Nucléosynthèse
Chaque atome de ton corps a été forgé soit lors du Big Bang, soit au cœur d'une étoile — ton origine cosmique est inscrite dans le tableau périodique.
Nucléosynthèse primordiale
Environ trois minutes après le Big Bang, l'univers était assez froid pour que protons et neutrons puissent fusionner en premiers noyaux atomiques. En une fenêtre d'à peine vingt minutes, cela a produit presque exclusivement de l'hydrogène et de l'hélium — avec quelques traces de lithium. Après quoi l'univers s'était déjà tellement dilaté et refroidi que la fusion nucléaire s'est arrêtée.
Pourquoi cela ne s'est-il pas poursuivi ? Il n'existe aucun noyau atomique stable de nombre de masse 5 ou 8 — toute tentative de fusionner ⁴He avec un proton ou un neutron supplémentaire, ou avec un second ⁴He, se solde immédiatement par une désintégration. Sans ces étapes intermédiaires, et sans les densités et les durées, supérieures de plusieurs ordres de grandeur, régnant au cœur des étoiles, l'univers primordial n'avait aucun chemin vers des éléments plus lourds.
La fusion au cœur des étoiles
Tout ce qui est plus lourd que le lithium ne naît que dans les étoiles. Au cœur d'une étoile, sous une pression énorme et à des températures de plusieurs millions de kelvins, quatre noyaux d'hydrogène fusionnent d'abord en un noyau d'hélium — le processus qui fait briller le Soleil depuis 4,6 milliards d'années. Lorsque la réserve d'hydrogène du cœur est épuisée, l'étoile se contracte, s'échauffe davantage et amorce l'étape de fusion suivante.
Dans le processus dit triple-alpha, trois noyaux d'hélium-4 fusionnent en carbone-12 — une étape intermédiaire remarquablement improbable, qui ne fonctionne que parce que le carbone possède justement un état d'énergie excité adéquat. Les étoiles massives amorcent ensuite d'autres étapes de fusion jusqu'au silicium et enfin dans la région du fer-56 et du nickel-62 — c'est là que la courbe d'énergie de liaison atteint son maximum (exactement au nickel-62, de justesse devant le fer-56, bien plus abondant) et la fusion ne libère plus d'énergie.
À chaque étape de fusion, la température requise augmente et la durée de combustion se raccourcit drastiquement — la dernière étape avant le cœur de fer ne dure souvent plus que quelques heures pour une étoile massive.
Au-delà du fer : la capture de neutrons
Puisqu'à partir du fer la fusion coûterait de l'énergie au lieu d'en libérer, tous les éléments plus lourds — du cobalt à l'uranium — naissent par une autre voie : la capture de neutrons libres, qui n'ont eux-mêmes aucune répulsion électrostatique à surmonter. Après chaque capture, un noyau instable peut transformer un neutron en proton par désintégration β⁻ et ainsi accéder à l'élément suivant. Selon la vitesse à laquelle les neutrons sont capturés, on distingue deux processus fondamentalement différents.
Lorsque LIGO/Virgo ont mesuré le 17 août 2017 les ondes gravitationnelles d'une collision d'étoiles à neutrons, des télescopes du monde entier ont observé simultanément un sursaut lumineux caractéristique — une kilonova. Sa courbe de couleur correspondait exactement aux prédictions pour de la matière fraîchement synthétisée par processus r : la première preuve directe que les collisions d'étoiles à neutrons projettent bel et bien de l'or et d'autres éléments lourds dans l'espace.
L'origine cosmique des éléments
En rassemblant toutes ces voies de formation, on peut déterminer l'origine cosmique de pratiquement chaque élément du tableau périodique — un résultat de décennies d'astrophysique, qu'on peut représenter de façon parlante sous forme de carte des origines.