Le fer

Ken Tapping, le 10 octobre 2017

Dans le ciel, cette semaine…

  • Saturne est visible bas au sud-ouest.
  • Vénus brille avec éclat près de Mars dans les lueurs de l’aube.
  • La Lune entrera dans son dernier quartier le 12.

Le fer est un élément essentiel : on en retrouve dans pratiquement tout ce que nous fabriquons et même dans notre corps. En fait, il joue un rôle encore plus grand. C’est effectivement grâce au fer si notre planète existe aujourd’hui et que les nuages de gaz et de poussières interstellaires renferment les éléments nécessaires à la vie.

Selon ce que l’on sait, il n’y avait pas de fer dans l’Univers lors du Big Bang et il ne s’en est pas créé non plus à ce moment. Tout le fer qui existe s’est formé dans le noyau d’étoiles en fin de vie. Paradoxalement, si ce n’était de la stabilité formidable des atomes de fer, cet élément et tous les matériaux nécessaires à la vie seraient demeurés emprisonnés au cœur des étoiles — et n’auraient pu être utilisés.

Les centrales nucléaires utilisent la fission nucléaire — le fractionnement de gros atomes en atomes plus petits — pour produire de l’énergie. Nous extrayons ainsi du sol des éléments rares instables comme l’uranium et exploitons leur instabilité pour les transformer en atomes plus petits et plus stables. Les étoiles, elles, carburent à la fusion nucléaire. Elles se forment lorsque d’énormes nuages composés essentiellement d’hydrogène se contractent. Formé d’un proton et d’un électron, l’atome d’hydrogène est le plus simple. L’uranium en comparaison comporte 92 électrons, 92 protons et 143 neutrons. L’hydrogène à l’intérieur d’un noyau d’étoile se comprime sous le poids de la matière qui l’entoure, jusqu’à ce que la fusion se déclenche. Quatre atomes d’hydrogène (4 protons et 4 électrons) fusionnent alors pour former un atome d’hélium (2 électrons, 2 protons et 2 neutrons). Deux des protons de l’atome d’hydrogène se convertissent en neutrons et toute la matière résiduaire se transforme en énergie, produisant la lumière de l’étoile.

Lorsque le noyau d’une étoile commence à épuiser l’hydrogène qu’il renferme, il se contracte un peu, ce qui accroît la pression et la température internes. Les atomes d’hélium commencent alors à fusionner pour former des atomes plus gros comme du carbone, de l’azote et de l’oxygène. Si la masse de l’étoile génère des pressions et des températures suffisantes, le processus de fusion peut se poursuivre, les atomes plus légers se transformant en atomes plus lourds. Ce processus a toutefois un rendement décroissant, chaque phase de fusion produisant moins d’énergie que la précédente. Ayant un potentiel de libération d’énergie plus faible, les atomes deviennent plus stables. Une poignée de terre, ayant un faible potentiel énergétique, est très stable, alors qu’une poignée de poudre à canon, ayant un fort potentiel énergétique, l’est beaucoup moins.

Cette demande énergétique est toutefois problématique pour les étoiles. Au cours de leur vie, les étoiles produisent de l’énergie par la fusion d’atome en atome plus gros, jusqu’à ce que les produits résiduaires soient des atomes de fer. À ce point, la production d’énergie cesse. Le fer se refroidit, la pression baisse et l’étoile se contracte. La pression et la température internes augmentent de nouveau, mais le fer ne bronche pas. La température augmentant, le flux de neutrinos s’intensifie en siphonnant encore plus d’énergie du noyau. La matière continue de se contracter et la température s’accroît jusqu’au point où les atomes de fer deviennent instables et se convertissent à rebours en hélium et en éléments plus légers avant d’utiliser toute l’énergie produite pour se retransformer en fer. Le noyau de l’étoile se refroidit alors considérablement et la pression interne, qui soutient les couches extérieures de l’étoile, chute. L’étoile s’effondre et se désintègre dans l’explosion nucléaire qui s’ensuit. L’explosion, en revanche, produit l’énergie nécessaire pour créer des atomes plus gros que ceux du fer. Toute cette matière catapultée dans l’espace devient disponible pour créer des planètes et des êtres vivants. Et tout cela, grâce à la stabilité du fer.

Ken Tapping est astronome à l'Observatoire fédéral de radioastrophysique du Conseil national de recherches du Canada, à Penticton (C.-B.) V2A 6J9.

Téléphone : 250-497-2300
Télécopieur : 250-497-2355
Courriel : ken.tapping@nrc-cnrc.gc.ca

Date de modification :