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Sans les étoiles, nous n’existerions tout simplement pas. Et probablement qu’aucune vie non plus. Pour quelle raison les étoiles sont-elles si essentielles?

La réponse la plus évidente est bien sûr l'énergie. La fusion nucléaire produite par les étoiles procure l'énergie nécessaire à la vie. Le Soleil produit des milliards de watts chaque seconde, contribuant ainsi à chauffer la Terre, maintenant une bonne température pour l'eau liquide et par conséquent pour la vie. Si les étoiles ne s’étaient pas formées dans l’Univers, les ténèbres éternelles règneraient, il ferait très froid, près de -273 ˚c. En juillet 2011, les astrobiologistes ont découvert quelques espèces de bactéries pouvant survivre aux conditions difficiles de l'espace. La plus importante est sans doute la bactérie OU-20 trouvée dans un petit village de pêcheurs appelé Beer dans le Devon au Royaume-Uni. Ces animaux minuscules et pourtant robustes ont survécu à l'extérieur de la Station Spatiale internationale pendant 553 jours, mais c'est la proximité du Soleil qui leur a permis de se réchauffer un peu. Nous n'avons rien trouvé qui pourrait survivre aux températures glaciales dans un univers dépourvu d’étoiles. Mais peut-être plus important encore, les étoiles créent un grand nombre des éléments essentiels pour la vie. La plupart des molécules importantes dans notre corps sont fabriquées à partir de carbone. Nous avons besoin également de l'oxygène dans l'eau, de calcium pour nos os, de fer dans le sang et bien davantage. Tous ces éléments sont créés à l'intérieur des étoiles. Quand les étoiles meurent ces éléments sont libérés dans l'espace pour se reformer à l’instar du reste des éléments sur Terre. Nous sommes tous littéralement composés d’étoiles!

La plupart du temps, les étoiles brûlent de l'hydrogène et fusionnent des noyaux d'hydrogène en noyaux d'hélium. Il existe deux procédés : le premier est appelé la chaîne PP, le second le cycle CNO.

La combustion d'hydrogène au sein des étoiles est appelée séquence principale, abordée dans le chapître précédent. Le Soleil est une étoile de séquence principale, dont environ 98,5% de l'énergie est créée par la chaîne PP, et les 1,5% par le cycle CNO. Ceci est typique d'une étoile de la masse du Soleil. La chaîne PP est le processus nucléaire le plus dominant des étoiles de la séquence principale avec une masse allant jusqu'à environ 1 fois et demi celle du Soleil. Toute masse supérieure à cette dernière dominera le cycle CNO. Actuellement, le Soleil a brûlé environ la moitié de l'hydrogène dans son cœur et il est âgé d'environ 4,5 milliards d'années.

La chaine PP commence toujours par deux noyaux d'hydrogène et produit de l'hélium 4. Les noyaux d'hydrogène (qui serait un atome d'hydrogène s’il y avait un électron) sont effectivement seulement des protons simples, p. SAinsi, les deux protons fusionnent pour former le deutérium, libérant un positron et un neutrino alors qu’un proton se transforme en neutron. Le deutérium résultant fusionne avec un autre proton pour créer un isotope d'hélium, l'hélium-3, produisant ainsi un photon.

Cette situation se produit partout dans l'étoile, il en résulte donc un nombre relativement élevé de molécules disponibles de l'hélium-3. A partir de là, il existe 4 possibilités de production de l'hélium-4. La chaîne PP1 produit 86% de l'énergie du Soleil. Dans ce processus, deux noyaux d'hélium-3 fusionnent pour produire de l'hélium-4 et les protons restants sont libérés sous forme de deux noyaux d'hydrogène, libérés pour potentiellement faire partie d'une autre réaction en chaîne PP.

La chaîne PP2 produit environ 14% de l'énergie du Soleil. Dans ce procédé, l'une des molécules d'hélium-3 se combine avec une molécule d'hélium-4 déjà existante pour produire le béryllium-7 et un photon. Cependant, le béryllium-7 est instable et se désintègre par capture d'électrons. Il se combine avec un électron pour former du Lithium-7, libérant un neutrino dans le processus. Enfin, le lithium-7 se combine avec une molécule de deutérium pour créer deux molécules d'hélium 4.

Il existe également la chaîne PP3responsable de seulement 0,02% de l'énergie du Soleil. Ici, le béryllium-7 instable se combine avec un autre proton pour former du bore-8 et un photon. Le bore-8 est très instable et se désintègre en un autre isotope instable de béryllium, le béryllium-8, libérant ainsi rapidement un positron et un neutrino comme sous-produits. Le béryllium-8 se désintègre à son tour en deux hélium-4.

CNO signifie «carbone-azote-oxygène». Dans le cycle CNO ces éléments agissent comme des catalyseurs pour produire de l'hélium.
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Voici un proton qui fusionne avec un carbone-12 produisant un azote-13 instable et un photon. L'azote-13 subit une désintégration bêta vers le carbone-13, libérant un positron et un neutrino. Ensuite, le carbone-13 fusionne avec un autre proton pour former de l'azote-14 (et un photon) qui à son tour fusionne avec un autre proton pour former de l'oxygène-15 (et un photon). Cependant, l'oxygène-15 subit une désintégration bêta positive pour former de l'azote-15, un positron et un neutrino. Enfin l'azote-15 fusionne avec un proton, puis se divise immédiatement pour former un noyau d'hélium-4 et un noyau de carbone-12, qui peut alors continuer et recommencer le cycle.

Les processus nucléaires qui ont lieu dans le Soleil, la chaîne PP et le cycle CNO, ont généré beaucoup de produits dont nous n’avons pas encore parlé. De toute évidence, l'énergie produite correspond principalement aux photons, que nous considérons comme la lumière du soleil. Cependant, les processus nucléaires produisent aussi beaucoup de neutrinos.

Les physiciens trouvent les neutrinos très intrigants : ce sont des particules très inhabituelles. Les neutrinos possèdent beaucoup d'énergie mais n'interagissent pas avec la matière. Ils sont dépourvus de charge électrique et ont une masse très faible, quasiment négligeable. Ils peuvent voyager à travers des objets comme la lumière du soleil le ferait à travers une fenêtre en verre. Les neutrinos peuvent voyager sans entrave du centre du Soleil jusqu’à la Terre en environ 8 minutes.

En utilisant un équipement hautement sophistiqué, les scientifiques ont trouvé des moyens pour détecter ces neutrinos dans d'immenses laboratoires souterrains, loin de tout rayonnement de surface. Cela peut donner aux scientifiques un moyen de comprendre ce qui se passe dans le centre du Soleil, où ces particules sont créées.

La paroi du réservoir d'eau du détecteur de neutrinos Super-Kamiokande au Japon est bordée de milliers de détecteurs de photons, chacun de la taille d'un ballon de plage. Parfois, un neutrino provenant du Soleil interagit avec une molécule d'eau, produisant des photons qui sont enregistrés par un ou plusieurs de ces détecteurs. Source de l'image: Observatoire Kamioka, ICRR Tokyo

Les scientifiques ont émis l'hypothèse de l'existence du neutrino bien avant qu'il ne soit détecté et ont pu même prédire le nombre de neutrinos produits chaque seconde par le Soleil, et combien d'entre eux seraient détectables sur Terre. Cependant, lorsqu’une expérience réalisée dans les années 1960 a pu confirmer cette théorie, il subsistait une difficulté sérieuse. Pendant de nombreuses années, les scientifiques pensaient qu’il existait un problème avec le modèle du Soleil, car les détecteurs n’avaient enregistré qu’environ entre un tiers et un quart de neutrinos par rapport à ce qu’ils s’attendaient avoir. Cet écart fut nommé le problème des neutrinos solaires.

Afin de comprendre la solution à ce problème, il a fallu découvrir l’existence de trois types (ou saveurs) de neutrinos: électron, muon et tau neutrinos. Les réactions nucléaires dans le centre du Soleil ne produisent des neutrinos électroniques. Toutefois, si l'on suppose que les neutrinos électroniques pourraient changer quelque chose en neutrinos muoniques ou tauiques sur leur trajectoire alors ceci expliquerait cet écart.
Source: SNO

Jusqu'en 2002, les détecteurs de neutrinos terrestres ne pouvaient voir que les neutrinos électroniques. Les neutrinos muoniques ne pouvaient être détectés par aucune expérience précédente depuis les années 1960. Ce n’est qu’en 2002 qu’on a pu détecter des neutrinos électroniques et muoniques dans un nouveau détecteur, à l’Observatoire de neutrinos de Sudbury (ONS) au Canada. Il a ensuite été prouvé que les neutrinos pouvaient changer de type et que par conséquent la somme du nombre de neutrinos muoniques détectées plus le nombre de neutrinos électroniques correspond à la prédiction faite par le modèle solaire.

Cette photo montre un grand conteneur rempli avec d'eau lourde dans le laboratoire souterrain de l'ONS au Canada. Cette expérience a permis de détecter des neutrinos électroniques ainsi que les neutrinos muoniques et donc résolu le problème des neutrinos solaires. Source de l'image: Observatoire de neutrinos de Sudbury.

Vers la fin de sa vie, quand une étoile de la séquence principale se trouve à court d’hydrogène à brûler, la fusion de l'hydrogène s'arrête. Incapable de produire de l'énergie pour supporter son propre poids, le noyau de l'étoile commence à s'effondrer, augmentant la pression et la température.

Source: Behacker & Partner
Finalement, le noyau de l'étoile devient assez chaud pour commencer la combustion de l'hélium. Cette nouvelle phase de fusion conduit à l’élargissement de l'enveloppe extérieure, mais l'énergie produite se trouvant répartie sur une plus grande surface, l'étoile s'assombrit et devient plus rouge. C'est pourquoi les étoiles en fin de vie sont appelés les géantes rouges.

La fusion d'hélium se produit dans un processus appelé la réaction nucléaire triple-alpha , en conséquence du carbone et de l'oxygène sont créés comme sous-produits. Le carbone est essentiel pour la vie, car il est en mesure de former des molécules complexes nécessaires à la vie(ADN, protéines). Cela est vrai aussi pour l'oxygène car la vie nécessite des molécules d'eau qui contiennent de l'oxygène (H2O). En effet là où l’eau n’est pas ou peu disponible comme dans les déserts ou sur Mars, la vie est rare ou inexistante.
Le carbone est créé par la combustion de l'hélium par un processus nucléaire unique, la réaction Triple-Alpha . Il s'agit d'un processus en deux étapes dans lequel les deux premiers noyaux d'hélium (particules alpha) se réunissent pour former le béryllium-8 (8Be).
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Dans la deuxième étape, une autre particule alpha est incluse dans le 8Be, ce qui donne un noyau de carbone (12C). Cependant, la liaison entre les deux particules alpha comprenant 8Be est très faible et elles se séparent de façon extrêmement rapide (après environ 10-16 s). The La capture d'une troisième particule alpha de 8Be avant sa désintégration n'est possible que parce que cette capture est améliorée par ce qu’on appelle la résonance en 12C, ce qui augmente considérablement l'efficacité de la capture du troisième alpha.

L'existence et les propriétés détaillées de cette résonance ont été prédites par le scientifique britannique Fred Hoyle (1915-2001) tout simplement du postulat que sans elle la production de carbone dans les étoiles ne serait pas suffisante pour permettre la vie. Seulement deux ans après sa prédiction, cette résonance a été réellement découverte dans une expérience de laboratoire. Le caractère unique du processus triple alpha peut être vu du fait qu’il semble être le seul cas où le résultat d'une expérience de laboratoire a été prédit correctement sur des fondements qui, autrement, n'existeraient pas.

Sir Fred Hoyle est remarquable pour un certain nombre de théories et en tant qu’écrivain de science-fiction. Il a cependant, estimé que l'univers était dans un «état stable» et étendu en raison de la création d'une nouvelle matière et non la théorie largement acceptée du "Big Bang". Ironiquement, il a inventé le terme «Big Bang» dans un de ses papiers critiquant la théorie. A l'origine, le terme était destiné à se moquer de la théorie, mais les partisans de la théorie ont décidé qu'il était effectivement très approprié et l'ont gardé.

La prédiction puis la découverte de la résonance 12C de Fred Hoyle a soutenu l'une de ses autres théories: l'hypothèse de la nucléosynthèse stellaire, qui prétend que tous les éléments chimiques naturels sont formés à partir de l'hydrogène dans les étoiles.

Lorsque l'hélium est épuisé dans le centre d'une étoile, le cœur de l'étoile se contracte à nouveau, la température et la densité augmentent si bien que le carbone peut brûler. Ce mécanisme de contraction et d'allumage d'un nouveau carburant différent, à chaque fois que le carburant précédent est épuisé se répète et conduit à de nouvelles phases de combustion consécutives, dans lesquelles les produits de la combustion précédente sont les carburants des phases de combustion ultérieures. Les phases de combustion avancées suivantes ont lieu, produisant de plus en plus d'éléments lourds: carbone, oxygène, néon, et silicium. Le silicium en combustion produit principalement du fer, et constitue la dernière phase de combustion dans une étoile. Après cela, la combustion nucléaire ne peut plus produire d'énergie parce que la fusion du fer et des noyaux plus lourds que le fer ne libère pas d'énergie.
Richard Pogge, OSU.edu

L'image montre le noyau d'une étoile massive à la fin de la combustion du silicium. Le rayon de cœur typique serait ~REarth tandis que le rayon de l'enveloppe serait ~5AU. Source: Richard Pogge, OSU.

La combustion nucléaire dans le cœur des étoiles est accompagnée par la combustion de couches. Les processus de combustion de couches sont similaires aux précédentes phases centrales de combustion et se produisent simultanément dans des couches sphériques autour du centre où la température et la densité ne sont pas aussi élevées, mais où un combustible nucléaire plus léger est toujours disponible. Par exemple, lorsque le noyau d'une étoile fusionne avec le carbone pour produire de l'oxygène, l'enveloppe contient encore un peu de reste d'hélium. L'énergie produite par cœur fusionnant du carbone réchauffe la couche jusqu'à ce qu'elle soit assez chaude pour brûler de l'hélium. L'hélium fusionne en carbone, les éléments lourds tombent dans le noyau fournissant ainsi plus de carburant.

Toutes les étoiles ne suivent pas le processus complet décrit ci-dessus. Plus l’étoile est grosse, plus le noyau peut atteindre une température élevée et plus elle est susceptible d'être en mesure de produire des éléments plus lourds. Le Soleil, par exemple, n'est pas particulièrement grand. Au moment où il fusionne l'hydrogène avec l'hélium vers la fin de sa vie, il aura probablement réussi à fusionner l'hélium et produire un noyau de carbone; mais cela est peu probable qu’il atteigne la température nécessaire pour faire fondre le carbone.

Pour les étoiles ayant moins de 8 fois la masse du Soleil, seule la combustion d'hydrogène et d'hélium peut avoir lieu parce que le noyau de l'étoile n’atteindra jamais la température et la densité nécessaire pour démarrer une autre phase de combustion. Une fois le processus de combustion de l'hélium terminé, il ne reste que les deux couches extérieures; au bord l'hydrogène, de l'hélium un peu plus loin, et le noyau de l'étoile au cœur. Le noyau est constitué de carbone et d'oxygène produits dans la réaction Triple-Alpha. Ensuite, les pulsations et les vents stellaires forts rasent les couches externes et favorisent la création d'une nébuleuse planétaire et laissant une naine blanche derrière.

Concernant les étoiles ayant plus de 8 fois la masse du Soleil, les processus nucléaires peuvent continuer beaucoup plus longtemps, jusqu'à la combustion du silicium, laissant un noyau de fer. Lorsque ces processus se terminent, l'étoile n’est plus en mesure de supporter son propre poids et les couches externes tombent rapidement à l’intérieur de l'étoile, puis rebondissent hors du noyau dense dans une puissante onde de choc, conduisant à l'explosion caractéristique d'une supernova de type II, qui laisse derrière une étoile à neutrons.

Grâce à ces vents et les explosions, les nouveaux éléments créés dans les étoiles sont réparties en tant que gaz et nuages de poussière dans l'espace. Ainsi, les étoiles ressemblent à des usines à produire des matières premières servant à la fabrication de nouvelles étoiles, de planètes et finalement d’humains.

Source: NASA

Grâce aux nébuleuses planétaires (à gauche) et aux supernovas (à droite) des éléments créés dans les étoiles sont répartis dans l'espace. Source des images: NASA

L'élément le plus lourd que les étoiles peuvent créer est le fer, par des processus de fusion nucléaires qui produisent le nouvel élément et libérant de l'énergie. Toutefois, pour les éléments plus lourds que le fer, les composants sont moins disposés à se serrer les coudes. Par exemple, si un proton chargé positivement essaye de fusionner avec un noyau positif, parce qu'ils ont la même charge et se repoussent mutuellement, au lieu de produire de l'énergie, ce processus en consommerait. Pour atteindre des énergies suffisamment élevées pour surmonter ces forces répulsives, des températures de plus en plus élevées sont donc nécessaires.

Alors, comment sont créés des éléments plus lourds comme l'or et l'uranium ?

Eh bien, certains de ces problèmes seront évités si l'on considère les neutrons. Les neutrons n'ont pas de charge, de sorte qu'ils sont capables de fusionner avec un noyau sans avoir à surmonter la répulsion électrique. Si les noyaux capturent des neutrons, plusieurs noyaux riches en neutrons peuvent être créés. Si un noyau devient trop plein de neutrons, certains se transforment en proton par désintégration bêta. Les éléments plus lourds sont produits de cette façon.

Cependant, ils ne peuvent avoir lieu dans des conditions très spécifiques. Il existe deux procédés qui sont connus tous deux sous le nom de nucléosynthèse stellaire (fabrication de noyaux dans les étoiles).

Le processus S ou lent : Ce processus a lieu pendant la combustion de l'hélium des géantes rouges. À ce stade, il y a une abondance de neutrons, qui se trouvent capturés par d'autres noyaux. Ce processus est lent car il y a relativement peu de neutrons produits et il faut des millions d'années jusqu'à ce qu'une quantité appréciable d'éléments lourds soit produite. On obtient ainsi des éléments tels que le zirconium, qui est utilisé en tant que gemme ou dans des catalyseurs. Les éléments produits de cette manière sont généralement stables parce que le processus est assez lent pour permettre aux noyaux de se désintégrer jusqu’à leur stabilité avant d'aller à capturer un autre neutron.

Le processus R ou rapide : Ce processus a lieu pendant la phase de supernovae de type II. Dans ce cas, les neutrons sont produits par la fusion de protons et d'électrons (de capture d'électrons par les protons). Il est rapide car il y a un grand nombre de neutrons produits et il ne faut que quelques secondes pour former une quantité abondante d'éléments lourds. C'est ainsi que des éléments comme l'uranium et l'or sont fabriqués. Les nouveaux éléments sont formés beaucoup plus rapidement que la désintégration nucléaire, donc souvent les éléments de ce type sont instables.

Les rayons cosmiques provenant de l'espace ont été les premières particules de haute énergie jamais étudiées. Quelques rayons cosmiques traversent notre corps chaque seconde, quel que soit l’endroit où l’on se trouve. Il est difficile de travailler sur l'origine exacte des rayons cosmiques parce qu'ils voyagent dans toutes les directions. Beaucoup proviennent du Soleil, d'autres ont probablement été émis par les supernovae. Les rayons cosmiques frappant la couche de l'atmosphère extérieure se déplacent souvent rapidement, avec des protons de haute énergie. Comme ils dévalent vers la terre, ils entrent en collision avec les atomes de l'air (principalement de l'azote et de l'oxygène), créant de nouvelles particules qui pleuvent sur la surface de la Terre. La plupart de ces nouvelles particules sont des isotopes instables.

L'une des histoires les plus fascinantes de l'histoire de la physique nucléaire a été la découverte en 1972 d'un réacteur nucléaire naturel situé en Afrique.

Image source: John de Laeter Centre
Des mesures de routine effectuées sur des échantillons d’UF6 provenant de la mine d'Oklo, au Gabon, en Afrique centrale, ont montré une différence dans le nombre de l'isotope 235U par rapport à l'uranium d'autres mines. Des concentrations plus faibles, et la présence d'autres isotopes comme le néodyme et le ruthénium ont laissé supposer qu'une réaction nucléaire avait eu lieu. Cela est surprenant, et certains ont même émis l'hypothèse que ces déchets radioactifs auraient été abandonnés par une civilisation extraterrestre et proviendraient du leur moteur de leur vaisseau spatial.

Finalement, il a été constaté que l'uranium naturel avait été concentré dans les roches par des processus géologiques à des concentrations si élevées que les réactions nucléaires en chaîne qui ont pu commencer toutes seules il y a environ deux milliards d'années, et se sont poursuivi pendant 1 million d'années.

Après le Big Bang, il y a environ 13,7 milliards d'années (en haut à gauche dans l'image ci-dessous), l'Univers était composé d'un gaz: l'hydrogène et l'hélium purs, sans autres éléments (en haut au centre). Les régions les plus denses de ces gaz ont fini par s'effondrer sous leur propre gravité et ont produit des étoiles (au milieu à droite). Les étoiles produisent des éléments (le plus lourd étant du fer pour la plupart des étoiles) pendant des millions à des milliards d'années (en bas). A la fin de leur vie, les étoiles se répartissent les éléments créés dans l'espace entre les nébuleuses planétaires et les supernovae. Les éléments plus lourds que le fer sont produits au cours de la supernova (milieu gauche). Les éléments libérés forment de nouvelles étoiles et le processus continue. Ce cycle s'est perpétué un certain nombre de fois avant que le soleil et les planètes ne se forment (en haut à droite). Le système solaire contient des éléments créés dans les générations précédentes d'étoiles.
Source de l'image: Behacker & Partner

Testez vos connaissances!
1. Quel élément est l'élément le plus lourd que les étoiles peuvent produire? ?
  1. L'oxygène
  2. Le silicium
  3. Le fer
  4. Le potassium
2. Par quel processus le Soleil produit-il la plupart de son énergie?
  1. La chaîne PP
  2. Le cycle CNO
  3. La réaction Triple-Alpha
3. Quelles sont les trois saveurs de neutrinos?

4. Quel type de neutrino, détecté pour la première fois dans les années 1960, a conduit au problème des neutrinos solaires?
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1.c 2.a 3.électron, muonique et tauique 4.Le neutrino électronique