Ce n’est qu’avec le temps que ces éléments plus lourds ont commencé à apparaître à la suite de diverses réactions à l’intérieur des étoiles. Plus elles étaient massives, plus vite elles mettaient fin à leur existence d’étoile ordinaire à la suite d’une explosion ou d’une éjection d’une partie importante de leur masse, alimentant ainsi le réservoir cosmique de matière.
Quels éléments sont formés à la suite de fusions à l’intérieur des étoiles ?
Le plus léger de ces éléments plus lourds, comme le carbone et l’oxygène, peut apparaître dans les cycles normaux de production d’énergie d’étoiles plus massives et moins massives plus tard dans leur évolution. Les plus lourdes, jusqu’au silicium et au fer, se forment dans des étoiles très massives après avoir évolué comme des étoiles normales après être devenues des géantes et des supergéantes lors de leur inévitable voyage vers leur destin de supernova.
L’élément le plus lourd qui peut se former dans les étoiles à la suite de la fusion est le zinc, bien que ce ne soit pas le processus auquel nous associons la fusion à l’intérieur des étoiles, c’est-à-dire la fusion de deux noyaux identiques, ce qui conduit normalement à la formation de plus que le fer. Le zinc, comme le cuivre, le nickel et le cobalt, peut se former avant même la phase de supernova à la suite de la capture de noyaux d’hélium, ce qui nécessite cependant des températures énormes.
Le zinc ne se classe qu’au 30e rang dans la liste des 118 éléments qui composent aujourd’hui le tableau périodique. La nature a donc encore beaucoup à faire, même lorsque l’astre arrive en fin d’existence.
Comment créer des éléments plus lourds que le fer ou le zinc, c’est-à-dire capter les neutrons lents et rapides
Pour créer des éléments plus massifs que le fer ou le zinc, un processus tel que la capture de neutrons est nécessaire. Ils adhèrent progressivement à des noyaux moins massifs, créant des noyaux de plus en plus massifs.
Il existe deux façons de capturer les neutrons. Le premier est un processus lent (appelé processus s) qui peut se produire même dans une étoile comme le Soleil dans les derniers stades de son existence. Ensuite, nous avons un petit flux de neutrons libres, à partir duquel un neutron est capturé, qui se désintègre ensuite en un proton et un électron dans le noyau. Cela permet aux éléments d’un type, précédemment captés par l’étoile en formation, de se transformer en un autre. La séquence des changements dans ce processus conduit à la formation d’éléments tels que le plomb ou le bismuth.
La deuxième option est la capture de neutrons rapides délivrés en grande quantité (ce que l’on appelle le processus r). De telles conditions existent dans l’explosion d’une supernova, ainsi que dans la collision de deux étoiles à neutrons. Dans ce cas, la masse du noyau atomique peut augmenter rapidement sans désintégration préalable des neutrons attachés. Ce n’est que plus tard que se produisent de nombreuses désintégrations d’une partie des protons qui se sont joints, jusqu’à ce que le noyau résultant devienne le noyau d’un isotope stable de l’élément donné. C’est un moyen de créer des éléments encore plus lourds et différents que dans le processus s.
Que devient la matière produite dans les étoiles ?
Tout ce qui est créé à l’intérieur des étoiles et non stocké dans celles-ci ou leurs successeurs (étoiles à neutrons, naines blanches, trous noirs) pour toujours (du moins du point de vue actuel) est éjecté dans l’espace à un moment donné. Les éléments dans l’espace se trouvent dans des proportions différentes, et les plus légers sont beaucoup plus nombreux que les plus lourds.
Par conséquent, l’espace interstellaire est principalement rempli d’hydrogène, parfois d’hydrogène primordial. Cependant, ces éléments plus lourds sont également relativement abondants, ou du moins suffisamment pour en faire une composante des systèmes planétaires émergents.
Ainsi que les étoiles, qui contiennent également certains des éléments les plus intéressants que l’hydrogène ou l’hélium. C’est pourquoi j’ai pris la liberté d’appeler collectionneurs les stars apparues plus tard que les premières.
Collectionneurs d’étoiles. La deuxième place du podium revient à HD222925. Pourquoi pas le premier ?
Comparé à toutes les étoiles, il y a peu de collecteurs, car pour 75% des étoiles, l’hélium est encore un composant extrêmement lourd. Même notre Soleil est composé de moins de 0,1 % d’autres éléments. Ceux-ci comprennent l’oxygène, le magnésium, ainsi que le fer et le soufre. Et pourtant, environ 67 éléments ont été retrouvés dans son spectre, ce qui en fait un recordman à cet égard.
Dans le spectre de HD222925, l’hydrogène, l’hélium et 63 autres éléments ont été identifiés dans l’ultraviolet, le visible et l’infrarouge. Y compris l’or et la piste. Plus d’éléments ont été identifiés jusqu’à présent sur notre Soleil seul.
Mais le Soleil est proche, et les astronomes ne s’intéressent pas moins aux étoiles lointaines. Dès lors, HD 222925, bien qu’il soit le deuxième plus abondant des éléments détectés, attire leur attention et devient une star médiatique.
C’est une étoile à environ 1460 années-lumière, relativement proche de la constellation de Tucana. Si vous voulez la trouver, son ascension droite est 23:45:17.61 et sa déclinaison est -61:54:42.8. Malheureusement, il ne peut être vu que depuis l’hémisphère sud de la Terre.
HD222925 est une étoile avec 0,75 fois la masse du Soleil. Sa luminosité est de 9e magnitude, nous devrions donc pouvoir la voir avec un télescope.
Un groupe d’une douzaine d’astronomes dirigé par Jan Roeder (Université du Michigan) a identifié 63 éléments différents dans sa composition, en plus de l’hydrogène et de l’hélium, la plupart des 42 étant des éléments lourds, y compris ceux formés dans le processus r, c’est-à-dire ceux que l’étoile a collecté lors de sa formation elle-même. Sur cette liste, nous avons de l’or ou du thorium, et même de l’uranium, bien que ce dernier n’ait pas été entièrement confirmé.
Qu’est-ce qui a donné aux astronomes la découverte de tant d’éléments dans HD222925 ?
HD 222925 est également une étoile plus ancienne que le Soleil, tellement plus tôt que le Soleil aurait dû avoir un approvisionnement en divers éléments dans les nuages de matière interstellaire. Maintenant qu’ils savent quels éléments peuvent être produits par les processus de capture de neutrons, en particulier les neutrons rapides, les astronomes peuvent tenter de recréer dans des simulations informatiques les conditions qui ont conduit à la formation de ces éléments. Et aussi pour déterminer quels processus ont conduit à leur création.
Car, bien que la théorie prédise la formation d’éléments lourds, ce n’est que dans le cas de la fusion de deux étoiles à neutrons en 2017 (l’effet est l’onde gravitationnelle observée GW 170817) qu’il a été possible de confirmer l’exactitude de la prédiction. Dans le cas des supernovae, nous attendons toujours une découverte aussi convaincante. Plus nous en saurons sur les étoiles à composition abondante, mieux nous saurons où chercher leur source.
Source : Carnegie, ONU. Michigan, inf. son
Laisser un commentaire