Suivant l`humeur, l`Homme n`est qu`un « gros tas d`atomes »

Première S
Michel LAGOUGE – Document Activité Première S Page 1
Suivant l’humeur, l’Homme n’est qu’un « gros tas d’atomes »
ou de la « Poussière d’étoiles »…
D'après Le Monde des Etoiles ( Les Fondamentaux collection Hachette) et l'article d'Agnès Acker "Des particules aux
molécules" (BUP N°677)
Le développement des théories astrophysiques ainsi que des moyens d’observation ont permis d’élaborer un
scénario cosmique en quatre étapes, expliquant comment la matière a pu s’élaborer dans l’Univers au cours de
milliards d’années :
- la nucléosynthèse primordiale ;
- la synthèse des noyaux lourds au sein des étoiles ;
- la chimie organique dans le milieu interstellaire ;
- vers les tissus vivants sur les planètes.
1. La nucléosynthèse primordiale :
Le modèle qui, actuellement, explique au mieux l’évolution de l’Univers s’appelle le “ big bang ”. D’après
ce modèle, l’Univers serait né à la suite d’une gigantesque explosion. La théorie peut remonter jusqu’à 10-43
seconde après cette hypothétique explosion. L’Univers n’a alors que 10-33 cm de diamètre et sa température est de
1032 K. Comment est née cette théorie ? En 1929, Edwin Hubble, suite à ses observations, montre que les galaxies
s’éloignent les unes des autres, et d’autant plus vite qu’elles sont éloignées. Il se dit que si les galaxies s’éloignent,
c’est que dans le passé elles étaient beaucoup plus proches et la température de l’Univers plus élevée
Trois minutes après cette explosion, la température et la densité ont suffisamment diminué pour permettre
aux quarks de s’associer en nucléons (protons, neutrons) et électrons. Ensuite ces nucléons se combinent pour
former les premiers noyaux atomiques grâce aux réactions nucléaires suivantes :
Hp 1
Dpn 2
énergieHepD  3
2
énergieTnD  3
2
énergieHenHe  4
3
….
… suite
énergiepHeHeHe  2
4
33
énergieHepT  4
3
énergieBeHeHe  7
4
3
énergieLieBe  77
Parmi ces éléments, les plus instables comme par exemple le tritium T et le béryllium Be sont
immédiatement décomposés. L’hydrogène H constitue 75 % (en masse) environ de la matière formée et l’hélium
25 %. A cela s’ajoutent des traces de lithium Li, d’hélium 3 (le noyau contient 2 protons et 1 neutron) et de
deutérium D ( isotope de l’hydrogène dont le noyau contient 1 proton et 1 neutron).
A partir de trois minutes, les conditions de densité et de température ne sont plus favorables aux réactions
nucléaires et la chaîne de formation des éléments est arrêtée.
Vers 100 000 ans après le big bang, la température de l’Univers est de l’ordre de 3000 K. Les électrons
peuvent être capturés par les noyaux et des atomes d’hydrogène et d’hélium se forment.
2. La nucléosynthèse stellaire
Après 1 million d’années environ, la gravité entre en action. D’énormes masses de gaz (essentiellement de
l’hydrogène et de l’hélium) se contractent et forment des milliards d’étoiles. La pression en leur centre est telle que
la température atteint plusieurs millions de degrés, permettant de déclencher de nouvelles réactions nucléaires.
C’est donc dans le “ cœur ” des étoiles que des atomes de plus en plus complexes sont élaborés. La nature des
noyaux formés est étroitement liée à la température, elle-même fonction de la masse de l’étoile et de son état de
contraction :
- Au cœur d’étoiles semblables au Soleil, la température est de l’ordre de 107 K (comme celle de l’Univers
à 3 minutes après le big bang), aussi les réactions nucléaires sont semblables à celles vues précédemment. La
fusion des noyaux d’hydrogène conduit à la formation de noyaux d’hélium.
- Au cœur des étoiles plus massives que le Soleil, lorsque l’hydrogène central a été complètement
transformé en hélium, le noyau devenu inactif s’effondre car aucune pression ne peut s’opposer à l’action de la
gravitation. La température va augmenter sous l’effet de cette contraction, déclenchant de nouvelles réactions
nucléaires permettant la fusion de l’hélium :
énergieCHe  12
6
4
2
3
(1)
énergieOHeC 16
8
4
2
12
6
(2)
énergieNeHeO 20
10
4
2
16
8
(3)
énergieMgHeNe  24
12
4
2
20
10
(4)
On obtient du carbone C, de l’oxygène O, du néon Ne, du magnésium Mg.

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- Pour des étoiles encore plus massives, après la fusion de tout l’hélium, une nouvelle contraction peut
porter la température centrale de 5 à 8 108 K ce qui permet la fusion du carbone :
 MgCC 241212
pNaCC  23
1212
HeNeCC 4
20
1212 
nMgCC  23
1212
(réaction endothermique, produisant des neutrons)
- Pour les super-géantes dont la masse est 10 fois celle du Soleil, la température atteint le milliard de degrés et
permet la fusion de l’oxygène :
 SOO 321616
pPOO  311616
HeSiOO 4
281616 
HeMgOO 424
1616 2
nSOO  311616
- Pour les étoiles super massives, la température peut être portée à 5 milliards de degrés. Il se produit une
réaction d’équilibre du fer et du silicium :
eCoNiSiSi 56562828
eFe
56
- Le noyau de fer est très stable et constitue le terme de ces réactions de nucléosynthèse. La contraction due à la
gravitation ne pourra réchauffer davantage le cœur des étoiles pour transmuter le noyau de fer en élément plus
lourd mais elle va provoquer son effondrement puis son explosion sous forme de supernova. La formation des
noyaux plus lourds, qui est endothermique, se fait lorsque l'onde de choc traverse la supernova.
Questions:
Données: c = 3,00.108m.s-1 ; NA = 6,02.1023mol-1 ; e = 1,60.10-19C ; 1u = 1,66.10-27kg
1) Quelles sont les particules qui conduisent à la formation des nucléons et des électrons ?
2) Pourquoi peut-on parler de réactions de fusion nucléaire dans la formation des noyaux ?
3) A quelles conditions les réactions de fusion nucléaire peuvent-elles s'amorcer?
4) Analysez le rôle de la gravitation dans la nucléosynthèse stellaire.
5) De quoi dépend la nature des noyaux formés ?
6) Comment expliquez-vous qu'une réaction endothermique puisse avoir lieu?
7) A quoi est due la libération d'énergie lors de réactions nucléaires? Rappeler la relation d'Einstein permettant
d'évaluer cette énergie libérée.
8) L’une des réactions de fusion nucléaire à la base de l’énergie rayonnée par le Soleil est :
HeHH 3
2
2
1
1
1
Calculez l’énergie libérée par une mole de cette réaction. Exprimez ce résultat en Joule et en “ tonne
d’équivalent pétrole ” (1 tep = 4,1 1010 J). On donne les masses des noyaux en unités de masse atomique u:
pour
H
1
1
m1 = 1,007276 u ; pour
H
2
1
m2= 2,013451 u; - pour
He
3
2
m3 = 3,014933 u
9) Les étoiles jeunes comme le Soleil sont essentiellement constituées d’hydrogène. Sous l’effet de la gravitation,
les masses énormes d’hydrogène se contractent et se réchauffent. La température au cœur de l’étoile est alors
de l’ordre de 1,5 107 K. A cette température les protons subissent des réactions de fusion conduisant à la
formation de noyaux d’hélium suivant un processus en chaîne :
eHpp 0
1
2
1
1
1
1
1
 HeHp 3
2
2
1
1
1
ppHeHeHe 1
1
1
1
4
2
3
2
3
2
Ecrivez l'équation traduisant la formation de l'hélium à partir des protons
Calculez l’énergie obtenue lors de la formation de 1 g d’hélium
He
4
2
suivant ce processus.
On donne les masses :
m(
He
4
2
) = 3727,3 Mev.c-2 m(
e
0
1
)= 0,51 Mev.c-2 m(
p
1
1
) = 938,28 Mev.c-2