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La naissance des éléments chimiques dans les supernovae mieux comprise

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Comment sont nés les éléments chimiques ? Les astrophysiciens nucléaires répondent lentement mais sûrement à cette question depuis des décennies. Certains éléments lourds naîtraient ainsi lors de l'explosion de supernovae suivant un processus appelé processus R. Celui-ci fait intervenir des réactions basées sur des flux intenses de neutrons. Des chercheurs de l'institut de Recherche scientifique japonais, le RIKEN, ont réussi à mesurer avec précision les temps de demi-vie (quelques millisecondes seulement) de certains noyaux produits par ces réactions. Un grand pas en avant dans la compréhension de l'origine des éléments chimiques.

Les éléments plus légers que le fer et plus lourds que le lithium naissent dans les étoiles lorsque celles-ci sont stables. D'autres éléments, plus lourds que le fer, sont quant à eux synthétisés en une seconde grâce aux supernovae SN II. En cause : le flux intense de neutrons produits par les étoiles au cours de l'effondrement de leur cœur avant d'exploser en supernovae. © Akihiro Ikeshita, Particle CG : Naotsugu Mikami (NAOJ)

Les progrès de l'astrophysique nucléaire ont été fulgurants après la Seconde Guerre mondiale. Il faut dire que comprendre les réactions nucléaires à l'intérieur des étoiles était un bon moyen d'aider à la conception et à la fabrication des armes thermonucléaires. Toutefois, ces travaux ont également eu une retombée bien plus pacifique puisqu'ils ont participé à la compréhension de l'origine des éléments chimiques grâce à la théorie de la nucléosynthèse stellaire.

En opposition à Gamow, qui pensait qu'ils avaient tous été synthétisés au début de l'univers dans le cadre de la théorie du Big Bang, Margaret Burbidge, Geoffrey Burbidge, William Fowler, et Fred Hoyle ont ainsi démontré que les éléments chimiques prenaient en fait naissance au cœur des étoiles. Ils ont présenté leur recherche dans un article légendaire publié en 1957 et appelé B2FH, un nom formé avec les initiales des auteurs. Lors d'un colloque en 2007, Geoffrey Burbidge a d'ailleurs rappelé ses souvenirs à ce sujet. Ses propos peuvent être lus sur arXiv.

Le prix Nobel de chimie Harold Urey a été l'un des premiers cosmochimistes à établir la composition chimique moyenne de la Voie lactée. © DP, Wikipédia

Neutrons et radioactivité bêta, des clés de la nucléosynthèse

En 1956, en se basant sur l'analyse des météorites les plus primitives du Système solaire, les chondrites, Hans Suess et le prix Nobel de chimie Harold Urey avaient déterminé les abondances de bien des éléments présents dans l'univers. Ils avaient pour cela supposé que la composition chimique du matériau de la nébuleuse primitive à l'origine du Système solaire était représentative de celle de la matière dans la Voie lactée.

Ces abondances avaient conduit les auteurs de B2FH à développer un scénario pour expliquer l'existence des éléments plus lourds que le fer. En effet, les réactions nucléaires classiques ne permettent pas de synthétiser des éléments plus lourds que Fe. Il était en revanche possible d'imaginer que des flux de neutrons puissent conduire à ces types d'éléments grâce à l'addition de neutrons dans les noyaux. Selon le scénario, ces neutrons capturés se désintègrent par radioactivité bêta en donnant des protons ou bien conduisent à la formation d'isotopes riches en neutrons.

Le cosmologiste Fred Hoyle fait partie de ceux ayant démontré que les éléments chimiques prenaient naissance au cœur des étoiles. Il est ici photographié en plein cours d'astrophysique nucléaire. © Astrophysics Group at Clemson University, Department of Physics and Astronomy

Ce scénario a été théorisé, établissant que ces processus pouvaient se produire dans certaines étoiles de façon relativement lente au cours de plusieurs milliers d'années : on parle alors de processus S (avec S pour slow, lent en anglais).

Cependant, à l'occasion de l'explosion des supernovae dont le cœur s'effondre gravitationnellement comme c'est le cas des SN II (ce n'est pas le cas des SN Ia qui font intervenir des naines blanches), il est bien possible qu'un autre processus dit R pour rapide (R-process en anglais) opère. Le processus durerait environ une seconde avec des températures très élevées et un flux de neutrons particulièrement intense.

Les réactions de production de noyaux lourds spécifiques au processus R n'ont pas encore été toutes complètement étudiées. Pourtant, une équipe internationale de physicien ayant utilisé le Radioactive Isotope Beam Factory du célèbre institut de Recherche scientifique japonais, le RIKEN, vient de publier dans Physical Review Lettersune contribution importante en direction de la solution finale à ce problème.

Des intermédiaires de réaction instables

Les chercheurs ont ainsi pu mesurer avec précision les temps de demi-vie d'environ 110 noyaux dont 40 d'entre eux n'avaient encore jamais été déterminés. Bien que ne durant que quelques millisecondes, l'existence de ces noyaux influe de façon notable sur la cosmochimie dans les galaxies. Dans le cas présent, ces noyaux servent d'intermédiaires dans des réactions complexes faisant intervenir des centaines d'isotopes (dont beaucoup sont radioactifs). Ils n'ont pas été produits par addition directe de neutrons mais résultent de collisions de faisceaux de noyaux d'uranium avec ceux d'une cible fixe en béryllium.

Selon le physicien Giuseppe Lorusso qui a dirigé l'équipe de chercheurs : « Les nouvelles données expérimentales nous rapprochent de la résolution de l'énigme de la nucléosynthèse. Leur utilisation supprime certains désaccords entre les calculs et les observations en ce qui concerne les abondances des éléments produites par le processus R, montrant que les modèles rendent probablement bien compte de la physique de ce processus ». Mais les chercheurs ont également eu leur lot de surprises : « Nous avons découvert qu'après avoir réduit les incertitudes expérimentales, des différences entre les abondances des noyaux d'étain, d'antimoine, d'iode et de césium dans les plus vieilles étoiles nées au début de l'histoire de l'univers pouvaient indiquer des différences dans les conditions d'occurrence du processus R ».

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