PARTIE 4 | Histoire de la Terre et de l’Univers
sans être séparés par les photons, et l’espace devient enfin transparent. La matière
constituée d’atomes compose alors et encore aujourd’hui 4 % de la substance totale
de l’Univers (le reste étant la matière noire et le rayonnement sombre qui restent
encore indétectables). Au premier ordre, l’Univers est composé depuis de 75 à 77 %
d’hydrogène et 23 à 25 % d’hélium, produits essentiellement pendant cette phase
de nucléosynthèse primordiale. La figure 11.2 en résume la chronologie.
। i Ère de la matière
Ère du rayonnement
(recombinaison)
Naissance
Début
Fin
Soupe primitive
Nucléosynthèse primordiale
Figure 11.2 ▲ Chronologie de la nucléosynthèse primordiale.
1.2 | Les nucléosynthèsesstellaire et interstellaire
Définition
■ Les réactions de fusion pendant la nucléosynthèse primordiale.
p signifie proton, n
neutron et yphoton.
p + n —> D +y
D + n-*3H+r
D + p—^3He+Y
D +D
3 H+ p
D + D-+ 3He + n
D + D^>4He+y
3H + p —> 4He +y
3He + n —> 3 H + p
3H + D^> 4He + n
3He + D -» 4 He + p
3He+ 3He—>4He + 2p
4He + D —» 6Li +Y
4He + 3H -> 7U +y
4He + 3He —> Be +y
6Li + n
Li +y
6Li + p7Be +Y
Li + p -> 24He +y
Be + n —t7Li + p
Be + e~ —> 7U +y
Une étoile est un corps céleste lumineux qui est sous la forme d’un plasma : la matière est sous
forme d’un gaz ionisé qui permet aux courants électriques et aux champs magnétiques d’être
conduits et de dominer ses propriétés physiques (comme dans un éclair). Au cours de son
histoire, une étoile produit l’essentiel de sa lumière grâce à des réactions de fusion nucléaire.
Bien que l’Univers se soit suffisamment refroidi pour stopper la nucléosynthèse
primordiale, la gravité va permettre de former des environnements où la fusion
nucléaire pourra reprendre : au cœur des étoiles. C’est en effet les forces de gravité
qui sont à l’œuvre lors de la contraction des nuages d’hydrogène et d’hélium en
sphères de matière. Lors de ce processus à l’intérieur du nuage de gaz, la pression
augmente, ainsi que la température. Si celle-ci dépasse une valeur critique qui
dépend de la pression (pour le Soleil, cette température vaut 15 000 000 K), la
fusion nucléaire de l'hydrogène démarre et produit de l’hélium. Plus une étoile
est chaude, plus la fusion nucléaire est efficace et intense. La masse de l’étoile
est donc le paramètre le plus important car les forces de gravité en dépendent
directement. Pour que la fusion nucléaire démarre, il faut donc que la masse du
nuage de gaz dépasse 0,08 fois la masse solaire, soit environ 1,6-1029 kg. C’est
la première phase de la nucléosynthèse stellaire. Juste après le Big Bang, les
modèles prédisent que les étoiles formées furent 100 à 1 000 fois plus massives
que le Soleil.
Lorsque la fusion nucléaire démarre, la taille de l’astre répond à l’équilibre entre
les forces de gravité qui tendent à comprimer le corps, et les forces dues aux radiations, dirigées vers l’extérieur (voir page suivante). Ces dernières correspondent
262
sans être séparés par les photons, et l’espace devient enfin transparent. La matière
constituée d’atomes compose alors et encore aujourd’hui 4 % de la substance totale
de l’Univers (le reste étant la matière noire et le rayonnement sombre qui restent
encore indétectables). Au premier ordre, l’Univers est composé depuis de 75 à 77 %
d’hydrogène et 23 à 25 % d’hélium, produits essentiellement pendant cette phase
de nucléosynthèse primordiale. La figure 11.2 en résume la chronologie.
। i Ère de la matière
Ère du rayonnement
(recombinaison)
Naissance
Début
Fin
Soupe primitive
Nucléosynthèse primordiale
Figure 11.2 ▲ Chronologie de la nucléosynthèse primordiale.
1.2 | Les nucléosynthèsesstellaire et interstellaire
Définition
■ Les réactions de fusion pendant la nucléosynthèse primordiale.
p signifie proton, n
neutron et yphoton.
p + n —> D +y
D + n-*3H+r
D + p—^3He+Y
D +D
3 H+ p
D + D-+ 3He + n
D + D^>4He+y
3H + p —> 4He +y
3He + n —> 3 H + p
3H + D^> 4He + n
3He + D -» 4 He + p
3He+ 3He—>4He + 2p
4He + D —» 6Li +Y
4He + 3H -> 7U +y
4He + 3He —> Be +y
6Li + n
Li +y
6Li + p7Be +Y
Li + p -> 24He +y
Be + n —t7Li + p
Be + e~ —> 7U +y
Une étoile est un corps céleste lumineux qui est sous la forme d’un plasma : la matière est sous
forme d’un gaz ionisé qui permet aux courants électriques et aux champs magnétiques d’être
conduits et de dominer ses propriétés physiques (comme dans un éclair). Au cours de son
histoire, une étoile produit l’essentiel de sa lumière grâce à des réactions de fusion nucléaire.
Bien que l’Univers se soit suffisamment refroidi pour stopper la nucléosynthèse
primordiale, la gravité va permettre de former des environnements où la fusion
nucléaire pourra reprendre : au cœur des étoiles. C’est en effet les forces de gravité
qui sont à l’œuvre lors de la contraction des nuages d’hydrogène et d’hélium en
sphères de matière. Lors de ce processus à l’intérieur du nuage de gaz, la pression
augmente, ainsi que la température. Si celle-ci dépasse une valeur critique qui
dépend de la pression (pour le Soleil, cette température vaut 15 000 000 K), la
fusion nucléaire de l'hydrogène démarre et produit de l’hélium. Plus une étoile
est chaude, plus la fusion nucléaire est efficace et intense. La masse de l’étoile
est donc le paramètre le plus important car les forces de gravité en dépendent
directement. Pour que la fusion nucléaire démarre, il faut donc que la masse du
nuage de gaz dépasse 0,08 fois la masse solaire, soit environ 1,6-1029 kg. C’est
la première phase de la nucléosynthèse stellaire. Juste après le Big Bang, les
modèles prédisent que les étoiles formées furent 100 à 1 000 fois plus massives
que le Soleil.
Lorsque la fusion nucléaire démarre, la taille de l’astre répond à l’équilibre entre
les forces de gravité qui tendent à comprimer le corps, et les forces dues aux radiations, dirigées vers l’extérieur (voir page suivante). Ces dernières correspondent
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