Nucléosynthèse primordiale - Définition

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- Introduction - Le modèle standard de la nucléosynthèse primordiale - Implications - Abondances des éléments - Autres modèles

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, ...).

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(en) le modèle standard de la cosmologie prédit un rapport $\eta=6.1\pm0.6\times 10^{-10}$ en excellent accord avec la valeur observée combinant les résultats de WMAP 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 au-delà du modèle standard. Enfin, l'accord sur l'abondance de ⁷Li est plus mauvais 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 ait été modifiée par des processus stellaires et l'incertitude astrophysique sur cette mesure est donc élevée.

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 $Ω b h 2 = 0.0230$ est en excellent accord avec la valeur prédite.

En résumé, 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.