L’origine des éléments chimiques

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Classe(s) : 1re Générale | Thème(s) : Les éléments chimiques

Les tout premiers éléments chimiques sont nés lors de la formation de l’Univers. Des réactions nucléaires au sein des étoiles sont à l’origine de la centaine d’éléments chimiques actuellement connus.

I Le Big Bang et la nucléosynthèse primordiale

mot clé

Big Bang : théorie scientifique décrivant le commencement et l’expansion de l’Univers.

La formation de l’Univers a lieu il y a environ 13,7 milliards d’années, lors du Big Bang. L’Univers est alors extrêmement condensé et chaud, les particules élémentaires comme les neutrons et les protons sont encore libres et non regroupés en noyaux atomiques.

Au bout d’une centaine de secondes, l’Univers en pleine expansion voit sa température baisser (elle est de l’ordre de 109 °C ou un milliard de degrés Celsius), les protons et neutrons commencent à s’associer pour former les noyaux atomiques les plus simples d’hydrogène et d’hélium.

La nucléosynthèse primordiale s’achève à la création de ces deux éléments. Les conditions ne sont pas encore réunies pour que les réactions nucléaires permettent la formation des éléments les plus lourds.

C’est lors de la formation des étoiles, quelque 100 millions d’années après le Big Bang, que des éléments chimiques plus lourds peuvent se former. Cependant, l’Univers est encore aujourd’hui majoritairement constitué d’hydrogène et d’hélium.

II La nucléosynthèse stellaire

mot clé

Fusion nucléaire : processus au cours duquel deux noyaux atomiques légers s’associent pour former un noyau plus lourd en dégageant une énergie considérable. À ne pas confondre avec la fission nucléaire, qui est la cassure d’un noyau lourd en deux noyaux plus légers.

La synthèse de nouveaux noyaux atomiques se produit, par des réactions de fusion nucléaire, au sein même des étoiles : c’est la nucléosynthèse stellaire. La fusion nucléaire est possible, car la température qui règne au cœur d’une étoile dépasse 107 °C (10 millions de degrés Celsius).

La plupart des étoiles peu massives, comme le Soleil, sont constituées essentiellement d’hydrogène et d’hélium.

Elles consomment leur hydrogène pour produire de l’hélium.

La formation de l’hélium au cœur d’une étoile se déroule en trois étapes.

• Première étape : deux noyaux d’hydrogène ou protons (H11) fusionnent pour former un noyau de deutérium (H12), avec émission d’un positon (e10) et d’un neutrino (ν) :

H11 + H11H12+e10+ν

• Deuxième étape : le noyau de deutérium fusionne avec un proton pour former un noyau d’hélium 3 (H23e), avec émission d’un rayonnement gamma (photon) :

H12+H11H23e+γ

• Troisième étape : deux noyaux d’hélium fusionnent pour former un noyau d’hélium 4 (stable) en éjectant deux protons :

H23e+H23eH24e+H11

Lorsque l’étoile a épuisé tout son hydrogène, elle évolue en géante rouge : son cœur est riche en noyaux d’hélium, qui fusionnent en donnant des noyaux plus lourds de carbone et d’oxygène.

Si l’étoile est suffisamment massive (masse supérieure à 8 fois celle du Soleil), elle pourra produire des noyaux encore plus lourds, comme des noyaux de fer. En fin de vie, l’étoile implose, puis explose, créant des noyaux encore plus lourds comme le platine et l’or. Cette explosion appelée supernova diffuse les éléments ainsi formés dans l’espace autour de l’étoile. C’est ainsi que les étoiles massives enrichissent l’Univers en éléments lourds.

Zoom

Étoiles massives : une structure en « pelure d’oignon »

Dans les couches périphériques d’une étoile massive, les éléments légers fusionnent, enrichissant les couches profondes en éléments plus lourds.

Dans le cœur de l’étoile, la fusion des noyaux de silicium conduit à la formation de noyaux de fer.

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