COMMENT SE FORMENT LES ÉLÉMENTS LOURDS

La bague en platine ou en or que vous portez au doigt recèle un secret sur un mystère cosmique. Les scientifiques ont passé la galaxie au peigne fin pour découvrir l’origine des éléments chimiques dits « lourds ». Les éléments plus légers – de l’hélium, avec ses deux protons par atome, jusqu’au fer, qui compte 26 protons dans chaque noyau – sont les mieux connus : la plupart d’entre eux se forment lors de la fusion nucléaire, à l’intérieur des étoiles. Mais nos connaissances deviennent plus floues pour les éléments plus lourds que le fer. L’or, dont chaque atome compte 79 protons, ne peut être fabriqué de cette façon, et il en va de même pour le platine, le xénon, le radon et de nombreuses terres rares. Pendant des décennies, les scientifiques ont débattu des mécanismes de formation de ces métaux lourds, et de la manière dont ils sont arrivés jusqu’à notre planète. L’idée principale est décrite ci-dessous – il s’agit du processus dit de « capture rapide de neutrons », déclenché par un événement cosmique extrêmement violent. Jusqu’à récemment, il s’agissait d’une théorie sans observations pour l’étayer ; mais la détection conjointe de lumière et d’ondes gravitationnelles provenant de la collision d’étoiles à neutrons a changé la donne il y a quelques années. La lumière contenait la signature chimique d’éléments lourds – o rant ainsi la première indication expérimentale soutenant cette théorie ; les mesures ont également aidé les scientifiques à préciser le mécanisme de capture rapide de neutrons.

Le processus r nécessite des noyaux d’amorçage, comme celui du fer, qui est l’élément le plus lourd qui puisse être formé par fusion à l’intérieur des étoiles. Le noyau de fer commence avec 26 protons et possède généralement une trentaine de neutrons. Lorsqu’il est bombardé par des neutrons libres, le noyau de fer en capture un grand nombre en quelques millisecondes.

Noyau d’un atome de fer (26 protons, 30 neutrons)

Les étoiles à neutrons sont les éléments les plus denses de l’Univers, à l’exception des trous noirs. Elles naissent lorsque des étoiles lourdes meurent et que leurs noyaux s’e ondrent. La pression gravitationnelle est extrêmement forte et écrase les atomes les uns contre les autres : les protons et les électrons fusionnent, laissant derrière eux une étoile composée presque entièrement de neutrons.

La collision de deux étoiles à neutrons émet de la lumière, des ondes gravitationnelles et beaucoup de neutrons libres – jusqu’à 1 gramme de neutrons par centimètre cube. Ces conditions rares déclenchent ce que l’on appelle le « processus de capture rapide de neutrons », également connu sous le nom de « processus r ».

Le nouveau noyau est extrêmement radioactif en raison de son nombre disproportionné de neutrons.

Noyau de fer radioactif avec un grand nombre de neutrons surnuméraires

Pensez-y : chaque fois que vous portez cette bague en or ou en platine, vous détenez un morceau du cosmos autour du doigt.

Noyau d’un atome d’or (79 protons, 118 neutrons)

Particules bêta

Particules bêta

Le résultat est un nouvel élément – ici, de l’or avec 79 protons.

Certains des neutrons vont se désintégrer en protons. Il s’agit d’un processus habituel, la désintégration bêta, qui permet à un neutron de se transformer en proton en changeant la saveur d’un de ses quarks constitutifs (un quark down devient up) et en libérant un électron et un antineutrino en même temps. Le cycle de captures de neutrons et de désintégrations bêta se poursuit, produisant des noyaux de plus en plus lourds.

Des Preuves Directes

Les scientifiques ont recueilli les premières données concrètes étayant la théorie du processus r lorsque des ondes gravitationnelles et la lumière provenant de la collision d’étoiles à neutrons ont été détectées sur Terre simultanément. Le spectre lumineux contenait la signature chimique du strontium – un autre élément lourd –confirmant qu’un élément lourd était bien présent et lié à l’événement ayant déclenché les ondes gravitationnelles.

* Certaines longueurs d’onde, et notamment les bandes à droite du graphique repérées par une étoile, sont sujettes à des problèmes connus de calibration d’instruments ou d’interférences atmosphériques.

Courbe attendue d’après la température (ligne blanche)

Ce creux, déviation par rapport à la courbe attendue, suggère que du strontium est présent.

Longueur d’onde de la lumière incidente (en nanomètres)