Synthèse des éléments dans les étoiles
Les éléments sont synthétisés par étapes discrètes pendant la durée de vie d’une étoile, et certaines étapes ne se produisent que dans les étoiles les plus massives connues (Figure\(\PageIndex{2}\)). Initialement, toutes les étoiles sont formées par l’agrégation de « poussières” interstellaires, principalement de l’hydrogène. Comme le nuage de poussière se contracte lentement en raison de l’attraction gravitationnelle, sa densité atteint finalement environ 100 g / cm3 et la température augmente à environ 1.5 × 107 K, formant un plasma dense de noyaux d’hydrogène ionisé. À ce stade, des réactions nucléaires autosuffisantes commencent et l’étoile « s’enflamme », créant une étoile jaune comme notre soleil.
Au premier stade de sa vie, l’étoile est alimentée par une série de réactions de fusion nucléaire qui convertissent l’hydrogène en hélium:
La réaction globale est la conversion de quatre noyaux d’hydrogène en un noyau d’hélium-4, qui s’accompagne de la libération de deux positrons, de deux rayons \(\gamma\) et d’une grande quantité d’énergie:
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Ces réactions sont responsables de la majeure partie de l’énorme quantité d’énergie libérée sous forme de lumière solaire et de chaleur solaire. Il faut plusieurs milliards d’années, selon la taille de l’étoile, pour convertir environ 10% de l’hydrogène en hélium.
Une fois que de grandes quantités d’hélium-4 se sont formées, elles se concentrent dans le noyau de l’étoile, qui devient lentement plus dense et plus chaud. À une température d’environ 2 × 108 K, les noyaux d’hélium-4 commencent à fusionner, produisant du béryllium-8:
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Bien que le béryllium-8 ait à la fois un nombre de masse pair et un numéro atomique pair, il a également un faible rapport neutron/proton (et d’autres facteurs dépassant le cadre de ce texte) qui le rend instable; il se décompose en seulement environ 10-16 s. Néanmoins, cela est assez long pour qu’il réagisse avec un troisième noyau d’hélium-4 pour former du carbone-12, qui est très stable. Les réactions séquentielles du carbone 12 avec l’hélium 4 produisent les éléments avec un nombre pair de protons et de neutrons jusqu’au magnésium 24:
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Ces réactions libèrent tellement d’énergie qu’elles provoquent l’expansion de la masse environnante d’hydrogène, produisant une géante rouge environ 100 fois plus grande que l’étoile jaune d’origine.
Au fur et à mesure que l’étoile se dilate, des noyaux plus lourds s’accumulent dans son noyau, qui se contracte à une densité d’environ 50 000 g / cm3, de sorte que le noyau devient encore plus chaud. À une température d’environ 7 × 108 K, les noyaux de carbone et d’oxygène subissent des réactions de fusion nucléaire pour produire des noyaux de sodium et de silicium:
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À ces températures, le carbone 12 réagit avec l’hélium 4 pour initier une série de réactions qui produisent plus d’oxygène 16, de néon 20, de magnésium 24 et de silicium 28, ainsi que des nucléides plus lourds tels que le soufre 32, l’argon 36 et le calcium 40:
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L’énergie libérée par ces réactions provoque une expansion supplémentaire de l’étoile pour former une supergéante rouge, et la température à cœur augmente régulièrement. À une température d’environ 3 × 109 K, les noyaux formés échangent librement protons et neutrons. Ce processus d’équilibration forme des éléments plus lourds jusqu’au fer-56 et au nickel-58, qui ont les noyaux les plus stables connus.