• L'astrophysique nucléaire

    L'astrophysique nucléaire

     

    I - Principe de la nucléosynthèse

    1. Qu'est-ce qu'une réaction nucléaire de fusion ?
    2. D'où vient l'énergie ?
    3. Les différents types de nucléosynthèse

    II - Les étoiles

    1. Qu'est-ce qu'une étoile ?
    2. Pourquoi les étoiles brillent-elles ?
    3. La naissance des étoiles
    4. La vie des étoiles
    5. La mort des étoiles

    III - Le Soleil

    1. De quoi est fait le Soleil ?
    2. Le Soleil modélisé
    3. Espérance de vie du Soleil et des étoiles

    IV - Les supernovæ

    1. Qu'est-ce qu'une supernova ?
    2. Les différents types de supernovæ
    3. Les supernovæ thermonucléaires et gravitationnelles
    4. Les supernovæ à l'origine des éléments lourds
    5. Les supernovæ à l'origine du rayonnement cosmique

     

     

    L’astronomie traite de la position et de l’observation des objets qui peuplent notre univers : des planètes jusqu’aux galaxies. C’est la plus ancienne des sciences. L’astrophysique étudie les propriétés physiques de ces objets. Elle date du début du XXe siècle.

    L’astrophysique nucléaire est le mariage de la physique nucléaire, science de laboratoire et de l’infiniment petit, et de l’astrophysique, science du lointain et de l’infiniment grand, et a pour vocation d’expliquer l’origine, l’évolution et l’abondance des éléments dans l’Univers. Elle est née en 1938 avec les travaux de Hans Bethe, physicien américain, prix Nobel de physique en 1967, sur les réactions nucléaires qui peuvent avoir lieu au centre des étoiles. Elle explique d’où provient l’énergie formidable des étoiles et du Soleil et permet de comprendre comment elles naissent, vivent et meurent.

    La matière qui nous entoure et nous constitue est faite de 92 éléments chimiques que nous retrouvons jusqu’aux confins de l’univers. L’astrophysique nucléaire explique l’origine de ces éléments chimiques par la nucléosynthèse, c’est-à-dire la synthèse des noyaux d’atomes dans différents sites astrophysiques comme les étoiles.

    L’astrophysique nucléaire apporte des réponses à des questions fondamentales :

    • Notre Soleil et les étoiles en général brillent parce que des réactions nucléaires ont lieu en leur centre.
    • Les étoiles enchaînent des cycles de réactions nucléaires. La nucléosynthèse dans les étoiles permet ainsi d’expliquer l’origine et l’abondance des éléments indispensables à la vie comme le carbone, l’oxygène, l’azote et le fer.
    • Les explosions d’étoiles, sous la forme de supernovæ, diffusent les noyaux formés par la nucléosynthèse dans l’espace et expliquent la formation des éléments chimiques les plus lourds comme l’or, le platine ou le plomb.

    L’astrophysique nucléaire est une science encore en pleine expansion.

     

    I – Principe de la nucléosynthèse

     

                    1 – Qu’est-ce qu’une réaction nucléaire de fusion ?

    La réaction nucléaire de fusion donne naissance, à partir de deux noyaux d’atomes légers, à un noyau plus lourd. Elle s’accompagne d’une forte libération d’énergie. La fusion est difficile à obtenir car deux forces différentes et opposées interviennent dans son mécanisme :

    • L’interaction nucléaire forte, qui lie les neutrons et les protons dans le noyau. Très intense, elle n’agit qu’à très faible distance, pas plus loin que le rayon du noyau ;
    • L’interaction électromagnétique à laquelle sont soumises toutes les particules chargées, qui agit à longue distance. Elle empêche les noyaux des atomes, chargés positivement, de s’approcher assez près les uns des autres. Elle crée en quelque sorte une barrière répulsive. Pour arriver à franchir cette barrière et se rapprocher suffisamment pour fusionner, les noyaux doivent se trouver dans un état d’agitation très grand. C’est le cas lorsqu’ils sont portés à très haute température.

    La fusion, l’état naturel, existe donc dans les environnements extrêmement chauds que sont les étoiles, comme le Soleil. Au centre du Soleil, la température atteint 15 millions de degrés, température qui permet la fusion des noyaux les plus légers, comme ceux de l’hydrogène (un proton) et de l’hélium (deux protons et deux neutrons).

    Dans les étoiles plus massives que le Soleil, les températures en leur centre sont encore plus grandes. Elles permettent la fusion de noyaux plus lourds que l’hydrogène. Ces réactions produisent des noyaux de carbone, d’oxygène et de fer.

     

                    2 – D’où vient l’énergie ?

    Le résultat de la fusion de l’hydrogène dans le Soleil est le suivant : 4 noyaux d’hydrogène forment un noyau d’hélium. De l’énergie est libérée. Dans cette réaction, la somme des masses des 4 noyaux d’origine est supérieure à la masse du noyau final. En vertu de l’équation d’équivalence entre la masse et l’énergie dite équation d’Einstein, E = mc2, la masse manquante, m, s’est transformée en énergie, E. Où est passée l’énergie ? Elle a été émise essentiellement sous forme de lumière et de chaleur. Sous forme de lumière, cette énergie rayonnée suffit à faire briller le Soleil et, sous forme de chaleur, à entretenir la vie sur Terre. Paradoxalement, la puissance émise dans l’espace par le Soleil est très faible : 0,2 µW/g, soit 10 000 fois moins que l’énergie mise en jeu par un être humain, quelques mW/g.

     

                    3 – Les différents types de nucléosynthèse

    Les synthèses des noyaux d’atomes dans différents sites astrophysiques peuvent être définies de ma façon suivante :

    • Au cours des trois premières minutes de l’existence de l’Univers, a eu lieu la nucléosynthèse primordiale. Elle permet d’expliquer l’abondance de l’hydrogène, de son isotope le deutérium et des deux isotopes stables de l’hélium.
    • La formation de certains noyaux moins légers tels que le lithium (Li), le béryllium (Be) et le bore (B) s’explique par des réactions de spallation. Elles se caractérisent par l’action d’un flux naturel de particules de haute énergie présent dans l’espace, le rayonnement cosmique. Ce flux fait éclater des noyaux plus lourds, présents dans le milieu interstellaire (carbone, azote…) et les noyaux produits (Li, Be, B) sont dispersés.
    • Au sein des étoiles, les réactions de fusion se produisent et transforment les noyaux d’atomes. C’est la nucléosynthèse stellaire.
    • Pour les noyaux plus lourds que le fer, les réactions de fusion ne sont plus possibles, les éléments sont plus rares et leur synthèse est due à un autre type de réaction nucléaire : la capture de neutrons qui a lieu dans les supernovæ.

    Ainsi tous les éléments chimiques de la table de Mendeleïev sont présents dans l’Univers.

     

    II – Les étoiles

     

                1 – Qu’est-ce qu’une étoile ?

    Les étoiles sont des boules de gaz à très haute température. Ce gaz est ionisé, c’est-à-dire que les électrons électriquement chargés négativement sont totalement ou partiellement séparés des noyaux électriquement chargés positivement. On appelle aussi ce gaz un plasma.

    A l’œil nu ou au télescope, on ne voit que la surface lumineuse des astres. En astrophysique, de nombreuses découvertes ont été faites ces dernières années grâce à des télescopes au sol ou embarqués à bord de satellites. L’ensemble du spectre électromagnétique est utilisé, depuis les ondes radio jusqu’aux rayons X ou gamma, chaque domaine spectral apportant des informations spécifiques :

    • Les rayons infrarouges nous apprennent où et comment les étoiles et les planètes se forment ;
    • La lumière visible renseigne sur les différentes réactions nucléaires qui se produisent au sein des étoiles tout au long de leur vie ;
    • Les ondes radio, les rayons X et gamma révèlent les phénomènes parfois très violents qui adviennent à la fin de la vie d’une étoile : supernovae, pulsars, étoiles à neutrons, trous noirs.

    L’interprétation des données de tous ces rayonnements permet de déterminer l’énergie produite par l’étoile, la température à sa surface et sa composition chimique.

    Dans le gaz stellaire, l’hydrogène et l’hélium sont de loin les éléments chimiques les plus nombreux, suivis de l’oxygène, du carbone et de l’azote. Pour 1000 milliards d’atomes d’hydrogène, il y a 100 milliards d’atomes d’hélium et environ 1 milliard d’atomes d’oxygène.

     

                    2 – Pourquoi les étoiles brillent-elles ?

    Les étoiles sont habituellement des objets stables de l’Univers. Une étoile est une énorme sphère de gaz chaud dont l’équilibre est régi par deux effets opposés :

    • D’une part, la gravitation qui empêche le gaz de se disperser et tend à attirer les particules vers le centre ;
    • D’autre part, la pression interne due à l’agitation thermique du gaz qui s’oppose à ce confinement.

    La gravitation dépend de la masse de l’étoile et la pression de sa température. Le cœur de l’étoile est extrêmement chaud (plusieurs millions de degrés) et sa surface plus froide (plusieurs milliers de degrés). La différence de température entraîne un flux de chaleur, donc d’énergie, du centre vers la surface. C’est cette chaleur qui est rayonnée par l’étoile et fait que nous la voyons briller. D’où vient l’énergie de l’étoile ? Des réactions nucléaires de fusion qui ont lieu en son centre encore nommées réactions thermonucléaires. Parce que ces réactions génèrent de l’énergie à partir de la matière que sont les noyaux qui composent l’étoile (essentiellement de l’hydrogène), ces noyaux sont appelés combustibles, par analogie à d’autres formes d’énergie. L’étoile évolue en brûlant doucement son combustible (hydrogène).

    La chaleur engendrée par les réactions nucléaires empêche l’effondrement de l’étoile, la gravité empêche la dispersion. Les étoiles brillent longtemps, car dans leur cœur les réactions thermonucléaires dégagent lentement leurs énormes quantités d’énergie.

     

                    3 – La naissance des étoiles

    A l’intérieur des galaxies, les nébuleuses sont de gigantesques nuages de gaz et de poussières. La gravitation ou un événement extérieur peut conduire une partie de ces nuages à se contracter. La masse de gaz se concentre et les molécules de gaz s’entrechoquent, la température monte jusqu’à ce que la fusion de l’hydrogène se produise. Une étoile est née. La naissance des étoiles est perçue par les astrophysiciens grâce au rayonnement infrarouge émis par les étoiles au travers des nuages.

     

                    4 – La vie des étoiles

    Les étoiles sont des réacteurs nucléaires autocontrôlés. Qu’une réaction nucléaire s’emballe en leur cœur, alors celui-ci, gazeux et souple, se dilate légèrement, la température tombe et la réaction se modère. Et inversement, qu’une réaction défaille, le cœur se contracte, la température monte et les réactions nucléaires redémarrent. L’étoile perdure aussi longtemps que son cœur reste souple et gazeux. La vie d’une étoile est une succession de contractions gravitationnelles et de cycles de combustion nucléaire.

    Une étoile en bon état de fonctionnement est une étoile qui brille, et si elle brille, elle brûle lentement. Le cycle du combustible dans les étoiles est particulièrement économique : les produits d’un cycle de combustion servent de combustible au cycle suivant. Ainsi, l’hélium, issu de la fusion de l’hydrogène, brûle pour donner, par fusion thermonucléaire, le carbone et l’oxygène, lesquels seront ultérieurement transformés en silicium. Au fur et à mesure, les durées des cycles raccourcissent considérablement, car le combustible devient de moins en moins énergétique.

     

                    5 – La mort des étoiles

    Les étoiles de petite masse, comme le Soleil, ne parviennent à brûler que l’hydrogène et l’hélium. Puis une partie de leur enveloppe est expulsée et elles deviennent des naines blanches, étoiles ayant épuisé leurs ressources nucléaires.

    Les étoiles plus massives, de 10 à des centaines de fois plus grosses que le Soleil, ont des températures plus élevées en leur centre. La combustion nucléaire est plus rapide et va plus loin que la combustion de l’hélium. Au-delà de la fusion du carbone, une forte perte d’énergie occasionnée par une émission importante de neutrinos engendrée par la chaleur, épuise littéralement l’étoile. La combustion thermonucléaire s’arrête au fer, noyau le plus stable de l’Univers, il est non combustible. Si bien que lorsque cet élément s’accumule au cœur des étoiles massives, celles-ci sont condamnées. Leur cœur, ayant atteint une densité importante, se détend comme un ressort, engendrant une onde de choc qui balaie la matière qui l’entoure. L’implosion du cœur se double d’une explosion de l’étoile. Celle-ci, nommée supernova, émet une lumière vive, que les astrophysiciens perçoivent en observant la galaxie à laquelle appartient l’étoile. Une étoile à neutrons ou un trou noir reste au centre de la supernova. On constate que les étoiles de notre galaxie se répartissent en deux populations qui se distinguent par leur composition chimique et par leur répartition dans l’espace :

    • Des étoiles qui renferment des éléments lourds, dans les mêmes proportions que le Soleil ;
    • Des étoiles pauvres en éléments plus lourds que l’hélium (elles peuvent contenir 1000 fois moins de fer par exemple). Elles constituent les amas globulaires qui circulent autour de la galaxie.

     

    III – Le Soleil

    Le Soleil est l’une des 100 milliards d’étoiles de notre galaxie mais c’est l’étoile la plus proche de nous à quelque 150 millions de km, et donc la mieux observée.

     

                    1 – De quoi est fait le Soleil ?

    Les proportions relatives des divers éléments chimiques du système solaire et du Soleil sont connues grâce à deux sources principales :

    • L’analyse du rayonnement émanant de la photosphère du Soleil (surface lumineuse de l’étoile et seule partie observable). On ne peut observer directement l’intérieur du Soleil. On analyse la lumière visible, mais aussi les rayonnements non visibles à l’œil nu : les ondes radio, l’infrarouge, l’ultraviolet, les rayons X et gamma. Tous ces rayonnements forment le spectre du Soleil.
    • L’analyse en laboratoire des météorites permet de déterminer la composition isotopique de la matière qui constitue le système solaire. Globalement, 1 g de matière du Soleil est composé de 0,70 g d’hydrogène, de 0,28 g d’hélium et de 0,02 g de tous les autres éléments chimiques de la table périodique de Mendeleïev.

    Mais l’observation ne suffit pas, elle doit s’accompagner d’études théoriques de physique.

     

                    2 – Le Soleil modélisé

    Les chercheurs élaborent un modèle physique du Soleil. Celui-ci permet de déterminer les paramètres physiques (densité, température, pression, composition chimique, bilan d’énergie…) à toutes les profondeurs, depuis sa surface jusqu’à son cœur. Les caractéristiques physiques calculées par le modèle de la surface observable du Soleil – rayon, luminosité, température – sont comparées et mises en conformité avec les caractéristiques du Soleil réellement observées.

    D’autres grandeurs permettent de vérifier que le modèle est bon : l’une des plus pertinentes est le flux de neutrinos qui transporte l’énergie du centre du Soleil vers sa surface et que les physiciens sont maintenant capables de détecter et d’étudier. Ce flux est le témoin du bon fonctionnement du réacteur nucléaire solaire.

    De plus, le Soleil est une sphère gazeuse en perpétuels mouvements, il oscille. Ces oscillations sont étudiées notamment à l’aide du satellite Golf, auquel a largement contribué le CEA. Ainsi, lorsque le modèle est finement ajusté et est en accord avec les observations, les propriétés internes du Soleil peuvent être déduites. La même opération de modélisation (simulation numérique) peut être répétée sur des étoiles de masse et de composition initiales variées. La simulation numérique est l’instrument privilégié de l’étude de la nucléosynthèse dans le big bang et les étoiles.

    On peut reconstituer et suivre ainsi l’évolution du Soleil de sa naissance jusqu’au moment où son enveloppe se détachera et où subsistera un objet compact et dense : la naine blanche.

     

                    3 – Espérance de vie du Soleil et des étoiles

    La fusion de l’hydrogène est suffisante pour alimenter le Soleil durant la plus grande partie de sa vie lumineuse. Pour chiffrer son espérance de vie, il faut comparer ses réserves et sa consommation d’énergie.

    Les calculs, pratiqués au moyen du modèle solaire, indiquent que la quantité d’énergie nucléaire totale dont dispose le Soleil sera épuisée au bout de 10 milliards d’années environ. Ce chiffre est 2 fois supérieur à l’âge des plus vieilles roches terrestres, lunaires et météoritiques (4,6 milliards d’années). On estime que tous les corps du système solaire sont nés quasiment en même temps. Ainsi le Soleil, âgé de 4,6 milliards d’années, est au milieu de sa vie.

     

    IV – Les Supernovæ

    De génération d’étoiles en génération d’étoiles, la galaxie s’enrichit en éléments lourds. Les plus puissants moteurs de l’évolution chimique des galaxies sont les supernovæ.

     

                    1 – Qu’est-ce qu’une supernova ?

    Une supernova est une étoile qui explose après implosion, ou effondrement, de son cœur. Elle devient aussi brillante que des milliards d’étoiles. Les supernovæ sont les résultats d’événements spectaculaires mais rares, leur fréquence est de l’ordre de trois par siècle dans les galaxies semblables à la nôtre.

    Les supernovæ sont importantes pour la compréhension de notre galaxie. En effet, elles chauffent le milieu interstellaire, elles y dispersent les éléments lourds et elles accélèrent les rayons cosmiques. Les observations des supernovæ sont basées sur leur courbe de lumière, c’est-à-dire l’évolution de leur luminosité au cours du temps, de leur luminosité maximale et de leur spectre. La comparaison de ces différentes données permet de classifier les supernovæ.

     

                    2 – Les différents types de supernovæ

    Dans un premier temps, la présence ou non d’hydrogène dans le spectre permet de classifier les supernovæ en deux types : I (absence d’hydrogène) et II (présence d’hydrogène).

    Mais à cette classification spectroscopique traditionnelle s’est substituée récemment une distinction physique caractérisant le mode d’explosion : thermonucléaire ou gravitationnel.

     

                    3 – Les supernovæ thermonucléaires

    Lorsque deux étoiles cohabitent, elles gravitent l’une autour de l’autre, c’est un système binaire. Les supernovæ de type thermonucléaire surviennent dans les systèmes binaires lorsqu’une des deux étoiles est une naine blanche. La matière de la première tombe sur la naine blanche, dont la masse atteint alors 1,4 fois celle du Soleil. Elle s’effondre et explose. Toute la matière est dispersée dans l’espace, il ne reste rien au centre de la supernova.

     

                    4 – Les supernovæ gravitationnelles

    Une supernova de type gravitationnel correspond à l’explosion d’une étoile en fin de vie. Elle explique la formation des éléments les plus lourds de l’univers. L’énergie libérée en une journée correspond à celle de notre Soleil durant ces trois derniers millions d’années. Elle éjecte d’énormes quantités de gaz et de poussière. L’implosion du cœur d’une étoile massive, suivie immédiatement d’une expulsion de l’enveloppe, libère une fabuleuse énergie, essentiellement sou forme de neutrinos. Seul 1/10 000e de l’énergie totale se manifeste sous forme de lumière visible.

    Selon la masse de l’étoile qui explose, l’implosion du cœur de fer d’une étoile massive laisse subsister un objet dense que l’on peut identifier à une étoile à neutrons ou à un trou noir.

     

                    5 – Les supernovæ à l’origine des éléments lourds

    Au centre de l’étoile massive qui va devenir supernova, la densité est telle que le proton se transforme en neutrons en capturant un électron. Cette boule de neutrons d’un diamètre d’une trentaine de km restera après l’explosion à l’emplacement de la supernova, c’est une étoile à neutrons.

    La matière qui est projetée dans l’espace lors de l’explosion est soumise à un très important flux de neutrons qui s’échappe de l’étoile à neutrons. Les noyaux les plus lourds de la nature (jusqu’à l’uranium) sont ainsi formés par capture rapide de neutrons par les noyaux issus de différentes phases de combustion de l’étoile dans les couches externes de la supernova qui explose. C’est le phénomène de nucléosynthèse explosive. Par exemple, les études ont permis de comprendre la production de l’or dans l’univers par une succession de captures de neutrons et de désintégrations.

    Les 2 variétés de supernovæ ne produisent pas des éléments dans les mêmes proportions, ni n’explosent au même rythme (1 thermonucléaire pour 5 gravitationnelles). Les supernovæ gravitationnelles produisent efficacement quantité d’éléments entre le carbone et le calcium, l’oxygène étant le plus abondant, alors que les supernovæ thermonucléaires fournissent le fer et les éléments voisins. Selon les estimations, environ 50 % du fer viendrait de ce type de supernovæ.

     

                    6 – Les supernovæ à l’origine du rayonnement cosmique

    Les ondes de choc produites par les supernovæ brassent, agitent et échauffent le milieu interstellaire. Elles accélèrent sur leur passage des noyaux d’atomes et des électrons et sont à l’origine du rayonnement cosmique qui lui-même, par les réactions nucléaires qu’il induit sur son passage, est responsable de la genèse des noyaux légers, lithium, béryllium et bore.


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