Nous sommes poussière d'étoiles

À la fin de la nucléosynthèse primordiale, comme on l'a vu dans la note précédente, l'univers est un nuage immense de gaz, composé essentiellement d'hydrogène et d'hélium. Ce gaz est presque uniforme, mais pas tout à fait. Il y a, dans sa répartition, de minuscules fluctuations de densité, héritées des conditions du Big Bang. Ces fluctuations sont infinitésimales au début, de l'ordre du cent millième. Mais elles vont, sous l'action de la gravité, croître pendant des centaines de millions d'années, jusqu'à former les premières grandes structures de l'univers : les galaxies, et à l'intérieur des galaxies, les étoiles.

Cette note s'attache à un moment particulier de cette histoire : l'allumage d'une étoile. Que se passe-t-il, physiquement, pour qu'une boule de gaz devienne un astre lumineux capable de briller pendant des milliards d'années et de fabriquer, à l'intérieur d'elle-même, des éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium initiaux ? La réponse fait intervenir une compétition fascinante entre deux forces : la gravité, qui veut tout effondrer, et la pression, qui veut tout disperser.

Tout commence avec un nuage de gaz interstellaire. Imagine un nuage d'hydrogène et d'hélium, suffisamment dense pour que sa propre gravité commence à le contracter sur lui-même. La gravité tire chaque atome vers le centre. Le nuage se rétracte. Et en se rétractant, il se réchauffe, parce que la compression d'un gaz produit de la chaleur. C'est exactement le même phénomène que quand tu gonfles un pneu de vélo avec une pompe à main : la pompe chauffe parce que tu comprimes l'air.

Pendant la contraction, la température au centre du nuage monte. Plus la contraction se poursuit, plus la température monte. Et à mesure que la température augmente, la pression interne du gaz augmente aussi, parce que pression et température sont liées par la loi des gaz parfaits. Cette pression interne pousse vers l'extérieur, contre la gravité. Une bataille commence.

Pour un nuage de petite masse, la pression finit par équilibrer la gravité avant que la température au centre n'atteigne le seuil nécessaire à la fusion nucléaire. La contraction s'arrête. Le résultat est ce qu'on appelle une naine brune, une étoile ratée, un astre qui rayonne faiblement par sa chaleur résiduelle mais qui ne brille pas vraiment. Les naines brunes sont nombreuses dans la galaxie mais quasi invisibles.

Pour un nuage de masse suffisante, en revanche, la contraction se poursuit assez longtemps pour que la température au centre dépasse environ dix millions de degrés Kelvin. À cette température-là, quelque chose de décisif se produit. Les noyaux d'hydrogène, c'est-à-dire les protons, commencent à fusionner spontanément les uns avec les autres pour former de l'hélium.

Cette fusion est un événement quantique. Selon la mécanique classique, deux protons ne devraient jamais pouvoir fusionner, parce qu'ils sont tous les deux chargés positivement et se repoussent fortement par interaction électromagnétique. Pour les forcer à se toucher, il faudrait surmonter ce qu'on appelle la barrière de Coulomb, qui demande des énergies bien plus grandes que ce que dix millions de degrés peuvent fournir. Mais en mécanique quantique, les particules ne sont pas localisées en un point précis. Elles ont une probabilité de se trouver à différents endroits, y compris, parfois, de l'autre côté d'une barrière qu'elles n'auraient pas dû pouvoir franchir. C'est ce qu'on appelle l'effet tunnel. À dix millions de degrés, les protons ont une probabilité petite mais non nulle de tunneliser à travers la barrière de Coulomb et de fusionner.

Cette probabilité est minuscule. Un proton donné, dans le cœur du Soleil, met en moyenne des milliards d'années avant de fusionner avec un autre proton. Mais le Soleil contient un nombre colossal de protons, environ dix puissance cinquante-sept. Donc même avec une probabilité minuscule par paire, il y a en permanence un nombre énorme de fusions qui ont lieu. Le Soleil consomme actuellement environ six cents millions de tonnes d'hydrogène par seconde, qu'il convertit en cinq cent quatre-vingt-seize millions de tonnes d'hélium. Les quatre millions de tonnes manquantes, par seconde, sont transformées en énergie, selon la fameuse formule d'Einstein E égale m c carré. C'est cette énergie qui fait briller le Soleil.

Au moment où la fusion s'enclenche au centre d'un nuage contracté, quelque chose de remarquable se passe. L'énergie libérée par la fusion produit une pression supplémentaire qui s'ajoute à la pression thermique. Cette pression supplémentaire stabilise l'étoile. La contraction s'arrête. L'étoile entre dans ce qu'on appelle la séquence principale, c'est-à-dire la longue période de stabilité pendant laquelle elle brûle son hydrogène à un rythme régulier, équilibrée entre la gravité qui tire vers le centre et la pression de radiation qui pousse vers l'extérieur.

Le Soleil est en séquence principale depuis environ quatre milliards et demi d'années, et il y restera encore environ cinq milliards d'années avant d'épuiser son hydrogène central. Pour les étoiles plus massives, la séquence principale dure moins longtemps, parce que les étoiles massives brûlent leur combustible beaucoup plus rapidement. Une étoile de dix fois la masse du Soleil ne reste en séquence principale que quelques dizaines de millions d'années. Une étoile de vingt fois la masse du Soleil, quelques millions seulement.

Cette durée de vie inversement proportionnelle à la masse est l'un des principes fondamentaux de l'astrophysique stellaire. Les étoiles massives vivent vite et meurent jeunes. Les étoiles légères vivent longtemps et meurent lentement, parfois plus longtemps que l'âge actuel de l'univers, ce qui explique pourquoi on observe encore des étoiles très peu massives, formées dans les premières générations stellaires, qui n'ont pas encore eu le temps de mourir.

L'allumage de la fusion dans une étoile, c'est donc l'événement qui transforme une boule de gaz en astre lumineux et productif. Avant l'allumage, le nuage se contracte et se chauffe, mais ne fabrique rien. Après l'allumage, l'étoile devient un réacteur nucléaire à hydrogène, qui pendant toute sa vie va produire de l'hélium et libérer de l'énergie.

Mais l'hélium produit dans le cœur de l'étoile, à ce stade, ne fait rien. Il s'accumule, sans participer à d'autres réactions. Pour que de nouveaux éléments soient fabriqués, il faut attendre que l'étoile ait épuisé son hydrogène central, et qu'elle entre dans sa phase suivante d'évolution. À ce moment-là, des réactions nouvelles vont s'enclencher, qui vont permettre la fabrication des éléments plus lourds. Mais cela, c'est l'objet des notes suivantes.

Pour l'instant, retiens ce point. L'allumage d'une étoile, c'est un seuil. En-dessous d'un certain seuil de masse et de température, on a un nuage qui se contracte sans produire d'éléments. Au-dessus, on a un astre qui brûle de l'hydrogène en hélium et qui rayonne. Et c'est ce processus simple, la fusion de l'hydrogène en hélium par effet tunnel quantique dans le cœur d'une étoile, qui constitue l'essentiel de l'activité énergétique de l'univers visible. Toutes les étoiles que tu vois dans le ciel la nuit, presque sans exception, sont en train de faire cela. Brûler de l'hydrogène, produire de l'hélium, et libérer de la lumière.

La prochaine note s'arrête sur la version la plus connue de ce processus : celle qui se déroule en ce moment même dans le cœur du Soleil. Hans Bethe a élucidé les mécanismes précis de cette fusion en mille neuf cent trente-huit. Il en existe deux variantes, qu'on appelle le cycle pp et le cycle CNO, et qu'on va décrire.

Voici ce qui se passe dans les étoiles les plus massives quand elles vieillissent. Cette histoire est l'une des plus impressionnantes de l'astrophysique, parce qu'elle décrit comment une étoile, en quelques millions d'années à peine, traverse une série d'étapes nucléaires successives qui fabriquent l'essentiel des éléments légers et intermédiaires du tableau périodique, depuis le carbone jusqu'au silicium. Et chacune de ces étapes est de plus en plus brève que la précédente, jusqu'à se terminer en quelques jours, ou en quelques heures, avant que l'étoile ne s'effondre.

Pour comprendre, partons d'une étoile massive en pleine séquence principale. Imaginons une étoile de vingt fois la masse du Soleil, ce qui correspond à une étoile typiquement massive bien qu'il en existe de bien plus grandes encore. Cette étoile, au moment où elle entre en séquence principale, brûle son hydrogène en hélium par les cycles pp et CNO qu'on a vus dans la note 3. Pour une étoile de vingt masses solaires, la durée de cette phase est d'environ dix millions d'années. C'est beaucoup à l'échelle humaine, c'est court à l'échelle stellaire.

Au bout de dix millions d'années, l'étoile a épuisé l'hydrogène dans son cœur. Il reste de l'hydrogène dans les couches externes, mais le cœur est devenu un noyau d'hélium pur. La fusion s'arrête au centre. La pression interne baisse. La gravité, qui n'est plus contrebalancée, fait s'effondrer le cœur. La contraction réchauffe brutalement le centre, jusqu'à atteindre environ cent millions de degrés Kelvin.

À cette température, la combustion de l'hélium s'enclenche. C'est la réaction triple alpha qu'on a vue dans la note 4. Trois hélium 4 fusionnent en un carbone 12 via le béryllium 8 et l'état de Hoyle. Le carbone 12 peut ensuite capturer un autre hélium 4 pour former de l'oxygène 16. La combustion de l'hélium produit donc essentiellement du carbone et de l'oxygène, dans des proportions qui dépendent des détails.

Cette deuxième phase, la combustion de l'hélium, dure environ un million d'années pour une étoile de vingt masses solaires. Soit dix fois moins que la phase d'hydrogène. C'est le premier d'une série de raccourcissements vertigineux.

Quand l'hélium central est à son tour épuisé, le cœur contient désormais du carbone et de l'oxygène. La combustion s'arrête à nouveau. Le cœur s'effondre, se réchauffe encore, atteint environ huit cents millions de degrés. À cette température, la combustion du carbone s'enclenche. Deux noyaux de carbone 12 peuvent fusionner pour former du néon 20 plus un hélium 4, ou du sodium 23 plus un proton, ou du magnésium 23 plus un neutron, selon les voies de réaction. La combustion du carbone produit donc principalement du néon, du sodium, du magnésium, plus un peu d'autres choses.

Pour une étoile de vingt masses solaires, la combustion du carbone dure environ mille ans. Mille ans seulement. À l'échelle stellaire, c'est un instant. À l'échelle humaine, c'est un peu plus que l'âge de Notre-Dame de Paris.

Le cœur de carbone-oxygène s'épuise en mille ans. Il s'effondre à nouveau, se réchauffe à environ un milliard et demi de degrés. La combustion du néon commence. Deux noyaux de néon 20 peuvent réagir entre eux ou capturer des photons gamma de haute énergie pour produire de l'oxygène 16 et du magnésium 24. Cette phase dure environ un an.

Puis combustion de l'oxygène, à environ deux milliards de degrés, qui produit du silicium 28, du soufre 32 et du phosphore. Cette phase dure environ six mois.

Puis combustion du silicium, à environ trois milliards de degrés. C'est la dernière étape avant la catastrophe. Le silicium 28 peut capturer successivement des hélium 4 dans une série de réactions appelée la chaîne alpha, qui produit du soufre 32, de l'argon 36, du calcium 40, du titane 44, du chrome 48, du fer 52, et finalement du nickel 56. Cette phase dure quelques jours seulement, parfois moins d'une journée.

Mesure ce que cela représente. L'étoile de vingt masses solaires a brûlé son hydrogène pendant dix millions d'années. Elle brûle son silicium pendant un jour. Le rapport entre les durées est d'environ trois milliards. Les phases finales de l'évolution stellaire sont incroyablement rapides comparées à la phase principale.

Pendant ces combustions successives, l'étoile prend une structure en pelure d'oignon. Au centre, le cœur de silicium en train de brûler. Autour, une couche d'oxygène-néon en cours de combustion. Autour, une couche de carbone-oxygène. Autour, une couche d'hélium. Et tout à l'extérieur, une couche d'hydrogène qui brûle encore parce qu'elle est moins chaude. Chaque couche correspond à une étape antérieure de la combustion stellaire, et chaque couche est encore en train de produire des éléments à sa propre température.

Cette structure en pelure d'oignon, qui s'établit dans les derniers stades de la vie d'une étoile massive, est l'une des plus belles images de l'astrophysique. Elle explique pourquoi les supernovas vont produire un cocktail si riche d'éléments différents, comme on le verra dans la note 8. Au moment de l'explosion, toutes les couches sont éjectées simultanément, et chacune contribue sa propre signature chimique.

Pourquoi les phases finales sont-elles si rapides ? La raison fondamentale est que l'énergie produite par chaque réaction nucléaire est de plus en plus faible à mesure qu'on monte dans le tableau périodique. Fusionner de l'hydrogène en hélium libère beaucoup d'énergie, environ vingt-six millions d'électronvolts par cycle complet. Fusionner de l'hélium en carbone libère beaucoup moins, environ sept millions d'électronvolts par carbone produit. Fusionner du carbone en magnésium, encore moins. Fusionner du silicium en fer, encore moins. À chaque étape, l'étoile doit consommer plus de combustible pour produire la même quantité d'énergie, et elle doit le consommer plus vite pour maintenir sa pression interne contre la gravité de plus en plus forte due à la contraction du cœur. Le résultat, c'est un emballement progressif des phases finales.

Et il y a une autre raison, plus subtile. Aux températures les plus élevées, une part de plus en plus importante de l'énergie produite par la fusion est emportée par des neutrinos, ces particules quasi sans masse qui interagissent très peu avec la matière. Les neutrinos s'échappent de l'étoile presque sans freinage, et emportent leur énergie hors du système. Pour la combustion du silicium, l'essentiel de l'énergie produite est emportée par neutrinos. L'étoile doit donc brûler beaucoup plus vite pour compenser cette fuite énergétique. C'est ce qui rend les dernières heures de la vie d'une étoile massive si vertigineusement rapides.

À la fin de la combustion du silicium, l'étoile a un cœur de fer 56 et de nickel 56, environ une fois et demie la masse du Soleil concentrée dans une sphère de quelques milliers de kilomètres de diamètre seulement. Et c'est là que tout s'arrête. La fusion du fer ne peut pas se poursuivre, parce que le fer est l'élément le plus stable de tout le tableau périodique. Toute fusion ultérieure du fer absorbe de l'énergie au lieu d'en libérer. L'étoile n'a plus de combustible nucléaire. La pression interne ne peut plus être maintenue. Et le cœur s'effondre sous son propre poids, en moins d'une seconde.

C'est ce qui déclenche la supernova, dont on parlera dans la note 8. Mais avant cela, il faut s'arrêter sur le pic du fer, parce qu'il est central pour comprendre pourquoi tout cela se termine ainsi. C'est l'objet de la prochaine note.

Voici l'événement le plus violent de l'univers, et l'un des plus importants pour la fabrication des éléments. Une supernova, c'est l'explosion finale d'une étoile massive en fin de vie. Pendant quelques semaines, l'étoile rayonne autant que toute la galaxie qui la contient. Et en quelques secondes, elle expulse dans l'espace interstellaire la quasi-totalité de sa masse, chargée de tous les éléments qu'elle avait fabriqués pendant des millions d'années de combustion nucléaire. Cette note décrit le mécanisme de l'explosion supernova de type II, et ce qu'elle apporte à l'enrichissement chimique de l'univers.

Reprenons le fil. Comme on l'a vu dans la note précédente, à la fin de sa vie, une étoile massive a un cœur de fer 56 d'environ une masse et demie solaire, entouré d'une structure en pelure d'oignon de couches de combustion successives. Ce cœur de fer ne peut plus produire d'énergie par fusion, parce qu'on est au sommet de la courbe d'énergie de liaison. La seule pression qui maintient le cœur contre la gravité, c'est ce qu'on appelle la pression de dégénérescence des électrons. C'est un effet quantique : selon le principe d'exclusion de Pauli, deux électrons ne peuvent pas occuper le même état quantique. Quand on essaie de comprimer trop fort un gaz d'électrons, ce principe empêche les électrons de se rassembler, et il produit une pression résiduelle même à température zéro.

Cette pression de dégénérescence est la dernière ligne de défense contre la gravité. Elle suffit à soutenir le cœur tant que sa masse reste en dessous d'une valeur critique, qu'on appelle la masse de Chandrasekhar, du nom de l'astrophysicien indo-américain Subrahmanyan Chandrasekhar qui l'a calculée en mille neuf cent trente. Cette masse critique vaut environ une fois et demie la masse du Soleil. En dessous, l'étoile peut rester stable, comme une naine blanche par exemple. Au-dessus, la gravité l'emporte sur la pression de dégénérescence, et le cœur s'effondre.

C'est exactement ce qui se passe au moment où la combustion du silicium aboutit à un cœur de fer qui atteint la masse de Chandrasekhar. La combustion s'est arrêtée. Le cœur ne se réchauffe plus. La pression de dégénérescence ne suffit plus. Le cœur s'effondre en moins d'une seconde.

L'effondrement est vertigineux. Le cœur, qui faisait quelques milliers de kilomètres de rayon, se contracte jusqu'à devenir un objet de quelques dizaines de kilomètres seulement, c'est-à-dire à peu près la taille d'une ville moyenne. La densité au centre atteint des valeurs colossales, de l'ordre de dix puissance quatorze grammes par centimètre cube. À cette densité, les électrons sont littéralement écrasés dans les protons, et la réaction inverse de la désintégration bêta a lieu. Chaque proton capture un électron pour devenir un neutron, en libérant un neutrino qui s'enfuit. Le cœur, en quelques millisecondes, se transforme en une boule de neutrons. C'est ce qu'on appelle une étoile à neutrons.

Mais cette étoile à neutrons résiste. La pression de dégénérescence des neutrons, encore plus forte que celle des électrons, finit par arrêter l'effondrement quand la densité atteint la densité nucléaire. L'effondrement s'interrompt brutalement. Et cette interruption produit une onde de choc, qui rebondit du cœur vers l'extérieur.

L'onde de choc se heurte aux couches encore en train de tomber. Pendant un moment, elle est sur le point de mourir : les couches qui tombent absorbent son énergie. C'est la phase critique de la supernova. Si le mécanisme s'arrêtait là, l'étoile entière s'effondrerait silencieusement en un trou noir, sans explosion.

Mais l'onde de choc est revigorée par un mécanisme particulier. Au moment de l'effondrement du cœur, une quantité colossale de neutrinos est libérée, de l'ordre de dix puissance cinquante-huit, ce qui représente environ quatre-vingt-dix-neuf pour cent de l'énergie totale libérée par la supernova. Ces neutrinos se précipitent à travers les couches externes en train de tomber. Et bien que l'interaction des neutrinos avec la matière soit très faible, il y en a tellement, et la matière est tellement comprimée, qu'une petite fraction d'entre eux interagit. Cette fraction suffit à transférer de l'énergie aux couches externes, à inverser le mouvement de chute, et à propulser l'onde de choc vers l'extérieur avec une violence renouvelée. C'est ce qu'on appelle le mécanisme du chauffage par neutrinos, élaboré théoriquement dans les années soixante-dix.

Une fois relancée, l'onde de choc traverse toutes les couches externes en quelques heures et finit par jaillir à la surface de l'étoile. À ce moment-là, l'étoile explose. Sa luminosité augmente d'un facteur d'un million ou plus en quelques jours. Pendant des semaines, l'étoile rayonne autant que des milliards de Soleils. Vue de la Terre, elle peut être visible à l'œil nu, même à des distances galactiques considérables. Les supernovas les plus proches qui ont été observées dans notre galaxie, celle de Tycho Brahe en mille cinq cent soixante-douze ou celle de Johannes Kepler en mille six cent quatre, ont brillé pendant des semaines dans le ciel nocturne, plus lumineuses que Vénus.

L'aspect crucial pour la nucléosynthèse, c'est ce qui est éjecté. La supernova expulse dans l'espace interstellaire la quasi-totalité de la masse de l'étoile, à l'exception du cœur résiduel qui reste sous forme d'étoile à neutrons ou de trou noir. Cette masse éjectée est constituée des couches de combustion successives qu'on a décrites dans la note 6 : l'hydrogène externe, l'hélium, le carbone-oxygène, le néon-magnésium, le silicium, et enfin le fer du cœur en partie éjecté. Tous ces éléments sont projetés dans l'espace à des vitesses de l'ordre de dix mille à trente mille kilomètres par seconde.

Mais ce n'est pas tout. Pendant l'explosion elle-même, dans la quelques secondes où la matière est portée à des températures et des pressions extrêmes, des réactions nucléaires supplémentaires ont lieu. C'est dans ces conditions que sont fabriqués certains isotopes radioactifs qui ne pourraient pas être produits autrement, et qui jouent un rôle important par la suite. En particulier, du nickel 56 radioactif est produit en grande quantité. Ce nickel 56 se désintègre en cobalt 56 puis en fer 56, en libérant des photons gamma qui chauffent les éjectas pendant des semaines et donnent à la supernova sa luminosité prolongée. C'est cette désintégration qui rend la supernova visible si longtemps.

Et c'est aussi dans la supernova, dans des conditions très particulières, que se produit une partie du processus r, c'est-à-dire la capture rapide de neutrons qui fabrique les éléments les plus lourds du tableau. On y reviendra dans la note 10.

L'importance des supernovas pour la chimie cosmique ne saurait être surestimée. Sans elles, les éléments fabriqués dans les étoiles resteraient enfermés à jamais dans les étoiles. La supernova est le mécanisme qui rend ces éléments disponibles, en les jetant dans le milieu interstellaire, où ils peuvent s'incorporer aux nuages de gaz et participer à la formation des générations suivantes d'étoiles et de planètes.

Chaque atome de carbone, d'oxygène, de calcium, de fer, de magnésium qui se trouve aujourd'hui sur Terre, dans l'atmosphère, dans les océans, dans nos corps, a été dispersé dans le milieu interstellaire par une supernova qui a explosé avant la formation du Système solaire, il y a plus de quatre milliards et demi d'années. Cette dispersion a enrichi le nuage de gaz à partir duquel le Soleil et les planètes se sont formés. Les supernovas, par leur explosivité même, sont les disséminatrices de la chimie cosmique. Sans elles, l'univers serait resté pour toujours un nuage d'hydrogène et d'hélium avec quelques étoiles internes riches en métaux mais inaccessibles.

Les notes suivantes vont décrire les deux processus de capture de neutrons qui fabriquent les éléments au-delà du pic du fer. D'abord la capture lente, dans les géantes rouges. Puis la capture rapide, dont le lieu astrophysique est resté mystérieux pendant soixante ans, jusqu'à une observation extraordinaire en deux mille dix-sept.

Cette note présente l'autre voie de capture de neutrons, le processus r. C'est elle qui fabrique les éléments les plus lourds de l'univers, y compris l'or, le platine et l'uranium. Mais pendant soixante ans, après sa proposition théorique par B²FH en mille neuf cent cinquante-sept, le lieu astrophysique précis où ce processus a lieu est resté l'un des grands mystères de l'astrophysique. Plusieurs hypothèses étaient en compétition, sans qu'aucune ne soit définitivement validée. La résolution est arrivée en deux mille dix-sept, par une découverte observationnelle extraordinaire, qu'on racontera dans la note suivante. Avant cela, il faut comprendre ce qu'est le processus r et pourquoi son origine a tant intrigué les chercheurs.

Reprenons le principe. Le processus r, comme le processus s, est une capture de neutrons. Mais à très grande vitesse. Tandis que le processus s capture un neutron tous les milliers ou millions d'années en moyenne, le processus r en capture plusieurs en quelques secondes. Cette différence d'échelle de temps a des conséquences gigantesques sur les noyaux produits.

Pour que la capture rapide se produise, il faut des conditions très particulières. Il faut une densité de neutrons absolument colossale, de l'ordre de dix puissance vingt à dix puissance vingt-deux neutrons par centimètre cube. À titre de comparaison, dans le processus s, la densité de neutrons est de l'ordre de dix puissance sept. La différence est d'un facteur dix puissance treize, soit dix mille milliards. Il faut aussi une température élevée et un environnement riche en noyaux préexistants pour servir de germes.

Dans ces conditions, un noyau de fer 56, par exemple, peut capturer une dizaine ou une vingtaine de neutrons en quelques secondes avant d'avoir le temps de se désintégrer. Il devient ainsi un isotope du fer extrêmement riche en neutrons, qui s'écarte fortement de la vallée de stabilité. Cet isotope est très instable, et il finira par se désintégrer par une cascade de désintégrations bêta moins, qui le ramèneront vers la vallée de stabilité en augmentant son numéro atomique à chaque étape. Au bout de la cascade, on aura produit un noyau stable, ou très long-vécu, d'un élément lourd.

Le processus r explique ainsi la fabrication d'environ la moitié des isotopes lourds de l'univers, l'autre moitié venant du processus s. Mais surtout, le processus r est seul responsable de la fabrication de tous les éléments au-delà du bismuth, c'est-à-dire à partir du polonium et jusqu'à l'uranium. Le radium des Curie, l'uranium des réacteurs nucléaires, le plutonium des bombes, mais aussi l'or des bijoux et le platine des bagues, tout cela vient en partie ou en totalité du processus r.

L'or, en particulier, mérite qu'on s'y arrête. Tout l'or qui existe sur Terre a été fabriqué par processus r. Pas une trace n'a été fabriquée par fusion stellaire normale ni par processus s. Cet or a été produit dans un environnement extrêmement violent quelque part dans le passé de notre coin de galaxie, dispersé dans le milieu interstellaire, et incorporé à la Terre lors de sa formation. Quand tu portes une bague en or, tu portes au doigt un fragment de matière qui a été cuisinée dans l'un des événements les plus violents de l'univers.

Mais lequel ? C'est exactement la question qui a tenu en haleine les astrophysiciens pendant soixante ans. B²FH, en mille neuf cent cinquante-sept, avaient proposé que le processus r se produisait dans les supernovas. L'idée était séduisante : les supernovas sont les événements les plus violents qu'on connaisse, elles libèrent une quantité énorme de neutrons, elles dispersent leurs produits dans le milieu interstellaire. Tout collait, en première approximation.

Mais à mesure que les modèles théoriques de supernovas devenaient plus précis, des difficultés sont apparues. Pour produire du processus r, il faut une densité de neutrons et une température très précisément ajustées. Les modèles montraient que les supernovas, telles qu'on les comprenait, ne produisaient pas spontanément les bonnes conditions. Pour ajuster les modèles, il fallait introduire des hypothèses ad hoc qui paraissaient artificielles. Le processus r dans les supernovas, théoriquement, marchait à peine.

Dans les années quatre-vingt-dix, une autre hypothèse a commencé à émerger. Et si le processus r ne se produisait pas dans les supernovas, mais dans la fusion d'étoiles à neutrons ? Quand deux étoiles à neutrons orbitent l'une autour de l'autre dans un système binaire, elles finissent par se rapprocher en spirale en perdant de l'énergie par émission d'ondes gravitationnelles. Quand elles se touchent, elles fusionnent en quelques millisecondes, dans une catastrophe d'une violence inouïe. Pendant la fusion, une quantité énorme de matière hyper-dense, riche en neutrons, est éjectée à des vitesses relativistes. Cette matière, en se décomprimant, traverse exactement les conditions du processus r : densité de neutrons colossale, températures extrêmes, temps caractéristique court. Les calculs théoriques montraient que la fusion d'étoiles à neutrons devait produire des quantités énormes d'éléments lourds par processus r.

L'hypothèse était attrayante, mais difficile à vérifier. Les fusions d'étoiles à neutrons étaient supposées rares, peut-être quelques événements par million d'années dans une galaxie comme la nôtre. Aucune n'avait jamais été observée directement. Le débat entre les supporters des supernovas et les supporters des fusions d'étoiles à neutrons est resté ouvert pendant des décennies. Chaque camp accumulait des arguments théoriques. Aucun camp ne pouvait trancher définitivement, faute d'observation directe.

Et puis, le dix-sept août deux mille dix-sept, à treize heures quarante et une minutes Temps Universel, une observation simultanée par plusieurs instruments à travers le monde a changé la donne pour toujours. Les détecteurs d'ondes gravitationnelles LIGO et Virgo ont enregistré un signal caractéristique d'une fusion d'objets compacts. Et deux secondes plus tard, un télescope spatial gamma a détecté un sursaut gamma dans la même direction du ciel. Quelques heures plus tard, plusieurs télescopes optiques pointés dans cette direction ont vu apparaître un nouveau point lumineux dans une galaxie située à environ cent trente millions d'années-lumière. Pendant les jours et les semaines qui ont suivi, des centaines d'observatoires à travers le monde, en optique, en infrarouge, en radio, en X, ont suivi l'évolution de ce phénomène. Et l'analyse des spectres a confirmé, sans ambiguïté possible, que les éléments produits par cette fusion comprenaient en abondance des éléments du processus r.

Cette observation, l'événement GW170817, est devenue la signature directe et indiscutable que la fusion d'étoiles à neutrons est bien le lieu principal du processus r dans l'univers. C'est l'objet de la prochaine note, qui raconte en détail cet événement extraordinaire et ce qu'il a appris sur l'origine de l'or, du platine, et de tous les éléments les plus lourds que nous connaissons.

Voilà donc l'enjeu de la prochaine note. Pas seulement une découverte astronomique de plus, mais la résolution d'un mystère de soixante ans, et la première observation directe d'un événement où des éléments lourds sont fabriqués en temps réel sous nos yeux.

Cette note s'arrête sur trois éléments du tableau périodique qui ont une histoire à part. Le lithium, le béryllium et le bore. Numéros atomiques trois, quatre et cinq. Ces trois petits éléments légers, situés juste entre l'hélium et le carbone, n'ont pas la même origine que les autres. Ils ne viennent pas de la nucléosynthèse stellaire ordinaire. Ils ne viennent pas des kilonovas. Ils viennent d'un mécanisme particulier, qu'on appelle la spallation, et qui se produit dans le milieu interstellaire lui-même, par l'action des rayons cosmiques. Comprendre l'origine de ces trois éléments, c'est comprendre une particularité étonnante de la cuisine cosmique.

Commençons par identifier le problème. Si on regarde la courbe d'abondance des éléments dans l'univers, on voit que l'hydrogène et l'hélium dominent, comme on l'a vu dans la première note. Puis vient un grand creux. Le lithium, le béryllium et le bore sont incroyablement rares, environ un million de fois moins abondants que le carbone, l'oxygène, ou même que l'azote. Au-delà du bore, l'abondance remonte brutalement avec le carbone. Cette dépression entre l'hélium et le carbone, qu'on appelle le creux des éléments légers, est l'une des caractéristiques les plus surprenantes de la composition cosmique.

D'où vient cette rareté ? Elle vient de plusieurs choses simultanément. D'abord, ces trois éléments ne sont pas produits en quantité significative par les cycles principaux de combustion stellaire. Le cycle pp produit un peu de lithium 7 en passant, mais ce lithium est ensuite essentiellement détruit par d'autres réactions dans l'étoile. Le béryllium et le bore ne sont presque pas produits du tout. Ces éléments sont, en quelque sorte, ignorés par la cuisine stellaire normale.

Ensuite, et c'est crucial, ces trois éléments sont fragiles à l'intérieur des étoiles. Quand un noyau de lithium, de béryllium ou de bore est porté à haute température, il capture facilement un proton et se transforme en hélium plus un autre élément. Le lithium 7 plus un proton donne deux hélium 4. Le béryllium 9 plus un proton donne deux hélium 4. Le bore 11 plus un proton donne trois hélium 4. Ces réactions, qui détruisent les éléments légers, se produisent à des températures relativement basses, à partir de quelques millions de degrés. Donc dès qu'un noyau de lithium, béryllium ou bore se retrouve dans la zone de combustion d'une étoile, il est détruit.

Ce double effet, faible production plus destruction par les étoiles, explique pourquoi ces trois éléments sont aussi rares. Tout ce qui en est produit dans la nucléosynthèse primordiale, ou tout ce qui pourrait être produit par d'autres mécanismes, finit par être consommé par les étoiles. Pour qu'il en reste dans l'univers actuel, il faut un mécanisme de production en dehors des étoiles, et qui le produise plus vite que les étoiles ne le détruisent.

Ce mécanisme, c'est la spallation cosmique. Voilà comment ça marche.

Le milieu interstellaire, c'est-à-dire le gaz raréfié qui remplit l'espace entre les étoiles d'une galaxie, est constamment traversé par des particules de très haute énergie qu'on appelle les rayons cosmiques. Ces rayons cosmiques sont essentiellement des noyaux atomiques, principalement des protons et des noyaux d'hélium, qui voyagent à des vitesses relativistes, proches de la vitesse de la lumière. Ils sont accélérés par divers mécanismes astrophysiques, notamment par les ondes de choc des supernovas et probablement aussi par les noyaux actifs de galaxies.

Quand un rayon cosmique très énergétique heurte un noyau atomique du milieu interstellaire, par exemple un noyau de carbone ou d'oxygène, il peut le briser en plusieurs fragments. C'est exactement comme une boule de billard qui en frappe une autre avec une telle violence que la deuxième se brise en éclats. Les fragments produits peuvent être des noyaux plus légers que le noyau de départ. Quand le noyau de départ est un carbone ou un oxygène, parmi les fragments produits, on trouve fréquemment du lithium, du béryllium et du bore.

Ce processus de brisure d'un noyau lourd par impact d'une particule rapide s'appelle la spallation. Et c'est le mécanisme principal de production des trois éléments légers.

Quantitativement, les calculs montrent que la spallation cosmique produit, sur des milliards d'années dans une galaxie comme la nôtre, exactement la quantité de lithium, de béryllium et de bore qu'on observe dans le milieu interstellaire actuel. La cohérence entre les calculs théoriques et les observations est l'une des belles vérifications de notre compréhension de la cuisine cosmique.

Il faut nuancer un point. Pour le lithium 7 en particulier, on sait qu'une partie est produite par la nucléosynthèse primordiale, comme on l'a vu dans la première note. Cette contribution primordiale, environ vingt pour cent du lithium 7 total observé aujourd'hui, est mesurable dans les étoiles les plus anciennes de la galaxie, qui se sont formées dans un nuage peu enrichi en métaux et n'ont pas eu le temps de détruire leur lithium initial. L'autre quatre-vingts pour cent du lithium 7 vient de la spallation cosmique ultérieure. Pour le lithium 6, le béryllium et le bore, en revanche, la contribution primordiale est négligeable, et tout vient de la spallation.

Une autre source mineure mérite d'être mentionnée. Certains rayons cosmiques sont eux-mêmes du lithium, du béryllium et du bore, produits par spallation d'autres noyaux à divers endroits de la galaxie. Quand ces noyaux entrent en collision avec l'atmosphère terrestre, ils se fragmentent à leur tour. On peut détecter, dans les abondances précises des éléments présents dans les rayons cosmiques eux-mêmes, la signature des spallations qui ont eu lieu au cours du voyage de ces particules à travers la galaxie. C'est une jolie vérification indirecte du mécanisme.

Le lithium, le béryllium et le bore sont donc, à proprement parler, des cendres cosmiques. Ce ne sont pas des produits stellaires nobles comme le carbone, l'oxygène ou le fer. Ce sont des morceaux arrachés à d'autres noyaux par des collisions cosmiques violentes dans le vide entre les étoiles. Leur rareté dit leur statut particulier dans l'écosystème nucléaire de l'univers.

Et pourtant, ces trois éléments rares jouent dans le monde moderne un rôle considérable. Le lithium est devenu, depuis vingt ans, l'élément stratégique central de la transition énergétique, parce que c'est le composant clé des batteries lithium-ion qui équipent nos téléphones, nos ordinateurs, nos voitures électriques. Le béryllium est utilisé dans les alliages aérospatiaux et dans les fenêtres d'entrée des appareils à rayons X, parce qu'il est transparent aux X. Le bore est utilisé dans les verres pyrex, dans les semi-conducteurs, dans les fibres composites. Trois éléments rares cosmiquement, mais devenus précieux industriellement.

Avec cette note, on a fait à peu près le tour des grands mécanismes de fabrication des éléments. Big Bang pour H et He et un peu de Li. Fusion stellaire pour les éléments intermédiaires, du carbone au silicium. Combustion équilibrée pour le pic du fer. Processus s dans les étoiles AGB pour les éléments intermédiaires lourds, du strontium au plomb. Processus r dans les fusions d'étoiles à neutrons pour les éléments les plus lourds. Spallation cosmique pour le lithium, le béryllium et le bore.

Chaque case du tableau périodique a maintenant une origine identifiée. Ce qui veut dire que chaque atome qui nous compose, à nous êtres humains, a une histoire cosmique précise. La dernière note de cette saison va faire l'inventaire complet : pour chaque catégorie d'éléments présents dans le corps humain, d'où vient cet élément. La conclusion va clore le parcours commencé avec la première saison, en montrant que la chimie sur Terre est l'aboutissement d'une longue histoire qui a commencé treize milliards et demi d'années plus tôt, dans les trois premières minutes après le Big Bang.