Nucléosynthèse des éléments chimiques

[Floda200489]

Bonjour,

J'entends souvent que le Big Bang a créé, lors de la nucléosynthèse priomordiale, l'hydrogène et un peu d'hélium, que les étoiles fusionnent ces éléments pour donner les éléments jusqu'au fer et que ce sont les supernovae qui se chargent du reste jusqu'à l'uranium.
Sauf que je suis tombé là dessus :

https://fr.m.wikipedia.org/wiki/Nucl...osynth%C3%A8se

Non seulement je ne vois rien de particulier aux alentours du fer, mais en plus je constate que les étoiles de faible masse peuvent aussi produire des éléments plus lourds que le fer... Alors là je ne comrpends plus... Peut-on concilier les deux ou alors il y a une simplification abusive dans le premier cas ?

Ensuite, je me demande aussi pourquoi on dit que l'hélium fusionne en carbone puis ce dernier en oxygène etc... sans jamais parler de ceux qui se trouvent entre deux...

Et enfin, quand on parle de la métallicité des étoiles, est-il logique de penser que ces éléments ont coulé vers le centre de l'étoile en question ?

Merci pour vos réponses
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[Deedee81]

Bonjour,

Point initial : c'est quand même pas mal d'hélium au début (un quart en masse). Et un peu du reste (He3, lithium, deutérium,...)

Tout d'abord la nucléosynthèse c'est assez complexe en soi. Bon, déjà les processus qui interviennent ne sont pas simples (fusion, fission, spallation, radioactivité), et le mot est faible.
Mais en plus il y a pleins de processus : la nucléosynthèse primordiale, la synthèse stellaire, tu en as parlé. Mais il y a aussi la spallation, et les différents mécanismes de dispersion des atomes créés au sein des étoles et qui dépend de leur masse (les supernovae, les phases géantes rouges avec vent solaire énorme, d'autant plis compliqué que la structure des étoiles est un peu du style "couches d'un oignon" avec des compositions chimiques différentes).
Il y a même synthèse lors de collisions d'étoiles à neutrons (notamment de l'or Enfin, c'est ce que j'avais lu dans une actu, faut peut-être confirmer)

Je ne donne pas de sources, on en trouve facilement des tonnes (des simples et courtes comme wikipedia a des bouquins entiers)

Ensuite, trois réponse un peu plus précises sur tes questions
1) Si tu regardes la courbe d'énergie de liaison des nucléons dans un noyau : https://upload.wikimedia.org/wikiped...cl%C3%A9on.svg
tu peux constater que le fer 56 est au sommet : c'est le noyau plus plus stable de tous. A gauche la fusion produit de l'énergie, la fission en consomme. A droite c'est l'inverse. Et pour le fer aucun processus ne produit d'énergie.

Ceci explique dans dans les (grosses) étoiles la combustion centrale produise beaucoup de fer (avec un arrêt brutal, très brutal, dû entre autre à l’aplatissement de la courbe ci-dessus : faut consommer de plus en plus et de plus en plus vite pour garder l'étoile stable, et après : boum). L'explosion en supernovae c'est d'abord une contraction violente du coeur. Au détriment de l'énergie totale une partie du fer fusionne pour produire des éléments lourds (c'est la nucléosynthèse dite explosive).

Cette stabilité du fer explique qu'il soit si abondant. Même si une grosse partie du coeur de la supernovae termine en étoile à neutrons (voire en trou noir).

2) Ensuite, la fusion c'est un "rassemblement" de nucléons. Donc on a fusion de 4 protons pour donner un noyau d'hélium. Ensuite surtout des multiples de 4 : en particulier le carbone (12) et l'oxygène (16). Voir un tableau périodique. Sans compter que certaines réactions sont plus faciles que d'autres, que des effets de catalyseur peuvent exister (la fusion H -> He est facilité par exemple par la présence d'un peu de carbone). Et certains noyaux produits sont si instables qu'il disparaissent quasi tout de suite. C'est donc fort compliqué. Mais en gros c'est ça.

Et ces effets particuliers et un peu compliqués sont vrai aussi en "explosifs", pour la spallation, etc... et même en primordial (le deutérium est beaucoup moins fréquent que l'hydrogène car il est fragile et même détruit très vite dans les étoiles). Et explique que certains éléments chimiques soient rares et d'autres plus abondants (sans compter les phénomènes géologiques qui lors de la formation de la terre on plus ou moins concentré et/ou conservé dans la croute tel ou tel éléments)

3) Pour la métallicité, là d'autres seront sans doute plus qualifié que moi. Mais si on parle des éléments initiaux je doute qu'ils coulent car la convection est intense dans les étoiles (enfin, dans la couche supérieur en tout cas, la couche inférieure est radiative, c'est pourquoi on aura besoin d'un spécialiste)
EDIT après réflexion, la pression de radiation doit être plus forte sur un gros noyau et donc là aussi empêcher de "couler". Mais à confirmer quand même

[Floda200489]

Merci beaucoup pour ta réponse !

Autre question : s'attendons-nous réellement à trouver un jour des étoiles de première génération ou alors il ne s'agit que d'une hypothèse débattue ? Aussi, sont-elles forcément des quasi-étoiles beaucoup plus grandes que les plus grandes étoiles que l'on observe aujourd'hui ?
Je me pose ces questions car je comprends mal comment des naines rouges de première génération ne pourraient pas encore exister de nos jours... Qu'est-ce qui empêchait la formation de petites étoiles ?

[Gilgamesh]

Merci beaucoup pour ta réponse !

Autre question : nous attendons-nous réellement à trouver un jour des étoiles de première génération ou alors il ne s'agit que d'une hypothèse débattue ? Aussi, sont-elles forcément des quasi-étoiles beaucoup plus grandes que les plus grandes étoiles que l'on observe aujourd'hui ?
Je me pose ces questions car je comprends mal comment des naines rouges de première génération ne pourraient pas encore exister de nos jours... Qu'est-ce qui empêchait la formation de petites étoiles ?

On pense bien comprendre la phase de nucléosynthèse primordiale et l'idée est qu'elle ne produit que de l'hydrogène, un gros paquet d'hélium-4, un petit peu de deutérium et d'hélium-3, du lithium et des traces de béryllium.

Le terme de population stellaire, pour désigner les générations d'étoiles, fait référence à la quantité de "métaux" (noté Z ou [X/H] avec X un éléments plus lourds que l'hélium) détectables dans le spectre d'une étoile. (Baade 1944) avait classé les étoiles en population I riches en métaux (comme le Soleil, Z = 2%) et population II plus pauvres en métaux ([Fe/H] allant jusqu'à -6, c-a-d dans un rapport 10^-6 par rapport à la métallicité solaire). Bien que très faible, la métallicité des population II indique un enrichissement initial. Il y a donc fatalement une première population, notée population III, qui s'est formé à partir du gaz vierge issu de la nucléosynthèse primordiale.

Pour comprendre à quoi peuvent ressembler ces étoiles de pop III il faut déjà comprendre quels sont les mécanismes à l'oeuvre dans la formation stellaire. Pour former des étoiles, il faut effondrer du gaz. Pour cela il faut que la force de gravité l'emporte sur la pression interne du nuage, elle-même dépendante de la densité n et de la température T. Si tu prends un nuage et que tu augmentes sa densité ou, plus simple, que tu diminues sa température, tu fais passer sa masse sous une masse critique dites masse de Jeans M_J, et la force de gravité l'emportent sur la force d'agitation thermique.

M_J = 30M_☉ √(T³/n)

M_☉ : masse solaire, T en K, n en proton/cm³

Cette relation permet de deviner que la masse de l'étoile de l'étoile va dépendre de la température du nuage : plus c'est froid, plus on va former de petites étoiles.

Toutefois si on fait l'application numérique pour des valeurs typiques dans les nuages moléculaires qui sont les sites de formations stellaire, disons T=100K et n=1000 cm^-3 on trouve une masse de Jeans de l'ordre de 1000 M_☉. Or la plupart des étoiles qui se forment sont plus petites que le Soleil. Il faut adjoindre un deuxième phénomène fondamental dans la formation stellaire : la fragmentation. Durant l'effondrement, la pression, donc la température augmente, mais la durée de l’effondrement du nuage est beaucoup plus longue que le temps de transfert de la chaleur. La température a largement le temps de s'uniformiser et on peut considérer dans un premier temps que le nuage en effondrement est isotherme. De ce fait, on un nuage de densité croissante et de température uniforme, ce qui fait que la masse de Jeans diminue. Chaque masse de Jeans connait un effondrement séparé et le nuage se fragmente.

Mais avant ça, on l'a vu il faut refroidir assez. Et pour refroidir dans l'univers, la seule façon est de rayonner son énergie. Et ça n'est pas si facile. Il faut des chocs inélastiques, c-à-d que lors du choc, il faut qu'une fraction de l'énergie soit absorbée par le cortège électronique qui change alors d'état pour se désexciter ensuite. Pour un atome d'hydrogène H c'est beaucoup plus difficile que pour une molécule d'hydrogène H₂, parce que celle ci possède plein d'état d'excitation de basse énergie, facile à exciter et qui vont se désexciter dans l'infrarouge. Donc dans le gaz primordial, la capacité à refroidir est liée à la possibilité de former du H₂. Or, c'est pareil, pour former du H₂ quand on est de l'hydrogène atomique chaud ça n'est pas si facile : lors du choc entre deux atomes, il faut pouvoir évacuer l'énergie cinétique du choc pour que les deux atomes puissent former une liaison. Dans l'univers actuel, cette réaction est catalysée par les poussières, l'H₂ se forme à leur surface. Ces poussières forment également des "radiateurs" très efficaces pour la même raison : lorsqu'elles sont heurtées par une molécule de gaz, le choc sera toujours inélastique, l'énergie va être absorbée par la montagne d'atomes disposés en réseau cristallin que constitue la poussière et, via les vibrations du réseau, être ré-émise dans l'infrarouge. Un nuage poussiéreux va donc refroidir efficacement et former de l'hydrogène moléculaire.

Or les poussières, c'est des "métaux". Pas de métaux, pas de poussière. Pas de poussière, pas de palais.

Bon, il se forme quand même un peu de H₂ avec l'enchainement des réactions suivantes :

H + e^- → H^- + ɣ
H^- + H → H₂ + e^-

McDowell (1961) Saslaw & Zipoy (1967)

Et cet H₂ va jouer un rôle dans le refroidissement de ce gaz primordial qui va s'effondrer au sein des globules de matières noires. Les simulations hydrodynamiques 3D réalisée depuis le début des années 2000 (Abel et al. 2002; Bromm et al. 2002), et plus récemment par (Yoshida et al. 2006) et O’Shea & Norman, 2007) ont montré que la fragmentation ne produit qu’un seul fragment massif par halo (je n'ai pas trouvé la raison, mais je suppose que c'est en lien avec la métallicité nulle). D'où les masses importantes pressenties pour ces pop III de l'ordre de 30 à 300 M_☉.

Les étoiles de grandes masses ont une luminosité importante (L ~ M³), une faible durée de vie (τ ~ M^-2), elles vont loin dans la nucléosynthèse et connaissent une fin explosive, qui disperse le contenu de cette nucléosynthèse dans le milieu interstellaire et l'enrichit en éléments lourds. Dès la fin de la population III on peut donc former de petites étoiles de population II très longévives, qu'on va retrouver dans les galaxies actuelles.

[A voir en vidéo sur Futura]

[Floda200489]

D'accord, merci pour ta réponse !

Et oui désolé pour la faute de français, impardonable ^^'