LA NUCLEOSYNTHESE - Philippe Jean Coulomb

LA NUCLEOSYNTHESE

La nucléosynthèse est la synthèse de noyaux atomiques par capture de neutrons ou de
protons, fusion nucléaire, fission nucléaire ou spallation.
On distingue :
       La nucléosynthèse primordiale, qui s'est manifestée à l'échelle de l'Univers tout entier,
        durant les premières dizaines de minutes suivant le Big Bang. Elle est responsable de la
        formation des noyaux légers, principalement l'hélium 4 mais également le deutérium,
        une petite partie du lithium et des traces de béryllium. Aucun élément plus lourd n'a
        été créé durant cette période.
     La nucléosynthèse stellaire a lieu dans les étoiles, et se déroule en deux temps :
                    - durant toute leur existence, les étoiles synthétisent la plupart des
                       éléments entre le lithium et le fer (différents processus de fusion
                       nucléaire), puis une partie des éléments plus lourds que le fer.
                    - lors de l'explosion des étoiles massives, différents processus
                       de nucléosynthèse explosive (processus r, p et rp) produisent les autres
                       éléments plus lourds que le fer ainsi que des isotopes non produits par le
                       processus s.
   La spallation cosmique, ou nucléosynthèse interstellaire, produit quelques éléments légers
    tels que le lithium, le béryllium et le bore, par bombardement de la matière par des rayons
    cosmiques.

Les recherches récentes sur la nucléosynthèse primordiale confirment la théorie du Big Bang.

Vers 10-12 seconde après le temps zéro, l’expansion de l’univers s’accompagne d’une chute de
la température. Lorsque celle-ci atteint 1013 degrés, vers un millionième de seconde, une
nouvelle étape se produit : le confinement des quarks. En effet, protons et neutrons sont des
systèmes complexes constitués de particules plus élémentaires : les quarks. Il en existe six
types nommés : up, down, strange, charm, top et bottom.

Les quarks n’existent pas à l’état isolé, on ne les trouve qu’associés en petits groupes appelés
hadrons. Trois quarks peuvent se regrouper pour former ce que l’on appelle un baryon, en
particulier les deux baryons qui constituent les noyaux des atomes : le proton formé de deux
quarks up et d’un quark down et le neutron constitué de deux quarks down et d’un quark up.
L’autre type de combinaison possible est le méson, formé d’un quark et d’un antiquark. De
façon générale, les baryons et les mésons, sont désignés sous le nom d’hadrons.

            Les quarks : particules élémentaires de la matière (Neutrons et Protons)

Les quarks étaient trop agités pour se soumettre à la force nucléaire forte mais à 1013 degrés
l’agitation thermique des particules est suffisamment faible pour que la force nucléaire forte
prenne le contrôle, les quarks perdent leur liberté et se retrouvent emprisonnés.

La période qui va durer jusqu’à un âge d’un dix-millième de seconde est appelée l’ère
hadronique. Celle-ci est dominée par des réactions qui transforment hadrons en photons et
vice versa. A une température de 1013 degrés, lorsqu’un proton et un antiproton se
rencontrent, les deux particules se détruisent mutuellement et disparaissent. Leur masse est
convertie en énergie sous la forme de deux photons. La réaction inverse se produit également.
Deux photons qui se rencontrent peuvent ainsi disparaître en donnant naissance à une paire
baryon-antibaryon. C’est le cycle matière-lumière.

Du fait de l’expansion de l’Univers, la température du rayonnement baisse et l’énergie
moyenne des photons décroît pour passer sous le seuil nécessaire à la création d’un couple de
baryons. Le nombre de particules chute fortement.

Lorsque l’ère hadronique s’achève, à un dix-millième de seconde, les antiprotons et
antineutrons ont complètement disparu, mais un milliardième des protons et neutrons
d’origine ont survécu. L’antimatière a perdu sa bataille contre la matière, c’est la rupture de
symétrie. L’Univers, âgé d’une centaine de secondes, est maintenant dominé par les photons.
La température baisse pour atteindre le milliard de degrés : c’est à ce moment que se produit
la nucléosynthèse primordiale qui consiste en la formation de noyaux atomiques à partir des
protons et des neutrons qui étaient jusque-là libres.

Sous l’effet de la force nucléaire forte, protons et neutrons ont tendance à vouloir s’associer
pour former des noyaux atomiques simples comme le deutérium, l’association d’un proton et
d’un neutron. Mais tant que les photons sont suffisamment énergétiques pour casser les
liaisons ainsi créées, ces regroupements sont instables.

Lorsque la température de l’Univers descend sous le milliard de degrés, les photons deviennent
trop peu énergétiques pour casser la liaison interne des noyaux qui se forment. A partir de ce
moment, les fusions successives donnent naissance à des structures de plus en plus complexes
: deutérium, hélium-3, avec deux protons et un neutron, et hélium-4, avec deux protons et
deux neutrons.

La complexification n’ira cependant pas plus loin. L’instabilité des éléments stoppe le processus
de complexification des noyaux et empêche la création d’éléments plus lourds comme le
carbone ou l’oxygène.

Il faut ajouter à ce problème le fait que les conditions qui rendent la nucléosynthèse possible
ne sont réunies que pendant un temps très court puisque l’Univers est en expansion rapide.
Ainsi, la production de noyaux s’arrête aux éléments les plus légers : l’hélium-4, le deutérium,
l’hélium-3 et le lithium-7. Il faudra attendre l’arrivée des premières étoiles pour voir des
éléments plus complexes faire leur apparition.

Les deux éléments principaux à la fin de la nucléosynthèse primordiale sont donc l’hydrogène
(les protons) et l’hélium-4. Leur abondance relative est directement liée à la proportion de
neutrons et de protons juste avant cette période. Lorsque la nucléosynthèse commence, il n’y
a plus que deux neutrons pour environ 14 protons.

La nucléosynthèse primordiale conduit à une proportion de l’ordre d’un noyau d’hélium pour
12 protons.

L’’Univers se retrouve composé de 25 pour cent d’hélium et 75 pour cent d’hydrogène en
masse, puisqu’un noyau d’hélium est quatre fois plus lourd qu’un proton ou un neutron.

Cette proportion de 25 pour cent est le résultat de calculs théoriques s’appuyant sur la
physique nucléaire et sur la physique des particules.

Le grand intérêt de la classification périodique est d'organiser les éléments chimiques de telle
sorte que leurs propriétés physico-chimiques puissent être largement prédites par leur position
dans la table. Ces propriétés évoluent différemment selon qu'on se déplace verticalement ou
horizontalement dans le tableau.

Une période désigne une ligne du tableau périodique. Elle se définit par le remplissage
progressif des sous-couches électroniques jusqu'à atteindre la sous-couche s de la couche
électronique suivante. Ainsi, chaque ligne du tableau (appelée période) correspond à
une couche électronique, identifiée par son nombre quantique principal, noté n : il existe sept
couches électroniques connues à l'état fondamental, donc sept périodes dans le tableau
périodique standard, numérotées de 1 à 7. Chaque période est elle-même scindée en un à
quatre blocs, qui correspondent aux sous-couches électroniques.

Parmi les 118 éléments chimiques connus, 83 sont dits primordiaux parce qu'ils possèdent au
moins un isotope stable ou suffisamment stable pour être plus ancien que la Terre. Parmi eux,
trois sont radioactifs : l'uranium 92U, le thorium 90Th et le bismuth 83Bi.

11 éléments existent naturellement dans l'environnement terrestre mais sont trop radioactifs
pour que leurs isotopes, présents lors de la formation du Système solaire aient pu subsister
jusqu'à nos jours : ils sont formés continuellement par désintégration radioactive d'autres
éléments chimiques, principalement de l'uranium et du thorium.

Les 24 derniers éléments sont dits synthétiques car ils n'existent pas naturellement dans
l'environnement terrestre et sont produits artificiellement dans les réacteurs nucléaires ou

expérimentalement en laboratoire. On peut cependant trouver certains d'entre eux dans la
nature à la suite d'essais nucléaires atmosphériques ou d'accidents nucléaires, comme c'est le
cas, dans certaines zones contaminées, pour l'américium 95Am, le curium 96Cm,
le berkélium 97Bk et le californium 98Cf.

Notre étoile, le Soleil : 1380000 Km de diamètre, 2 octillons de tonnes, 5360
quadrillons de kilomètres cubes. Dans son cœur, à 14 millions de degrés Celsius,
l’Hydrogène se transforme en Hélium.

Le système solaire

Cycle de vie du soleil

Gaz stellaires

Trou noir

Le Trou noir est une singularité qui peut être décrite comme un point de densité
infinie où la courbure de l'espace-temps est également infinie.

      Les trous noirs stellaires se forment à l'occasion de l'effondrement
       gravitationnel de certaines étoiles massives qui explosent en supernovae.

   Les trous noirs supermassifs se trouvent au cœur de certaines galaxies. Ils
        contiennent quelques millions à quelques milliards de masses solaires.

       Il pourrait également exister des minitrous noirs, issus des phases très
        primitives de l'univers, structurés en réseaux. L'Homme pourrait en créer
        grâce à des collisions de particules dans des accélérateurs.

                       ___________________________________
Sources :

Conférences, Université-Marseille Luminy. Centre de physique des particules.

-       Jean-Pierre Luminet : « Dernières nouvelles des Trous Noirs », 24 février 2018.

-       Stéphane Goriely : « Au sujet de la nucléosynthèse stellaire », 31 mars 2018.

-       FUTURA SCIENCES, www.futura-sciences.com

-       Astronomie Flammarion.