l'on se basait sur les travaux d'Einstein. Mais aujourd'hui certains détails cette belle théorie présentent quelques failles. En août 1991 par exemple les astrophysiciens découvrirent que le modèle d’évolution stellaire n'expliquait pas l'abondance des éléments, en particulier du béryllium et du bore dans certaines étoiles du halo. Les quantités mesurées étaient mille à un million de fois plus élevées que les valeurs prévues par la théorie du Big Bang. Mais ne nous alarmons pas. Actuellement la théorie concorde assez bien avec l’évolution des jeunes étoiles de la Population I, telle le Soleil, mais il reste des difficultés concernant les étoiles de Population II à laquelle appartiennent justement les étoiles étudiées. Grâce
à la découverte de Hoyle et ses collaborateurs - et de celle du fond à 2.7 K
détecté deux années plus tôt par A. Penzias et R.Wilson -, les cosmologistes
et les physiciens exploitèrent ces taux d'abondance pour déterminer la densité,
la température et le volume de l'univers lors de sa formation. La genèse de
l'Univers sera rapidement maîtrisée et son histoire sera vulgarisée dès 1973
grâce aux conférences données par Steven Weinberg à Harvard[14]. L'abondance des éléments lourds : la métallicité Ainsi que nous le verrons de manière plus détaillée dans l'article consacré à la vie des étoiles, le concept de "métallicité" trouve son origine dans l'étude de l'évolution chimique de l'Univers et des étoiles. Sachant que la nucléosynthèse primordiale ne fabriqua que de l'hydrogène et de l'hélium (et un peu de tritium, béryllium et lithium), ce sont les étoiles qui prirent la relève et fabriquèrent et continuent de fabriquer les autres éléments au cours du processus de nucléosynthèse que nous venons de décrire ainsi que durant la phase de supernova. Tous ces éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium sont appelés de manière générique les "éléments lourds" ou les "métaux". Dans ce contexte, la "métallicité" représente la proportion entre les éléments lourds (les métaux) et l'hydrogène, noté par le rapport [Fe/H] qui suit une progression logarithmique. Ainsi, un rapport [Fe/H] = -1 signifie que l'astre contient 10-1 soit 1/10eme de l'abondance des métaux contenus dans le Soleil. Il existe des étoiles très âgées où le rapport [Fe/H] < -5. De façon similaire, une métallicité [Fe/H] = 2 signifie que cet astre contient 100 fois plus de métaux que le Soleil. Dans le cas du Soleil justement, [Fe/H] = 0.02, c'est-à-dire qu'il contient 2% de métaux. Ce rapport peut varier dans les profondeurs du Soleil en raison de l'interaction des neutrinos. Processus-s et processus-r Mis à part le phénomène de supernova, les réactions de nucléosynthèse que nous venons d'évoquer ne peuvent engendrer les éléments dont la masse atomique est supérieure à celle du fer (A=56). L'existence dans l'univers et dans les étoiles de noyaux plus lourds que le fer indique qu'il existe un autre processus spécifique à la synthèse des noyaux lourds. Il s'agit du processus-s et du processus-r (les termes sont d'origine anglo-saxonne, "s-process" et "r-process") de captures successives de neutrons. Les deux processus se différencient par la durée moyenne qui s'écoule entre deux captures successives de neutrons. Pour le processus-s, s pour "slow" (lent), le temps entre deux captures est de l'ordre de 10 à 100 ans. Il est suffisament lent pour que certains noyaux instables se désexcitent grâce à l'émission de radioactivité bêta ou alpha. Ainsi, un isotope peut former un élément chimique stable plus lourd que le bismuth-209 (Bi), sa radioactivité alpha émettant un noyau d'hélium (hélion).
Le processus-s domine sur le processus-r, à condition que la densité de neutrons soit relativement faible (< 108 ou 1010 cm-3, soit une densité < 105 g.cm-3) et la température de l'ordre de 300 millions de Kelvins. Le processus-s intervient dans les sous-géantes rouges de moins de 9 M¤, où il complète la fusion de l'hélium en couche. Le processus-s est donc un processus sûr mais lent au regard du processus-r. Pour le processus-r, r pour "rapid", la durée entre deux captures est inférieure à 100 secondes, ce qui nécessite de disposer d'un flux de neutrons intense. De plus, il forme des noyaux plus lourds que le bismuth ainsi que des isotopes très riches en neutrons à partir de noyaux plus lourds que le fer. Le processus-r s'amorce dans des milieux où la densité neutronique est très élevée (1020 à 1030 cm-3) et la température de l'ordre de 1 milliard de Kelvins (environ cent fois celle qui règne dans le coeur du Soleil) ! Le processus-r peut se produire tout le long de la la zone de stabilité des noyaux et même franchir des zones d'instabilité. Il se termine soit lorsque que les noyaux atteignent une couche complète en neutrons (N = 50, 82, 126), soit parce que le noyau est sur le point de fissionner. C'est notamment le cas pour les éléments proches du rutherfordium-261 (Rf) ou du darmstadtium-269 (Ds, anciennement Uun) dont tous les isotopes sont instables et la demi-vie (période) inférieure ou voisine d'une minute. A priori, la source d'un tel flux de neutrons ne peut-être que le phénomène de supernova. La production de neutrons aurait lieu à la frontière entre l'étoile à neutrons en formation et les couches extérieures éjectées, ou lors des chocs engendrés lors de l'explosion ultime. Le processus-r est également très actif dans les vieilles étoiles de Population II, par exemple au sein de la doyenne HE1523-0901, où le rapport [r/Fe] = 1.8) alors que paradoxalement leur métallicité peut-être relativement faible. Ce processus explique également la formation de certains isotopes à longue vie tels ceux du plutonium-244 (Pu) dont la demi-vie est de 82 millions d'années, ce qui indique que le processus-r est au moins intervenu une fois avant ou pendant la formation du système solaire. Les principales notions d'astrophysique solaire étant posées, voyons à présent de quelle manière va évoluer le Soleil. Prochain chapitre
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