Les étoiles sont des foyers de fusion nucléaire où les éléments chimiques sont créés des plus légers aux plus lourds. Les éléments plus légers sont combinés par fusion nucléaire pour former des éléments plus lourds. L'énergie libérée lors de cette réaction est utilisée pour maintenir la température et la pression du cœur de l'étoile.
La quantité d'énergie libérée lors de la fusion dépend de la masse des noyaux atomiques qui fusionnent. Cependant, plus les noyaux sont lourds et moins d'énergie est libérée.
Il existe une barrière d'instabilité nucléaire à partir du fer.
Le fer est l'élément chimique dont le noyau est le plus stable. La fusion de deux noyaux de fer ne libère pas d'énergie, mais au contraire en absorbe. C'est pourquoi la fusion nucléaire s'arrête au fer. Autrement dit, au-delà du fer, la formation d'éléments plus lourds nécessiterait une entrée d'énergie au lieu de libérer de l'énergie, contrairement à la fusion des éléments plus légers que le fer.
Cela s'explique par la vallée de stabilité des noyaux atomiques et les processus nucléaires impliqués.
Lorsque des éléments plus légers fusionnent dans le cœur d'une étoile, cela libère de l'énergie, car la masse du noyau résultant est légèrement inférieure à la somme des masses des noyaux d'origine. Les noyaux plus légers que le fer peuvent libérer de l'énergie en fusionnant pour atteindre une configuration plus stable.
A partir de Z=20, les noyaux, au fur et à mesure qu'ils grossissent, doivent intégrer de plus en plus de neutrons par rapport aux protons. Ainsi, au-delà du fer (numéro atomique Z=26), la fusion nucléaire nécessite d'absorber de l'énergie plutôt que d'en libérer. Autrement dit, pour les noyaux plus lourds que le fer, la fusion conduit à des noyaux moins stables et nécessite une énergie d'entrée plutôt qu'une libération d'énergie.
C'est là que se situe la barrière d'instabilité nucléaire.
En dehors du cœur des étoiles vieillissantes, dans les couches externes, se produisent des processus responsables de la formation d'éléments plus lourds que le fer.
La capture de neutrons lents, également appelée processus-s, est l'un des deux principaux processus de capture neutronique qui contribuent à la formation d'éléments plus lourds que le fer.
Dans la phase de géante rouge, l'étoile subit des réactions nucléaires, libérant de l'énergie. Les noyaux légers présents dans la couche externe de l'étoile captent lentement des neutrons, formant ainsi des noyaux instables. Certains des noyaux formés par capture neutronique subissent ensuite une décroissance bêta, où un neutron est converti en un proton, augmentant ainsi le numéro atomique du noyau.
Ce processus se répète plusieurs fois, conduisant à la formation d'éléments plus lourds de manière progressive. Ces éléments s'étendent au-delà du fer sur la table périodique.
Les éléments formés par le processus-s sont éjectés dans l'espace lorsque l'étoile expulse ses couches externes sous forme de nébuleuse planétaire.
Le processus-s est caractérisé par des captures neutroniques lentes, d'où son nom. Il est responsable de la production de nombreux éléments lourds stables tels que l'argent, le baryum et le plomb.
L'autre processus est un processus de capture rapide de neutrons, appelé processus-r (r-process). Il se produit lors d'explosions de supernovae, ou lors d'une fusion de deux étoiles à neutrons. Ce processus libère un grand nombre de neutrons. En capturant rapidement des neutrons, les noyaux des atomes deviennent instables. Un certains nombres de noyaux instables subissent une désintégration bêta, où un neutron se transforme en proton et émet un électron et un antineutrino. Cela augmente le nombre atomique, transformant l'élément en un élément plus lourd.
Le processus r est responsable de la production d'éléments tels que l'or, le platine, et l'uranium dans l'univers.
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