Du Big Bang à la mission Planck: La nucléosynthèse primordiale

Nous poursuivons notre série sur la mission Planck avec le chapitre: Deuxième pilier du Big Bang, la nucléosynthèse primordiale.

Abondance de l'hélium cosmique

Ce graphique montre l'abondance des éléments que l'on trouve dans l'Univers. Nous observons sur ce graphe que la majeure partie de la matière (75% en masse) est formée d'hydrogène, tandis qu'une quantité respectable (25%) est constituée d'hélium. Le rapport entre le nombre de noyaux d'hydrogène et d'hélium, noté He/H vaut 0.1 environ. Le reste étant à l'état de trace, sachant que le Lithium (Li), le Béryllium (Be) et le Bore (B) pourtant plus légers que les éléments suivants sont en quantité bien moindre.

Il est naturel de supposer qu'une fraction de l'énergie du Big Bang se soit transformée en particules, notamment des baryons (particules soumises à l'interaction forte), dont le plus léger est stable: le proton. Le proton entre dans la composition de l'hydrogène, élément chimique le plus simple, le proton est la brique de base des autres éléments chimiques.

Nucléosynthèse stellaire

Nous savons depuis le début du 20ème siècle que la source d'énergie des étoiles est la fusion thermonucléaire de l'hydrogène en hélium, suivant un mécanisme connu appelé chaîne proton-proton (voir schéma ci-dessus).

Dans la première réaction, un proton rencontre un autre proton, fusionnant en un noyau de deutérium (noyau composé d'un proton et d'un neutron), émettant un positron (antiparticule de l'électron) et un neutrino. Cette réaction est très lente, étant donné qu'elle se fait en deux étapes, et fait intervenir l'interaction faible.

Dans la deuxième étape, le deutérium fraîchement formé fusionne très rapidement avec un proton produisant de l'hélium 3, dont le noyau est composé de 2 protons et d'un neutron. Ensuite, deux noyaux d'hélium 3 fusionnent en hélium 4. Cette succession de réactions constitue la chaîne pp I (pour les étoiles les plus froides), et est le mode de production d'énergie pendant la phase de vie la plus longue des étoiles: la séquence principale.

L'abondance d'hélium (25% du total de tout l'Univers) est inexplicable si l'on suppose que son origine est purement stellaire, puisque la plupart des étoiles sont des naines rouges, qui en fin de vie se transforment en naines blanches sans rejeter dans le milieu interstellaire le produit de la fusion de l'hydrogène. Seule une très faible proportion d'étoiles finissent leur vie en supernova, seul mécanisme répandant l'hélium et les éléments lourds dans le milieu interstellaire. De plus, la quantité mesurée d'hélium reste sensiblement la même quel que soit l'âge de la galaxie observée. L'abondance de l'hélium n'est donc pas d'origine stellaire.

Abondance des éléments plus légers que le carbone

La physique stellaire permet de synthétiser le deutérium dans les étoiles, mais ce noyau est extrêmement réactif, ne persistant pas longtemps au coeur des étoiles, réagissant très rapidement pour former des éléments plus lourds. Il est donc assez incompréhensible de trouver cet isotope naturellement avec une telle abondance D/H = 2/100 000.

Lorsque l'hydrogène vient à manquer au coeur de l'étoile, et que celle-ci est assez massive, elle quitte la séquence principale pour fusionner l'hélium en carbone, puis en oxygène, néon, silicium, etc... Ceci explique naturellement la synthèse des éléments plus lourds que le carbone, mais laisse inexpliquée les quantités de lithium, béryllium et bore.

Il existe un phénomène: la spallation, correspondant à la collision des noyaux plus lourds (carbone, oxygène etc...) avec des particules de haute énergie (généralement des protons), brisant ces noyaux en lithium, béryllium, ou bore, mais ce phénomène est trop marginal pour pouvoir expliquer la quantité observée.

Origine cosmologique des éléments légers

D'après ce qui a été évoqué, ces éléments n'ont pas une origine stellaire, mais cosmologique. Cela montre que dans le passé, l'Univers a été bien plus dense et plus chaud, atteignant des températures suffisantes pour former les éléments légers, c'est ce que les astronomes appellent la nucléosynthèse primordiale.

Taux de baryons

L'abondance des éléments synthétisés est très sensible à la densité de protons, notée par la lettre grecque "eta", rapport entre la quantité de baryons et de photons, ce que l'on qualifie de densité de baryons.


D'après la figure précédente, la quantité d'hélium 4 est peu sensible à la densité de baryons initiale. Par contre la quantité d'hélium 3 varie d'un facteur 10 à 100 et la quantité mesurée concorde très bien avec les modèles avec "eta" = 10^(-9).

Cependant, nous voyons que les courbes du Lithium 6 et 7 ne correspondent pas très bien, ce qui laisse présager des phénomènes encore mal compris, ou bien des phénomènes au delà du modèle standard, dont les détails dépassent très largement le cadre de cet article.

Prochain article à venir sur notre série Planck: Le spectre de corps noir du rayonnement fossile.
Voir notre précédent article: Du Big Bang à la mission Planck: Décalage vers le rouge ou redshift

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