Des scientifiques recréent une réaction cosmique rare et inédite.

Des scientifiques ont mesuré directement la réaction qui produit une forme rare et difficile à expliquer du sélénium, en enregistrant pour la première fois une étape peu commune que l’on pensait depuis longtemps se dérouler au cœur des étoiles en explosion.

Cette avancée resserre l’un des plus anciens points restés flous en astrophysique, tout en mettant au jour une lacune plus profonde dans la manière dont les chercheurs décrivent la naissance de certains éléments rares.

Au cœur du détecteur

Dans une chambre remplie d’hydrogène, installée au Facility for Rare Isotope Beams (FRIB) de la Michigan State University, une forme rare d’arsenic a été placée dans des conditions permettant sa transformation en une forme rare de sélénium.

Artemis Tsantiri et ses collègues ont observé et consigné cette conversion : l’arsenic-73 a capturé un proton pour devenir du sélénium-74.

Pendant des années, cette même étape figurait parmi les maillons les moins sûrs du scénario, faute de mesure directe permettant d’en fixer précisément les paramètres.

Désormais que la réaction a été mesurée, l’énigme s’est réduite, et l’écart qui subsiste appelle une explication plus globale.

Pourquoi le sélénium-74 se distingue

Le sélénium-74 appartient au petit groupe des p-noyaux (p-nuclei), c’est-à-dire des versions riches en protons que les voies habituelles de formation des noyaux, dominées par les neutrons, contournent.

La plupart des éléments lourds se forment lorsque des noyaux capturent des neutrons, puis reviennent vers des formes stables via la décroissance radioactive.

Or, ce « scénario standard » fondé sur l’ajout de neutrons laisse le sélénium-74 de côté : il constitue le membre le plus léger d’une famille rare au sujet de laquelle les scientifiques débattent depuis des décennies.

Sa position atypique dans la carte des éléments rend toute mesure directe particulièrement précieuse, précisément parce que les étapes manquantes ont longtemps été difficiles à mettre à l’épreuve.

La chaleur au sein des supernovae

Une hypothèse largement retenue fait intervenir le sélénium-74 au cours d’un « processus gamma » : une chaîne de désintégrations nucléaires déclenchées par la lumière, dans des étoiles surchauffées.

Dans ces conditions extrêmes, des rayons gamma très énergétiques arrachent des neutrons et d’autres particules à des noyaux plus anciens, faisant évoluer la matière vers des formes plus riches en protons.

Ensuite, certains de ces produits instables transforment un proton en neutron et se maintiennent sous la forme d’isotopes inhabituels, ceux que l’on observe.

Le problème, c’est que nombre de noyaux sur cet itinéraire disparaissent très vite, ce qui a longtemps confiné les vitesses de réaction essentielles à des estimations essentiellement théoriques.

Produire le faisceau

Pour mener l’expérience, l’équipe a d’abord dû fabriquer l’arsenic-73 lui-même, un matériau instable rarement accessible à des tests directs.

Des chimistes ont préparé l’isotope ; puis des ingénieurs l’ont ionisé, accéléré et dirigé vers un gaz d’hydrogène placé au centre du détecteur.

Le FRIB a rendu cela possible parce que son accélérateur secondaire peut fonctionner de façon autonome, et pas uniquement comme un sous-ensemble de la machine principale.

Cette autonomie dépasse largement le cas du sélénium : elle ouvre la voie à la préparation d’autres noyaux à très courte durée de vie, désormais utilisables dans des expériences auparavant jugées irréalisables.

Une énergie libérée en un éclair

Après la capture du proton, le sélénium-74 nouvellement formé portait un excès d’énergie, qu’il a rapidement évacué sous forme de rayonnement gamma.

Ce flash gamma a permis au détecteur de comptabiliser la fréquence de la réaction, offrant à l’équipe un accès direct à sa vitesse.

Les astrophysiciens s’intéressent tout particulièrement à l’étape inverse, destructrice, car lors d’une explosion les photons stellaires extrêmement intenses peuvent fragmenter le sélénium-74.

En mesurant la réaction « aller » en laboratoire, les chercheurs ont ainsi pu contraindre ce processus inverse, beaucoup plus difficile à saisir, tel qu’il se produit dans les étoiles.

Réduire l’incertitude sur l’intensité

Avant ce résultat, les calculs standard autorisaient une très large plage de valeurs possibles pour l’intensité de la réaction.

Une mesure à plus haute énergie a fortement resserré cette fourchette, même si un point à plus basse énergie restait encore bruité.

Une fois la vitesse de réaction mieux contrainte injectée dans des simulations de supernova, l’incertitude sur l’abondance de sélénium-74 a diminué d’environ moitié.

Des chiffres plus propres n’ont pas tout résolu, mais ils ont supprimé une explication commode utilisée pour justifier les divergences entre modèles.

L’écart persiste

Même avec des données plus fiables, les modèles de supernovae de type II produisent encore trop de sélénium-74 par rapport aux abondances observées dans le Système solaire.

L’origine du décalage se situe plutôt, au moins en partie, dans la configuration stellaire elle-même - par exemple la température, la densité ou le mélange initial des noyaux.

D’après les chercheurs, la physique nucléaire seule ne suffit pas à éliminer cet excès, une conclusion qui oblige à réexaminer de plus près la dynamique de l’explosion.

Le fait d’avoir retiré une incertitude de manière aussi nette rend les faiblesses restantes des modèles de supernova plus difficiles à ignorer.

Vérifier d’autres réactions stellaires : le sélénium-74 comme cas d’école

Plus de 45 scientifiques issus de 20 institutions ont participé à l’effort, ce qui illustre à quel point les mesures impliquant des atomes à très courte durée de vie demeurent complexes.

« Even though the origin of the p-nuclei has been a topic of study for over 60 years, measurements of important reactions on short-lived isotopes are almost non-existent, » a déclaré Tsantiri.

Il a souligné que ce type d’expérience n’est devenu réalisable que très récemment, grâce à des infrastructures avancées comme le FRIB.

Les conséquences dépassent largement cet isotope, car les mêmes outils permettent désormais de tester d’autres réactions stellaires qui étaient jusqu’ici laissées à la seule théorie.

Pistes pour les recherches à venir

Avec cette mesure en main, les chercheurs peuvent s’attaquer à des réactions voisines qui influencent la formation d’autres éléments rares riches en protons.

Chaque mesure directe remplace une valeur théorique provisoire par des données expérimentales, rendant les scénarios d’origine stellaire moins spéculatifs et plus vérifiables.

Le FRIB a précisément été conçu pour ce type de travaux, en exploitant des noyaux à vie très brève, qui restent presque jamais suffisamment longtemps pour être étudiés.

Au fur et à mesure que d’autres réactions de ce genre seront mesurées, les astronomes devraient mieux déterminer quelles explosions ont réellement forgé les isotopes les plus rares.

L’expérience a montré qu’une étape nucléaire manquante pouvait enfin être mesurée sur Terre, et que ce gain de précision modifie ce que les modèles peuvent avancer.

Pourtant, l’écart restant maintient l’énigme générale, en orientant les scientifiques vers de meilleures conditions de supernova et davantage de tests directs. L’étude est publiée dans Physical Review Letters.