Nucléosynthèse primordiale
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Chronologie du
Modèle standard de la cosmologie
  • Cosmologie quantique (?)
  • Ère de Planck (?)
  • Inflation cosmique
  • Préchauffage
  • Réchauffage
  • Ère de grande unification (Le concept d'unification est une notion centrale de la logique des prédicats ainsi que d'autres systèmes de logique et est sans doute ce qui distingue le plus Prolog des autres langages de programmation.)
  • Baryogénèse
  • Transition électro-faible
  • Découplage des neutrinos
  • Annihilation électrons-positrons
  • Nucléosynthèse primordiale (En 1948, l'astronome anglais Fred Hoyle développe une théorie selon laquelle les éléments chimiques se forment dans les étoiles. Cette théorie, appelée nucléosynthèse...)
  • Transition matière-rayonnement
  • Découplage du rayonnement (Le rayonnement, synonyme de radiation en physique, désigne le processus d'émission ou de transmission d'énergie impliquant une particule porteuse.)
  • Formation des grandes structures
  • Formation des galaxies
  • Réionisation
  • Accélération (L'accélération désigne couramment une augmentation de la vitesse ; en physique, plus précisément en cinématique, l'accélération est une grandeur vectorielle qui indique la...) de l'expansion
  • Destin de l'univers (L'Univers est l'ensemble de tout ce qui existe et les lois qui le régissent.)
Disciplines concernées
  • Gravité quantique (La gravité quantique est la branche de la physique théorique tentant d'unifier la mécanique quantique et la relativité générale.)
  • Physique des particules (La physique des particules est la branche de la physique qui étudie les constituants élémentaires de la matière et les rayonnements, ainsi que leurs interactions. On...)
  • Relativité générale (La relativité générale, fondée sur le principe de covariance générale qui étend le principe de relativité aux référentiels non-inertiels, est une...)
  • Astrophysique (L’astrophysique (du grec astro = astre et physiqui = physique) est une branche interdisciplinaire de l'astronomie qui concerne principalement la physique et l'étude des...)

En 1948, l'astronome (Un astronome est un scientifique spécialisé dans l'étude de l'astronomie.) anglais Fred Hoyle développe une théorie (Le mot théorie vient du mot grec theorein, qui signifie « contempler, observer, examiner ». Dans le langage courant, une théorie est une idée ou une connaissance spéculative,...) 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 (La notion de nombre en linguistique est traitée à l’article « Nombre grammatical ».) d'atomes. Cependant certains atomes posent problème : le deutérium (Le deutérium (symbole 2H ou D) est un isotope naturel de l'hydrogène. Il possède 1 proton et 1 neutron. Son nombre de masse est 2.), l'hélium (L'hélium est un gaz noble ou gaz rare, pratiquement inerte. De numéro atomique 2, il ouvre la série des gaz nobles dans le tableau périodique des éléments. Son point...) 4 et lithium (Le lithium est un élément chimique, de symbole Li et de numéro atomique 3.) 7. C'est pour cela que l'on a introduit la nucléosynthèse (La nucléosynthèse est un ensemble de processus physiques conduisant à la synthèse de noyaux atomiques, par fission ou fusion nucléaire.) primordiale qui aurait eu lieu aux tous premiers temps (Le temps est un concept développé par l'être humain pour appréhender le changement dans le monde.) de l'Univers.

Le modèle standard de la nucléosynthèse primordiale

Pourquoi introduire ce modèle ?

Actuellement, il y a environ un atome (Un atome (du grec ατομος, atomos, « que l'on ne peut diviser ») est la plus petite partie d'un corps simple pouvant se...) de deutérium (hydrogène lourd : 2H) pour cent mille atomes d'hydrogène (L'hydrogène est un élément chimique de symbole H et de numéro atomique 1.). 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 (Un million (1 000 000) est l'entier naturel qui suit neuf cent quatre-vingt-dix-neuf mille neuf cent quatre-vingt-dix-neuf (999 999) et qui précède un million un (1 000 001)....) de kelvins). Son origine ne peut être expliquée que par le Big Bang : la température (La température est une grandeur physique mesurée à l'aide d'un thermomètre et étudiée en thermométrie. Dans la vie courante, elle est reliée aux sensations de...) 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 (Le terme masse est utilisé pour désigner deux grandeurs attachées à un corps : l'une quantifie l'inertie du corps (la masse inerte) et l'autre la contribution du corps à la force de gravitation (la masse...) d'hélium 4 est actuellement de l'ordre de 23 à 30%. Les étoiles fabriquent de l'hélium grâce à la fusion (En physique et en métallurgie, la fusion est le passage d'un corps de l'état solide vers l'état liquide. Pour un corps pur, c’est-à-dire pour une substance constituée de molécules toutes identiques, la fusion...) de l'hydrogène. Mais la quantité (La quantité est un terme générique de la métrologie (compte, montant) ; un scalaire, vecteur, nombre d’objets ou d’une autre manière de dénommer la valeur d’une...) fabriquée par le processus de nucléosynthèse stellaire (Stellaria est un genre de plantes herbacées annuelles ou vivaces, les stellaires, de la famille des Caryophyllaceae. Il comprend près de 90 espèces réparties...) est trop faible car en fin de vie (La vie est le nom donné :) de l'étoile (Une étoile est un objet céleste émettant de la lumière de façon autonome, semblable à une énorme boule de plasma comme le Soleil, qui est l'étoile la...), 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 (Le Big Bang est l’époque dense et chaude qu’a connu l’univers il y a environ 13,7 milliards d’années, ainsi que l’ensemble des modèles cosmologiques qui la...) permet d'expliquer cette abondance.

Il existe un autre phénomène : le phénomène de spallation. Les rayons cosmiques hautement énergétiques brisent les atomes de carbone (Le carbone est un élément chimique de la famille des cristallogènes, de symbole C, de numéro atomique 6 et de masse atomique 12,0107.), azote (L'azote est un élément chimique de la famille des pnictogènes, de symbole N et de numéro atomique 7. Dans le langage courant, l'azote désigne le gaz...) et oxygène (L’oxygène est un élément chimique de la famille des chalcogènes, de symbole O et de numéro atomique 8.) 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 (Une combinaison peut être :) 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 ( Forme première d'un document : Droit : une minute est l'original d'un acte. Cartographie géologique ; la minute de terrain est la carte originale, au crayon, levée sur le terrain. Unités...) 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 :

  • n+\nu_{e} \leftrightarrow p+e^-
  • n+e^+ \leftrightarrow p+\nu_{e}
  • n \leftrightarrow p+e^-+\overline{\nu_{e}}

Le rapport du nombre de protons et du nombre de neutrons est alors déterminé par la loi statistique (Une statistique est, au premier abord, un nombre calculé à propos d'un échantillon. D'une façon générale, c'est le...) de Maxwell-Boltzmann :

  • \frac{n_p}{n_n} = e^{-\frac{E_p - E_n}{kT}} = e^{-\frac{{\Delta}mc^2}{kT}}

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 np/nn de l'ordre de 6 (un neutron (Le neutron est une particule subatomique. Comme son nom l'indique, le neutron est neutre et n'a donc pas de charge électrique (ni positive, ni négative). Les neutrons,...) pour 6 protons). N'étant alors modifié que par la désintégration β- du neutron (n → p + e-+ νe : 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 (En physique des particules, le photon est la particule élémentaire médiatrice de l'interaction électromagnétique. Autrement dit, lorsque deux particules chargées électriquement interagissent, cette interaction se...) 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)

\begin{matrix}  p + n & \rightarrow &  \text{D} + \gamma \\  \text{D} + n & \rightarrow & ^3\,\text{H} + \gamma\\  \text{D} + p & \rightarrow & ^3\,\text{He} + \gamma\\  \text{D} + \text{D} & \rightarrow & ^3\,\text{H} + p\\  \text{D} +\text{D} & \rightarrow & ^3\,\text{He} + n\\  \text{D} + \text{D} & \rightarrow & ^4\,\text{He} + \gamma\\  ^3\,\text{H} + p & \rightarrow & ^4\,\text{He} + \gamma\\  ^3\,\text{He} + n & \rightarrow & ^3\,\text{H} + p\\  ^3\,\text{He} + n & \rightarrow & ^4\,\text{He}+ \gamma\\  ^3\,\text{H} + \text{D} & \rightarrow & ^4\,\text{He} + n\\  ^3\,\text{He} + \text{D} & \rightarrow & ^4\,\text{He} + p\\  ^3\,\text{He} + ^3\text{He} & \rightarrow & ^4\,\text{He} + 2p\\  ^4\,\text{He} + \text{D} & \rightarrow & ^6\,\text{Li} + \gamma\\  ^4\,\text{He} + ^3\text{H} & \rightarrow & ^7\,\text{Li} + \gamma\\  ^4\,\text{He} + ^3\text{He} & \rightarrow & ^7\,\text{Be} + \gamma\\  ^6\,\text{Li} + n & \rightarrow & ^7\,\text{Li} + \gamma\\  ^6\,\text{Li} + p & \rightarrow & ^7\,\text{Be} + \gamma\\  ^7\,\text{Li} + p & \rightarrow & ^4\,\text{He} + \gamma\\  ^7\,\text{Be} + n & \rightarrow & ^7\,\text{Li} + p\\  ^7\,\text{Be} + e^- & \rightarrow & ^7\,\text{Li} + \gamma\\ \end{matrix}

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 (Le rayonnement est un transfert d'énergie sous forme d'ondes ou de particules, qui peut se produire par rayonnement électromagnétique (par exemple : infrarouge) ou par une désintégration...) (jusqu'au découplage matière-rayonnement) quelques 100-aines de milliers d'années, le plasma ( En physique, le plasma décrit un état de la matière constitué de particules chargées (d'ions et d'électrons). Le plasma quark-gluon est un plasma qui constituerait les grandes étoiles à neutrons avant qu'elles ne s'effondrent en...) ionique est composé des noyaux résultants de cette nucléosynthèse :

L'hydrogène :

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

De son isotope (Le noyau d'un atome est constitué en première approche de protons et de neutrons. En physique nucléaire, deux atomes sont dits isotopes s'ils ont le même nombre de protons. Le nombre de...) stable, le deutérium : 2H.

Le tritium (Le tritium (T ou 3H) est - comme le deutérium - l'un des isotopes de l'hydrogène. Il possède 1 proton et 2 neutrons. Il a été mis en évidence en 1934, par Ernest Rutherford, dans la...) 3H quant à lui, s'est transformé progressivement en 3He au début de cette ère de part sa radioactivité (La radioactivité, phénomène qui fut découvert en 1896 par Henri Becquerel sur l'uranium et très vite confirmé par Marie Curie pour...) β-, d'une demi-vie (La demi-vie est le temps mis par une substance (médicament, noyau radioactif, ou autres) pour perdre la moitié de son activité pharmacologique, physiologique ou radioactive. En...) 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 tout compris comme ensemble de ce qui existe est souvent interprété comme le monde ou l'univers.) le reste de la matière (La matière est la substance qui compose tout corps ayant une réalité tangible. Ses trois états les plus communs sont l'état solide, l'état liquide,...) 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 (Le terme d'activité peut désigner une profession.) stellaire a augmenté son abondance qu'au plus de quelques %. La quasi-intégralité de l'hélium actuellement présent sur Terre (La Terre est la troisième planète du Système solaire par ordre de distance croissante au Soleil, et la quatrième par taille et par masse croissantes. C'est la plus grande et la plus massive...) n'est ni de l'hélium primordial, ni stellaire, mais celui issu de la radioactivité α des éléments lourds, thorium et uranium (L'uranium est un élément chimique de symbole U et de numéro atomique 92. C'est un élément naturel assez fréquent : plus abondant que l'argent, autant que le molybdène ou...).

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 (Le jour ou la journée est l'intervalle qui sépare le lever du coucher du Soleil ; c'est la période entre deux nuits, pendant laquelle les rayons du Soleil éclairent le ciel. Son début (par...) 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 (Le terme d'énergie nucléaire recouvre deux sens selon le contexte :) en quelque sorte . . .

Caractéristiques

Le paramètre (Un paramètre est au sens large un élément d'information à prendre en compte pour prendre une décision ou pour effectuer un calcul.) clé de la nucléosynthèse primordiale est le nombre baryonique (En physique des particules, le nombre baryonique est un nombre quantique invariant. Il peut être défini comme le tiers du nombre de quarks moins le nombre d'antiquarks dans le système.) 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 (Le système solaire est un système planétaire composé d'une étoile, le Soleil et des corps célestes ou objets définis gravitant autour de lui (autrement dit, notre système...) (planètes ou satellites (Satellite peut faire référence à :) ayant une atmosphère (Le mot atmosphère peut avoir plusieurs significations :) 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 (En astronomie, le milieu interstellaire est le gaz raréfié qui, dans une galaxie, existe entre les étoiles et leur environnement proche. Ce gaz est habituellement extrêmement ténu, avec des densités typiques allant de 10...) (étoiles -jeunes et vieilles-, nébuleuses gazeuses contenant du deutérium gazeux ou des molécules deutérées…).

Ces mesures sont effectuées en observant les spectres d'absorption ( En optique, l'absorption se réfère au processus par lequel l'énergie d'un photon est prise par une autre entité, par exemple, un atome qui fait une transition entre deux niveaux d'énergie...) et d'émission des éléments et leur intensité (exemple avec l'hydrogène et le deutérium : observation (L’observation est l’action de suivi attentif des phénomènes, sans volonté de les modifier, à l’aide de moyens d’enquête et d’étude appropriés. Le plaisir procuré explique la très grande participation des...) des séries de Lyman et de Balmer).

Résultats

D'après la revue récente de Gary Steigman[1][2] le modèle standard de la cosmologie (La cosmologie est la branche de l'astrophysique qui étudie l'Univers en tant que système physique.) prédit un rapport[3] \eta=6.1\pm0.6\times 10^{-10} en excellent accord avec la valeur observée combinant les résultats de WMAP[4] et de Large Scale Survey qui donne \eta=6.14 \pm 0.25 \times 10^{-10}. 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 (La physique (du grec φυσις, la nature) est étymologiquement la « science de la nature ». Dans un sens général et...) 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 (Galaxies est une revue française trimestrielle consacrée à la science-fiction. Avec ce titre elle a connu deux existences, prenant par ailleurs la suite de deux autres Galaxie, cette fois au singulier.) 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 (La densité ou densité relative d'un corps est le rapport de sa masse volumique à la masse volumique d'un corps pris comme référence. Le corps de...) baryonique dans l'univers dont la valeur observée[6] Ωbh2 = 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 (Dans les technologies de l'information (TI), une donnée est une description élémentaire, souvent codée, d'une chose, d'une transaction d'affaire, d'un événement, etc.) 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 (Un gaz est un ensemble d'atomes ou de molécules très faiblement liés et quasi-indépendants. Dans l’état gazeux, la matière n'a pas de forme propre ni de volume...) interstellaire de notre galaxie (Une galaxie est, en cosmologie, un assemblage d'étoiles, de gaz, de poussières et de matière noire et contenant parfois un trou noir supermassif en son...) qui est actif d'un point (Graphie) de vue (La vue est le sens qui permet d'observer et d'analyser l'environnement par la réception et l'interprétation des rayonnements lumineux.) chimique et donc susceptible d'affecter l'abondance de cet élément, les erreurs systématiques sur l'observation (L’observation est l’action de suivi attentif des phénomènes, sans volonté de les modifier, à l’aide de moyens d’enquête et d’étude appropriés. Le plaisir procuré explique la très grande...) 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 (Le mot dynamique est souvent employé désigner ou qualifier ce qui est relatif au mouvement. Il peut être employé comme :) calculée à partir de ses effets gravitationnels (rotation des galaxies...)) permet de montrer l'existence de matière non baryonique inconnue à l'heure (L’heure est une unité de mesure du temps. Le mot désigne aussi la grandeur elle-même, l'instant (l'« heure qu'il est »), y compris en sciences (« heure solaire »...) 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

  1. abc (en)G.~Steigman N And The CBR Probe The Early Universe., disponible sur l'arXiv. C'est un résumé de la revue parue en 2006 indiquée plus bas.
  2. ab (en)G.~Steigman, Primordial nucleosynthesis: successes and challenges., Int.J.Mod.Phys.E15:1-36,2006. (entrée SPIRES)
  3. L'abondance primordiale de D est utilisée comme étalon pour fixer le paramètre libre du modèle de la nucléosynthèse primordiale.
  4. D.N.~Spergel et al., First year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (La sonde Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) est une mission américaine lancée le 30 juin 2001. Elle est destinée à l'étude de l'anisotropie du fond diffus cosmologique. Le nom initial de...) (WMAP) observations: Determination of cosmological parameters., Astrophys.J.Suppl.148:175,2003. (entrée SPIRES)
  5. (en)J.~Melendez, I.~Ramirez, Reappraising the Spite lithium plateau: Extremely thin and marginally consistent with WMAP., Astrophys.J.615:L33,2004
  6. Voir Table des constantes astrophysiques pour la valeur précise de cette quantité
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