L`astrophysique nucléaire 11 > L`astrophysique nucléaire

DE LA RECHERCHE
ÀL’INDUSTRIE
Science des étoiles et du cosmos
PRINCIPE DE LA NUCLÉOSYNTHÈSE
LES ÉTOILES
LE SOLEIL
LES SUPERNOVAE
LA RADIOACTIVITÉ COSMIQUE VUE
PAR LE SATELLITE INTEGRAL
>
L’astrophysique
nucléaire
11
>
L’astrophysique
nucléaire
LA COLLECTION
1L’atome
2La radioactivité
3L’homme et les rayonnements
4L’énergie
5L’énergie nucléaire: fusion et fission
6Le fonctionnement d’un réacteur nucléaire
7Le cycle du combustible nucléaire
8La microélectronique
9Le laser
10 L’imagerie médicale
11 L’astrophysique nucléaire
LA COLLECTION
1L’atome
2La radioactivité
3L’homme et les rayonnements
4L’énergie
5L’énergie nucléaire: fusion et fission
6Le fonctionnement d’un réacteur nucléaire
7Le cycle du combustible nucléaire
8La microélectronique
9Le laser
10 L’imagerie médicale
11 L’astrophysique nucléaire
© Commissariat à l’Énergie Atomique, 2003
Direction de la communication
31-33, rue de la Fédération
75752 Paris Cedex 15 – www.cea.fr
ISSN 1637-5408.
© Commissariat à l’Énergie Atomique, 2003
Direction de la communication
Bâtiment Siège - 91191 Gif-sur-Yvette cedex
www.cea.fr
ISSN 1637-5408.

Science des étoiles et du cosmos 11 L’astrophysique nucléaire
SOMMAIRE 3
2
introduction
L’astronomie traite de la position et de l’obser-
vation des objets qui peuplent notre Uni-
vers: des planètes jusqu’aux galaxies. C’est la
plus ancienne des sciences. L’astrophysique
étudie les propriétés physiques de ces objets.
Elle date du début du XXesiècle.
L’astrophysique nucléaire est le mariage de la
physique nucléaire, science de laboratoire et
de l’infiniment petit, et de l’astrophysique,
science du lointain et de l’infiniment grand,
et a pour vocation d’expliquer l’origine, l’évo-
lution et l’abondance des éléments dans
l’Univers. Elle est née en 1938 avec les tra-
vaux de Hans Bethe, physicien américain, prix
Nobel de physique en 1967, sur les réactions
nucléaires qui peuvent avoir lieu au centre des
étoiles. Elle explique d’où provient l’énergie
formidable des étoiles et du Soleil et permet
de comprendre comment elles naissent, vivent
et meurent.
La matière qui nous entoure et nous consti-
tue est faite de quatre-vingt-douze éléments
chimiques que nous retrouvons jusqu’aux
confins de l’Univers. L’astrophysique nucléaire
explique l’origine de ces éléments chimiques
par la nucléosynthèse, c’est-à-dire la synthèse
des noyaux d’atomes dans différents sites astro-
physiques comme les étoiles.
L’astrophysique nucléaire apporte des réponses
à des questions fondamentales:
• Notre Soleil et les étoiles en général brillent
parce que des réactions nucléaires ont lieu en
leur centre.
• Les étoiles enchaînent des cycles de réactions
nucléaires. La nucléosynthèse dans les étoiles
permet ainsi d’expliquer l’origine et l’abondance
des éléments indispensables à la vie comme le
carbone, l’oxygène, l’azote et le fer.
• Les explosions d’étoiles, sous la forme de
supernovae, diffusent les noyaux formés par la
nucléosynthèse dans l’espace et expliquent la
formation des éléments chimiques les plus
lourds comme l’or, le platine ou le plomb.
L’astrophysique nucléaire est une science encore
en pleine expansion.
PRINCIPE DE LA
NUCLÉOSYNTHÈSE 4
Qu’est-ce qu’une réaction
nucléaire de fusion? 5
Table de Mendeleïev
et table d’abondance 6 et 7
D’où vient l’énergie? 8
Les différents types
de nucléosynthèse 8
LES ÉTOILES 9
Qu’est-ce qu’une étoile? 10
Pourquoi les étoiles
brillent-elles? 10
La naissance des étoiles 12
La vie des étoiles 13
La mort des étoiles 13
LE SOLEIL 15
De quoi est fait le Soleil? 16
Le Soleil modélisé 16
Espérance de vie du Soleil
et des étoiles 19
LES SUPERNOVAE 20
Qu’est-ce qu’une supernova?21
Les différents types
de supernovae 21
Les supernovae thermonucléaires
et gravitationnelles 22
Les supernovae à l’origine
des éléments lourds 23
Les supernovae à l’origine
du rayonnement cosmique 24
LA RADIOACTIVITÉ COSMIQUE
VUE PAR LE SATELLITE
INTEGRAL 25
INTRODUCTION 3
L’astrophysique
nucléaire
Amas globulaire.
Nuage éclairé de l’intérieur.
Science des étoiles et du cosmos 11 L’astrophysique nucléaire
Conception et réalisation: Spécifique - Photo de couverture: © Digital Vision - Illustrations: YUVANOE - Impression: Imprimerie de Montligeon - 11/2003
© PhotoDisc
© D. Malin/Anglo-Australian Observatory
L’astrophysique
nucléaire
a pour vocation
d’expliquer
l’origine,
l’évolution et
l’abondance
des éléments
dans l’Univers.
© ESA/Soho - Hubble/AURA/STScI/Nasa - PhotoDisc

Science des étoiles et du cosmos 11 L’astrophysique nucléaire
PRINCIPE DE LA NUCLÉOSYNTHÈSE 5
4
IL EXISTE UN LIEN ÉTROIT
ENTRE MICROCOSME NUCLÉAIRE ET
MACROCOSME ASTRONOMIQUE.
La nucléosynthèse est la formation des noyaux
atomiques dans les différents sites astrophy-
siques. Elle est intimement liée à la physique
nucléaire.
QU’EST-CE QU’UNE RÉACTION
NUCLÉAIRE DE FUSION?
La réaction nucléaire de fusion donne naissance,
à partir de deux noyaux d’atomes légers, à un
noyau plus lourd. Elle s’accompagne d’une
forte libération d’énergie. La fusion est difficile
à obtenir car deux forces différentes et oppo-
sées interviennent dans son mécanisme:
Science des étoiles et du cosmos 11 L’astrophysique nucléaire
Principe de la
nucléosynthèse – l’interaction nucléaire forte, qui lie les neu-
trons et les protons dans le noyau. Très intense,
elle n’agit qu’à très faible distance, pas plus
loin que le rayon du noyau;
– l’interaction électromagnétique à laquelle
sont soumises toutes les particules chargées,
qui agit à longue distance. Elle empêche les
noyaux des atomes, chargés positivement, de
s’approcher assez près les uns des autres. Elle
crée en quelque sorte une barrière répulsive.
Pour arriver à franchir cette barrière et se rap-
procher suffisamment pour fusionner, les noyaux
doivent se trouver dans un état d’agitation très
© Digital Vision
Principe de la
nucléosynthèse
Nuage électronique
Noyau atomique constitué
de 8 protons + 8neutrons
8 électrons
La matière est constituée d’atomes comprenant un noyau et
des électrons qui tournent autour, en orbite.
Le noyau de l’atome est un assemblage de protons et
de neutrons concentrés dans un très petit volume. Les neutrons
sont électriquement neutres, les protons sont de charge
électrique positive (e +).
Les électrons ont une charge électrique négative (e -). Pour
assurer la neutralité électrique de l’atome, le nombre de protons
doit être exactement égal au nombre d’électrons en orbite.
Les protons et les neutrons ont quasiment la même masse.
Elle est mille fois supérieure à celle de l’électron.
Un élément chimique est défini par son nombre de protons
(par exemple, l’élément oxygène possède 8 protons).
Des atomes d’un élément chimique comportant un nombre
différent de neutrons sont des isotopes de cet élément.
Par exemple, dans la famille de l’hydrogène, l’hydrogène
lui-même est composé d’un proton unique, alors que le
deutérium est constitué d’un proton et d’un neutron, et le tritium
d’un proton et de deux neutrons. Le deutérium et le tritium
sont deux isotopes de l’hydrogène (voir aussi le livret L’atome).
L’ATOME
Représentation du nuage
électronique de l’atome de l’oxygène

Science des étoiles et du cosmos 11 L’astrophysique nucléaireScience des étoiles et du cosmos 11 L’astrophysique nucléaire
PRINCIPE DE LA NUCLÉOSYNTHÈSE 7
6PRINCIPE DE LA NUCLÉOSYNTHÈSE
TABLE DE MENDELEÏEV
ET TABLE D’ABONDANCE
La table périodique des éléments de Mendeleïev ∂
permet de classer et de nommer les différents
éléments chimiques découverts à ce jour par
nombre de protons dans le noyau, allant de 1 pour
l’hydrogène à 92 pour l’uranium, et même plus
pour des noyaux n’existant pas à l’état naturel
et fabriqués en laboratoire. Elle spécifie les
propriétés chimiques des éléments qui dépendent
du nombre d’électrons de l’atome.
La table des abondances des éléments dans le
système solaire ∑indique pour chaque élément
de la table périodique ∂, la quantité trouvée de cet
élément dans le système solaire. Ces abondances
ont comme base de référence l’abondance
d’un élément, le silicium. Son abondance est
arbitrairement donnée à 106. Les abondances
des autres éléments sont données relativement à
l’abondance du silicium en puissance de dix:
10-2 =un centième, 1, 102=100, 104=10000,
106= 1000000 (un million), 108= cent millions,
1010 = dix milliards. Elle est élaborée à partir
de mesures et d’observations et est très précieuse
pour les astrophysiciens. On y constate que:
– les éléments les plus abondants sont
l’hydrogène H et l’hélium He (un gramme
de matière en contient 98 %). On trouve cette
situation dans tout l’Univers observable;
– une carence importante apparaît entre
l’hélium He et le carbone C liée à la fragilité
nucléaire des noyaux de lithium Li, de béryllium Be
et de bore B;
– les noyaux les plus abondants sont ensuite,
le carbone C (avec 12 neutrons et protons),
l’oxygène O (16), le néon Ne (20), le magnésium
Mg (24), le silicium Si (26), le fer Fe (56). Ce sont
aussi les noyaux les plus stables de l’Univers;
– les noyaux plus lourds que le fer (Fe) sont
beaucoup plus rares. Le fer est le noyau le plus
stable de l’Univers.
D
C
B
A
Table d’abondance des éléments
Abondance relative (Si = 106)
Nombre de nucléons (protons + neutrons) dans le noyau
040 80 120 160 200 240
1010
108
106
104
102
1
10–2
H
He
Th U
Dy Yb Hf
Pt
Hg
Pb
Ni
Zn
Ge
Se Kr Kr
Sn TeBa
Ne
Mg
Si
Na
P
Ar
Ca
Ti
Li
Fe
Be
B
C
N
O
F
* Le nom et le symbole de ces éléments sont provisoires.
Li
3
6,941
Be
4
9,0122
Na
11
22,9898
Mg
12
24,3050
Ca
20
40,078
K
19
39,0983
Sc
21
44,956
Ti
22
47,88
V
23
50,942
La
57
138,906
Nb
41
92,906
Zr
40
91,224
Y
39
88,906
Sr
38
87,62
Rb
37
85,468
Cs
55
132,905
Ba
56
137,327
à
57
71
Hf
72
178,49
Rf
104
(261,11)
Ta
73
180,948
à
89
103
Ra
88
226,025
Fr
87
(223)
W
74
183,85
Re
75
186,207
Os
76
190,2
Ir
77
192,22
Pt
78
195,08
Au
79
196,967
Hg
80
200,59
Rn
86
(222)
At
85
(210)
Po
84
(209)
Bi
83
208,980
Pb
82
207,2
Tl
81
204,383
Sn
50
118,710
In
49
114,82
Te
52
127,60
Sb
51
121,75
Xe
54
131,29
I
53
126,905
Kr
36
83,80
Br
35
79,904
Se
34
78,96
As
33
74,9216
S
16
32,066
P
15
30,9736
Ge
32
72,61
Ga
31
69,723
Si
14
28,0855
Al
13
26,9815
N
7
14,0067
C
6
12,011
B
5
10,811
Ne
10
20,1797
F
9
18,9984
O
8
15,9994
Cl
17
35,4527
Ar
18
39,948
He
2
4,00206
H
1
1,00794
Cd
48
112,411
Ag
47
107,868
Pd
46
106,42
Rh
45
102,906
Zn
30
65,39
Cu
29
63,546
Ni
28
58,69
Co
27
58,9332
Fe
26
55,847
Ru
44
101,07
Tc
43
(98)
Mo
42
95,94
Mn
25
54,9309
Cr
24
51,996
Th
Pa
LÉGENDE
Les chiffres entre parenthèses indiquent 
le nombre de masse de l'isotope le plus stable.
Numéro atomique = nombre de protons
Symbole
Masse atomique = nombre de protons
Période
1
2
3
4
5
6
7
91
231,036
90
232,038
92
238,029
U94
(244)
Pu 96
(247)
Cm 98
(251)
Cf 100
(257)
Fm 102
(259)
No
Ac
89
227,028
Np
93
237,048
Am
95
(243)
Bk
97
(247)
Es
99
(252)
Md
101
(258)
Lr
103
(260)
Ce
58
140,115
Pr
59
140,908
Nd
60
144,24
Pm
61
(145)
Sm
62
150,36
Eu
63
151,965
Gd
64
157,25
Tb
65
158,925
Dy
66
162,50
Ho
67
164,930
Er
68
167,26
Tm
69
168,934
Yb
70
173,04
Lu
71
174,967
H
1
1,00794
Db
105
262,11
Sg
106
263,12
Bh
107
264,12
Hs
108
265,13
Mt
109
268
Uun*
110
269
Uuu*
111
272
Uub*
112
277 = nombre d'électrons
+ neutrons = nombre de nucléons dans le noyau
D'après Handbook of chemistry and physics, 
74
st
Ed. 1993, CRC Press
et Pure and Applied Chemistry, 1997, 69, 2471
∂
∑
A
B
C
D
Table de Mendeleïv
grand. C’est le cas lorsqu’ils sont portés à très
haute température.
La fusion, à l’état naturel, existe donc dans les
environnements extrêmement chauds que sont
les étoiles, comme le Soleil. Au centre du Soleil,
la température atteint 15 millions de degrés,
température qui permet la fusion des noyaux
les plus légers, comme ceux de l’hydrogène (un
proton) et de l’hélium (deux protons et deux
neutrons).
Dans des étoiles plus massives que le Soleil,
les températures en leur centre sont encore plus
grandes. Elles permettent la fusion de noyaux
plus lourds que l’hydrogène. Ces réactions
produisent des noyaux de carbone, d’oxygène
et de fer.
© PhotoDisc
Un amas globulaire est une concentration
de milliers d’étoiles, liées par la gravitation.

LES ÉTOILES FONCTIONNENT SUR
LE MODE DE LA FUSION THERMONUCLÉAIRE.
Les étoiles
© Nasa/A. Schaller
PRINCIPE DE LA NUCLÉOSYNTHÈSE
Science des étoiles et du cosmos 11 L’astrophysique nucléaireScience des étoiles et du cosmos 11 L’astrophysique nucléaire
9
8
D’OÙ VIENT L’ÉNERGIE?
Le résultat de la fusion de l’hydrogène
dans le Soleil est le suivant: quatre noyaux
d’hydrogène forment un noyau d’hélium (voir
schéma p. 18). De l’énergie est libérée. Dans
cette réaction, la somme des masses des
quatre noyaux d’origine est supérieure à la
masse du noyau final. En vertu de l’équation
d’équivalence entre la masse et l’énergie dite
équation d’Einstein, E = mc2, la masse man-
quante, “m”, s’est transformée en énergie, E.
Où est passée l’énergie? Elle a été émise
essentiellement sous forme de lumière et de
chaleur. Sous forme de lumière, cette énergie
rayonnée suffit à faire briller le Soleil et, sous
forme de chaleur, à entretenir la vie sur Terre
(voir aussi le livret Énergie nucléaire: fusion
et fission). Paradoxalement, la puissance émise
dans l’espace par le Soleil est très faible:
0,2 microwatt par gramme, soit 10000 fois
moins que l’énergie mise en jeu par un être
humain, quelques milliwatts par gramme.
LES DIFFÉRENTS TYPES
DE NUCLÉOSYNTHÈSE
Les synthèses des noyaux d’atomes dans
différents sites astrophysiques peuvent être
définies de la façon suivante:
• Au cours des trois premières minutes de l’exis-
tence de l’Univers, a eu lieu la nucléosynthèse
primordiale. Elle permet d’expliquer l’abon-
dance de l’hydrogène, de son isotope (voir
encadré p. 5) le deutérium (1 proton, 1 neu-
tron) et des deux isotopes stables de l’hélium
(l’hélium 3 [2 protons, 1 neutron] et 4 [2 pro-
tons, 2 neutrons]).
• La formation de certains noyaux moins légers
tels que le lithium (Li), le béryllium (Be) et le
bore (B) s’explique par des réactions de spallation.
• Au sein des
étoiles, les réac-
tions de fusion se
produisent et
transforment les
noyaux d’atomes.
C’est la nucléo-
synthèse stellaire.
• Pour les noyaux plus lourds que le fer, les
réactions de fusion ne sont plus possibles, les
éléments sont plus rares et leur synthèse
est due à un autre type de réaction nucléaire:
la capture de neutrons qui a lieu dans les
supernovae.
Ainsi tous les élé-
ments chimiques de la
table de Mendeleïev
(voir p. 6) sont pré-
sents dans l’Univers.
Elles se caractérisent par l’action
d’un flux naturel de particules
de haute énergie présent dans
l’espace, le rayonnement
cosmique. Ce flux fait éclater des
noyaux plus lourds, présents dans
le milieu interstellaire (carbone,
azote, etc.) et les noyaux produits
(lithium, béryllium, bore) sont
dispersés.
Un noyau capture un
ou plusieurs neutrons
successivement.
Il devient alors instable et
se désintègre par réaction b
durant laquelle un neutron
se transforme en proton.
On accède ainsi à un noyau
plus lourd (un proton de plus).
“La fusion de
l’hydrogène dans le
Soleil libère l’énergie
qui suffit à le faire
briller et à entretenir
la vie sur Terre.”