Origine de la molécule d'eau

Origine de la molécule d'eau

L'origine de la molécule deau dans l'univers relève dun processus complexe, qui sest déroulé dès la naissance de lunivers et continue à se dérouler aujourdhui. Après la formation des atomes dhydrogène H et doxygène O, ces deux éléments ont pu sassembler pour former la molécule d'eau H2O.

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Sommaire

La création de l'atome d'hydrogène

Latome d'hydrogène est latome le plus simple qui soit : il nest composé que dun proton associé à un électron. Cest aussi latome le plus présent dans lunivers, car il représente environ 92 % de ses atomes et 70 % de sa masse.

Les atomes dhydrogène ont été créés avec un CBF

Selon le modèle du Big Bang, lunivers sest créé il y a quinze milliards dannées ; il ne cesse depuis de sagrandir et donc de se refroidir.

  • Aux premiers instants, les conditions régnant dans lunivers empêchent la formation de matière ;
  • Après 10 5 s, la température de lunivers devient suffisamment basse (inférieure à 1013 K) pour permettre la formation de protons et de neutrons, délectrons et de photons. Les protons, plus légers, sont beaucoup plus nombreux que les neutrons. Ces particules sont attirées mais restent à distance car la température est encore trop forte.
  • Après une minute : comme lunivers continue à se dilater, sa température baisse. Elle atteint 1010 K, si bien que protons et neutrons finissent par se rapprocher pour former des noyaux. Cependant, les protons étant beaucoup plus nombreux, ils restent en majorité seuls et forment des noyaux dhydrogène {}^1_1\mathrm{H}. Les autres deviennent des noyaux de deutérium {}^2_1\mathrm{H} (ou deutéron), dhélium 3 {}^3_2\mathrm{He} (deux isotopes de lhydrogène et de lhélium : ils ont le même nombre de protons mais un nombre différent de neutrons) et surtout dhélium {}^4_2\mathrm{He}, selon quils sassemblent avec un ou plusieurs neutrons. Cette réaction, appelée nucléosynthèse primordiale, sarrête après deux ou trois minutes. Les noyaux formés ne sont toujours pas liés avec les électrons.
  • Après 300 000 ans : la température de lunivers atteint 3000 K. Elle est suffisamment basse pour permettre aux noyaux de se lier avec les électrons. Ils forment alors des atomes, qui possèdent autant délectrons que de protons. Le deutérium étant instable, il a tendance à se transformer en tritium ou en hélium 3 en gagnant un neutron ou un proton. Mais ces derniers sont trop fragiles et se transforment en hélium 4.

L'univers aujourd'hui

Lunivers a gardé à peu près la même composition jusqu'à aujourdhui. Il est constitué à 99 % de tels éléments, appelés éléments légers à cause de leur faible masse. On observe donc quil est composé à 92 % dhydrogène et à 7 % dhélium, la part restante correspondant surtout aux éléments plus lourds qui ont été créés après.

La création de l'atome d'oxygène

Loxygène relève dun processus beaucoup plus complexe : cest un atome constitué de huit protons et de huit neutrons, il est seize fois plus lourd que lhydrogène. Il appartient aux groupes des éléments lourds (par opposition aux éléments légers) et ne sest pas formé juste après la naissance de l'Univers, mais après la naissance des premières étoiles.

La création des premières étoiles

Il existe plusieurs hypothèses concernant la création des étoiles. La plus communément admise est la suivante : les premières étoiles de lunivers se sont formées il y a quatorze milliards dannées. Lunivers est alors baigné par un vaste nuage de gaz, constitué uniquement dhydrogène et dhélium. Ce nuage sest ensuite fragmenté en plusieurs masses qui se sont effondrées sur elles-mêmes sous leffet de la gravitation. La température et la pression ont alors augmenté jusqu'à ce quil sy produise les réactions de fusion nucléaire qui président à la naissance des étoiles.

Caractéristiques de ces étoiles

Ces premières étoiles présentaient la particularité dêtre très massives : leur masse pouvait atteindre plusieurs dizaines de masses solaires. Elles consommaient leur hydrogène en le convertissant en hélium par des réactions de fusion. Leur taille étant très importante, elles le consommaient relativement vite (en une quinzaine de millions dannées), tout comme les grosses étoiles actuelles.

La fin de vie de ces étoiles

La fin de vie de ces étoiles est comparable à celle des étoiles moyennes (comme le Soleil) ou grosses daujourdhui.

Une fois lhydrogène consommé, la taille de ces étoiles augmente énormément. Elles deviennent ce que lon appelle des « géantes rouges ». à ce stade de la vie dune étoile, lhélium se consume autour de la partie centrale qui sest contractée après lépuisement de lhydrogène, mais son enveloppe externe se distend énormément : létoile enfle et peut atteindre de dix à dix mille fois sa dimension originale.

Ainsi, la température et la densité qui règnent au centre de létoile augmentent considérablement.

La création de l'atome doxygène au cœur des étoiles

Cette augmentation permet quil sy produise des réactions de fusion entre les noyaux dhélium présents au sein du noyau, appelés aussi particules alpha (α). Ces réactions nécessitent une température supérieure à 109 K. Le premier élément pouvant ainsi être produit en abondance est le carbone 12 (six protons et six neutrons). Ce carbone provient de la réaction de fusion triple alpha qui se déroule en deux temps :

  • Une première réaction de fusion : {}^4_2\mathrm{He}+{}^4_2\mathrm{He}\longrightarrow{}^8_4\mathrm{Be}.
  • Le béryllium 8 produit est très instable (il se désintègre en 10 16 s) ; cependant, il arrive quil entre en collision avec un autre noyau dhélium 4 avant de se désintégrer ; il se déroule alors une autre réaction de fusion, modélisée par léquation : {}^8_4\mathrm{Be}+{}^4_2\mathrm{He}\longrightarrow{}^{12}_{\ 6}\mathrm{C}.

En ajoutant encore une particule alpha au noyau de carbone (ce qui demande des températures encore plus fortes), on obtient le noyau doxygène (huit protons et huit neutrons). La réaction sécrit : {}^{12}_{\ 6}\mathrm{C}+{}^4_2\mathrm{He}\longrightarrow{}^{16}_{\ 8}\mathrm{O}.

La dispersion de loxygène au sein de lunivers

Une étoile de cette taille termine sa vie par une explosion extrêmement violente, la supernova. Au cours de cette explosion sont dispersés dans lespace les éléments créés au cœur de létoile, ainsi que son hydrogène et son hélium résiduels.

Latome doxygène O est donc créé suite à des réactions de fusion au cœur des étoiles. Sa formation sest amorcée avec les premières étoiles et se poursuit de nos jours.

La création de la molécule d'eau

Les conditions dassemblage de lhydrogène et doxygène

Plusieurs conditions très délicates doivent être remplies pour permettre la formation de la molécule d'eau :

  • Des conditions de température : la molécule deau ne peut se former que dans un gradient de température précis. Elle ne peut pas apparaitre si la température est supérieure à quelques milliers de degrés, car lextrême agitation des atomes qui règne alors empêche la formation de molécules (les liaisons entre les atomes ne résistent pas). Ainsi, la molécule deau ne peut pas apparaitre directement au cœur des étoiles, qui atteint plusieurs millions de degrés. De même, le milieu ne doit pas être trop froid car la rareté des atomes et de leurs mouvements les rend difficiles à associer. La température est donc un facteur très important dans la formation de leau ;
  • La protection contre les rayonnements, en particulier le rayonnement ultraviolet. En effet, ce rayonnement très puissant (produit par les étoiles) baigne lunivers et détruit les liaisons chimiques entre les atomes : il dissocie donc les molécules. Ce rayonnement est très fréquent dans lunivers. Leau doit donc apparaitre dans un environnement particulier, bien protégé contre le rayonnement ultraviolet ;
  • La présence dun environnement chimique précis contenant de lhydrogène et surtout de loxygène, plus rare.

Les étoiles, robinets cosmiques

Les étoiles se sont toutes formées de la même manière que les premières étoiles de lunivers, cest-à-dire par effondrement sur lui-même, sous l'effet de la gravitation, dun nuage de gaz constitué essentiellement dhydrogène et dhélium. Seule différence, ces nuages comprenaient déjà des éléments lourds comme loxygène (ces éléments lourds ont une proportion de quelques millièmes ; ils rejoindront la jeune étoile ou se rassembleront par accrétion en planètes).

Rappelons que les étoiles de masse moyenne à lourde finissent leur vie en géante rouge. Contrairement au noyau, les températures régnant à la surface de ces géantes rouges sont relativement faibles (inférieures à 3000 K), ce qui permet la formation de molécules, dont la molécule deau H2O, à partir des atomes dhydrogène et doxygène contenus dans létoile.

Les molécules créées sont éjectées hors de létoile par deux processus :

  • le « vent stellaire », une éjection progressive de masse vers le milieu interstellaire. Ce vent est rendu possible par la faiblesse de lattraction gravitationnelle et par limportance du flux de rayonnement venant du centre lointain. Les particules éjectées sont appelées « poussières détoile » ;
  • les supernovae, déjà évoquées.

Les nuages interstellaires

Ces supernovae, énormes explosions, donnent naissance à des nuages interstellaires. Ce sont des condensations froides et très denses, ils sont donc constitués de particules solides, les « grains » interstellaires. Leur densité peut atteindre plusieurs milliers de particules par cm3, et leur température vaut environ 20 K (-253 °C).

Ces nuages interstellaires comportent des molécules deau sous forme de glace. On y a également détecté des silicates, du graphite et peut-être des fullerènes.

Les poussières détoiles présentes dans les nuages interstellaires agissent comme noyau de condensation, en sentourant de manteaux de glace.


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Contenu soumis à la licence CC-BY-SA. Source : Article Origine de la molécule d'eau de Wikipédia en français (auteurs)

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