La nucléosynthèse stellaire est le terme utilisé en astrophysique pour désigner l'ensemble des réactions nucléaires qui se produisent à l'intérieur des étoiles (fusion nucléaire et processus s) ou pendant leur destruction explosive (processus r, p, rp) et dont le résultat est la synthèse de la plupart des noyaux atomiques. La position d'une étoile sur le diagramme de Hertzsprung-Russell détermine en grande partie les éléments qu'elle synthétise.
Histoire
Premiers pas
L'origine des éléments a posé un problème difficile aux scientifiques pendant longtemps. Il a fallu attendre le début du et l'avènement de la mécanique quantique et de la physique nucléaire pour qu'une explication satisfaisante soit apportée. Avant cela, aucune explication scientifique n'était fournie quant à la genèse des éléments.
Dès l'invention du spectromètre, les astrophysiciens ont commencé à déterminer la composition chimique du Soleil pour la comparer à ce qu'on connaissait à l'époque : la Terre et les météorites. Une constatation simple s'est imposée : plus la masse d'un atome est grande, moins il est présent dans la nature. Trois exceptions notables se présentaient : le lithium, le béryllium et le bore, qui dérogent à cette règle et se trouvent être extrêmement rares dans le Soleil et les météorites.
La compréhension des équations d'Einstein menant à l'idée que l'Univers avait eu un passé extrêmement chaud, George Gamow fut le premier à penser, en 1942, que tous les éléments pouvaient avoir été formés au tout début de la vie de l'Univers, lors du Big Bang. Selon lui, les éléments se formaient par additions successives de neutrons sur les éléments déjà existants, additions suivies de désintégrations béta. C'était une idée élégante, mais il est vite apparu que l'Univers se refroidissait alors beaucoup trop vite pour pouvoir fabriquer des éléments plus lourds que le (Li).
Il fallait donc trouver un autre moyen de les produire, ou plus précisément une autre explication quant à leur production.
Avancées théoriques
En 1919, Jean Perrin puis Arthur Eddington, sur la base de mesures précises effectuées par F. W. Aston, furent les premiers à suggérer que les étoiles produisaient leur énergie par la fusion nucléaire de noyaux d'hydrogène en hélium.
En 1928, George Gamow décrivit ce qui est maintenant appelé le facteur de Gamow ; une formule de mécanique quantique qui donne la probabilité que deux noyaux s'approchent suffisamment l'un de l'autre pour que la force nucléaire forte puisse surpasser la barrière coulombienne. Le facteur de Gamow fut ensuite utilisé par Robert Atkinson et Fritz Houtermans, puis par Edward Teller et Gamow lui-même, pour déduire la vitesse des réactions nucléaires aux températures élevées que l'on supposait exister à l'intérieur des étoiles.
En 1939, dans un article intitulé (« Production d'énergie dans les étoiles »), Hans Bethe analysa les différentes réactions possibles par lesquelles de l'hydrogène peut fusionner en hélium. Il y sélectionna deux mécanismes dont il pensait qu'ils étaient la source d'énergie des étoiles : le premier, la chaîne proton-proton, comme étant la principale source d'énergie dans les étoiles de faible masse comme le Soleil ou plus petites ; le second, le cycle carbone-azote-oxygène ou « cycle CNO », qui fut aussi considéré par Carl von Weizsäcker en 1938, étant prépondérant dans les étoiles plus massives.
Puis dès 1946, Fred Hoyle avait suggéré que les étoiles pourraient être le lieu de formation de tous les éléments. En 1952, on découvrit dans le spectre d'une étoile l'élément technétium, dont tous les isotopes sont radioactifs. Or, la plus grande demi-vie parmi ces isotopes est de l'ordre de quelques millions d'années. Cela prouvait que ce technétium avait bien été formé dans l'étoile.
Toutes les pièces du puzzle étaient là, il ne restait plus qu'à les assembler de manière cohérente.
Percée théorique
De manière quasiment simultanée, deux articles parurent en 1957, qui révolutionnèrent l'astrophysique. Le premier, signé par Alastair Cameron Alastair Cameron, On the origin of the heavy elements, The Astrophysical Journal, 62, 9-10 (1957) Voir en ligne. fut publié peu avant celui de Geoffrey Burbidge, Margaret Burbidge, William Fowler et Fred Hoyle Geoffrey Burbidge, Margaret Burbidge, William Fowler & Fred Hoyle, Synthesis of elements in stars, Review of Modern Physics, 29, 547-650 (1957) Voir en ligne.. C'est dans ce second article que fut présentée une théorie complète de la nucléosynthèse stellaire, le rendant tellement célèbre qu'il est le plus souvent cité dans la littérature par les initiales de ses auteurs : « BFH ».
Dans ces deux articles, les auteurs recherchaient quelles sont les conditions qui permettent de fabriquer les éléments en les synthétisant, et montrèrent que ces conditions sont réunies au cœur des étoiles. L'article BFH brossait un panorama de l'origine des éléments, depuis la fusion de l'hydrogène jusqu'à la production des éléments les plus lourds lors des supernovas.
Nucléosynthèse calme
redresse=2|vignette|En fin de vie, plusieurs réactions de fusion nucléaires se produisent « en pelures d'oignon » au sein d'une étoile massive.
Dans les étoiles se succèdent des phases de fusion (qui peuvent avoir lieu dans le cœur même de l'étoile, ou dans les couches adjacentes à celui-ci) et de contraction. Ces fusions successives produisent tous les éléments que l'on connaît, jusqu'au fer.
Au début de la vie d'une étoile se trouve un nuage de gaz (principalement de l'hydrogène, synthétisé lors du Big Bang), qui, principalement par effondrement gravitationnel, se met à se contracter. Du fait de cette contraction rapprochant les protons et augmentant donc leurs collisions, la température augmente progressivement ; quand elle dépasse dix millions de kelvins, elle est suffisante pour que les noyaux d'hydrogène aient assez d'énergie pour vaincre la barrière coulombienne et ainsi fusionner en hélium.
L'énergie libérée par cette fusion (conformément à la célèbre formule E=M·c2) contrebalance alors l'effet de la gravité, et l'étoile atteint ainsi un premier équilibre.
Fusion de l'hydrogène L'hydrogène est le carburant majeur des étoiles et sa fusion est le premier maillon de la chaîne de nucléosynthèse. Comme suggéré en 1939 par Hans Bethe, il y a deux manières de transformer l'hydrogène en hélium : le cycle proton-proton permet de transformer de l'hydrogène en He. Ce cycle est divisé en plusieurs réactions. La première réaction de ce cycle permet la transformation d'un proton et d'un neutron en deutérium. Ensuite, selon ce qui est disponible au cœur de l'étoile (donc selon le moment de son évolution auquel se produit cette réaction), par l'intermédiaire du tritium ou de l' avec lesquels les atomes de deutérium vont fusionner, l'étoile engendre de l' ; le cycle carbone-azote-oxygène (CNO) se produit quant à lui à plus haute température, car les atomes qui fusionnent lors de ce cycle ont des masses atomiques beaucoup plus élevées que l'hydrogène. Une autre condition pour que ce cycle puisse participer à la synthèse d'éléments est que les éléments carbone, oxygène et azote soient présents dans le cœur de l'étoile. La figure ci-contre en précise le déroulement, l'hélium étant émis sous forme de particules α. Ce cycle se décompose en trois sous-cycles (, et ), qui produisent chacun différents isotopes servant de base au sous-cycle suivant.
vignette|redresse=1.2|Détails du cycle CNO se produisant à l'intérieur d'une étoile, faisant apparaître trois sous-cycles et l'émissions d'hélium.
Globalement, la réaction de fusion de l'hydrogène peut s'écrire de la manière suivante : 4 p ⟶ He + 2 e + 2 ν + E.
Cette réaction de fusion de l'hydrogène est la plus exothermique de toutes les réactions qui vont se produire au cœur des étoiles. Comme les étoiles sont composées majoritairement d'hydrogène, elles disposent à ce moment de leur vie d'une grande quantité de combustible, qui leur fournit donc une grande quantité d'énergie. Cela explique pourquoi les étoiles passent la plus grande partie de leur existence dans cette phase de combustion de l'hydrogène, on dit alors qu'elles sont dans la séquence principale.
Au bout d'un temps dépendant de la masse de l'étoile, la quantité d'hydrogène dans le cœur de l'étoile finit par ne plus être suffisante pour entretenir un taux de réaction assez élevé pour contrebalancer l'effet de la gravitation. Le cœur de l'étoile se contracte alors. Lors de cette contraction, sa température augmente à nouveau (comme n'importe quel gaz que l'on comprime), de même que sa densité. Quand la température atteint quelque , la fusion de l'hélium peut alors s'amorcer.
Fusion de l'hélium C'est lorsque cette réaction démarre que la structure en couches d'une étoile se forme. En effet, la température au centre de l'étoile est telle que les couches externes au noyau sont suffisamment chaudes pour que puissent s'amorcer des réactions de fusion.
Deux réactions permettent la transformation d'hélium en éléments plus lourds : {|border="0"
| || + || || ⟶ || || + || γ || (1)
| || + || || ⟶ || || + || γ || (2)
La réaction (2) a posé un problème à première vue insoluble. En effet on trouve une grande quantité de carbone C dans l'Univers. Mais des calculs théoriques ont montré que le béryllium Be avait une demi-vie de l'ordre de , ce qui rend hautement improbable que l'on puisse fabriquer du C en quantités importantes à partir de 8Be.
Pour tenter de résoudre ce problème, Fred Hoyle suggéra que la réaction entre le He et le Be devait être en résonance avec un niveau d'énergie inconnu du C. Si ce niveau résonnant existait, alors, la section efficace de la réaction numéro 2 serait considérablement augmentée, la rendant par là même possible. Quelques années après cette prédiction, des mesures en laboratoire ont montré qu'effectivement, cet état excité existait. Ce carbone disponible va pouvoir réagir lui aussi avec les atomes d'hélium présents selon la réaction suivante :
{|border="0" | || + || || ⟶ || || + || γ.
À la fin de la phase de fusion de l'hélium, le cœur de l'étoile est donc composé majoritairement de carbone C et d'oxygène O. Comme pour la fin de la fusion de l'hydrogène, ce qui se passe ensuite ne dépend que de la masse de l'étoile. Si celle-ci est suffisante, alors le cœur de l'étoile peut se contracter de nouveau. La température et la densité peuvent elles aussi augmenter, et atteindre des valeurs qui permettent successivement les fusions du carbone et du néon.
Fusions du carbone et du néon
La fusion du carbone s'amorce quand la température au cœur de l'étoile dépasse le milliard de kelvins. Trois réactions principales se produisent, pouvant former du sodium, du néon ou du magnésium 23 :
{|border="0" | || + || || ⟶ || || + || ;
| || + || || ⟶ || || + || ;
| || + || || ⟶ || || + || .
Si la température du cœur de l'étoile reste proche du milliard de degrés, les deux premières réactions sont favorisées. Si au contraire elle s'élève au-dessus de , c'est alors la qui prédomine. Et de même, quand le carbone vient à manquer, le cœur se contracte, la température s'élève.
Lorsque la température dépasse , les atomes de néon ont suffisamment d'énergie pour que leur fusion commence. Deux réactions principales ont lieu, qui peuvent produire de l'oxygène 16 ou du magnésium 24 : {|border="0" | || + || γ || ⟶ || || + || ;
| || + || || ⟶ || || + || γ.
La combustion du carbone et du néon produit aussi des neutrons par les réactions suivantes : {|border="0" | || + || || ⟶ || || + || ;
| || + || || ⟶ || || + || .