7 La cuisine cosmique : les galaxies et les étoiles.

Objectifs : Devenir capable de

Mots et concepts clefs :

gravitation exothermique
nucléosynthèse fusion thermonucléaire
étoile
 

La construction des atomes dans les étoiles repose sur le même principe que celui des bombes atomiques à hydrogène.

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La densité moyenne de matière dans l'univers au début de l'ère stellaire est de l'ordre de 10-21 kg/dm3. Ceci signifie que la matière est déjà fort dispersée à ce moment.
Les atomes qui constituent l'univers s'attirent sous l'effet de la force de gravitation ; cependant, la masse des atomes est faible, donc l'intensité des forces de gravitation entre ces atomes sera faible. Mais l'intensité de cette force n'est pas nulle. Le temps passant, on assiste à la formation de gigantesques nuages gazeux (plus de 1010 masses solaires) en certains endroits de l'univers. La sauce cosmique perd son caractère homogène : les embryons des futures étoiles et galaxies se forment.
La condensation des gaz galactiques s'est faite très progressivement. Des masses de plus en plus importantes ont attiré la matière à elles en formant ainsi des étoiles dans chacune des galaxies : ce sont les grumeaux de la sauce.
Chaque étoile continue à se concentrer sur elle-même sous l'effet de son propre champ gravitationnel (on dit qu'il y a un champ de gravitation dans une région de l'espace lorsqu'un corps abandonné à cet endroit ressent une force de type gravitationnel). La matière au centre de l'étoile est soumise à des pressions formidables : il en résulte une augmentation de la température et de la densité permettant l'amorce des réactions thermonucléaires.
Ces réactions sont exothermiques mais ne peuvent être initiées qu'en présence d'une grande quantité de chaleur, exactement comme un feu de bois qui doit être allumé grâce à un quelconque système de mise à feu mais qui peut alors dispenser sa chaleur. Une fois que la réaction a démarré, la chaleur est dégagée :
· d'une part sous forme d'énergie thermique qui chauffe le centre de l'étoile,
· d'autre part, sous forme d'énergie lumineuse se dissipant à l'extérieur.
Les phénomènes thermiques se déroulant dans les étoiles ne peuvent pas être du type chimique : s'il en était ainsi, toute la masse du soleil aurait dû être brûlée en 5 ou 6 siècles (la puissance du soleil est de 390.000 milliards de milliards de kW). Or le soleil existe depuis environ 4,5 milliards d'années.
Le phénomène est donc d'une autre nature ; le soleil est en fait une énorme bombe nucléaire à Hydrogène (bombe H). Le principe de celle-ci est basé sur la " fusion " de 4 atomes d'H qui forment un atome d'He. La réaction nucléaire peut être schématisée de la manière suivante :

4 fleche.gif (918 octets) + 2 e+ + Énergie

Quelle est donc l'origine de cette énergie ?
Pour répondre à cette question, il nous faudra faire appel à Einstein lui-même. Une fois de plus, il nous répondra avec beaucoup d'à propos que :

E = m . c²

Il s'agit toujours du phénomène de transformation de matière en énergie. Une pile chargée contient plus d'énergie qu'une pile déchargée ; elle est donc plus lourde (à cause de l'énergie électrique). Lorsque je cours, mon énergie cinétique est plus grande que lorsque je suis au repos ; je suis donc plus lourd quand je cours. Dans chacun de ces deux cas, la différence de masse est infime quoique réelle. Si l'on pouvait séparer la Terre de la Lune, on remarquerait que la somme des masses des deux astres séparés est plus grande de 1 milliard de tonnes à la masse de l'ensemble (à cause de l'énergie de gravitation universelle qui retient les deux astres l'un près de l'autre).
La nouvelle question qui se pose est donc : où se trouve condensée toute l'énergie dégagée lors de la réaction de fusion ?
La réponse complète à cette question ne sera pas développée ici. Qu'il nous suffise de savoir que la masse des 4 atomes d'H qui interviennent dans la réaction de fusion est plus grande que la somme des masses de l'He et des 2 e+ (positrons) produits.
masse 4 H > masse He + 2 masse e+
La masse qui manque dans les produits est tout simplement présente sous forme d'énergie de liaison des nucléons que la pesée ne met pas en évidence.
Si je veux séparer les nucléons qui constituent le noyau de l'atome d'hélium, je dois fournir de l'énergie afin de vaincre les forces d'attraction qui s'exercent entre-eux. Fournissant de l'énergie, je fournis de la masse.
Réciproquement, si je réalise l'opération inverse, le système me rendra l'énergie que j'ai engagée.
Quoique la différence entre la masse de 4 atomes d'hydrogène et la masse d'un atome d'He + 2 positrons soit très faible, cette différence permet le dégagement d'une très grande quantité d'énergie (voir le terme en c² dans la formule d'équivalence).
Actuellement, le soleil consomme 4 millions de tonnes de matière chaque seconde (la bombe d'Hiroshima, qui n'était pas une bombe à Hydrogène correspondait à la transformation d'un gramme de matière en énergie ; la puissance d'une bombe du type Hiroshima est très faible par rapport aux engins que l'on trouve dans les arsenaux modernes). Il se passera cependant quelques milliards d'années avant que le soleil n'ait épuisé toutes ses réserves.
Nous retiendrons en conclusion que la fabrication de noyaux lourds à partir de noyaux légers produit de l'énergie. Ce phénomène s'appelle la nucléosynthèse (fabrication de noyaux). Toute l'énergie libérée par les étoiles provient de cette source.

 

Les étoiles naissent, vivent et meurent selon des processus qui commencent à être connus

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Dans sa prime jeunesse, l'étoile consomme l'hydrogène dont elle est formée. Sous l'effet des forces de gravitation et grâce à une température élevée (5 millions de degrés), les noyaux d'H sont mis en contact et fusionnent en atomes d'He. C'est dans cette phase de jeunesse que se trouve encore le soleil : il s'y complaît depuis environ 4,6 milliards d'années et on estime généralement qu'il devrait avoir épuisé son stock d'hydrogène d'ici 5 milliards d'années.
L'Hydrogène étant épuisé, ce sont maintenant les atomes d'He qui vont fusionner de manière à fabriquer des atomes de plus en plus lourds : C, O, Ne.
La quantité d'Hélium présent dans le coeur de l'étoile diminuant, par des phénomènes de fusions successives, des noyaux de plus en plus lourds se forment (Na, Mg, Al, Si, P, S, ...). Les noyaux plus lourds que le fer ont dû se former par captation de nucléons (protons ou neutrons) et non par fusion.
Lorsque le combustible nucléaire vient à manquer, l'histoire de l'étoile se termine. Dans certains cas, l'étoile mourante explose : c'est le phénomène de supernova. L'explosion d'une supernova provoque l'éjection d'une grande partie de la matière formée dans l'étoile. Cette matière peut être capturée par une autre étoile sous l'effet de la force de gravitation. Elle est probablement à l'origine des planètes du système solaire dont la Terre.
Élément

Univers

Soleil

Terre

H

92,7 %

90 %

0,10 %

He

7,1 %

9 %

0 %

C

0,01 %

 

0,10%

N

0,015 %

 

0 %

O

0,05 %

 

49 %

Na    

0,6 %

Mg    

12,5 %

Al    

1,3 %

Si

0,125 %

1 %

14,0 %

S    

1,4 %

Ca    

0,5 %

Fe    

19,0 %

Ni    

1,4 %

Autres    

0,1 %

Au cours de l'ère stellaire, la constitution de l'univers se modifie : l'hydrogène et l'hélium ont donné naissance aux éléments lourds. Cependant, les éléments les plus abondants dans l'univers actuel sont toujours les deux mêmes : H et He.
Les conditions requises pour la fabrication des atomes plus lourds demandant plus d'énergie, il n'est pas étonnant de voir que l'abondance des éléments diminue au fur et à mesure que la masse atomique augmente.
Dès qu'ils se sont trouvés dans des conditions de température plus faible que dans les étoiles, les noyaux lourds ont capté des électrons de manière à devenir des atomes neutres.
Il pourrait sembler étonnant que la composition chimique de la Terre soit si différente de la composition de l'univers et du soleil. En fait, ce paradoxe est aisé à expliquer... mais ce point sera étudié dans un chapitre ultérieur. 

Textes de travail

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Observation d'une supernova

Le matin du 4 juillet 1054, l'astrologue de l'empire de Chine se présente au palais impérial avec une nouvelle de toute première importance. Pendant la nuit, une nouvelle étoile est apparue. Son éclat est prodigieux. Située un peu au-dessus de la lune, elle est aussi brillante que Vénus. Ce matin, après le lever du Soleil, elle est encore visible dans le bleu du ciel. L'empereur reçoit son astrologue et l'écoute gravement. " Quels sont les augures pour l'empire ? " demande-t-il, soucieux du bien public. " Cette étoile nous apporte la promesse de moissons abondantes pour les années à venir ", répond l'astrologue. On accueille avec empressement la messagère porteuse d'un horoscope aussi favorable. On la baptise " étoile hôte ". Jour et nuit, on l'observe. On la dessine partout. On lui fait de fêtes. On la célèbre dignement. Pourtant, de jour en jour, son éclat pâlit. Pendant un temps, on ne la voit plus que la nuit ; comme une étoile ordinaire. Plusieurs mois plus tard, on ne la voit plus du tout. " L'étoile hôte s'en va... L'étoile hôte est partie ", annonce l'astrologue. La chronique chinoise d'où nous tenons cette histoire n'en dit pas plus long. Les moissons des années suivantes furent-elles plus abondantes ? Espérons-le pour notre astrologue. Le métier n'était pas sans risque. On punissait souvent de mort les prophètes mal inspirés.
Pourtant, nous le savons aujourd'hui, l'astrologue a vu juste. L'étoile Hôte tiendra sa promesse. Des atomes de carbone et d'oxygène qu'elle a engendrés viendront de nouvelles moissons. Mais ni l'empereur, ni ses enfants, ni ses petits-enfants n'en ont profité. Plus tard, beaucoup plus tard, sur des planètes futures, orbitant autour de soleils encore à naître, d'autres empereurs contempleront les champs de blé promis par l'étoile de juillet 1054. Tout comme nos moissons nous viennent d'étoiles Hôtes qui ont illuminé le ciel bien avant la naissance du Soleil, et qui ont, peut-être, été accueillies par des astrologues d'empires éteints sur des planètes depuis longtemps volatilisées...

Reeves H.
Patience dans l'azur (op. cit.)
p 89

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Étoile destructrice

L'extinction massive de diverses espèces sur la Terre, il y a 225 millions d'années, a peut-être été provoquée par l'explosion d'une étoile qui a entraîné un bombardement de radiations sur la planète et la destruction de la couche protectrice d'ozone, selon un chercheur américain.
D'après cet astrophysicien à l'Université de Chicago, dans l'Illinois, l'explosion d'une supernova à 30 années-lumière de la Terre a déversé dans l'atmosphère de très puissants rayons gamma et des radiations cosmiques provoquant une réaction chimique susceptible de détruire la couche d'ozone. La couche d'ozone filtre les rayons ultraviolets pénétrants qui, sans protection, détruiraient la faune et la flore. C'est peut-être précisément ce qui s'est produit il y a 225 millions d'années, selon le chercheur. (AP.)

Le Soir
Mercredi 4 janvier 1995 N° 3
Page 26


Dernière modification: 02/07/2006