Nucléosynthèse primordiale - Définition

Chronologie du Modèle standard de la cosmologie

Cosmologie quantique (?) Ère de Planck (?) Inflation cosmique Préchauffage Réchauffage Ère de grande unification Baryogénèse Transition électro-faible Découplage des neutrinos Annihilation électrons-positrons Nucléosynthèse primordiale Transition matière-rayonnement Découplage du rayonnement Formation des grandes structures Formation des galaxies Réionisation Accélération de l'expansion Destin de l'univers

Disciplines concernées

Gravité quantique Physique des particules Relativité générale Astrophysique

En 1948, l'astronome anglais Fred Hoyle développe une théorie selon laquelle les éléments chimiques se forment dans les étoiles. Cette théorie, appelée nucléosynthèse stellaire, explique de façon satisfaisante les populations relatives d'un grand nombre d'atomes. Cependant certains atomes posent problème : le deutérium, l'hélium 4 et lithium 7. C'est pour cela que l'on a introduit la nucléosynthèse primordiale qui aurait eu lieu aux tous premiers temps de l'Univers.

Le modèle standard de la nucléosynthèse primordiale

Pourquoi introduire ce modèle ?

Actuellement, il y a environ un atome de deutérium (hydrogène lourd : ²H) pour cent mille atomes d'hydrogène. Même si son abondance est relativement faible, il est néanmoins le septième élément le plus abondant de l'Univers. Le deutérium est le plus fragile de tous les noyaux et ne résiste pas aux températures typiques des milieux stellaires où il est détruit par les réactions nucléaires (à partir d'un million de kelvins). Son origine ne peut être expliquée que par le Big Bang : la température élevée, aux débuts de l’Univers, a permis sa fabrication et le refroidissement rapide, dû à l’expansion, a permis sa conservation.

L'abondance en masse d'hélium 4 est actuellement de l'ordre de 23 à 30%. Les étoiles fabriquent de l'hélium grâce à la fusion de l'hydrogène. Mais la quantité fabriquée par le processus de nucléosynthèse stellaire est trop faible car en fin de vie de l'étoile, lorsque l’hydrogène est trop rare en son centre, l'hélium fusionne à son tour pour donner des éléments plus lourds (Cycle carbone-azote-oxygène ou cycle CNO, et des noyaux plus lourds jusqu’au fer) ; cela fait que globalement, la quantité formée n’est pas très importante. Cela implique donc qu’à leur naissance, les galaxies devaient déjà contenir une grande partie de l'hélium actuel. Seul le Big Bang permet d'expliquer cette abondance.

Il existe un autre phénomène : le phénomène de spallation. Les rayons cosmiques hautement énergétiques brisent les atomes de carbone, azote et oxygène en atomes plus petits (⁶Li, ⁷Li, ⁹Be, ¹⁰B, ¹¹B, He, H...). Les quantités créées étant très faibles, ce phénomène est négligeable en ce qui concerne les abondances d’hélium, d’hydrogène et de deutérium.

Grâce à la combinaison de ces trois modèles de la nucléosynthèse stellaire, de la nucléosynthèse primordiale et de la spallation, les abondances de tous les atomes peuvent être expliquées.

Déroulement

La nucléosynthèse primordiale se produit lorsque la température est de 10⁹ K (soit dans la première minute après le Big Bang).

Avant 10¹⁰ K (t<1s), les photons, les neutrinos et antineutrinos, les baryons (neutrons et protons) ainsi que les électrons et les positrons sont en équilibre selon les réactions :

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Le rapport du nombre de protons et du nombre de neutrons est alors déterminé par la loi statistique de Maxwell-Boltzmann :

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À 10¹⁰ K, les neutrinos s’annihilent. Ainsi, les antineutrinos disparaissent et l’équilibre est rompu. À la rupture de l’équilibre, on a un rapport n_p/n_n de l'ordre de 6 (un neutron pour 6 protons). N'étant alors modifié que par la désintégration β- du neutron (n → p + e^-+ ν_e : durée de vie : 889,1s +- 2,1) va augmenter.

Tant que la température reste supérieure à 10⁹ K, les noyaux de deutérium (deutérons) formés (n+p→D+γ) sont dissociés par les photons qui ont assez d’énergie à cette température.

Ces noyaux ne deviennent stables qu’à 10⁹ K. On a alors np/nn≈7 et la nucléosynthèse primordiale commence avec la formation des éléments légers :

(γ : photon)

À t≈10³s, à cause de l’expansion, la température devient trop faible pour permettre la fusion d’autres noyaux et la nucléosynthèse s’arrête.

Résultats

Pendant l'ère de la radiation (jusqu'au découplage matière-rayonnement) quelques 100-aines de milliers d'années, le plasma ionique est composé des noyaux résultants de cette nucléosynthèse :

L'hydrogène :

L'hydrogène résiduel, qui occupe (toujours) la place principale ~75%.

De son isotope stable, le deutérium : ²H.

Le tritium ³H quant à lui, s'est transformé progressivement en ³He au début de cette ère de part sa radioactivité β-, d'une demi-vie de 12 ans 1/3.

L'hélium :

L'hélium-3 produit durant cette nucléosynthèse forme la source principale de l'³He naturel, confondu avec l'hélium-3 produit par la radioactivité du tritium initial.

L'hélium-4 constitue presque tout le reste de la matière ayant réagit ~25%. Presque tous les neutrons y sont incorporés.

Note : Dans l'Univers actuel, la majorité de l'hélium est de l'hélium primordial, l'activité stellaire a augmenté son abondance qu'au plus de quelques %. La quasi-intégralité de l'hélium actuellement présent sur Terre n'est ni de l'hélium primordial, ni stellaire, mais celui issu de la radioactivité α des éléments lourds, thorium et uranium.

Le Lithium :

Il reste une dose infime de lithium (⁶Li et ⁷Li) primordial, où provenant de la radioactivité ε du béryllium ⁷Be initialement produit, se transformant en ⁷Li en une demi-vie de 53,12 jours dans les conditions ambiantes (qui n'étaient pas celles de cette ère : plasma en dilution).

Eléments, qui comme les isotopes de l'hydrogène ²H et ³H et de l'hélium ³He ; n'ont pas réagit avant la fin de la nucléosynthèse, une trempe nucléaire en quelque sorte . . .

Caractéristiques

Le paramètre clé de la nucléosynthèse primordiale est le nombre baryonique qui est le rapport entre le nombre de baryons et le nombre de photons :

• η = nombre de baryons / nombre de photons

Ce seul nombre baryonique permet de déterminer les abondances primordiales des différents éléments légers créés lors de cette nucléosynthèse.

Abondances des éléments

La mesure des abondances des éléments possède des enjeux importants, dont la preuve de la théorie du Big Bang.

Prévisions

Le modèle standard prévoit des abondances de 25% pour l'hélium et 1% pour le deutérium.

Mesure des abondances

Les abondances des éléments légers sont calculées par trois types de mesures :

• Juste après la nucléosynthèse primordiale, en observant des quasars qui sont des objets très éloignés (ils se trouvent à une distance de l’ordre de 10 à 13 milliards d’années-lumière). Étant très éloignés, on les observe aujourd’hui tels qu’ils étaient il y a 10 à 13 milliards d’années lorsque l’activité stellaire, qui modifie les abondances, avait à peine commencé. La valeur trouvée pour l’abondance de deutérium est donc très proche de l’abondance primordiale.
• En effectuant des mesures dans le système solaire (planètes ou satellites ayant une atmosphère comme Jupiter, Titan…, météorites, molécules deutérées telles que HD, HDO (sur Terre par exemple)…) : les abondances sont figées depuis 4,5 milliards d’années par l’absence d’activité.
• À l’époque actuelle, en effectuant des mesures dans le milieu interstellaire (étoiles -jeunes et vieilles-, nébuleuses gazeuses contenant du deutérium gazeux ou des molécules deutérées…).

Ces mesures sont effectuées en observant les spectres d'absorption et d'émission des éléments et leur intensité (exemple avec l'hydrogène et le deutérium : observation des séries de Lyman et de Balmer).

Résultats

D'après la revue récente de Gary Steigman^[1][2] le modèle standard de la cosmologie prédit un rapport^[3] en excellent accord avec la valeur observée combinant les résultats de WMAP^[4] et de Large Scale Survey qui donne . L'abondance primordiale de ³He déduite des observations est également en accord avec les prédictions du modèle standard. L'abondance primordiale de ⁴He présente un accord relativement moins bon car seulement à 2 sigma mais il est indiqué que la différence peut être due à des erreurs systématiques dans les mesures d'abondance et qu'il est donc difficile de savoir s'il faut y voir un signe d'une physique au-delà du modèle standard. Enfin, l'accord sur l'abondance de ⁷Li est plus mauvais^[5] mais étant donné que les observations faites sur l'abondance du ⁷Li sont faites au sein d'étoiles de notre Galaxie il est tout à fait possible que l'abondance primordiale aient été modifiée par des processus stellaires et l'incertitude astrophysique sur cette mesure est donc élevée^[2].

Les prédictions du modèle standard peuvent être également confrontées à la mesure de certains paramètres cosmologiques, comme la densité baryonique dans l'univers dont la valeur observée^[6] Ω_bh² = 0.0230 est en excellent accord avec la valeur prédite^[1].

En résumé^[1], le modèle standard de la cosmologie est robuste vis à vis des données observationnelles actuelles. Pour autant la mesure des abondances primordiales des éléments légers est une tâche délicate : les objets observés dans lesquels le deutérium n'a pas été affecté depuis sa création dans l'univers primordial sont assez rares, ³He est observé dans le gaz interstellaire de notre galaxie qui est actif d'un point de vue chimique et donc susceptible d'affecter l'abondance de cet élément, les erreurs systématiques sur l'observation de ⁴He sont probablement encore grandes. Il n'est donc pas exclu a priori que les valeurs observationnelles des abondances d'éléments légers varient quelque peu dans les années à venir et affectent potentiellement l'accord avec le modèle standard ce qui apporterait des indications et de nouvelles contraintes sur la physique au-delà de celui-ci.

Implications

Nombre baryonique

La connaissance des abondances permet de connaître de manière plus précise la valeur du nombre baryonique qui est le seul paramètre en jeu. Ce nombre baryonique est très important puisqu'il permet de déterminer la fraction de matière baryonique.

La différence de cette fraction de matière baryonique avec la fraction (plus faible) de matière lumineuse (calculée à partir de l'observation) permet de déterminer la fraction de matière baryonique non lumineuse (trous noirs, naines brunes).

De plus, la différence de cette fraction de matière baryonique avec la fraction (plus élevée) de matière dynamique calculée à partir de ses effets gravitationnels (rotation des galaxies...)) permet de montrer l'existence de matière non baryonique inconnue à l'heure actuelle (neutrinos, ...).

Autres modèles

Il existe d'autres modèles non standard qui introduisent une non homogénéité afin de mieux expliquer les différences qui pourraient exister entre les résultats des mesures et interpolations et les valeurs théoriques.

Notes