Le septième monde (fantastique avec personnages gays, inachevé, complété et terminé)

[inny-2]

23 Un peu de nucléosynthèse

Bois de Shorein, royaume Valnari, en Outremonde.

Ludvik, Cédric et le Phénix

- Pourquoi « au moins vers le futur » ? Le passé et le futur doivent-ils avoir des propriétés différentes ?
- Pour ce qui est du passé, sur terre, d'après une théorie qui semble être confirmée par des mesures, l'univers est apparu il y a un peu plus de 13 milliards d'années à partir de l'expansion d'une zone de matière extrêmement chaude et dense. Il y a donc eu un instant 0 dans la vie de l'univers. Par contre, une fois que l'univers est créé, il continue à exister.
- Même les univers ont une durée de vie finie.
- Comment ça ?
- La durée de vie d'un univers est liée à la possibilité pour certains atomes de se transformer en d'autres atome au sein des étoiles, tout en libérant de l'énergie.

Dans les premières minutes de la vie d'un univers, la matière disponible est composée à 75 % d'hydrogène 1, de 24 % d'hélium 4 et de quelque autres atomes simples dans de faibles proportions. Comme vous devez le savoir puisque vous avez un corps sur terre, les atomes sont constitués d'un noyau composé de protons et de neutrons. Des électrons tournent autour de ce noyau. Pour les atomes non chargés électriquement, il y a autant de protons dans le noyau que d'électrons autour. Et le nombre de protons dans le noyau détermine la matière dont est faite l'atome.
Les noyaux d'hydrogène 1 sont constitué seulement d'un proton et ceux d'hélium 4 de 2 protons et 2 neutrons.

Lorsque dans une zone de l'univers, il y a suffisamment de matière, les atomes s'attirent par effet gravitationnel en créant une grosse boule qui s'échauffe en se contractant.
Si la quantité de matière rassemblée atteint au moins 30 % de la masse du soleil (celui de la terre et celui d'outremonde sont similaires), la température et la pression deviennent suffisantes pour que des collisions entre 4 noyaux d'atomes d'hydrogène 1 produisent un noyau d'atome d'hélium 4. La transformation se fait en plusieurs étapes puisque les noyaux d'atomes se heurtent deux par deux, et chaque fusion de deux noyaux en un noyau plus gros libère de l'énergie. C'est cette énergie qui fait briller l'étoile.
Lorsque cette transformation est finie, l'étoile se contracte et s'échauffe encore plus.

Si l'étoile est assez massive pour que sa température monte à 100 millions de degrés, ce qui se passe pour celles qui atteignent au moins la masse du soleil, des réactions de fusion de l'hélium peuvent commencer. 2 atomes d'hélium 4 fusionnent pour donner un atome de béryllium 8 (4 protons et 4 neutrons) à très courte durée de vie mais qui peut fusionner avec un autre atome d'hélium 4 pour donner du carbone 12 (6 protons et 6 neutrons). Certains atomes de carbone 12 peuvent aussi se fusionner avec un atome d'hélium 4 pour donner de l'oxygène 16 (8 protons et 8 neutrons).
Quand il n'y a plus assez d'atomes d'hélium 4 pour entretenir ces réactions, l'étoile se contracte à nouveau et s'échauffe encore plus.

Si la température au centre arrive à monter à 1 milliard de degrés, ce qui est possible à partir de 5 masses solaires, des réactions de fusion entre 2 noyaux d'atomes de carbone 12 peuvent se produire. Elles entraîneront la production de néon (10 protons), de sodium (11 protons) et de magnésium (12 protons) avec comme sous produit, des atomes d'hélium 4, d'hydrogène 1, et des neutrons.
Là encore, quand il n'y a plus assez de carbone, la réaction de fusion s'arrête et l'étoile se contracte un peu plus. La plupart du temps, avec une température de 1,2 milliard de degrés, la fusion d'atomes de néon produit d'autres isotopes du magnésium, puis l'étoile se contracte de nouveau.

Si elle est assez grosse pour que sa température atteigne les 2 milliards de degrés, la fusion entre 2 atomes d'oxygène 16 peut démarrer. Elle produit du silicium (14 protons), du phosphore (15 protons) et du souffre (16 protons) avec là aussi de nouveaux atomes d'hélium 4, d'hydrogène 1, et des neutrons.

Enfin, lorsque la fusion des noyaux d'atomes d'oxygène est terminée, les plus grosses étoiles d'au moins 8 masses solaires, atteignent après une nouvelle contraction la température de 3 milliards de degrés. La fusion du silicium commence et elle va produire d'autres atomes avec davantage de particules jusqu'au nickel 56 (28 protons + 28 neutrons) qui va se transformer par radioactivité en cobalt 56 puis en fer 56 (26 protons + 30 neutrons).
Puis l'étoile se contracte une fois de plus.

Toutefois, jusqu'à présent, la fusion de 2 noyaux d'atomes pour obtenir un noyau plus gros libérait de l'énergie. Ce n'est plus le cas au delà du fer 56. Produire des noyaux d'atomes encore plus gros va consommer de l'énergie. L'étoile s'effondre sur elle même et c'est l'énergie de cet effondrement qui permet de produire de nouveaux noyaux d'atomes. Suite à cet effondrement, le cœur de l'étoile devient tellement dense que les nouveaux atomes qui arrivent dessus finissent par rebondir et repartir dans l'espace.
Si sur terre ou en outremonde, on trouve des matériaux très variés, jusqu'aux atomes d'uranium qui ont 92 protons et pour la plupart d'entre eux 146 neutrons, c'est parce que dans la zone de l'espace où s'est formé le système solaire, il y a eu auparavant au moins une grosse étoile qui est allé jusqu'à la fusion du silicium avant d'imploser et de répandre de la matière.
- Intéressant, mais ça n'explique pas pourquoi la durée de vie d'un univers serait finie. Et combien durent les diverses transformations qui permettent d'obtenir des noyaux d'atomes de plus en plus gros ?
- Plus les étoiles sont grosses, plus elles transforment rapidement leur matière, et donc, plus les étapes de leur vie sont courtes.
Les plus petites étoiles dont la masse est 30 % de celle du soleil mettent 800 milliards d'années pour transformer leur hydrogène en hélium, puis elles se refroidissent. Les étoiles de la masse du soleil mettent 10 à 15 milliards d'années pour pour transformer leur hydrogène en hélium, puis la fusion de l'hélium en carbone et oxygène prend 200 millions d'années. Par contre, une très grosse étoile de 25 fois la messe de soleil transformera son hydrogène en 7 millions d'années, son hélium en 500000 ans, son carbone en 200 ans, son néon en 1 an, son oxygène en 5 mois et son silicium en pas plus d'une journée.
- Donc, plus l'étoile est massive et plus sa durée de vie est courte. Et d'autres part, une fois que la transformation de l'hydrogène en hélium terminée, en proportion de sa longévité, l'étoile n'en a plus pour longtemps à vivre.
- Tout à fait ! C'est pour ça que la phase de fusion de l'hydrogène est appelée sur terre la séquence principale.
- Mais quel rapport tout ça peut-il avoir avec l'affirmation selon laquelle les univers ont une durée de vie finie ?
- Et qu'en est-il des Skriis par rapport à tout ça ?
- Pour l'instant, malgré ses 13 milliards d'années, notre univers est encore jeune. Il est composé s'à peu près autant d'hydrogène et d'hélium qu'au tout début. Mais au fil des milliards d'années, surtout avec les grosses étoiles, de plus en plus d'hydrogène puis d'hélium est transformé en d'autres matériaux. Et après des milliards de milliards d'années, l'hydrogène finit par se faire rare alors qu'il y a de plus en plus de fer et de matériaux plus lourds que le fer. La raréfaction de l'hydrogène raccourcit la séquence principale des étoiles et favorise la création des grosses, celle dont la durée de vie est la plus courte. Ensuite, la raréfaction de l'hélium accélère encore le processus.

Au niveau de la matière sur les planètes aussi l'hydrogène est important. Dans l'eau pure, deux atomes sur trois sont des atomes d'hydrogène. Dans la matière vivante, entre la moitié et les deux tiers des atomes sont des atomes d'hydrogène. Dans les matériaux issus de la chimie du carbone aussi. Si l'hydrogène vient à manquer, beaucoup de molécules de peuvent plus être synthétisées.
- Et qu'en est-il de l'univers des Skriis ?