105 - questions sur les nucleosynthese primordiale et stellaire

LA PROBLEMATIQUE

1 – La nucléosynthèse primordiale du big bang

L'origine des éléments a posé un problème difficile aux astronomes pendant longtemps. La compréhension des équations d'Einstein menant à l'idée que l'univers avait eu un passé extrêmement chaud, Georges Gamow eut le premier l'idée (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 suivies de désintégrations béta.

Les conditions nécessaires à la synthèse du deutérium sont très particulières et n'ont probablement été remplies qu'à un seul moment, quelques minutes après le Big Bang, il y a quinze milliards d'années. C'est à cette époque qu'ont été synthétisés, par fusion, les premiers noyaux atomiques. Un proton pouvait alors fusionner avec un neutron pour donner naissance à un noyau de deutérium. Celui-ci pouvait en principe fusionner à son tour avec un autre noyau et engendrer un noyau plus lourd. Mais en diluant la matière, l'expansion de l'Univers rendait moins probable la rencontre d'un noyau de deutérium avec un autre noyau, certains noyaux de deutérium ont alors survécu.

Il fallait donc trouver un autre moyen de les produire.

2 – La nucléosynthèse stellaire

Au début de la vie d'une étoile se trouve un nuage de gaz (principalement de l'hydrogène) L'hydrogène disponible à ce moment-là a été synthétisé lors du Big Bang,  Ce gaz pour une raison ou une autre, va commencer à se contracter. Avec la contraction, la température augmente progressivement. Quand elle dépasse 10 millions de kelvinsla température est suffisante pour que les noyaux d'hydrogène aient assez d'énergie pour vaincre la barrière coulombienne et ainsi fusionner .

Le cycle proton-proton permet de transformer de l'hydrogène en ⁴He. 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'hélium 3 avec lesquels les atomes de deutérium vont fusionner, l'étoile va fabriquer de l'hélium 4 

Première étape : la synthèse du deutérium par fusion d'un neutron et d'un proton. La réaction s'écrit :

p + n → D + γ (γ désigne ici un photon, D est le noyau de deutérium ²H).

COMMENTAIRES

De fait, toute la théorie de la genèse stellaire repose sur l’unique processus de la fusion B+ d’un proton avec un électron : L’HYDROGENE DISPONIBLE ETANT CONSTITUEE UNIQUEMENT DE PROTONS, IL FAUT TRANSFORMER CEUX-CI EN NEUTRONS PAR CAPTURE ELECTRONIQUE :  p+e> n puis p+n -> D puis 3H> 4He> 6C etc etc

Dans la genèse primordiale, le processus était différent car le neutron était disponible puisque créé dans le même temps que le proton. D'autant que : "Les conditions nécessaires à la synthèse du deutérium sont très particulières et n'ont probablement été remplies qu'à un seul moment, quelques minutes après le Big Bang, il y a quinze milliards d'année"

Un proton peut réagir avec un électron pour donner un neutron (plus un neutrino) à condition que le proton soit dans un environnement nucléaire favorable.  Cela s'appelle la "capture électronique". Cela se produit notamment dans les rayons cosmiques, et aussi dans les étoiles à neutrons.

Or, cette étape première est  oubliée dans les calculs qui font fusionner immédiatement  2 protons  p+p > 2H (deutérium)

 Il est donc curieux que cette étape première soit le plus souvent escamotée dans les descriptions de la genèse stellaire et que la fusion p+p de l’hydrogène soit présentée comme allant de soi. Or la réaction Béta+ suppose des conditions de température et de pression qui ne peuvent être réunies dans les étoiles de petite masse comme les naines brunes. " Les naines brunes ont une masse qui se situe entre les planètes les plus massives et les étoiles les moins massives. En raison de cette masse trop faible, la température et la pression  du cœur ne sont pas suffisantes pour maintenir les réactions de fusion nucléaire de l'hydrogène. On peut se demander si elles peuvent seulement démarrer la réaction béta+ qui est première !

En définitive, la séparation en deux étapes de la genèse stellaire  suppose que dans la première le neutron soit produit simultanément avec le proton et dans la deuxième que les conditions soient réunies pour produire un neutron par transformation B+ d’un proton.

Dans l’astrogenèse stellaire que nous proposons, le processus est bien plus simple puisque protons et neutrons sont produits simultanément par le cœur photonique de l’étoile pour former immédiatement de l’hélium voir des éléments plus lourds. Cette astrogenèse n’étant plus soumise à des conditions de masse, petites planètes et naines brunes peuvent pour synthétiser tout bonnement  leurs éléments, comme le font les « grands ».