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SOMMAIRE

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§ Démarrage de la “fusion” dans une étoile § Création des éléments lourds

Nous devons tout à la fusion.
Notre soleil et toutes les étoiles qui brillent dans le ciel la nuit sont des produits de la fusion. Sans elle, le Cosmos serait plongé dans l'obscurité, froid et sans vie. C'est la fusion qui illumine et réchauffe l'Univers, permet la vie sur la Terre, et probablement ailleurs. La Terre elle-même, l'air que nous respirons, et la matière même dont nous sommes faits sont des produits de la fusion.

Après le “Big Bang”, quand les choses se sont suffisamment refroidies pour que les atomes neutres électriquement se soient formés, l'Univers était rempli de façon à peu près uniforme par de l'hydrogène, l'atome le plus simple. Il y avait bien un peu d'hélium et de cette mystérieuse “matière noire” (celle des “trous noirs”), mais le Cosmos semblait être constitué simplement d'atomes d'hydrogène et de vide.
Alors, comment la fusion a-t-elle pu produire à partir de cette simple épure la profusion des objets astronomiques aujourd'hui observables, ainsi que les quatre-vingt-douze éléments qui nous entourent ?

Elle a d'abord reçu de l'aide de la part de la gravitation. Bien que la gravitation soit une force ténue, elle a, pendant des millénaires et des millénaires, fait se rapprocher les atomes d'hydrogène les uns des autres. Les agrégats d'hydrogène ainsi formés, devenus de plus en plus gros, exercèrent une force gravitationnelle plus grande, attirant toujours plus d'hydrogène.
Au fur et à mesure que ces globules d'hydrogène se sont développés, la pression s'exerçant sur le gaz se trouvant en leur centre s'est accrue, du fait du poids de tout l'hydrogène se trouvant au-dessus d'eux, et l'élévation de la pression entraîna l'élévation de la température. (Pensez à ce qui se passe quand vous gonflez un pneu de bicyclette : plus vous pompez, et plus il devient chaud).

Une température plus élevée signifie que les atomes se déplacent à de plus grandes vitesses, et sous l'effet des la haute pression existant dans une proto-étoile, ils s'entrechoquent avec une violence de plus en plus grande.
À une certaine température, les collisions sont telles que les électrons extérieurs — qui ont une charge négative — sont expulsés de leur noyau d'origine, qui, dans le cas de l'hydrogène, ne comporte qu'une seule particule sub-atomique : un proton, chargé positivement. Le résultat de tout cela est un plasma : un tourbillon à température élevée de particules chargées électriquement.

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Image ci-dessus : Dans les hautes températures, le plasma - un gaz ionisé — représente un quatrième état de la matière, après l'état solide, liquide et gazeux. (Document CEA - France)

§ Démarrage de la “fusion” dans une étoile

Quand l'étoile naissante a atteint une certaine taille — environ 28 000 fois la masse de la terre — la température de son “coeur” atteint environ 10 000 000° C, et la fusion démarre. La fusion consiste simplement à associer deux noyaux atomiques pour en former un plus gros, mais ce n'est pas une chose facile, car tous les noyaux, tels que les protons qui s'entrechoquent dans le cœur d'une étoile en formation ont une charge électrique positive, et des éléments porteurs de charges du même type se repoussent mutuellement.
Quand la température atteint les millions de degrés, pourtant, les noyaux se heurtent avec une telle force que la barrière de leur répulsion électrique est franchie, et qu'ils sont comme captés par un autre type de force, de courte portée, celle qui maintient ensemble dans le noyau les protons avec leurs homologues de charge neutre, les neutrons. Les deux protons qui entrent alors en collision doivent s'approcher l'un de l'autre à une distance infra-atomique pour que cette force d'attraction puisse les attirer et les faire se combiner pour former un nouveau noyau.
Mais deux protons ne forment pas d'eux-mêmes un noyau très stable, et la plupart de ces paires se séparent donc de nouveau presque aussitôt.
De façon très très rare, l'une de ces brèves fusions est suivie très rapidement par la dégradation d'un des protons en neutron. Un noyau fait d'un proton et d'un neutron — ce qu'on appelle un deutéron — est très stable, lui, et de ce fait, le nouveau noyau survit. Avec le temps, ce processus donne lieu à la création de deutérons de plus en plus nombreux, au cœur de l'étoile en formation, et quand ils sont en nombre suffisant, une autre réaction se produit. Par exemple, l'un de ces deutérons peut fusionner avec un autre proton pour produire de l'hélium-3 (deux protons et un neutron), et quand ils sont assez nombreux, deux atomes d'hélium-3 peuvent fusionner pour donner de l'hélium-4 (deux protons et deux neutrons), avec deux protons laissés pour compte. Ces réactions constituent le point de départ d'une chaîne de fusions qui finalement produisent les éléments lithium et beryllium.
Ces réactions de fusion produisent de la chaleur comme effet secondaire, parce qu'un noyau d'hélium-3, par exemple, est légèrement moins lourd que la paire de noyaux qui l'ont produit par leur interaction — un deutéron et un proton, dans ce cas. Mais cette masse n'est pas perdue : elle est convertie en énergie durant la fusion.
Ainsi, quand cette chaîne de réactions se propage, et qu'un nombre énorme de noyaux fusionnent, le cœur de la proto-étoile devient une formidable fournaise, qui fait encore monter la température et entraîne plus de réactions encore. Ce processus élémentaire transforme la boule de gaz initiale en une véritable étoile ; et c'est lui, ou une chaîne tout à fait similaire de réactions, qui est à l'oeuvre dans toutes les étoiles, depuis les premières qui se sont allumées environ 150 millions d'années après le “Big-Bang” et tout au long des 13,7 milliards d'années qui constituent l'histoire de l'Univers.

§ Création des éléments lourds

Mais la fusion a d'autres effets encore. Vers la fin de la vie d'une étoile, quand elle a brûlé tout son hydrogène, elle commence à brûler son hélium en produisant du beryllium, du carbone, et de l'oxygène. Quand l'hélium est épuisé, d'autres chaînes de réactions démarrent, qui utilisent ces noyaux pour en produire de plus lourds encore. Ainsi, dans les derniers jours d'une étoile, tous les éléments jusqu'au fer se trouvent créés par fusion. Et finalement, quand il ne reste plus aucun combustible pour la fusion, les restes de l'étoile s'effondrent sous l'effet de leur propre gravité. Si c'était une grosse étoile, cet effondrement libère tellement d'énergie gravitationnelle qu'elle expulse les couches extérieures de l'étoile dans une explosion cataclysmique — une supernova.
L'énergie d'une supernova est tellement énorme qu'elle peut entraîner d'autres fusions dans les noyaux lourds demeurant dans les cendres de l'étoile. Ces fusions produisent tous les éléments les plus lourds, du fer à l'uranium, et au-delà.
Ainsi, durant toute la vie d'une étoile, la fusion utilise le matériau brut de l'hydrogène et en tire tous les éléments qui figurent dans le “tableau périodique des éléments”.
Et quand l'étoile explose à sa fin, elle expulse ces éléments dans l'espace, où ils se mélangent avec de l'hydrogène “neuf”, et peu à peu, vont former de nouvelles étoiles et de nouvelles planètes. Ces étoiles de “deuxième génération” et les planètes qui se forment autour d'elles contiennent un mélange d'éléments qui permet à certaines planètes de former une croûte rocheuse, des océans, de l'atmosphère — et de la vie. Chaque atome de notre corps, sauf ceux d'hydrogène, ont été créés par fusion dans une étoile morte depuis longtemps.

NOTES

d'hélium : Gaz rare dans l'atmosphère, très léger. Il a été utilisé pour des ballons captifs. Il est très abondant dans la chromosphère du soleil. L'hélium liquide est souvent utilisé pour le refroidissement des appareils tels que les appareils “IRM” (appareils basés sur l'Imagerie par Résonnance Magnétique) .

ionisé : l'ionisation est l'état d'un atome ou d'un groupe d'atomes privé d'un ou plusieurs de leurs électrons, et qui de ce fait n'est plus neutre électriquement.

périodique : le “tableau périodique des éléments” ou “Tableau de Mendéléiev”, « représente tous les éléments chimiques, ordonnés par numéro atomique croissant et organisés en fonction de leur configuration électronique, laquelle sous-tend leurs propriétés chimiques.  » (Wikipédia)