Origine de la molécule d'eau

L'origine de la molécule d’eau dans l'univers relève d’un processus complexe, qui s’est déroulé dès la naissance de l’univers et continue à se dérouler aujourd’hui. Après la formation des atomes d’hydrogène H et d’oxygène O, ces deux éléments ont pu s’assembler pour former la molécule d'eau H₂O.

La création de l'atome d'hydrogène

L’atome d'hydrogène est l’atome le plus simple qui soit : il n’est composé que d’un proton associé à un électron. C’est aussi l’atome le plus présent dans l’univers, car il représente environ 92 % de ses atomes et 70 % de sa masse.

Les atomes d’hydrogène ont été créés avec un CBF

Selon le modèle du Big Bang, l’univers s’est créé il y a quinze milliards d’années ; il ne cesse depuis de s’agrandir et donc de se refroidir.

• Aux premiers instants, les conditions régnant dans l’univers empêchent la formation de matière ;
• Après 10 ^{− 5} s, la température de l’univers devient suffisamment basse (inférieure à 10¹³ K) pour permettre la formation de protons et de neutrons, d’électrons 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 l’univers 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 d’hydrogène ${}^1_1\mathrm{H}$. Les autres deviennent des noyaux de deutérium ${}^2_1\mathrm{H}$ (ou deutéron), d’hélium 3 ${}^3_2\mathrm{He}$ (deux isotopes de l’hydrogène et de l’hélium : ils ont le même nombre de protons mais un nombre différent de neutrons) et surtout d’hélium ${}^4_2\mathrm{He}$, selon qu’ils s’assemblent avec un ou plusieurs neutrons. Cette réaction, appelée nucléosynthèse primordiale, s’arrête après deux ou trois minutes. Les noyaux formés ne sont toujours pas liés avec les électrons.
• Après 300 000 ans : la température de l’univers 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 d’électrons 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

L’univers a gardé à peu près la même composition jusqu'à aujourd’hui. Il est constitué à 99 % de tels éléments, appelés éléments légers à cause de leur faible masse. On observe donc qu’il est composé à 92 % d’hydrogène et à 7 % d’hélium, la part restante correspondant surtout aux éléments plus lourds qui ont été créés après.

La création de l'atome d'oxygène

L’oxygène relève d’un processus beaucoup plus complexe : c’est un atome constitué de huit protons et de huit neutrons, il est seize fois plus lourd que l’hydrogène. Il appartient aux groupes des éléments lourds (par opposition aux éléments légers) et ne s’est 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 l’univers se sont formées il y a quatorze milliards d’années. L’univers est alors baigné par un vaste nuage de gaz, constitué uniquement d’hydrogène et d’hélium. Ce nuage s’est ensuite fragmenté en plusieurs masses qui se sont effondrées sur elles-mêmes sous l’effet de la gravitation. La température et la pression ont alors augmenté jusqu'à ce qu’il s’y produise les réactions de fusion nucléaire qui président à la naissance des étoiles.

Caractéristiques de ces étoiles

Ces premières étoiles présentaient la particularité d’être 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 d’années), 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 d’aujourd’hui.

Une fois l’hydrogène consommé, la taille de ces étoiles augmente énormément. Elles deviennent ce que l’on appelle des « géantes rouges ». à ce stade de la vie d’une étoile, l’hélium se consume autour de la partie centrale qui s’est contractée après l’épuisement de l’hydrogène, mais son enveloppe externe se distend énormément : l’étoile enfle et peut atteindre de dix à dix mille fois sa dimension originale.

Ainsi, la température et la densité qui règnent au centre de l’étoile augmentent considérablement.

La création de l'atome d’oxygène au cœur des étoiles

Cette augmentation permet qu’il s’y produise des réactions de fusion entre les noyaux d’hélium 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 qu’il entre en collision avec un autre noyau d’hélium 4 avant de se désintégrer ; il se déroule alors une autre réaction de fusion, modélisée par l’équation : ${}^8_4\mathrm{Be}+{}^4_2\mathrm{He}\longrightarrow{}^{12}_{\ 6}\mathrm{C}$.

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

La dispersion de l’oxygène au sein de l’univers

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

L’atome d’oxygène O est donc créé suite à des réactions de fusion au cœur des étoiles. Sa formation s’est amorcée avec les premières étoiles et se poursuit de nos jours.

La création de la molécule d'eau

Les conditions d’assemblage de l’hydrogène et d’oxygène

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

• Des conditions de température : la molécule d’eau 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 l’extrême agitation des atomes qui règne alors empêche la formation de molécules (les liaisons entre les atomes ne résistent pas). Ainsi, la molécule d’eau 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 l’eau ;
• La protection contre les rayonnements, en particulier le rayonnement ultraviolet. En effet, ce rayonnement très puissant (produit par les étoiles) baigne l’univers et détruit les liaisons chimiques entre les atomes : il dissocie donc les molécules. Ce rayonnement est très fréquent dans l’univers. L’eau doit donc apparaitre dans un environnement particulier, bien protégé contre le rayonnement ultraviolet ;
• La présence d’un environnement chimique précis contenant de l’hydrogène et surtout de l’oxygène, plus rare.

Les étoiles, robinets cosmiques

Les étoiles se sont toutes formées de la même manière que les premières étoiles de l’univers, c’est-à-dire par effondrement sur lui-même, sous l'effet de la gravitation, d’un nuage de gaz constitué essentiellement d’hydrogène et d’hélium. Seule différence, ces nuages comprenaient déjà des éléments lourds comme l’oxygène (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 d’eau H₂O, à partir des atomes d’hydrogène et d’oxygène contenus dans l’étoile.

Les molécules créées sont éjectées hors de l’étoile par deux processus :

• le « vent stellaire », une éjection progressive de masse vers le milieu interstellaire. Ce vent est rendu possible par la faiblesse de l’attraction gravitationnelle et par l’importance du flux de rayonnement venant du centre lointain. Les particules éjectées sont appelées « poussières d’étoile » ;
• 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 d’eau sous forme de glace. On y a également détecté des silicates, du graphite et peut-être des fullerènes.

Les poussières d’étoiles présentes dans les nuages interstellaires agissent comme noyau de condensation, en s’entourant de manteaux de glace.