noyau atomique, il peut séparer ce noyau dans un processus connu sous le nom de spallation. C’est de cette façon que l’Univers, une fois qu’il a atteint l’âge des étoiles, produit de nouveaux lithium, béryllium et bore. Nicolle R. Fuller/NSF/IceCube
Si vous deviez prendre tous les éléments du tableau périodique et les classer selon leur abondance dans l’Univers, vous trouveriez quelque chose d’un peu surprenant. L’élément le plus commun est l’hydrogène, qui compose près des trois quarts de l’Univers en masse. À environ un quart se trouve l’hélium, produit principalement dans les premiers stades du Big Bang chaud, mais également produit par la fusion nucléaire qui se produit dans la plupart des étoiles, y compris notre Soleil.
A côté de cela, on trouve l’oxygène en troisième position, le carbone en quatrième position, suivi de près par le néon, l’azote, le fer, le magnésium et le silicium, qui sont tous produits à l’intérieur des étoiles massives et géantes brûlant à chaud. En général, les éléments lourds sont rares et les éléments légers sont abondants, mais il y a trois grandes exceptions : le lithium, le béryllium et le bore. Ces trois éléments sont pourtant les 3e, 4e et 5e plus légers de tous. Voici l’histoire cosmique qui explique pourquoi ils sont si rares.
aujourd’hui, telle que mesurée pour notre système solaire. Bien qu’ils soient les 3e, 4e et 5e éléments les plus légers de tous, les abondances du lithium, du béryllium et du bore sont bien inférieures à celles de tous les autres éléments proches du tableau périodique. MHz`as/Wikimedia Commons (image) ; K. Lodders, ApJ 591, 1220 (2003) (données)
Dans les suites immédiates du chaud Big Bang, les premiers noyaux atomiques se sont formés à partir d’une mer ultra-énergétique de quarks, leptons, photons, gluons et antiparticules. Lorsque l’Univers s’est refroidi, les antiparticules se sont annihilées, les photons ont cessé d’être suffisamment énergétiques pour faire exploser les noyaux liés, et les protons et les neutrons de l’Univers primitif ont commencé à fusionner. Si nous pouvions créer les éléments lourds que l’on trouve sur la planète Terre, l’Univers aurait pu être prêt pour la vie dès la naissance des premières étoiles.
Malheureusement pour nos rêves de voir l’Univers naître avec les ingrédients nécessaires à la vie, les photons restent trop énergétiques pour former même le noyau lourd le plus simple – le deutérium, avec un proton et un neutron liés – jusqu’à ce que plus de trois minutes se soient écoulées depuis le Big Bang. Au moment où les réactions nucléaires peuvent avoir lieu, l’Univers n’est plus qu’un milliardième aussi dense que le centre du Soleil.
hélium-3 et lithium-7 tels que prédits par la nucléosynthèse du Big Bang, avec les observations indiquées dans les cercles rouges. Notez le point clé ici : une bonne théorie scientifique (Nucléosynthèse du Big Bang) fait des prédictions robustes et quantitatives pour ce qui devrait exister et être mesurable, et les mesures (en rouge) s’alignent extraordinairement bien avec les prédictions de la théorie, la validant et contraignant les alternatives. Les courbes et la ligne rouge sont pour 3 espèces de neutrinos ; plus ou moins conduisent à des résultats qui entrent gravement en conflit avec les données, en particulier pour le deutérium et l’hélium-3. NASA / WMAP Science Team
Cela reste une assez bonne affaire, car cela nous donne un Univers composé d’environ 75% d’hydrogène, 25% d’hélium-4, environ 0,01% de deutérium et d’hélium-3 chacun, et environ 0,0000001% de lithium. Cette minuscule quantité de lithium est ce qui existait avant la formation de toute étoile dans l’Univers, et c’est une très, très bonne chose pour nous, car le lithium est un élément assez important pour de nombreuses applications, technologies, et même des fonctions biologiques ici sur Terre, y compris chez les humains.
Mais une fois que vous commencez à former des étoiles, tout change. Oui, une fois que vous atteignez des densités semblables à celles des étoiles ainsi que des températures qui dépassent environ 4 millions de K, vous commencez à fusionner l’hydrogène en hélium ; notre Soleil est occupé à le faire en ce moment même. Les processus nucléaires qui se produisent changent littéralement l’Univers. Seulement, ils ne changent pas seulement les choses de la manière dont nous le souhaiterions ; ils les changent aussi dans une direction inattendue.
de la chaîne proton-proton, qui produit de l’hélium-4 à partir du combustible initial, l’hydrogène. Il s’agit du processus nucléaire qui fusionne l’hydrogène en hélium dans le Soleil et toutes les étoiles similaires. Sarang
Lorsque vous formez une étoile, ce n’est pas seulement l’hydrogène qui atteint ces températures astronomiques, ce sont toutes les particules à l’intérieur. Malheureusement pour le lithium, ces températures sont plus que suffisantes pour le faire exploser. Le lithium a été l’un des éléments les plus notoirement difficiles à mesurer dans l’Univers principalement pour cette raison : au moment où nous arrivons à l’époque actuelle et que nous pouvons extraire de manière fiable un signal de lithium, une grande partie de ce avec quoi l’Univers a commencé a déjà été détruit.
« Attendez », je vous entends objecter. « L’Univers est clairement plein de ces éléments lourds : carbone, azote, oxygène, phosphore, et tous les éléments nécessaires à la vie, tout en haut du tableau périodique jusqu’à l’uranium et même au-delà. Il doit bien y avoir un moyen de les fabriquer, non ? »
En effet, vous avez raison.
Les éléments plus lourds que l’hydrogène peuvent nous donner une fenêtre puissante sur le passé de l’Univers, ainsi qu’un aperçu de nos propres origines. Cependant, tous les éléments fabriqués après le lithium n’ont pas pu venir à nous dès les premiers temps de l’Univers, mais ont dû être créés plus tard. Wikimedia Commons user Cepheus
Lorsque chaque étoile suffisamment massive (y compris notre Soleil) brûle tout l’hydrogène de son noyau, la fusion nucléaire ralentit et s’arrête. Tout à coup, la pression de radiation qui maintenait l’intérieur de l’étoile contre l’effondrement gravitationnel commence à baisser, et le noyau commence à rétrécir.
En physique, lorsqu’un système de matière quelconque se comprime rapidement par rapport à une certaine échelle de temps, il se réchauffe. A l’intérieur des étoiles, un noyau principalement constitué d’hélium peut atteindre des températures si extrêmes que la fusion nucléaire de l’hélium en carbone peut commencer, par une réaction nucléaire spéciale connue sous le nom de processus triple-alpha. Dans les étoiles comme le Soleil, le carbone est la fin, et la seule façon dont les éléments plus lourds sont formés est par la production de neutrons, ce qui peut vous faire grimper très lentement dans le tableau périodique.
Une fois que la fusion de l’hélium a entièrement suivi son cours, les couches externes de l’étoile seront expulsées dans une nébuleuse planétaire tandis que le noyau se rétrécit pour former une naine blanche.
et orientations en fonction des propriétés du système stellaire dont elles sont issues, et sont responsables de nombreux éléments lourds de l’Univers. Les étoiles supergéantes et les étoiles géantes entrant dans la phase de nébuleuse planétaire sont toutes deux responsables de la formation de nombreux éléments importants du tableau périodique par le biais du processus s. NASA, ESA, et The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)
Mais il existe des étoiles beaucoup plus massives que cela, capables de subir une fusion du carbone lorsque le noyau se contracte encore plus. Les étoiles où cela se produit vont fusionner le carbone en oxygène, l’oxygène en néon, le néon en magnésium, et ainsi de suite jusqu’à ce qu’elles aient créé du silicium, du soufre, de l’argon, du calcium, et des éléments allant jusqu’au fer, au nickel et au cobalt. Lorsqu’elles seront finalement à court de combustible utile, elles mettront fin à leur vie dans un événement cataclysmique connu sous le nom de supernova.
Ces supernovae sont responsables d’une grande fraction de nombreux éléments plus lourds de l’Univers, tandis que d’autres événements comme les fusions naine blanche-naine blanche ou les fusions étoile à neutrons-étoile à neutrons produisent le reste. Entre les étoiles qui terminent leur vie dans des nébuleuses planétaires ou des supernovae, ainsi que les fusions de leurs vestiges, nous pouvons rendre compte de l’écrasante majorité des éléments que l’on trouve dans la nature.
vie, culminant dans une supernova de type II lorsque le noyau est à court de combustible nucléaire. Le stade final de la fusion est généralement la combustion du silicium, produisant du fer et des éléments semblables au fer dans le noyau pendant un bref moment seulement avant qu’une supernova ne s’ensuive. Bon nombre des restes de supernova conduiront à la formation d’étoiles à neutrons, qui peuvent produire les plus grandes abondances d’éléments les plus lourds de tous. Nicole Rager Fuller/NSF
Entre les mécanismes suivants :
- le Big Bang,
- les étoiles brûlant de l’hydrogène,
- les étoiles brûlant de l’hélium (complétées par l’émission et l’absorption de neutrons),
- les étoiles brûlant du carbone et au-delà (complétées par leur fin de vie dans les supernovae de type II),
- les fusions de naines blanches (produisant des supernovae de type Ia),
- et les fusions d’étoiles à neutrons (produisant des kilonovae et la majorité des éléments les plus lourds),
nous pouvons rendre compte de pratiquement chacun des éléments que nous trouvons dans l’Univers. Il y a quelques éléments instables qui ne sont pas pris en compte – le technétium et le prométhium – parce qu’ils se désintègrent trop rapidement. Mais trois des éléments les plus légers ont besoin d’une nouvelle méthode, car aucun de ces mécanismes ne crée le béryllium ou le bore, et la quantité de lithium que nous voyons ne peut pas être expliquée par le Big Bang seul.
origine, sont détaillées dans cette image ci-dessus. Si la plupart des éléments trouvent leur origine principalement dans les supernovae ou les étoiles à neutrons en fusion, de nombreux éléments d’importance vitale sont créés, en partie ou même en grande partie, dans les nébuleuses planétaires, qui ne sont pas issues de la première génération d’étoiles. NASA/CXC/SAO/K. Divona
L’hydrogène fusionne en hélium, et l’hélium est l’élément n°2. Il faut trois noyaux d’hélium pour fusionner en carbone, où le carbone est l’élément n°6. Mais qu’en est-il de ces trois éléments intermédiaires ? Qu’en est-il du lithium, du béryllium et du bore ?
Il s’avère qu’aucun processus stellaire ne permet de fabriquer ces éléments en quantité suffisante sans les détruire presque aussi rapidement, et il y a une bonne raison physique à cela. Si vous ajoutez de l’hydrogène à l’hélium, vous créez du lithium 5, qui est instable et se désintègre presque immédiatement. Vous pourriez essayer de fusionner deux noyaux d’hélium 4 pour obtenir du béryllium 8, qui est également instable et se désintègre presque immédiatement. En fait, tous les noyaux de masse 5 ou 8 sont instables.
On ne peut pas fabriquer ces éléments à partir de réactions stellaires impliquant des éléments légers ou lourds ; il n’y a aucun moyen de les fabriquer dans les étoiles du tout. Pourtant, non seulement le lithium, le béryllium et le bore existent tous, mais ils sont essentiels aux processus de la vie ici sur Terre.
cellule, avec de nombreuses structures familières à l’intérieur, y compris ses parois cellulaires primaires et secondaires. L’élément bore est absolument essentiel à la vie telle que nous la connaissons sur Terre. Sans le bore, les parois cellulaires des plantes n’existeraient pas. Caroline Dahl / cca-by-sa-3.0
Ces éléments, au contraire, doivent leur existence aux sources de particules les plus énergétiques de l’Univers : pulsars, trous noirs, supernovae, kilonovae et galaxies actives. Ce sont les accélérateurs de particules naturels connus de l’Univers, crachant des particules cosmiques dans toutes les directions de la galaxie et même à travers les vastes distances intergalactiques.
Les particules énergétiques produites par ces objets et événements se déplacent dans toutes les directions, et finiront par heurter une autre particule de matière. Si cette particule qu’elle heurte s’avère être un noyau de carbone (ou plus lourd), les hautes énergies de la collision peuvent provoquer une autre réaction nucléaire qui fait exploser le plus gros noyau, créant une cascade de particules de masse inférieure. Tout comme la fission nucléaire peut diviser un atome en éléments plus légers, la collision d’un rayon cosmique avec un noyau lourd peut de la même façon faire exploser ces particules lourdes et complexes.
Le trou noir supermassif au centre du disque d’accrétion envoie un jet étroit et très énergétique de matière dans l’espace, perpendiculairement au disque d’accrétion du trou noir. Des événements et des objets tels que celui-ci peuvent créer des particules cosmiques énormément accélérées, qui peuvent se fracasser sur des noyaux atomiques lourds et les faire éclater en composants plus petits. DESY, Science Communication Lab
Lorsque vous fracassez une particule à haute énergie dans un noyau massif, le grand noyau se sépare en une variété de particules composantes. Ce processus, appelé spallation, est la façon dont la majorité du lithium, du béryllium et du bore s’est formée dans notre Univers. Ce sont les seuls éléments de l’Univers qui sont principalement formés par ce processus, plutôt que par des étoiles, des restes stellaires ou le Big Bang lui-même.
Lorsque vous regardez à quel point tous les éléments que nous connaissons sont abondants, il y a une pénurie superficiellement surprenante des 3ème, 4ème et 5ème éléments les plus légers de tous. Il y a un énorme fossé entre l’hélium et le carbone, et nous savons enfin pourquoi. Ces raretés cosmiques ne peuvent être produites que par une collision fortuite de particules traversant l’Univers. C’est pourquoi la quantité de chacun de ces éléments n’est que de quelques milliardièmes de celle du carbone, de l’oxygène et de l’hélium. La spallation des rayons cosmiques est la seule façon de les fabriquer une fois que nous sommes entrés dans l’âge des étoiles, et des milliards d’années plus tard, même ces oligo-éléments sont essentiels au livre de la vie.
Suivez-moi sur Twitter. Consultez mon site web ou certains de mes autres travaux ici.