Sally (./1450) :
Donc ça veut dire qu’au-delà du nickel la fusion nucléaire consomme de l’énergie au lieu d’en produire ? du coup pourquoi des noyaux lourds se sont quand même formés ?
Une étoile ne peut pas former des noyaux plus lourds que le fer/nickel. Quand tout le coeur de l'étoile est converti en fer (et seules les étoiles les plus massives ont la pression et la température nécessaires pour arriver à ce stade), la réaction nucléaire s'arrête. L'étoile s'écroule alors, et il se produit une supernova par effondrement de coeur.
Les noyaux lourds ne sont pas créés par le fonctionnement normal d'une étoile, mais dans des circonstances où la matière est soumise à un fort bombardement de neutrons. Le principal épisode où ce genre de chose arrive, c'est justement pendant le déroulement d'une supernova (mais il y a d'autres contextes où ça arrive, peut être dans les disques d'accrétion autour d'un trou noir, ou pendant les collisions d'astres compacts.)
Maintenant, pourquoi le coeur en cours d'effondrement émet-il des neutrons? Parce qu'il gagne énormément d'énergie.
L'énergie potentielle gravitationnelle d'une sphère homogène de rayon R et de masse M est -0.6 GM²/R.
Avant l'effondrement, le coeur pesait quelques masses solaires et avait un rayon de ~ 10000km (il était déjà super compact, de l'ordre de la taille de la Terre).
En un dixième de seconde, son rayon passe à ~ 20km.
L'énergie dégagée est 0.6 GM²(1/20-1/10000), c'est gigantesque, de l'ordre de 10^46 ou 10^47 Joules (le calcul est approximatif parce que la sphère n'est pas homogène, de plus il faudrait une formule relativiste et non classique, mais l'ordre de grandeur est le bon). En conséquence, le coeur chauffe à 100 milliards de Kelvin.
À ces températures, le rayonnement thermique consiste en rayons gammas suffisamment durs pour casser les noyaux atomiques, et défaire le travail de fusion effectué précédemment : les noyaux de fer sont décomposés en hélium puis en nucléons isolés.
De plus, à haute température, les protons ont tendance à réagir avec les électrons pour former des neutrons.
En effet, on a un équilibre protons-neutrons : n <-> p + e
Les lois de la thermodynamique nous disent que le rapport entre le nombre de neutrons et le nombre de protons vaut : Nn / Np = e ^ (-E/kT)
où E=1.3Mev est la différence d'énergie entre un proton et un neutron, et k la constante de Boltzman.
À basse température, on a Nn << Np : le neutron est instable et se désintègre en proton. Mais à haute température, Nn=Np.
Conclusion : une partie du coeur se retrouve sous forme de neutrons libres. Etant animés par l'agitation thermique d'une vitesse relativiste, une partie de ces neutrons s'en va bombarder les couches supérieures de l'étoile. Quand on dit "une partie", ça consiste quand même en une fraction de masse solaire, c'est énorme.
(Tout ça constitue l'un des mécanismes par lequel le coeur évacue son excès d'énergie, mais ce n'est pas le principal, le principal c'est l'émission de neutrinos).
Alors maintenant qu'est ce qui se passe quand le gaz des couches extérieures de l'étoile se prend des montagnes de neutrons dans la tête ? Les noyaux absorbent les neutrons et leur nombre de nucléons augmente.
Cette capture de neutrons peut se faire selon deux régimes différents, selon où on se trouve dans l'étoile.
* Il y a d'une part le
processus s (s comme slow) :
Là où la matière est exposée à un flux de neutron "relativement" faible, les noyaux qui ont un excès de neutron ont le temps de se désintégrer par radioactivité beta (un neutron se transforme en proton) entre deux captures. Le noyau est donc en permanence un isotope stable. De cette façon sont créés les isotopes entre le fer/nickel et le plomb/bismuth.
Au delà il y a dans le tableau périodique une zone, qui va du polonium (84) à l'actinium (89) où les noyaux sont super instables, elle est infranchissable par le processus s.
* D'autre part il y a le
processus r (r comme rapide) :
Là où le flux de neutrons est vraiment très intense, les noyaux n'ont pas le temps de se désintégrer (la radioactivité beta est un phénomène assez lent). Il se créé donc des noyaux ultra lourds, beaucoup trop riches en neutrons et très instables. Une fois le flux de neutrons tari, ils se désintègrent.
C'est comme ça que sont formés les noyaux très lourd : thorium, uranium, plutonium, américium, curium...
Il y a quelques années il y a eu une simulation toute cool du processus r, avec enrichissement en neutrons puis désintégration.
En abscisse, le nombre de neutrons, en ordonnées celui de protons :
Du point de vue énergétique, on peut dire que de l'énergie gravitationnelle a été transformée (entre autres) en énergie nucléaire (noyaux lourds) pendant une supernova.
L'énergie gravitationnelle est l'autre grand stock d'énergie libre dans l'univers. Elle est libérée dans un effondrement gravitationnel. Mais c'est assez difficile à exploiter : la formule est en 1/R, et seuls les astres les plus compacts (étoiles à neutrons, trous noirs) révèlent vraiment toute l'abondance de l'énergie gravitationnelle.
) pour expliquer le passage à l'énergie potentielle, ni faire une analogie avec le champ électromagnétique.
Je pige pas.
Mais d'après Mr Levi's je devrais carrément mettre du 33
Je pige pas.
http://what-if.xkcd.com/16/
