De l expression «Poussières d étoiles» ou comment relativiser notre position anthropocentrique

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1 De l expression «Poussières d étoiles» ou comment relativiser notre position anthropocentrique

2 Pourquoi ce titre? L expression développée par Hubert Reeves (Astrophysicien et vulgarisateur émérite, «Poussières d étoiles» aux éditions du Seuil, 1984) : «Nous ne sommes que poussières d étoiles», se doit de quelques explications. Ces quelques connaissances nous permettent surtout d appréhender un aspect philosophique, au-delà de l aspect poétique, esthétique ou scientifique, et de nous recentrer sur notre vraie place dans cet univers si difficile à cerner. Ce petit exposé se compose de deux parties : - La naissance de l univers, la formation des étoiles, du soleil et de notre planète - L Homme dans sa vraie dimension cosmologique

3 Première partie : Naissance de l Univers, du Soleil et de la Terre Naissance de l univers : L état actuel des connaissances en astrophysique situe la naissance de l univers voici 13,7 milliards d années, lors du Big Bang. Les scientifiques reconstituent l histoire de l univers jusqu à secondes après le Big Bang. Avant ce temps extrêmement bref, il est impossible de concevoir les conditions de l univers. A ce moment, l'univers a environ cm de diamètre (soit 10 millions de milliards de fois plus petit qu'un atome d'hydrogène). Sa température est de Kelvin (le zéro Kelvin, ou zéro absolu, est égal à - 273,15 C). A seconde, l'univers a une température de Kelvin et mesure désormais quelques centimètres. A seconde, l'univers a une température de Kelvin et mesure 300 millions de kilomètres. De 10-6 à 1 seconde, l'univers a désormais une température de Kelvin. Les baryons et antibaryons (particules élémentaires équivalentes aux protons et neutrons) s'annihilent, malgré tout quelques baryons restent pour former la matière visible. De 10-4 à 1 seconde, l'univers a une température de Kelvin (soit 10 milliards de degrés). Comme pour les baryons, les leptons et antileptons (particules élémentaires équivalentes aux électrons) s'annihilent et quelques leptons survivent. Mais la température à cet instant empêche encore les atomes de se former. Les neutrinos se séparent de la matière. De 1 à 3 minutes, l'univers a une température d'un million de Kelvin, ce qui permet maintenant aux premiers atomes de se former. Les protons et neutrons s'assemblent alors pour former des noyaux d'hydrogène et d'hélium. C est la nucléosynthèse initiale, qui forme la matière dans les proportions suivantes : 75% d hydrogène et 25% d hélium. Quelques traces de lithium sont également formées. L univers continue ensuite son expansion. Naissance des étoiles : Du fait de son hétérogénéité, et par gravité, des nuages de gaz vont se condenser, accroître leur masse et former des boules de matière. Au cœur de ses sphères de gaz (hydrogène et hélium), la température et la pression vont augmenter progressivement par la contraction du gaz sur lui-même. Au-delà d une température de 10 à 15 millions de degrés, une réaction de fusion de l hydrogène va s enclencher. C est «l allumage» des premières étoiles. Celles-ci vont ensuite se regrouper en galaxies puis en amas de galaxies par attirance gravitationnelle. C est ce que nous observons aujourd hui. Revenons sur cette réaction de fusion de l hydrogène : au-delà d une certaine pression et d une certaine température, les forces de répulsion entre les noyaux d hydrogène ne sont plus suffisantes pour empêcher leur rapprochement. Les noyaux d hydrogène vont alors fusionner pour former des noyaux d hélium, réaction très exothermique (= dégageant de l énergie). Cette énergie dégagée va permettre de compenser l effondrement de la sphère de gaz sous son propre poids. L équilibre obtenu donne naissance à une étoile.

4 Selon la masse de gaz initiale, le destin de l étoile sera différent. Dans le cas du soleil, d une masse d environ kg, soit 2 milliards de milliards de milliards de tonnes ( fois celle de la Terre), l espérance de vie est d environ 10 milliards d année. Le soleil étant né voici 4,6 milliards d année, il lui reste environ 5 milliards d année de carburant. En dessous d une certaine masse (moins de 8% de la masse du soleil), la température et la pression ne sont pas suffisantes pour déclencher la réaction de fusion de l hydrogène. Ce corps céleste ne brillera pas. On l appelle une naine brune. Des étoiles beaucoup plus massives que le soleil existent, et leur destin n est pas le même comme nous allons le voir. Elles brûlent plus vite leur réserve d hydrogène, et ont ainsi une durée de vie plus courte. Quel est le devenir d une étoile en fin de vie? Lorsque la réserve d hydrogène est épuisée au cœur de l étoile, l équilibre est rompu et la contraction du centre de l étoile reprend sous l effet de la force gravitationnelle. La température et la pression augmentent de nouveau. Dans le même temps, les couches externes de l étoile se dilatent, elle devient une «géante rouge». Dans le cœur, l hélium va à son tour pouvoir fusionner, engendrant un nouvel équilibre provisoire pour l étoile. La fusion de l hélium va produire du carbone voire de l oxygène selon sa masse. Pour les petites étoiles comme le soleil, les réactions s arrêteront à ce stade. Le noyau se contracte alors, devenant très chaud et très dense, et ses couches externes se dispersent dans l espace. Ce cadavre d étoile s appelle une naine blanche, qui refroidira ensuite pendant des milliards d années. Si l étoile est suffisamment massive (plus de 1,4 masse solaire), les réactions vont générer d autres éléments chimiques après le carbone : néon, sodium, magnésium, oxygène, silicium et fer. Dans les étoiles les plus massives, le résultat final est un noyau de fer stable, où aucune réaction de fusion n est plus possible. L étoile s effondre alors sur elle-même est explose, en expulsant toute la matière autour du noyau dans l espace environnant : c est une supernova. Le cœur, lui, devient tellement dense que les atomes de fer dégénèrent en neutrons. On obtient une étoile à neutrons. Cet objet exotique, de taille comparable à la Terre, atteint ainsi une densité de l ordre de 1 tonne par cm 3! Pour une étoile de masse supérieure à environ 10 masses solaires, le cœur dense et massif devient un trou noir : son champ gravitationnel est si intense qu il empêche toute forme de matière ou de lumière de s en échapper. Cet astre est donc noir. Si l on en reste là, seuls les éléments chimiques jusqu au fer ont été créés. Or, lors de l explosion des supernovas, des phénomènes d addition de neutrons et de transmutation vont générer les éléments plus lourds que le fer, jusqu à l uranium, dans des proportions très faibles. Conclusion : depuis la formation de l univers, plusieurs générations d étoiles se sont succédées, notamment d étoiles massives. Chaque génération a enrichi l espace et son gaz primordial en éléments chimiques nouveaux. Seuls l hydrogène et l hélium sont issus de la création de l univers, les autres éléments sont donc des poussières d étoiles.

5 Formation du soleil et du système solaire : Comme toute étoile, le soleil s est formé à partir d un nuage de gaz. Plusieurs générations d étoiles se sont allumées et ont explosé entre la formation de l univers et la formation du soleil. Ainsi, le nuage de gaz à l origine du soleil s est donc retrouvé quelque peu enrichi de tous les éléments lourds créés par ces premières générations. Par exemple, le soleil contient environ 10 millions de milliards de tonnes d or (10 16 tonnes), ce qui n est en fait qu une maigre proportion au regard de sa masse de tonnes. Lors de la formation du soleil (et des étoiles en général), un disque de matière se forme autour de l embryon d étoile. Ce disque de matière, par accrétion, va ensuite former les planètes qui orbiteront autour de leur étoile. Une ségrégation de la matière se produit dans ce disque d accrétion : les éléments les plus lourds se retrouvent plus proches du soleil, les éléments les plus légers sont plus loin. Ainsi, les planètes les plus proches (de Mercure à Mars) sont dites telluriques, car formés d éléments lourds (métaux, silicates). Les planètes plus lointaines sont dites gazeuses, car formés d éléments plus légers et en général gazeux (voire liquide) comme l hydrogène, l hélium, le CO 2, le méthane, l azote. Notre Terre est une planète tellurique, comportant en son centre un noyau de fer et de nickel, et formés de roches type silicates. Elle est suffisamment massive pour avoir pu retenir une atmosphère. L équilibre entre pression atmosphérique et température de surface permet l existence de l eau à l état liquide, ce qui a été déterminant dans l apparition de la vie.

6 Deuxième partie : l Homme «poussières d étoiles» Rappelons qu à l échelle de la Terre, et même de l apparition de la vie, nous ne sommes apparus qu il y a très peu de temps. Chronologie simplifiée de la Terre : - 4,6 Milliards d années : formation du Soleil et de la Terre par accrétion de matière - 3,9 Milliards d années : la Terre a atteint sa taille adulte, après une longue période de bombardements météoritiques - 3,5 Milliards d années : le refroidissement est suffisant pour que la vapeur d eau se condense et forme un gigantesque océan d où émergera un unique continent - 3,2 Milliards d années : à cause des mouvements de convection du magma profond, la croûte continentale se fissure, et les morceaux (futurs continents) se mettent à dériver. C est le démarrage de la tectonique des plaques. - 1,5 Millions d années : les continents actuels sont différenciés et continuent leur lente progression vers leur position actuelle Brève histoire de la vie : - 3,8 Milliards d années : premiers organismes unicellulaires - 1 Milliards d années : premiers organismes multicellulaires (algues, champignons) Millions d années : premiers animaux invertébrés (mollusques, arthropodes) Millions d années : premiers vertébrés (poissons) et plantes terrestres Millions d années : premiers mammifères - 65 Millions d années : disparition des dinosaures et de nombreuses espèces vivantes ans : Homo sapiens

7 Pourquoi sommes-nous des poussières d étoiles? Explorons la composition de la matière vivante, et prenons l exemple d un homme de 80 kg. Ces 80 kg de matière sont composés de atomes (7 milliards de milliards de milliards d atomes) répartis comme suit : 7,6 kg (9,5 %) d hydrogène (H) issu du Big Bang. Age = 13,7 Mds d années. Contenu dans l eau corporelle et les molécules organiques, donc partout. 72,4 kg (90,5%) d une vingtaine d autres éléments chimiques issus des étoiles, d âge compris entre 13,7 et 4,6 milliards d années, classés par proportion décroissante dans le corps humain : L oxygène (O) : 52 kg (65%), contenu dans l eau corporelle, les molécules organiques (protéines, lipides, glucides, ADN) donc partout. Le carbone (C) : 14,8 kg (18,5%), contenu dans les molécules organiques donc partout. L azote (N) : 2,5 kg (3,2%), contenu dans le sang et dans les muscles (principalement les protéines) et dans l ADN. Le calcium (Ca) : 1,2 kg (1,5%), essentiellement dans les os et les dents, et indispensable pour l activité musculaire. Le phosphore (P) : 0,8 kg (1%), également dans les os et les dents, ainsi que les molécules énergétiques (type adénosine tri-phosphate ou ATP) et l ADN. Les autres éléments représentent 1,1 kg (1,3%) : Le potassium (K) : 320 g (0,4%), dans l eau corporelle et les cellules Le soufre (S) : 240 g (0,3%), dans les protéines (surtout cheveux, ongles) Le sodium (Na) : 160 g (0,2%), dans l eau corporelle et les cellules Le Chlore (Cl) : 160 g (0,2%), dans l eau corporelle Le magnésium (Mg) : 80 g (0,1%), dans certaines enzymes Le fer (Fe) : 80 g (0,1%), dans le sang (hémoglobine) L iode (I) : 80 g (0,1%), dans certaines enzymes Et sous forme de traces : le cuivre (Cu), le zinc (Zn), le sélénium (Se), le molybdène (Mo), le fluor (F), le manganèse (Mn), le cobalt (Co), le lithium (Li), le strontium (Sr), l aluminium (Al), le silicium (Si), le plomb (Pb), le vanadium (V), l arsenic (As), le brome (Br) Au regard de l échelle de temps et des dimensions de l univers, nous sommes effectivement bien peu de choses, même si le miracle de la vie en lui-même et la notion d intelligence nous incitent à nous poser beaucoup de questions sur notre condition d être humain.