Activité 1 — Aux origines des éléments chimiques (corrigé)

(a) Le spectre de la lumière solaire présente un fond continu (arc-en-ciel) traversé par de nombreuses raies sombres (raies de Fraunhofer). Ces raies correspondent à l’absorption de certaines longueurs d’onde par l’atmosphère du Soleil.

Deux éléments chimiques présents dans le Soleil :

• Hydrogène (H) : raies à 656,3 nm et 486,1 nm ;
• Sodium (Na) : raies à 589,0 nm et 589,6 nm.

(On pourrait aussi citer l’hélium à 587,6 nm, le magnésium à 518,4 nm, le fer à 527,0 nm, ou le calcium ionisé à 393,4 nm et 396,8 nm.)

(b) Oui, tous ces éléments existent aussi sur Terre. On en déduit que la matière qui constitue les astres est de même nature que celle sur Terre : les mêmes éléments chimiques sont présents dans tout l’Univers.

Les travaux de Kirchhoff et Bunsen (1859-1860) ont établi que chaque raie spectrale est la signature d’un élément chimique spécifique. Lorsqu’une raie est observée, elle correspond nécessairement à un élément connu.

En 1868, Jules Janssen observe une raie à 587,6 nm dans le spectre solaire qui ne correspond à aucun élément connu sur Terre. Le raisonnement est donc le suivant :

• toute raie spectrale correspond à un élément chimique ;
• la raie à 587,6 nm n’est associée à aucun élément terrestre connu ;
• donc cette raie est la signature d’un nouvel élément, inconnu sur Terre.

Cet élément est nommé hélium (du grec hélios, Soleil). La confirmation vient en 1895, lorsque William Ramsay parvient à isoler l’hélium sur Terre, 27 ans après sa découverte dans le Soleil.

Trois minutes après le Big Bang, la matière de l’Univers ne contenait que :

• de l’hydrogène (H) : environ 75 % en masse ;
• de l’hélium (He) : environ 25 % en masse.

Le carbone n’était pas présent à ce moment. Il sera fabriqué plus tard, dans les étoiles, par fusion nucléaire de l’hélium (voir étape 2 de la frise du Document 3).

(a) Équation ① : $\ce{4 ^{1}_{1}H -> ^{4}_{2}He + 2 ^{0}_{1}e}$

• Noyaux qui entrent en réaction : 4 noyaux d’hydrogène ($\ce{^{1}_{1}H}$) ;
• Noyaux qui sortent : 1 noyau d’hélium ($\ce{^{4}_{2}He}$) + 2 positons (le positon n’est pas un noyau) ;
• Le noyau obtenu (hélium, $A=4$) est plus gros que les noyaux de départ (hydrogène, $A=1$).

(b) Équation ③ : $\ce{^{235}_{92}U + ^{1}_{0}n -> ^{139}_{56}Ba + ^{94}_{36}Kr + 3 ^{1}_{0}n}$

• Noyaux qui entrent en réaction : 1 noyau d’uranium-235 ($\ce{^{235}_{92}U}$) + 1 neutron ;
• Noyaux qui sortent : 2 noyaux (baryum-139 et krypton-94) + 3 neutrons ;
• Les noyaux obtenus (baryum $A=139$ et krypton $A=94$) sont plus petits que le noyau de départ (uranium $A=235$).

(c)

• L’équation ① est une fusion : plusieurs petits noyaux s’assemblent pour former un noyau plus gros.
• L’équation ③ est une fission : un noyau lourd se brise en noyaux plus légers.

Critère de distinction : dans une fusion, des noyaux légers s’assemblent pour former un noyau plus lourd ; dans une fission, un noyau lourd se brise en noyaux plus légers.

Équation ② : $\ce{3 ^{4}_{2}He -> ^{12}_{6}C}$

Trois noyaux d’hélium ($A=4$) s’assemblent pour former un noyau de carbone ($A=12$). Il s’agit donc d’une fusion.

Vérification des conservations :

Équation ① : $\ce{4 ^{1}_{1}H -> ^{4}_{2}He + 2 ^{0}_{1}e}$

• Nombre de masse $A$ : $4 \times 1 = 4$ (gauche) et $4 + 2 \times 0 = 4$ (droite) ✓
• Numéro atomique $Z$ : $4 \times 1 = 4$ (gauche) et $2 + 2 \times 1 = 4$ (droite) ✓

Équation ② : $\ce{3 ^{4}_{2}He -> ^{12}_{6}C}$

• Nombre de masse $A$ : $3 \times 4 = 12$ (gauche) et $12$ (droite) ✓
• Numéro atomique $Z$ : $3 \times 2 = 6$ (gauche) et $6$ (droite) ✓

Équation ③ : $\ce{^{235}_{92}U + ^{1}_{0}n -> ^{139}_{56}Ba + ^{94}_{36}Kr + 3 ^{1}_{0}n}$

• Nombre de masse $A$ : $235 + 1 = 236$ (gauche) et $139 + 94 + 3 \times 1 = 236$ (droite) ✓
• Numéro atomique $Z$ : $92 + 0 = 92$ (gauche) et $56 + 36 + 3 \times 0 = 92$ (droite) ✓

Dans les trois cas, il y a conservation du nombre de masse $A$ et du numéro atomique $Z$.

Après le Big Bang, l’Univers ne contient que de l’hydrogène et de l’hélium. Les autres éléments se forment ensuite dans les étoiles :

• Dans le cœur des étoiles, l’hydrogène fusionne pour former de l’hélium (équation ①).
• Quand l’hydrogène est épuisé, l’étoile se contracte, sa température augmente, et l’hélium fusionne pour former du carbone et de l’oxygène (équation ②).
• Dans les étoiles massives, des fusions successives produisent des éléments de plus en plus lourds : néon, magnésium, silicium, etc.
• La chaîne de fusions s’arrête au fer (et au nickel), car les noyaux de fer sont les plus stables : fusionner du fer ne libère plus d’énergie.

Les éléments plus lourds que le fer (or, uranium, etc.) se forment lors d’événements violents comme l’explosion de supernovae (Document 5). L’énergie libérée lors de ces explosions permet la formation de ces noyaux lourds, qui sont ensuite dispersés dans l’espace et serviront à former de nouvelles étoiles et des planètes.

Le Grand Nuage de Magellan est situé à 180 000 années-lumière de la Terre. Cela signifie que la lumière met 180 000 ans pour nous parvenir de cette galaxie.

L’explosion de SN 1987A a été observée en 1987, mais elle s’est réellement produite il y a :

$180\,000 + 1987 \approx \textbf{182\,000}\ \text{ans}$

(en comptant depuis l’an 0, ou plus simplement : il y a environ 180 000 ans).

Conclusion : observer le ciel, c’est observer le passé. Plus un objet céleste est lointain, plus la lumière a mis de temps à nous parvenir, et plus nous le voyons tel qu’il était dans le passé. En regardant des objets très lointains, les astronomes peuvent ainsi étudier l’Univers tel qu’il était il y a des millions, voire des milliards d’années.

Auguste Comte pensait en 1835 qu’il était impossible de connaître la composition chimique des astres, car on ne peut pas prélever d’échantillons sur le Soleil ou les étoiles.

Cette affirmation a été démentie grâce à la spectroscopie :

• En 1814, Fraunhofer observe les raies sombres dans le spectre solaire, sans en comprendre l’origine.
• En 1859-1860, Kirchhoff et Bunsen établissent que chaque élément chimique émet ou absorbe des longueurs d’onde spécifiques, qui constituent sa signature spectrale.
• En comparant les raies observées dans le spectre d’un astre avec les raies connues des éléments terrestres, on peut identifier les éléments présents dans cet astre.

Ainsi, moins de trente ans après l’affirmation de Comte, les scientifiques ont pu déterminer la composition chimique du Soleil et des étoiles sans avoir besoin d’échantillons, simplement en analysant leur lumière. C’est une révolution : l’Univers devient accessible à l’analyse chimique à distance.