La forge

Ouverture

Au centre d'une étoile qui pèse vingt-cinq fois le Soleil, des noyaux d'hydrogène se soudent en hélium depuis des millions d'années, et la chaleur de cette soudure tient la boule de gaz contre son propre poids. Puis l'hydrogène manque au centre. Le cœur se tasse, s'échauffe, et trois noyaux d'hélium s'y rencontrent à la fois : deux font un béryllium 8, qui se défait aussitôt ; le troisième arrive avant qu'il ne se soit défait, et ce qui reste est un carbone 12, qui tient.

Le cœur se tasse de nouveau, s'échauffe de nouveau. Le carbone brûle, puis l'oxygène, puis le silicium, chaque combustion plus chaude et plus courte que la précédente, jusqu'à ce que le silicium se consume en cinq jours et laisse du nickel 56, qui ne donne presque plus de chaleur. La lumière du cœur est alors si chaude qu'elle brise les noyaux au lieu de les laisser s'assembler. Rien ne retient plus le centre. Il se contracte en quelques minutes, tombe sur lui-même en quelques secondes, et l'étoile éclate. De l'oxygène, du magnésium, du silicium, du soufre et du calcium s'en vont dans le gaz alentour.

Ailleurs, une étoile bien moins lourde, devenue géante à la fin de sa vie, n'éclate pas. Elle laisse partir ses couches extérieures dans un vent, lentement, et le carbone que trois noyaux d'hélium ont fait dans son cœur s'en va avec, sans explosion. Le gaz entre les étoiles reçoit les deux, ce qu'une explosion a jeté et ce qu'un vent a laissé aller. De l'étoile moyenne il reste un cœur nu de carbone et d'oxygène, qui ne brûle plus, et qui tourne autour d'une compagne.

Entre presque rien et 1,4 %

Ce qui manquait au gaz des premières minutes se mesure à ce qu'il contenait, et l'inventaire tient en trois lignes. En masse, trois quarts d'hydrogène et un quart d'hélium 4. Du deutérium et de l'hélium 3, quelques cent-millièmes de l'hydrogène. Un dix-milliardième de lithium 7. Le quart n'a rien d'arbitraire : presque tous les neutrons qui avaient survécu jusqu'aux premières fusions ont fini dans l'hélium 4, le noyau léger le plus solide, et un neutron pour sept protons donne un quart par simple comptage — deux neutrons et deux protons dans chaque hélium, douze protons restés seuls, quatre nucléons sur seize. Les mesures d'aujourd'hui discutent la troisième décimale, entre 0,240 et 0,245, pas le quart lui-même.

Ni carbone, ni oxygène, ni fer. L'arrêt ne tient pas au temps mais aux noyaux. La chaîne des premières minutes monte en ajoutant à un noyau un proton, un neutron ou un noyau léger, et il n'existe aucun noyau stable de masse 5 ni de masse 8 : un hélium 4 qui capte un proton ou un neutron donne un noyau qui ne tient pas ; deux héliums 4 qui fusionnent donnent un noyau qui ne tient pas davantage. Les noyaux plus lourds se repoussent par leurs charges, le gaz est aussi dilué que l'air et seules y comptent les rencontres à deux, et vers vingt minutes tout est trop froid et trop lâche pour souder quoi que ce soit. Le chapitre des trois minutes a raconté cet arrêt ; celui-ci part de ce qu'il a obligé : fabriquer ailleurs tout le reste du tableau.

Le principe en est posé en 1957, dans un article de revue dont le titre dit la chose, « Synthesis of the Elements in Stars », signé de quatre noms : Margaret Burbidge, Geoffrey Burbidge, William Fowler et Fred Hoyle. Soixante ans plus tard, Chiaki Kobayashi, Amanda Karakas et Maria Lugaro reconstruisent l'origine de tous les éléments stables du carbone à l'uranium, et le formulent par une frontière de masse : les éléments dont le noyau compte au moins douze protons et neutrons ne sortent pas du Big Bang ; ils sont formés à l'intérieur des étoiles.

Les astronomes appellent métaux tout ce qui est plus lourd que l'hélium, carbone et oxygène compris. Au départ, la part des métaux dans la matière ordinaire est pratiquement nulle. Dans la photosphère du Soleil, la couche dont vient sa lumière, elle vaut aujourd'hui 1,39 % de la masse. Tout ce que ce chapitre raconte tient entre ces deux nombres : de presque rien à 1,4 %, en un peu plus de neuf milliards d'années.

Un produit daté

La forge a un premier produit daté, et c'est de l'oxygène. En 2025, l'équipe de Sander Schouws détecte avec le réseau de radiotélescopes ALMA une raie de l'oxygène ionisé dans la galaxie JADES-GS-z14-0, vue « à peine 300 millions d'années après le Big Bang », et la part de métaux de son gaz vaut de 5 à 20 % de celle du Soleil — de l'ordre de 0,07 à 0,3 % de sa masse. L'oxygène ne sort pas des premières minutes. Des étoiles ont donc dû naître, en fabriquer, mourir et le rendre au gaz avant que cette galaxie ne forme celles qu'on voit briller.

Les ouvrières de ce premier travail manquent. Les étoiles de la première génération, dites de population III, nées d'un gaz sans aucun métal, n'ont jamais été observées directement ; le chapitre des premières étoiles a pesé leur seul candidat, trouvé tard derrière un amas de galaxies, et l'a laissé candidat. Ce qu'une étoile sans métaux de telle ou telle masse fabrique et rejette n'est pas dans les sources de ce livre.

Deux sortes d'indices pourraient faire mieux : les compositions des étoiles les plus pauvres en métaux de la Galaxie, où se lit le premier enrichissement, et l'observation d'un système de première génération lui-même. En l'état, la confiance est haute sur le fait qu'une forge a précédé les premières galaxies visibles, basse sur ce qu'elle a produit. La forge a un produit daté, l'oxygène d'une galaxie à 300 millions d'années, et un commencement que personne n'a vu.

Trois à la fois

Une étoile brûle d'abord son hydrogène en hélium, et « brûler » est un mot de métier : rien n'y prend feu comme dans un foyer, où des atomes se réarrangent — des noyaux s'y soudent, et la soudure dégage de l'énergie. Par quelles réactions quatre noyaux d'hydrogène finissent en un hélium, les sources de ce livre ne le détaillent pas, et le résultat suffit. Pendant la plus longue phase de sa vie, une étoile refait lentement dans son cœur ce que les premières minutes avaient fait d'un coup dans tout l'Univers ; elle n'ajoute alors aucun métal au monde.

Quand l'hydrogène du cœur est épuisé, l'hélium devient le combustible, et l'étoile se trouve devant l'obstacle même qui avait arrêté les premières minutes : deux noyaux d'hélium qui fusionnent donnent un béryllium 8, qui ne tient pas. Elle le franchit à trois. Trois noyaux d'hélium donnent un carbone 12 en passant par le béryllium 8, et les physiciens, qui appellent « particule alpha » le noyau d'hélium 4, nomment cette réaction triple alpha. Le béryllium 8 n'est pas absent : il est le passage. Il ne dure pas ; s'il capte un troisième hélium avant de se défaire, le carbone est formé, et le carbone, lui, est stable.

Ce que le cœur d'une étoile a et que le gaz des premières minutes n'avait pas, ce sont les conditions. D'un côté, un gaz de la densité de l'air, où seules les rencontres à deux comptaient, ouvert une vingtaine de minutes : qu'un troisième noyau arrive pendant la brève existence d'un béryllium 8 y était presque impossible. De l'autre, un cœur bien plus dense, qui brûle son hélium pendant des millions d'années. La densité et la température qui y règnent ne sont pas chiffrées dans les sources de ce livre, et le principe tient en deux faits : la masse 8 ne se franchit qu'à trois, et seul le cœur d'une étoile rend une rencontre à trois assez fréquente.

Trois conséquences en découlent. La frontière de masse 12 : puisque le seul passage au-dessus des masses 5 et 8 aboutit au carbone 12 et exige une étoile, tout ce qui pèse au moins douze nucléons sort d'une étoile — « à cause de la nature des réactions triple alpha », écrivent Kobayashi et ses coautrices. Ce que le passage saute : le béryllium et le bore stables, de masse 9 à 11, dont aucune source de ce livre ne traite l'origine. Et le mot de la source, « dans tous les cas » : l'hélium fusionne en carbone par cette réaction dans toute étoile qui brûle son hélium, et la plus modeste des étoiles fait du carbone comme la plus lourde.

Cinq jours

Une étoile est une boule de gaz que son propre poids comprime et que la chaleur de son cœur retient de tomber. Tant qu'un combustible brûle, les deux se compensent. Quand il manque au centre, la chaleur ne compense plus ; le cœur se contracte et, en se contractant, s'échauffe, jusqu'à la température qui allume le combustible suivant — qui n'est autre que ce que le précédent a laissé. Chaque nouveau combustible est plus lourd. Ses noyaux portent plus de charges et se repoussent plus fort ; la barrière coulombienne, qui freinait déjà les premières minutes, exige à chaque fois un cœur plus comprimé et plus chaud. Chez les étoiles massives, la contraction et l'échauffement allument ainsi, l'un après l'autre, le carbone, l'oxygène, puis le silicium.

Les durées s'effondrent. Pour une étoile de 25 masses solaires, la combustion de l'hydrogène dure 10 millions d'années et celle du silicium 5 jours, un rapport d'environ sept cents millions : si l'hydrogène de cette étoile brûlait une année, son silicium brûlerait quatre centièmes de seconde. Les durées de l'hélium, du carbone et de l'oxygène ne sont pas dans les sources, ni les raisons de l'accélération, ni la masse au-dessous de laquelle une étoile s'arrête avant le silicium ; et les chiffres sont ceux d'une étoile d'aujourd'hui. Le fait suffit à la chimie du cosmos : une étoile massive passe presque toute sa vie à faire de l'hélium, et fabrique du carbone au silicium dans un temps qui, rapporté à cette vie, est presque nul.

La combustion du silicium est la dernière. Elle aboutit au nickel 56, un noyau radioactif qui devient cobalt 56 puis fer 56, le fer ordinaire — on dit que la forge s'arrête « au fer » alors que son dernier produit direct est un nickel. La première raison touche à ce qu'est un combustible. Une étoile ne vit pas des éléments qu'elle fabrique mais de l'énergie que leur fabrication libère ; deux noyaux légers qui fusionnent en libèrent parce que le produit est plus solidement lié que ses parents ; ce gain diminue en montant dans les masses et s'annule dans la région du fer et du nickel, les noyaux les plus solidement liés de tous. Après le nickel 56, les réactions sont « beaucoup moins exothermiques », et le nickel 56 n'est pas un combustible pour la suite : c'est une cendre qui ne brûle plus.

La seconde raison est le retour de l'obstacle qui avait retardé les premières minutes : la photodésintégration, la destruction d'un noyau par un photon assez énergétique pour le briser. C'est elle qui avait tenu le deutérium en échec, le goulot du chapitre des trois minutes — un milliard de photons par noyau, qui cassaient chaque deutérium dès sa formation jusqu'à ce que la lumière faiblisse. Au fond d'une étoile massive, la situation est symétrique. Pour souder des noyaux de plus en plus lourds, le cœur doit être de plus en plus chaud, et à la température requise sa lumière se met à défaire les noyaux au lieu de laisser la forge les construire. Aux deux bouts de l'histoire des noyaux, c'est la lumière qui fixe la limite : au début parce qu'elle est encore trop chaude, au fond des étoiles massives parce qu'elle l'est redevenue.

Privé de combustible, le cœur perd ce qui le soutenait. Il se contracte en quelques minutes, puis la contraction s'emballe en un effondrement de quelques secondes : la supernova à effondrement de cœur, que les astronomes classent d'après sa lumière en types II, Ib et Ic. Ce qui se passe pendant ces secondes — comment la chute du cœur devient l'explosion qui disperse le reste de l'étoile, ce qui reste au centre — n'est pas décrit dans les sources de ce livre. La vie entière de l'étoile tient dans ses durées : dix millions d'années d'hydrogène, cinq jours de silicium, quelques minutes de contraction, quelques secondes d'effondrement.

Qui a fait quoi

Tant qu'une étoile vit, ce qu'elle fabrique reste en elle. Les éléments sont faits pendant sa vie, combustion après combustion, et ne rejoignent le gaz de la galaxie qu'à sa mort — « avant d'être éjectés », dit la revue de Kobayashi pour les éléments intermédiaires. Pour qu'un atome d'oxygène entre dans une étoile de la génération suivante, il faut que la première soit morte. Et savoir comment une étoile fabrique un élément ne dit pas quelle part en vient de telle sorte d'étoile. Cette part sort de modèles d'évolution chimique, qui suivent une galaxie au fil du temps, y font naître des étoiles de toutes masses, attribuent à chacune ce qu'elle rejette en mourant et comparent le mélange aux compositions mesurées dans les étoiles réelles. Les « environ la moitié » qui suivent sont des résultats de modèle, donnés en ordres de grandeur, et la fiche de base les range parmi les points à vérifier avant publication.

Les vents des étoiles moyennes, d'abord. Environ la moitié du carbone, de l'azote et du fluor vient d'étoiles de masse faible ou moyenne, pendant la phase de fin de vie que les astronomes appellent branche asymptotique des géantes, ou AGB. Ces étoiles ne meurent pas en explosant : elles rendent leur matière par des vents, en perdant peu à peu leurs couches extérieures. Toute étoile qui brûle son hélium fait du carbone ; les étoiles modestes sont bien plus nombreuses que les massives ; elles rendent leur carbone doucement. Le carbone ne vient donc pas surtout des supernovas.

Les supernovas à effondrement de cœur, ensuite. L'oxygène, le magnésium, le silicium, le soufre et le calcium sont surtout produits dans les étoiles massives et éjectés par leurs explosions ; les astronomes les appellent éléments « alpha », parce que leurs noyaux les plus abondants comptent un nombre de nucléons multiple de quatre, comme des assemblages de noyaux d'hélium. L'oxygène de JADES-GS-z14-0 relève de cette source. Une étoile de 25 masses solaires vit de l'ordre de dix millions d'années, trois cents fois moins que les 300 millions d'années qui séparent le début de cette galaxie ; les étoiles massives sont les seules à avoir eu le temps de vivre et de mourir plusieurs fois avant elle, et leur oxygène est le premier métal qu'on ait trouvé dans le jeune Univers.

Les naines blanches qui explosent, enfin. La moitié environ des éléments du pic du fer — chrome, manganèse, fer, nickel, cobalt, cuivre, zinc — vient des supernovas de type Ia, explosions de naines blanches carbone-oxygène dans des systèmes doubles, où deux étoiles tournent l'une autour de l'autre. Une naine blanche est le cœur mis à nu d'une étoile de masse faible ou moyenne qui a perdu son enveloppe, fait du carbone que la triple alpha a produit et d'oxygène ; pourquoi elle finit par exploser, quel rôle y tient sa compagne, les sources de ce livre ne le disent pas. La moitié environ du fer vient de ces restes d'étoiles moyennes. L'extrait de la revue ne nomme pas la source de l'autre moitié ; la fiche la rapporte, par contraste, aux massives.

Au-delà du fer, à partir d'une masse d'environ 64, on ne fusionne plus des noyaux chargés : on capture des neutrons, qui n'ont pas de charge et qu'aucune barrière n'empêche d'approcher un noyau, si lourd soit-il. Un noyau qui en absorbe s'alourdit ; puis certains de ses neutrons se changent en protons, et il monte d'un rang dans le tableau. Deux régimes se distinguent par la densité de neutrons disponibles : le processus lent, ou s, à environ 10⁷ neutrons par centimètre cube ; le processus rapide, ou r, au-delà de 10²⁰. Le processus s principal, du strontium au plomb, a lieu dans les étoiles AGB de faible masse — les mêmes étoiles modestes qui fournissent environ la moitié du carbone. Le processus r relève d'autres lieux.

Le partage tient en cinq lignes : hydrogène, hélium et traces de lithium aux premières minutes ; environ la moitié du carbone, de l'azote et du fluor aux vents des étoiles moyennes ; l'oxygène, le magnésium, le silicium, le soufre et le calcium aux explosions des massives ; environ la moitié du pic du fer aux naines blanches de systèmes doubles ; du strontium au plomb aux vents des AGB de faible masse. Il fait voir ce que l'image d'une forge unique cachait. Les moyennes ont fourni sans exploser une grande part du carbone et de l'azote et la plupart des éléments du processus s ; leurs restes ont fourni environ la moitié du fer. Les étoiles massives et leurs explosions n'ont pas tout fait : le tableau périodique est l'ouvrage de toutes les masses d'étoiles, chacune à son rythme.

Une horloge et une boucle

Les sources ne rendent pas leur matière au même rythme : une étoile massive meurt au bout de quelques millions d'années, et une naine blanche n'explose qu'après la vie entière d'une étoile moyenne, qui est longue — la supernova de type Ia arrive en retard. Dans une galaxie qui commence à former des étoiles, seules les supernovas à effondrement de cœur ont d'abord eu le temps de se produire ; elles enrichissent le gaz en oxygène, magnésium et silicium, avec un peu de fer, et le rapport entre éléments alpha et fer est haut. Plus tard les Ia s'ajoutent, beaucoup de fer et peu d'éléments alpha, et le rapport baisse. La revue de Kobayashi énonce le fait et sa cause : « l'enrichissement retardé en fer par les supernovas Ia ».

Le rapport devient une horloge. Une étoile riche en éléments alpha par rapport à son fer est née d'un gaz enrichi surtout par des massives, donc tôt dans l'histoire de sa galaxie ; une étoile au rapport plus bas est née après l'arrivée des Ia. L'horloge est relative : elle ordonne des populations d'étoiles et ne donne pas d'âge en années, et les sources ne disent pas si elle bat au même rythme dans une galaxie qui forme ses étoiles vite et dans une autre qui les forme lentement. Pour dater en années, il faut d'autres méthodes — l'âge des étoiles sous-géantes dont Maosheng Xiang et Hans-Walter Rix se sont servis pour dater le disque ancien de la Voie lactée. Les deux se combinent, et c'est ainsi que se lira l'ordre de formation des populations de notre Galaxie.

L'horloge tient à une propriété plus large. Les éléments plus lourds que l'hélium sont fabriqués dans les étoiles, rejetés quand elles meurent, et la génération suivante naît de nuages qui les contiennent ; chaque étoile garde dans son atmosphère la composition du gaz dont elle est née, et les astronomes appellent archéologie galactique l'étude qui s'en sert, nommée au chapitre des premières étoiles. Les étoiles les plus pauvres en métaux gardent l'état le plus ancien de cette boucle : les vieilles étoiles du halo descendent jusqu'à environ cinq cents fois moins de fer que le Soleil. Le Soleil, avec 1,39 % de métaux, est né d'un gaz qui en avait fait beaucoup de tours.

Combien de tours, on ne peut pas le chiffrer, et ce n'est pas une lacune qu'une meilleure observation comblerait. Une lignée se compte parce que chaque génération y descend d'une seule précédente. Le gaz d'une galaxie mélange les rejets d'étoiles de toutes masses, mortes à toutes les époques : une étoile massive née il y a peu y dépose son oxygène à côté du fer d'une naine blanche formée des milliards d'années plus tôt, et un atome de carbone du Soleil peut avoir traversé une étoile, ou trois, ou aucune depuis sa fabrication. La question « combien de générations avant le Soleil » n'a pas de réponse en nombre, parce qu'une boucle où tout se mêle ne définit pas de générations successives.

La photosphère du Soleil contient aujourd'hui, en masse, 74,4 % d'hydrogène, 24,2 % d'hélium et 1,39 % de tous les autres éléments. Le 1,4 % est l'œuvre de la forge ; les 74 % ne le sont pas. Les étoiles ne fabriquent pas d'hydrogène, elles en consomment, et tout l'hydrogène qui existe vient des premières minutes. Le carbone de nos cellules vient pour moitié environ des vents d'étoiles moyennes ; le fer de notre sang, pour moitié environ, de naines blanches qui ont explosé ; et si la matière de nos corps est bien celle du nuage dont est né le Soleil, ce que les chapitres suivants auront à établir, nos corps portent à la fois de la matière du premier jour et de la matière forgée dans les étoiles. Dans une molécule d'eau, l'oxygène a été fabriqué dans une étoile massive et rendu par sa supernova ; les deux atomes d'hydrogène datent du premier jour.

Ce que la forge ne fait pas

La forge décrite jusqu'ici laisse de côté une moitié des éléments lourds. Environ la moitié des éléments plus lourds que le fer présents dans la nature est attribuée au processus r, la capture rapide de neutrons, et l'or et le platine en font partie. Ce processus exige plus de 10²⁰ neutrons par centimètre cube, dix mille milliards de fois la densité du processus s, et rien de ce que ce chapitre a visité ne la fournit : ni la combustion tranquille de l'hydrogène et de l'hélium, ni les combustions rapides du carbone au silicium, ni les vents des étoiles AGB, qui atteignent 10⁷. Les sources de ce livre situent le processus r dans des événements plus violents et plus rares que la mort ordinaire d'une étoile.

L'origine des éléments plus lourds que le fer « est restée longtemps incertaine ». Les candidats que recense la revue de John Cowan sont des fusions de deux étoiles à neutrons, des fusions d'une étoile à neutrons et d'un trou noir, et certaines hypernovas, des supernovas particulièrement énergiques. Kobayashi et ses coautrices reproduisent l'évolution de l'europium, un élément du processus r, si environ 3 % des hypernovas de 25 à 50 masses solaires sont des supernovas dites magnéto-rotationnelles ; elles relèvent que les fusions d'étoiles à neutrons, capables de produire jusqu'au thorium et à l'uranium, ont des délais « trop longs » pour les étoiles les plus pauvres en métaux, qui en contiennent déjà. Le lieu du processus r reste l'une des deux grandes incertitudes du domaine, avec la physique des noyaux très riches en neutrons.

En août 2017, une fusion de deux étoiles à neutrons est détectée en ondes gravitationnelles, puis vue en lumière. Ce qu'on y a vu briller, et ce que ce premier témoin direct laisse ouvert, est l'objet du chapitre suivant : la forge s'arrête au fer, et la première fois qu'on a vu naître des éléments plus lourds, c'était en août 2017.