L'origine des éléments chimiques

back to basic - par Jacques-Olivier Baruch,Michel Cassé, François de Oliveira Santos dans mensuel n°382 daté janvier 2005 à la page 89 (2959 mots) | Gratuit
Les atomes ne sont pas là depuis toute éternité. Certains ont été créés lors du Big Bang, d'autres dans les étoiles et quelques-uns par chocs dans le milieu interstellaire. Et, depuis moins d'un siècle, par l'homme.

Qu'est-ce qu'un élément chimique ?

Un atome est un assemblage de protons, de charge positive, et de neutrons, de charge nulle, le tout entouré d'électrons de charge électrique négative. Tous les atomes qui possèdent le même nombre de protons ou d'électrons se comportent comme un même « élément chimique », car c'est le nombre d'électrons d'un atome qui détermine ses propriétés chimiques.

Certains éléments, comme le fer, le cuivre, l'étain, l'argent, l'or, le mercure et le plomb, sont connus depuis l'Antiquité. À l'instar d'Aristote, les philosophes de l'époque pensaient que chaque constituant de la matière était un assemblage de 4 « éléments » fondamentaux, l'air, l'eau, la terre et le feu, eux-mêmes existant sous différentes conditions de température et d'humidité. Au XVIIIe siècle, les chimistes avaient reconnu 33 éléments sur les 92 qu'on détecte dans la nature. Ce n'est qu'au siècle suivant qu'on commença à les classer suivant leurs propriétés chimiques. En 1817, Johann Döbereiner pointa des groupes de trois, tels le lithium, le sodium et le potassium ou le chlore, le brome et l'iode, mais ce sont le Polonais Julius Lothar Myer et le Russe Dimitri Ivanovitch Mendeleïev qui, séparément, entre 1868 et 1869, présentèrent un tableau de classement des éléments connus. Laissant des cases disponibles pour les découvertes futures, Mendeleïev modifia l'évaluation des masses de 26 éléments afin qu'ils s'intègrent bien dans son classement. Les 3 cases qu'il laissa vides furent comblées par le gallium 1875, le germanium 1886 et, plus tard, par le technétium 1937, qui n'existe pas sur Terre. Toute une classe d'éléments inertes chimiquement, les gaz rares, fut découverte par William Ramsay et John Rayleigh entre 1894 et 1898, et alors incorporée dans le tableau.

Comment sont-ils nommés ?

Le nom des éléments était originellement donné par son découvreur. Pour les premiers, l'idée était d'identifier les éléments suivant leur origine ou leur particularité. Ainsi, l'hydrogène est à la base de l'eau hydro, alors que l'azote, nommé par Lavoisier, signifie en grec « sans vie ». Des considérations nationales intervinrent parfois. Ainsi, le Français Lecoq de Boisbaudran baptisa le « gallium », tandis que l'Allemand Winkler nommait le « germanium », et Marie Curie le « polonium » selon le nom de sa patrie d'origine. Mais, depuis la seconde moitié du XXe siècle, la découverte d'éléments très lourds demandant confirmation et étant une course effrénée entre différents laboratoires, il y eut de nombreuses disputes pour identifier le découvreur. C'est, depuis 1997, l'Union internationale de chimie pure et appliquée qui tranche. Le plus souvent, les nouveaux noms rendent hommage aux grands physiciens einsteinium, fermium, seaborgium... ou aux laboratoires berkélium, dubnium. Ainsi, le 1er novembre 2004, l'élément 111 a été officiellement nommé roentgenium Rg en l'honneur de Wilhelm Conrad Roentgen, le découvreur des rayons X en 1895.

Existaient-ils tous à la naissance de l'Univers ?

Avant les années trente, les physiciens penchaient encore pour un Univers stable et éternel.Les éléments ­devaient être donc là depuis toujours, même si, à la fin du XIXe siècle, cette idée préconçue avait été lézardée par la découverte que certains éléments se désintégraient. L'observation de l'expansion de l'Univers et l'élaboration de la théorie du Big Bang allaient tout remettre en question. Si l'Univers était né un jour, les éléments avaient donc été fabriqués quelque part. En 1948, l'Américain d'origine russe George Gamow, un des pères du Big Bang, voyait dans cette naissance de l'Univers le chaudron nucléaire universel. Tous les éléments devaient y être apparus. Mais alors, toutes les étoiles devraient avoir la même composition. Ce n'est manifestement pas le cas. Les plus vieilles étoiles de notre Galaxie contiennent dix à mille fois moins d'éléments lourds que le Soleil.

Les calculs de nucléosynthèse primordiale la synthèse des noyaux atomiques lors du Big Bang ne corroborent pas non plus cette hypothèse. L'Univers, avant sa première seconde, a créé les protons et les neutrons à partir d'une soupe de quarks [1] et de gluons. Quelques noyaux d'hydrogène ont fusionné pour former du deutérium un proton, un neutron, puis de l'hélium et du lithium, mais l'Univers s'est si rapidement refroidi qu'aucun autre élément n'a pu se former. En effet, en moins de 100 secondes, il baignait dans un bain de moins d'un million de degrés, une température trop basse pour que des réactions de fusion nucléaire puissent se dérouler. Mais cela a suffi pour former un océan de matière constitué d'environ 76 % d'hydrogène, 24 % d'hélium-4 et un peu de deutérium, d'hélium-3 et de lithium-7. La chaîne s'est arrêtée là, car la fusion d'un proton et d'un noyau d'hélium comme celle de deux noyaux d'hélium-4 ne produit pas de noyau stable. Cette proportion est peu ou prou celle que l'on retrouve aujourd'hui dans notre environnement galactique, car on y rencontre environ 72 % d'hydrogène, 26 % d'hélium et 2 % d'éléments plus lourds.

Les étoiles participent-elles à cette fabrication ?

Oui, ont répondu tout d'abord Hans Bethe en 1939, puis plus précisément B2FH en 1957. Sous ce sigle, se cachent les Américains Margaret Burbidge, Geoffrey Burbidge, William Fowler et le Britannique Fred Hoyle, les quatre coauteurs de cette publication qui fit date et se révéla juste au vu des observations suivantes [2]. Si l'hélium s'est formé durant les premières phases de l'Univers, il s'en crée aussi dans les coeurs stellaires selon le même mécanisme, c'est-à-dire par fusion de l'hydrogène. Cela commence quand l'étoile naissante, qui est en train de se contracter sous l'effet de sa propre masse, atteint, en son coeur, la température de 10 millions de degrés. Quatre protons, dont deux vont se transformer en neutrons par désintégration ß+ avec émission d'un positon anti-électron et d'un neutrino, fusionnent successivement pour former un noyau d'hélium. La masse d'un noyau d'hélium étant inférieure à celle de quatre protons, le surplus est converti en énergie dont la pression contrebalance la contrac­tion de l'étoile. Celle-ci se stabilise. Pour le Soleil, cette phase dure 10 milliards d'années et persistera donc encore pendant environ 5 milliards d'années. Il grossira ensuite pour devenir une géante rouge. En même temps, son coeur se contractera et s'échauffera jusqu'à 100 millions de degrés, permettant à l'hélium de fusionner à son tour en carbone, azote et oxygène.

Est-ce le même processus dans toutes les étoiles ?

Non, le mécanisme de fusion de l'hydrogène est différent selon que l'étoile a une masse inférieure ou supérieure à une fois et demie celle du Soleil. Dans les moins massives, c'est le cycle « proton-proton », appelé aussi p-p, qui gouverne la fusion de l'hydrogène. Deux protons s'allient pour former du deutérium un proton devient neutron en émettant un positon et un neutrino. Puis ce noyau de deutérium capte un autre proton pour former de l'hélium-3 deux protons, un neutron. Enfin, deux noyaux d'hélium-3 s'allient pour créer un noyau d'hélium-4 deux protons, deux neutrons en libérant deux protons.

Le processus est différent en ce qui concerne les étoiles dont la masse dépasse une fois et demie celle du Soleil et qui contiennent déjà quelques éléments plus lourds que l'hélium. Ce sont alors le carbone, l'azote et l'oxygène, formés auparavant au sein d'autres étoiles et incorporés au milieu inter­stellaire à partir duquel l'étoile s'est formée, qui vont servir de catalyseurs en capturant tour à tour un proton. Le carbone-12 devient alors azote-13 qui se décompose en carbone-13 lorsqu'un proton se désintègre en un neutron. Le carbone-13 capte lui aussi un proton et devient azote-14, qui se décompose, et ainsi de suite jusqu'à l'oxygène-16 qui fissionne en un noyau de carbone-12... et un noyau d'hélium-4.

Autre différence entre les étoiles, seules celles de plus de 10 masses solaires peuvent fabriquer les éléments plus lourds que l'oxygène, car elles seules peuvent se contracter suffisamment pour que leur coeur atteigne la température de 600 millions de degrés. C'est la température nécessaire pour que du carbone naisse le néon-20. Comme la température augmente aussi autour du coeur, des couches plus superficielles vont être à leur tour le siège de la fusion nucléaire. Au fur et à mesure que le coeur se contracte, l'étoile ressemble à un oignon dont les pelures sont les lieux de fusion des divers groupes d'éléments.

À 1,5 milliard de degrés, le néon se casse en oxygène en libérant un noyau d'hélium-4. Quand celui-ci vient heurter un noyau de néon restant, il se forme du magnésium-24. À 2 milliards de degrés, l'oxygène fusionne. Se forment alors du silicium-28 et du soufre-32. Les autres éléments se forment dans un milieu très chaud et donc très violent. S'installe alors un équilibre entre les fusions et les photodésintégrations. Les noyaux dont les nucléons sont les plus liés en sortiront vainqueurs. Le roi en la matière est le fer 26 protons, 30 neu­trons. Au-delà de cet élément, les réactions de fusion consomment de l'énergie et n'empêchent plus l'étoile de se contracter.

Alors, son coeur, dilapidant son énergie à briser les noyaux de fer et privé du soutien des électrons absorbés par les protons, s'effondre. Puis, atteignant une densité supérieure à celle des noyaux d'atome, il se détend, communiquant aux couches qui l'entourent un mouvement divergent. L'étoile explose en supernova en une fraction de seconde. L'onde de choc qui se propage vers l'extérieur permet de fabriquer du nickel-56 28 protons, 28 neutrons, élément instable qui se décompose en fer, via le cobalt. Ce phénomène est accrédité par l'observation des courbes de lumière des supernovae dont le déclin s'effectue au rythme de la désintégration du cobalt-56 80 jours environ.

Comment sont fabriqués les éléments plus lourds que le fer ?

La fusion n'y joue aucun rôle, car elle demanderait des températures que les étoiles, même les plus massives, ne peuvent atteindre avant de devenir explosives. Mais avant qu'elles ne terminent en supernovae, ces étoiles massives sont des supergéantes rouges, dans l'atmosphère desquelles la production d'éléments lourds tels le carbone-13 et le néon-22 dégage une quantité non négligeable de neutrons. C'est leur capture, facilitée par le fait qu'ils ne subissent pas la barrière électrostatique, qui nous fait avancer sur le chemin de la complexité nucléaire. Deux processus semblent à l'oeuvre. Dans les deux cas, les noyaux qui capturent des neutrons sont instables. Un ou plusieurs neutrons vont se transformer en protons par radio­activité ß- avec émission d'un électron et d'un neutrino, créant un élément de nombre atomique plus élevé.

Le processus « s », comme slow, est, comme son nom l'indique, un mécanisme qui demande du temps, au moins celui qui permet la désintégration ß-. Il fonctionne au sein des étoiles géantes rouges et semble responsable de la création des éléments jusqu'au bismuth 83 protons bien que les détails de cette chaîne ne soient pas encore entièrement connus. Au-delà, ce processus lent s'arrête car les 84 protons du polonium découvert par Marie Curie dans la désintégration du radium se désintègrent par émission d'un noyau d'hélium. Le polonium redevient du plomb 82 protons.

C'est dans les phases explosives des supernovae, que la capture de neutrons, dite « r » comme rapide, va prendre le relais. Pendant cette phase très courte ­quelques secondes qui se situerait dans la bulle très chaude entourant l'étoile à neutrons en formation, le flux de neutrons est tellement intense 1036 par cm2 que 10 à

20 neutrons vont s'intégrer en même temps dans les noyaux existants. Quand ce sont des noyaux de plomb ou de bismuth, la cascade de désintégration qui s'ensuit produit tous les noyaux lourds jusqu'au thorium ou l'uranium. C'est aussi comme cela que les étoiles fabriquent de l'or et du platine.

S'en fabrique-t-il dans l'espace interstellaire ?

Oui, par un mécanisme appelé spallation, sorte de fission nucléaire due à l'impact de protons et autres noyaux cosmiques. Cette idée fut avancée en 1970 par le groupe de René Bernas et Hubert Reeves à l'université d'Orsay, puis par Jean Audouze, Élisabeth Vangioni-Flam et Michel Cassé à l'Institut d'astrophysique de Paris. Elle se révéla très féconde pour expliquer la formation de certains noyaux légers très instables dans des conditions de température élevée, comme le lithium-6, le béryllium-8 et les bore-10 et 11. Ils sont issus des quelques fissions dues aux chocs que subissent des noyaux de carbone, d'azote ou d'oxygène évacués à grande vitesse dans l'espace interstellaire lors d'explosions d'étoiles ou sous l'effet de forts vents stellaires. Ce mécanisme rare explique leur très faible abondance : pour 100 milliards de noyaux d'hydrogène, il y a environ

100 noyaux de lithium, 10 noyaux de bore et 1 seul noyau de béryllium. Fred Hoyle, grand pourfendeur de la théorie du Big Bang et donc de la création des éléments au début de l'Univers, pensait à tort que ces éléments étaient créés dans les étoiles. Mais leurs nucléons sont très peu liés et ne résistent pas à la fusion thermonucléaire. Ils ne peuvent donc pas s'y former. Et comme le deutérium, ils sont très vite brûlés dans les chaudrons stellaires.

Sont-ils tous stables ?

Loin de là. En fait la question serait même: y en a-t-il un seul qui soit stable ? Si, comme le recherchent depuis trente ans les physiciens, on observait la désintégration d'un proton, la réponse serait évidente : non. On imagine que sa durée de vie dépasse les 1031 ans. Un neutron libre ne résiste, lui, au maximum que 20 minutes. Les noyaux légers sont stables quand leurs quantités de protons et de neutrons sont égales. Au-delà du calcium 20 protons, il faut davantage de neutrons environ 1,5 neutron pour un proton, un surplus qui compense la répulsion électromagnétique entre les protons.

L'étude des différents noyaux montre qu'ils sont plus stables si leur nombre de nucléons protons ou neutrons est pair. Encore plus s'il est multiple de quatre. Mais plus l'élément étudié est proche du fer ou le dépasse, moins il est stable. Ils sont même tous instables au-delà du plomb 82 protons, même si la durée de vie de certains se chiffre en milliards d'années. Celle du bismuth est même de 1,9 1019 ans !

Mais si un élément chimique rassemble des atomes identiques, il inclut aussi ceux qui ne diffèrent que par leur nombre de neutrons, puisqu'ils ont les mêmes propriétés chimiques. On les appelle alors isotopes « même place » [dans le tableau périodique]. Ainsi, le noyau d'hydrogène, l'élément le plus léger, n'est constitué que d'un proton. Mais les noyaux de ses deux isotopes, le deutérium et le tritium, contiennent en plus, respectivement, un et deux neutrons. Chaque élément possède un isotope plus stable que les autres. S'il existe environ 130 éléments chimiques, il existerait environ 10 000 de leurs isotopes dont la durée de vie* est supérieure à 10-21 seconde. Il n'y a cependant aucun accord sur ces chiffres.

L'homme a-t-il fabriqué de nouveaux éléments ?

C'est le rêve de tout alchimiste. Ainsi les captures de neutrons sur de l'uranium, une idée d'Enrico Fermi, permirent de créer de nombreux « transuraniens ». Le neptunium 93 protons, découvert en 1940 par Mac Millan, fut le premier de la série. L'année suivante, Glenn Seaborg découvrait le plutonium, bien que celui-ci fût retrouvé ensuite sur Terre, dans la mine d'uranium d'Oklo, au Gabon, où avait débuté, il y a 2 milliards d'années, une réaction de fission nucléaire naturelle.

Les physiciens du XXe siècle ont aussi trouvé de nouveaux éléments sans le vouloir. Les travaux effectués sur les bombes atomiques dans les années quarante ont permis de réaliser des expériences que la nature ne permet pas, faute de pouvoir rassembler assez d'une matière spécifique. L'einsteinium 99 protons et le fermium 100 protons furent découverts dans les cendres de l'essai nucléaire américain Mike en 1952. Entre 1945 et 1961, neuf nouveaux éléments furent ainsi ajoutés à la liste.

Mais plus le nombre de protons d'un élément augmente, moins celui-ci est stable. Il faut donc laisser aux noyaux cibles le temps d'être frappés par un nombre considérable de noyaux afin d'atteindre la bonne configuration. Régulièrement, les Allemands de GSI, les Américains du Lawrence Berkeley National Laboratory LBNL ou les Russes de Dubna annoncent la fabrication d'un nouvel élément, aussitôt mis en doute par leurs concurrents, à moins que ceux-ci n'en réclament l'antériorité. Or, pour prouver l'existence d'un nouvel élément, il faut attendre la confirmation d'un autre laboratoire. Ce n'est pas toujours le cas. En 1999, le LBNL croyait avoir synthétisé l'élément 118 et son produit de désintégration, l'élément 116. Il s'est rétracté deux ans plus tard.

Dernière annonce en date : l'Institut de recherche nucléaire de Dubna a annoncé, en 2004, avoir produit 4 noyaux de l'élément 115. Ces quatre noyaux se seraient décomposés en 90 millisecondes en élément 113, lui aussi alors encore inconnu, par désintégration alpha émission d'un noyau d'hélium.

Y a-t-il une limite à la masse des éléments ?

La probabilité de construire des noyaux stables décroît très vite avec le nombre de nucléons qui les composent. La durée de vie des noyaux superlourds déjà créés en laboratoire se chiffre en fraction de seconde. Il y a cependant des exceptions. Certains éléments pourraient être plus stables que leurs voisins. Dans le diagramme protons-neutrons, ils se situeraient dans ce que les physiciens appellent des « îlots de stabilité ». Certains modèles prédisent, par exemple, que l'élément 126 avec 184 neutrons ne se désintégrerait pas avant une seconde. On aurait ainsi une chance de le détecter même si la probabilité de le créer en faisant s'entrechoquer des ions lourds est très faible.

En théorie, le plus gros noyau serait une étoile à neutrons, puisqu'on peut considérer ces étoiles hyperdenses de 10 kilomètres de rayon, restes calcinés d'étoiles très massives, comme un seul gigantesque noyau composé pour majorité de neutrons. Si l'on considère que ces étoiles mortes sont approximativement composées de 1 % de protons, elles formeraient un noyau de masse atomique avoisinant 1061 et de numéro 1059 !

Par Jacques-Olivier Baruch,Michel Cassé, François de Oliveira Santos

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L'origine des éléments légers dans l'univers

et aussi - par Hubert Reeves, equipe du Dr Bernas, en particulier les Drs Epherre, Gradsztajn, Seide et Yiou dans mensuel n°99 daté mai 2000 à la page 29 (2748 mots) | Gratuit
On aurait pu intituler cet article « Etudes astronomiques à l'aide d'un spectromètre de masse ». Au lecteur non familiarisé avec l'astronomie physique, un tel titre pourrait paraître assez inattendu. En fait, il représente une réalité bien précise : il recouvre une histoire que l'auteur raconte ici : cette histoire constitue maintenant un chapitre du développement de l'astrophysique nucléaire ; il traite de l'origine des éléments lithium, béryllium et bore dans l'univers. Voici d'abord l'histoire en peu de mots : l'interprétation physique et astrophysique des observations relatives à l'abondance de ces éléments dans le système solaire et dans les étoiles dépend d'une façon essentielle de la mesure des probabilités sections efficaces de formation de ces éléments dans certains types de réactions nucléaires réactions de spallation. Ces réactions nucléaires peuvent être reproduites au laboratoire, et les sections efficaces mesurées expérimentalement. Depuis une dizaine d'années, des équipes de recherche se sont attachées à ces problèmes, et les résultats obtenus ont eu pour l'astrophysique un retentissement considérable : par elles, nos connaissances et notre compréhension de phénomènes aussi divers que l'évolution des étoiles, la formation du système solaire et les propriétés du rayonnement cosmique galactique ont progressé d'une façon tangible.

Dans l'univers, les étoiles sont le siège de réactions thermonucléaires dont l'existence est relativement bien établie par un ensemble de données observationnelles. Ces réactions jouent pour l'étoile un double rôle : d'une part elles libèrent l'énergie qui assure à l'étoile sa stabilité pendant des périodes de milliards d'années ; d'autre part, elles engendrent par composition des éléments plus lourds à partir d'éléments moins lourds : c'est la nucléosynthèse. La très grande majorité des étoiles que nous voyons dans le ciel sont des étoiles dites de la « séquence principale » : elles tirent leur énergie de la fusion de quatre noyaux d'hydrogène en un noyau d'hélium phase de fusion de l'hydrogène à des températures internes de quelques dizaines de millions de degrés. Le Soleil en est un bon exemple. Dans une phase ultérieure, l'hélium ainsi formé se transforme lui-même en carbone et en oxygène phase de fusion de l'hélium à quelques centaines de millions de degrés. On peut citer en exemple l'étoile Capella de la famille des « géantes rouges ».

Puis de nouvelles réactions thermonucléaires transformeront ces éléments en d'autres plus lourds encore, tels le magnésium ou le silicium, et ainsi jusqu'au groupe des métaux fer, cuivre, nickel, à des températures de plusieurs milliards de degrés. On connaît encore mal la famille d'étoiles correspondant à ces types de fusions thermonucléaires. Au cours de ces réactions, des neutrons sont émis qui, par captures successives sur les noyaux du gaz stellaire, vont engendrer tous les noyaux lourds jusqu'à l'uranium.

L'origine des éléments lithium, béryllium et bore

Ces diverses phases ont fait l'objet d'études quantitatives qui ont permis une compréhension assez bonne de l'ensemble du processus nucléosynthétique. Cependant, il reste en particulier, une région obscure : celle des éléments dits « légers » ou « L » : lithium, béryllium et bore. D'une part, ces éléments représentés par cinq isotopes stables : lithium-6 et lithium-7, béryllium-9, bore-10 et bore-11 ont un très faible taux de formation au cours des réactions thermonucléaires responsables de la luminosité stellaire : en fait, un seul de ces isotopes, le lithium-7, apparaît dans le réseau complexe des réactions qui catalysent la fusion de l'hydrogène en hélium.

D'autre part, à cause de leur très faible stabilité nucléaire, ces isotopes sont extrêmement sensibles à la température des fournaises stellaires. A quelques millions de degrés, ils brûlent en des temps très courts à l'échelle stellaire. De sorte que même s'ils étaient formés en abondance, ils ne survivraient pas à leur passage dans les étoiles. Au total, bien que l'abondance naturelle de ces éléments soit très faible moins du milliardième de l'hydrogène, elle est encore beaucoup trop grande pour être explicable en termes d'évolution stellaire classique exception faite encore une fois, pour le lithium-7.

En 1955, Greenstein et Hayakawa ont émis indépendamment l'hypothèse suivante : ces éléments sont engendrés par des réactions nucléaires à haute énergie, par des protons rapides accélérés dans des «éruptions» violentes ayant lieu à la surface des étoiles. L'existence de telles éruptions était naturellement inférée à partir de phénomènes analogues observés à la surface de notre Soleil. Pendant ces éruptions solaires, dont la présence se manifeste par des perturbations optiques, radio et X, des processus d'accélération se déploient et engendrent une activité très importante : des particules d'énergie allant jusqu'au milliard d'électron-volts sont observées au voisinage de la Terre. Ces particules, dans leur passage au travers de l'atmosphère solaire, produisent sans doute des réactions de spallation du type voulu.

Le terme « réactions de spallation » groupe l'ensemble des réactions nucléaires dans lesquelles un noyau cible s'appauvrit d'un ou plusieurs nucléons, c'est-à-dire change d'identité nucléaire et, peut-être aussi, d'identité chimique si un ou plusieurs de ces nucléons sont des protons. Par exemple, on citera la transformation d'un noyau de carbone 11C en un noyau de béryllium 9Be par bombardement d'un proton amenant à l'éjection d'un neutron et de trois protons, dont le proton initial.

L'hypothèse présentée plus haut a deux facettes distinctes. L'une se rapporte à l'aspect nucléaire du problème : il s'agirait de phénomènes à haute énergie spallation plutôt que de phénomènes à très basse énergie réactions thermonucléaires. L'autre facette se rapporte à l'aspect astrophysique du problème : le siège des réactions est identifié aux éruptions stellaires.

Pour étudier la question en détail, il est indispensable, comme je l'ai mentionné plus tôt, de connaître quantitativement les données nucléaires du problème incidemment, ce point illustre bien le caractère pluridisciplinaire de l'astrophysique moderne ; en 1960, il était déjà clair que l'interprétation des observations astronomiques était complètement paralysée par l'absence de ces données. A ce moment-là, j'ai visité plusieurs laboratoires américains pour demander si ces mesures étaient techniquement possibles et si l'on était prêt à les effectuer, m'efforçant de mettre en évidence leur très grand intérêt astronomique. J'ai reçu à peu près partout la même réponse : bien que techniquement possibles, de telles expériences seraient très difficiles et surtout très longues ; les problèmes de contamination exigerait un soin extrême. Les promesses vagues que j'ai recueillies n'ont naturellement jamais été exécutées. C'est en 1964 que j'ai eu connaissance des travaux du groupe Bernas à Orsay ; non seulement ces physiciens avaient entrepris de réaliser ces expériences, mais déjà les premiers résultats étaient disponibles et leur impact sur les théories astrophysiques avait été mis en évidence.

Un aspect nucléaire du problème

Pour mesurer les probabilités des réactions nucléaires qui vont nous intéresser ici, on utilise à la fois un accélérateur de particules et un spectromètre de masse. Par exemple, si l'on veut déterminer la probabilité de formation d'un atome de lithium par la collision d'un proton de haute énergie avec un atome de carbone, on commence par soumettre une cible de graphite à un flux de protons d'énergie voulue dans un accélérateur approprié. Après un certain temps d'irradiation, une petite quantité d'atomes de lithium se trouve dispersée à l'intérieur de la cible ; on aura typiquement un atome de lithium pour environ 1011 atomes de carbone. Le nombre d'atomes de lithium ainsi formé est évidemment proportionnel à la section efficace, qu'on détermine maintenant par l'analyse quantitative de cette contamination artificielle. La très petite valeur de cette contamination pose un double problème : celui de la détection et de la mesure de quantités aussi faibles, et celui de la contamination naturelle. Le premier problème est résolu au moyen du spectromètre de masse que je décrirai dans un instant; le second problème exige la mise sur pied d'une technique de très haute purification préalable des cibles ; il faut débarrasser la cible des impuretés qui s'y trouvent naturellement et atteindre un degré de pureté allant jusqu'à 10-12 g/g ! On a obtenu ces résultats au moyen d'une technologie très raffinée, développée au cours de plusieurs années. C'est à ce prix que l'astrophysique a pu progresser.

Le spectromètre de masse est un instrument qui nous permet de déterminer quelle fraction d'un échantillon de matière est composée de particules d'une masse donnée. Par exemple, on peut analyser le contenu d'une bonbonne de néon et savoir qu'il contient 90,5 % de l'isotope de masse 20 20Ne, 0,3% de l'isotope de masse 21 21Ne et 9,2 % de l'isotope de masse 22 22Ne ces trois isotopes sont les trois formes nucléaires sous lesquelles on trouve le néon dans la nature. Le principe de l'instrument est le suivant : dans un champ magnétique d'entensité H, une particule de charge e, de masse A et de vitesse v décrit une trajectoire circulaire dont le rayon de courbure est donné par : R = Av/eH. Si des isotopes d'un élément donné même charge a, mais A d iff érent sont « injectés » gràce à l'accélérateur des particules dans le champ magnétique avec des vitesses égales, ils se placeront sur des orbites appropriées dont les rayons de courbure seront proportionnels aux masses A de chacun des isotopes, et le nombre de particules sur chaque orbite sera proportionnel à la fraction d'isotopes de masse A introduite au départ. On intercepte les faisceaux ainsi constitués au moyen de détecteurs-compteurs qui nous permettront d'estimer les abondances relatives.

Les implications astrophysiques du problème exigent qu'on mesure ces probabilités nucléaires pratiquement à toutes les énergies possibles : dans la nature, les faisceaux de particules rapides à la surface des étoiles ou dans lespace interstellaire présentent des spectres d'énergie très variés, allent des plus basses aux plus hautes. Fort heureusement, les probabilités de spallation varient peu avec l'énergie, de sorte qu'on peut se contenter de quelques « points » bien choisis. Ainsi l'équipe française du Centre de spectrométrie de masse1 a utilisé successivement le synchrocyclotron d'Orsay, le cyclotron de Saclay, les accélérateurs du CERN et divers accélérateurs d'Angleterre, d'Allemagne et d'Italie et s'est déplacée avec tout le matériel requis pour élaborer les «fonctions d'excitation » c'est le nom qu'on donne à l'ensemble de ces mesures en fonction de l'énergie. ...

L'aspect nucléaire de l'hypothèse Greenstein-Hayakawa a trouvé dans ces expériences une confirmation éclatante : les rapports d'abondance des isotopes de lithium, béryllium et bore dans la nature sont bien ceux auxquels on doit s'attendre, si ces éléments sont produits par des réactions de spallation induite sur des gaz stellaires ou galactiques, par des protons et des alphas de haute énergie, et si aucun processus ultérieur n'est venu altérer la situation.

L'effet du rayonnement cosmique sur les gaz interstellaires

Mais, par contre, l'aspect astrophysique de l'hypothèse est moins justifié. Une analyse plus détaillée a montré des difficultés quasi insurmontables vis-à-vis de l'efficacité requise pour les mécanismes d'accélération stellaires : pour qu'une étoile puisse engendrer elle-même dans son jeune âge les isotopes de lithium qu'on voit à sa surface, il faut qu'elle puisse transformer en particules rapides pratiquement toute l'énergie qu'elle extrait de ses réserves gravitationnelles. Par analogie, il faudrait imaginer un accélérateur qui déploierait autant de puissance dans son faisceau de particules accélérées qu'il en perd sous forme de chaleur dans le système de refroidissement de ses générateurs ! La question s'est donc reposée : où, quand et dans quel contexte astronomique ces réactions de spallation ont-elles lieu ? A la lumière de certaines observations astronomiques, on peut maintenant admettre qu'elles sont induites par le rayonnement cosmique galactique.

La découverte du rayonnement cosmique galactique remonte à plus de quarante ans. Nous savons aujourd'hui que l'espace interstellaire est constamment parcouru par des particules rapides jusqu'à 1019 électrons-volts ! parmi lesquelles essentiellement tous les éléments sont représentés. Bien que le flux soit faible quelques particules par centimètre carré et par seconde, ces particules rencontrent occasionnellement des atomes du gaz interstellaire environ un atome par centimètre cube avec lesquels elles peuvent réagir et engendrer entre autres choses les isotopes de lithium, de béryllium et de bore auxquels nous nous intéressons. Tout au long de la vie de la galaxie, le gaz s'enrichit progressivement en ces éléments. Et quand une masse de gaz se sépare, se contracte sur elle-même et devient une étoile, l'émission de lumière révèle à la surface de l'étoile la présence des éléments ainsi accumulés. Un calcul simple montre que le taux de formation intégré sur la période allant de la naissance de la galaxie à la naissance du Soleil est en gros suffisant pour expliquer la présence et l'abondance du béryllium à la surface du Soleil ou dans les météorites. On a choisi ici le béryllium plutôt que le lithium parce que ce dernier élément est lentement brûlé par des réactions thermonucléaires dans les zones superficielles des étoiles..

L'évolution des étoiles et le système solaire

On admettra donc que chaque étoile possède au moment de sa naissance les atomes de lithium, de béryllium et de bore qu'elle a trouvés dans la gaz dont elle s'est formée. On admettra aussi que, pendant la plus grande partie de sa vie, elle ne peut pas apporter une contribution personnelle à ces abondances. Dans les stades avancés d'évolution, le problème se reposera autrement. Par contre, puisqu'au long de son évolution l'étoile se réchauffe et devient le siège de réactions thermonucléaires et puisque l'effet net de ces réactions thermonucléaires est de détruire ces éléments, on peut s'attendre à une diminution de certains de ces isotopes. Et comme les taux de destruction ne sont pas les mêmes pour les différents isotopes en question, on prévoit des variations de leur abondance relative à la surface des étoiles, en fonction de l'âge et de la température des masses stellaires impliquées. De telles variations sont en effet observées et nous renseignent sur les conditions physiques dans les surfaces stellaires. Ces renseignements jouent à leur tour un rôle important dans l'élaboration des modèles stellaires.

La figure 6 illustre bien ce point : on a mis en ordonnées ici l'abondance du lithium dans les couches superficielles de certaines étoiles en fonction de la classe spectrale de ces étoiles c'est-à-dire en fonction de la température à la surface. Pour comprendre le raisonnement il suffit de savoir que ces étoiles possèdent des zones convectives superficielles, c'est~à-dire que le gaz atmosphérique est constamment mélangé avec la matière des couches inférieures et que dans le diagramme la température moyenne de ces zones s'accroit de la gauche vers la droite. En d'autres mots les atomes de lithium d'une étoile K ont été soumis à des températures plus élevées que ceux des étoiles F. Il est donc naturel d'observer une destruction relativement plus avancée du lithium dans les étoiles K que dans les étoiles G.

N fait, ce diagramme montre deux groupes d'étoiles d'âges bien différents, le premier groupe représente l'amas des Pléiades 50 millions d'années et le second l'amas des Hyades 500 millions d'années. Et comme on peut s'y attendre, la destruction est plus avancée pour le groupe le plus âgé.

Dans ce contexte, le Soleil et le système solaire ne forment qu'un cas particulier de l'ensemble décrit précédemment. Cependant les moyens d'études mis à notre disposition sont beaucoup plus considérables puisque nous pouvons en étudier la matière au laboratoire sous forme de pierres terrestres, météoritiques et lunaires. En particulier, la présence d'isotopes radioactifs et surtout de radioactivités fossiles nous permet de reconstituer l'historique la cosmochronologie de la matière du système solaire et d'analyser la contribution de l'amas stellaire dans lequel le Soleil est né.

Là encore, la mesure des sections efficaces nous vient en aide puisqu'elle met en évidence un excès de lithium-7 météoritique dont l'origine doit probablement être assignée à l'activité nucléosynthétique de cet amas stellaire avant la naissance du Soleil. La valeur quantitative de cet excès peut ensuite être reliée à certaines propriétés de cet amas dont l'importance commence tout juste à nous apparaître.

Ce bref résumé montre assez bien la riche moisson de connaissances astrophysiques que des mesures au spectromètre de masse de certaines sections efficaces de spallation ont apportée. Ces mesures ont déjà fait l'objet de plusieurs thèses de doctorat présentées à la faculté des sciences d'Orsay. D'autres sont en préparation. A l'étranger ces données expérimentales sont connues sous la nom « d'Orsay cross sections ». Elles sont citées régulièrement par les différents groupes d'astrophysiciens qui les utilisent. Depuis deux ans, une équipe américaine le Dr Davids en particulier a également contribué à leur élaboration. Ce résumé ilIustre aussi, en passant, un point auquel j'attache beaucoup d'importance : on peut encore aujourd'hui faire de la bonne physique de niveau international avec des moyens relativement réduits. Dans son livre Of Men and Galaxies , Hoyle fait remarquer que deux des plus fructueuses découvertes des trente dernières années, l'effet Mössbauer et la découverte de la non-conservation de la parité dans les interactions faibles, ont été obtenues à très peu de frais. Dans ce contexte, les mesures du groupe d'Orsay figurent en bonne place.

Par Hubert Reeves, equipe du Dr Bernas, en particulier les Drs Epherre, Gradsztajn, Seide et Yiou

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Paris, 17 mars 2010
Les nouvelles images du satellite Planck révèlent la structure à grande échelle de la Voie Lactée et la distribution de la poussière froide

La mission Planck, observatoire de l'ESA des fréquences micro-ondes, et première mission européenne conçue pour étudier le Rayonnement Cosmologique Fossile (RCF), vient de commencer le second de quatre relevés successifs du ciel. Des relevés qui vont à terme fournir l'image la plus détaillée jamais obtenue de l'Univers primordial. Sur de nouvelles images publiées ce jour, on peut découvrir des nuages filamentaires connectant les plus grandes échelles de la Voie Lactée aux plus petites.
Bien que la mission première de Planck soit de cartographier le RCF (les vestiges de la toute première lumière émise il y a 13,7 milliards d'années), en imageant l'intégralité du ciel, l'instrument va aussi fournir des données précieuses pour nombre d'études astrophysiques. Pour preuve les nouvelles images publiées ce jour, qui révèlent la distribution de la poussière froide de notre Galaxie et la structure du milieu interstellaire qui l'emplit.

Révéler le milieu interstellaire à grande échelle

L'espace entre les étoiles n'est pas vide, il contient des nuages de poussière et de gaz intimement mêlés qui forment le « milieu interstellaire ». La richesse des structures filamentaires observées, et la façon dont les petites et les grandes échelles sont interconnectées, fournissent des indices importants sur les mécanismes physiques à la base de la formation des étoiles et des galaxies.

Situer où se forment les étoiles

Une des caractéristiques essentielles de Planck est son aptitude à révéler la température des particules de poussière les plus froides, cette même température qui reflète l'équilibre des énergies en présence dans le milieu interstellaire. En révélant ces amas froids (près de -260 °C), Planck permet d'isoler les lieux où la formation des étoiles est sur le point de commencer. Ainsi, en combinant les données de Planck avec celles d'autres satellites, comme Herschel de l'ESA, Spitzer de la NASA, ou encore IRAS, les astronomes vont pouvoir étudier la formation des étoiles de la Voie Lactée dans son ensemble.


Les dernières images obtenues (ci-dessous) montrent par leur existence et leur qualité que l'Instrument HFI fonctionne de manière très satisfaisante et que tout le segment sol, qui recueille les données, vérifie journellement leur qualité et les transforme en produits utilisables par les scientifiques, est pleinement opérationnel. Il est composé du centre d'opération de HFI basé à l'Institut d'Astrophysique Spatiale à Orsay (CNRS, Université Paris-sud 11 - OSU/INSU) et du Centre de Traitement des données situé à l'Institut d'Astrophysique de Paris (CNRS, Université Pierre et Marie Curie - OSU/INSU), tout deux financièrement soutenus par le CNES. Le centre de mission de l'ESA est quant à lui situé à l'ESAC en Espagne.

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Une supergéante

Une succession de réactions nucléaires

Les étoiles de quelques masses solaires achèvent leur vie lorsque la combustion de l’hélium s’arrête, faute de carburant. Par contre, les étoiles de masse supérieure connaissent une fin plus complexe car elles sont en mesure de déclencher d’autres réactions nucléaires.

En effet, plus la masse d’une étoile est élevée, plus la pression de ses couches externes est grande et plus le noyau est comprimé. La température de ce dernier peut alors atteindre des valeurs plus grandes, ce qui permet à de nouvelles réactions de se mettre en place. Par exemple, une étoile de plus de quatre masses solaires va chauffer son noyau jusqu’à 600 millions de degrés, seuil auquel la fusion du carbone commence.

Cette nouvelle phase de combustion dure encore moins longtemps que la précédente et l’étoile va très rapidement devoir trouver une nouvelle source d’énergie. C’est ainsi que va se mettre en place une série de différentes réactions nucléaires mettant en jeu des éléments de plus en plus lourds.

La transformation d’une étoile en supergéante

A chaque étape, la nouvelle source d’énergie sera épuisée plus vite que la précédente et la combustion s’arrêtera momentanément. Ceci provoquera la contraction du noyau et l’apparition d’une nouvelle coquille en fusion. Finalement une nouvelle réaction pourra se mettre en place et le cycle recommencera. Le nombre de réactions différentes est déterminé par la masse de l’étoile. Plus celle-ci est grande, plus la température au centre de l’étoile peut être élevée et plus lourds sont les noyaux susceptibles de fusionner.

On peut citer les étoiles de 10 masses solaires, capables d’atteindre le milliard de degrés et de déclencher la fusion de l’oxygène ou celles de plus de 20 masses solaires, qui atteignent plusieurs milliards de degrés et permettent au silicium d’entrer en jeu. Avec chaque nouveau type de réaction, les dimensions de l’étoile continuent à augmenter et celle-ci se transforme peu à peu en une supergéante.

Bételgeuse

Une image de Bételgeuse prise en 1996 par le télescope spatial, la première image directe de la surface d’une étoile différente du Soleil. Bételgeuse est une supergéante rouge d’un diamètre de l’ordre de 500 fois plus grand que celui de Soleil. On peut apercevoir sur l’image une tache brillante dont la température est supérieure de 2000 degrés à celle de la surface de l’étoile. Crédit : NASA/HST

Un noyau de fer

La chaîne ne va cependant pas continuer éternellement. Elle s’arrête lorsque le centre se retrouve essentiellement formé de noyaux de fer.

En effet, l’une des caractéristiques de tout noyau atomique est son énergie de liaison par constituant. Celle-ci représente la force avec laquelle un élément du noyau atomique, proton ou neutron, est lié à l’ensemble. Plus cette énergie de liaison est forte, plus le noyau est stable. Or il se trouve que de tous les éléments, le fer est celui qui présente la plus grande énergie de liaison par constituant. C’est le noyau le plus stable qui puisse exister. Il est incapable de fusionner en produisant de l’énergie. Pour cette raison, le fer va obstinément refuser de jouer le jeu et de participer aux réactions nucléaires. C’est alors la fin du cycle pour l’étoile.

Une structure en pelures d’oignon

A ce stade, l’étoile a une structure très complexe. Au centre se trouve le noyau de fer éteint. Ensuite, se succèdent une série de couches en fusion, chacune contenant l’un des éléments qui a participé à l’histoire nucléaire du noyau, d’où le nom de structure en pelures d’oignon. On trouve ainsi, en partant de l’intérieur, des couches principalement constituées de silicium, de magnésium, de néon, d’oxygène, de carbone, d’hélium et d’hydrogène. A ce stade, une explosion de supernova est inévitable.

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