Hypothèses sur l’origine de l’univers et son évolution (Jean PARENTEAU Mai 1991)

II – Constitution de l’Univers inanimé

Les progrès des appareils d’observation optique et radio, et des ordinateurs capables d’inventer des univers-jouets montrant très rapidement les conséquences à long terme d’une application éventuelle des hypothèses qu’on leur confie, ont permis aux astronomes d’affiner les positions qu’ils avaient prises.

il semble qu’à partir du moment où, dans la période de refroidissement, la température atteint 3000 degrés jusqu’à la naissance des premières étoiles, il se soit écoulé une période de 2 à 5 milliards d’années. Il y eut successivement : capture des électrons par les noyaux d’hélium et d’hydrogène et constitution des premiers atomes, puis les atomes d’hydrogène s’associent en molécules. L’absorption des électrons qui s’opposaient au départ des photons libère ceux-ci qui partent et l’Univers devient transparent. La force de gravité devient la force la plus importante. Pendant l’expansion de l’Univers, il s’est produit des rugosités dues à la gravité ; il se forme alors des nuages qui se concentrent et deviendront plus tard des galaxies. En se concentrant, ces nuages dégagent de l’énergie et se réchauffent. Le temps aidant, la température, à l’intérieur du nuage, monte. Les protons libres, qui ne se sont pas groupés avec des neutrons pendant la période de nucléosynthèse, s’unissent 4 par 4 pour faire des noyaux d’hélium sans passer par le deutérium, en libérant de l’énergie car la masse d’un noyau d’hélium est inférieure à la masse de 4 protons : la différence de masse s’est transformée en énergie d’après la formule E = mc2 . La température monte et l’hydrogène se transforme aussi en hélium. Pendant ce temps des nuages se sont formés et transformés en galaxies, sortes de très gros nuages chargés de rugosités. Celles-ci, sous l’action de la gravité, se groupent et il se forme une étoile. En réalité, on ne sait pas avec certitude ce qui s’est passé entre le moment où les photons ont été libérés et le moment où les premières étoiles sont nées: il y a eu au moins deux milliards d’années. Quand l’hydrogène a fusionné en hélium l’étoile était déjà très chaude et devait déjà briller. Selon la dimension des étoiles la transformation de l’étoile qui résulte de cette combustion dure plus ou moins longtemps. Les étoiles les plus grosses ( au moins plusieurs fois la masse du Soleil ) dépensent l’hydrogène qu’elles détiennent en quelques millions d’années alors que les plus petites brûlent leur hydrogène en plus de dix milliards d’années. Quand l’étoile arrive à bout de ses réserves d’hydrogène, le rayonnement s’affaiblit et elle ne peut plus résister à la gravité : elle se contracte, la densité augmente et la température aussi. Quand celle-ci atteint cent millions de degrés trois noyaux d’hélium se groupent et forment un noyau de carbone 12. En fait, la masse d’un noyau de carbone est inférieure, mais très proche de celle de 3 noyaux d’hélium et la différence se transforme en énergie de rayonnement et l’étoile vire au rouge. La fusion de l’hélium en carbone ne va durer qu’environ 300 millions d’années. A la fin de cette période, le coeur de l’étoile, faute d’un rayonnement suffisant va se contracter de nouveau : la température atteint 500 millions de degrés et c’est le carbone qui va commencer à fusionner en noyaux plus lourds: néon, oxygène, magnésium, silicium, aluminium, phosphore, soufre… La même séquence va se renouveler souvent : à l’épuisement d’un combustible, le coeur de l’étoile s’effondre et devient plus dense et plus chaud, un nouveau combustible plus lourd prend la suite et fusionne en éléments plus lourds. Cclà dure jusqu’à l’apparition du fer 56 ( 26 protons et 30 neutrons ). En réalité, les fusions décrites ci-dessus ne sont pas échelonnées dans le temps : elles commencent dans le coeur de l’étoile et se propagent vers la périphérie ce qui donne à l’étoile une structure en couches successives. La température au centre atteint plusieurs milliards de degrés alors qu’à la surface elle n’est que de quelques millions de degrés. L’étoile acquiert ainsi une structure en “pelures d’oignons”. A la fin de sa vie le coeur de l’étoile est fait de fer, de cobalt et de nickel résultant de la combustion du silicium. Au­ dessus le carbone brûle en silicium et autres noyaux lourds. Au-dessus l’hélium fusionne en carbone et au-dessus l’hydrogène en hélium. Soixante pour cent de la masse de l’étoile environ participent à ces combustions et quarante pour cent sont trop froids et conservent l’hydrogène né pendant les trois premières minutes.

Remarque:
Dans cette période de vie de l’étoile, il y a eu une sorte de miracle, c’est l’apparition du carbone. A la fin de la période de nucléosynthèse, l’hélium malgré la température considérable avait refusé de s’associer. Pourquoi n’y a-t’il pas eu 3 atomes d’hélium qui se sont associés à ce moment ? Cclà aurait évité la période de refroidissement et fait gagner beaucoup de temps. Il est probable que la cause de cet échec est simplement une baisse de température trop rapide pour que la probabilité de rencontre simultanée de 3 noyaux d’hélium se réalise. C’est regrettable car le carbone s’est révélé l’élément le plus associatif de tous. A partir de son arrivée tout a été plus vite. Il a agi de trois manières :

1) Il a brûlé pour faire apparaitre les noyaux plus lourds.
2) par sa seule présence il a accéléré la création des noyaux d’hélium (première catalyse)
3) Il s’est révélé, dans la suite, être le plus associatif de tous les éléments dans le monde inanimé mais surtout dans le monde animé : il est présent dans tout ce qui vit.

La mort de l’étoile
Jusqu’à l’arrivée du Fer 56, la combustion des noyaux fournissait plus d’énergie que n’en exigeait la formation du noyau obtenu. Il n’y avait jamais d’apport extérieur d’énergie. L’énergie nécessaire à la vie de l’étoile était fournie par l’excédent d’énergie de la combustion et par l’effondrement du coeur de l’étoile. A partir du Fer 56 la situation est inversée, l’énergie des protons du noyau constitué est supérieure à celle des protons du noyau détruit. Pour que le fer brûle il faudra lui fournir de l’énergie. Ne pouvant le faire, l’étoile meurt. Cette mort se réalise de façon différente selon la taille de l’étoile.

Cas des petites étoiles (moins de 1.4 fois la masse du Soleil) :
L’étoile se contracte et passe de la taille d’une géante rouge (des millions de km de rayon) à celle d’une naine blanche de la taille de la Terre (environ 6000 km de rayon). L’cffondrement est arrêté car les électrons résistent à la pression en se rassemblant. Les couches supérieures se détachent et forment un anneau gazeux autour de la naine blanche. Puis la naine blanche mettra des millions d’années à se refroidir et à devenir invisible dans l’espace alors que l’anneau gazeux ira enrichir le terreau galactique de tous les noyaux fabriqués par l’étoile.

Cas des étoiles moyennes (plus de 1.4 Soleils et moins de 5) :
L’effondrement du coeur est beaucoup plus rapide et les électrons n’ont pas le temps de réagir. Ils se brisent en protons et neutrons et peut-être neutrinos mais comme ceux­ ci n’interagissent pas avec la matière ils s’échappent. Une très forte explosion suit l’effondrement et projette dans l’espace interstellaire toutes les couches qui vont enrichir des noyaux fabriqués par l’étoile, l’espace interstellaire et par suite les galaxies futures. Tout ceci constitue une supernova. On verra encore le coeur briller pendant des années et puis elle deviendra invisible.

Cas des très grosses étoiles (plus de 5 Soleils) :
L’effondrement du coeur et l’explosion sont simultanés. L’étoile devient immédiatement une supernova. Mais dans cc cas et peut-être aussi dans le cas précédent la quantité d’énergie libérée est telle que les combustions de noyaux à partir du Fer 56 peuvent reprendre et permettre l’apparition des noyaux lourds (la plupart des métaux jusqu’à l’Uranium 238). Tous les atomes des corps simples sont alors produits.

Tous les noyaux provenant de la mort des étoiles sont projetés dans l’espace où règne une température allant d’une centaine de degrés Kelvin (-173° centigrades) à plusieurs millions de degrés. Le temps (des milliards d’années) favorisant les rencontres les noyaux se transformeront en atomes et les atomes en molécules. Les noyaux les plus actifs sont les noyaux de l’hydrogène (le proton), du carbone, de l’oxygène et de l’azote qui se sont transformés en atomes et molécules qui sont ainsi devenues : l’eau, le méthane, l’ammoniac, le gaz carbonique et l’air que nous respirons, sans compter les combinaisons avec les métaux grâce auxquelles sont apparus les continents.

Les rayons cosmiques:

Une partie des noyaux formés dans les étoiles et évacués dans l’espace par les explosions des supernovae, traverse l’espace sans trouver de partenaires; ils deviennent alors des rayons cosmiques dont certains sont parvenus jusqu’à la Terre et ont, croit-on, joué un rôle dans l’apparition de la vie.

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