Nucléosynthèse primordiale - Définition et Explications

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Introduction

Chronologie du
Modèle standard de la cosmologie
WMAP 2008.png
  • 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...)
  • Baryogénèse
  • Transition électro-faible
  • Découplage des neutrinos
  • Ère leptonique
  • Nucléosynthèse primordiale (La nucléosynthèse primordiale est une théorie d'astrophysique qui permet d'expliquer...)
  • Transition matière-rayonnement
  • Recombinaison
  • Découplage du rayonnement (Le rayonnement, synonyme de radiation en physique, désigne le processus d'émission ou de...)
  • Âges sombres
  • Formation des grandes structures
  • Formation et évolution des galaxies
  • Réionisation
  • Accélération (L'accélération désigne couramment une augmentation de la vitesse ; en physique,...) de l'expansion
  • Destin de l'Univers :
    • Mort (La mort est l'état définitif d'un organisme biologique qui cesse de vivre (même si...) thermique (La thermique est la science qui traite de la production d'énergie, de l'utilisation de...) de l'Univers (L'Univers est l'ensemble de tout ce qui existe et les lois qui le régissent.)
    • Big Crunch (En cosmologie, le Big Crunch est une des fins possibles à notre Univers. Analogiquement au...)
    • Big Rip (Le Big Rip (Grande déchirure en anglais) est un modèle cosmologique proposant un...)
Disciplines concernées
  • Gravité quantique (La gravité quantique est la branche de la physique théorique tentant d'unifier la mécanique...)
  • Physique des particules (La physique des particules est la branche de la physique qui étudie les constituants...)
  • Relativité générale (La relativité générale, fondée sur le principe de covariance générale...)
  • Astrophysique (L’astrophysique (du grec astro = astre et physiqui = physique) est une branche...)

La nucléosynthèse primordiale est une théorie (Le mot théorie vient du mot grec theorein, qui signifie « contempler, observer,...) d'astrophysique qui permet d'expliquer la présence de certains atomes dont l'existence n'était pas prévue par le modèle de nucléosynthèse stellaire (Dans le domaine de l'astrophysique, la nucléosynthèse stellaire est le terme qui...), comme le deutérium (Le deutérium (symbole 2H ou D) est un isotope naturel de l'hydrogène. Il possède 1 proton et 1...), l'hélium (L'hélium est un gaz noble ou gaz rare, pratiquement inerte. De numéro atomique 2, il...) 4 et le lithium (Le lithium est un élément chimique, de symbole Li et de numéro atomique 3.) 7.

Selon ce modèle, lors des premiers instants de l'univers, grâce à la chaleur (Dans le langage courant, les mots chaleur et température ont souvent un sens équivalent :...) de l'ordre du milliard (Un milliard (1 000 000 000) est l'entier naturel qui suit neuf cent...) de degrés, des atomes légers se seraient formés par les interactions de particules élémentaires.

Le modèle standard de la nucléosynthèse primordiale

Pourquoi introduire ce modèle ?

Actuellement, il y a environ 1 atome (Un atome (du grec ατομος, atomos, « que l'on ne peut...) de deutérium (hydrogène lourd : 2H) pour 100 000 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 7e élément le plus abondant de l'Univers.[réf. souhaitée]
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...) 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...) 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...) d'hélium 4 (dans l'Univers) 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...) de l'hydrogène. Mais la quantité (La quantité est un terme générique de la métrologie (compte, montant) ; un scalaire,...) fabriquée, et surtout effectivement relâchée dans l'espace interstellaire par le processus de nucléosynthèse stellaire (Stellaria est un genre de plantes herbacées annuelles ou vivaces, les stellaires, de la...) est trop faible pour expliquer l'abondance de l'hélium 4 dans l'Univers.
Car il faut noter ici qu'en fin de vie (La vie est le nom donné :) des étoiles de faible ou de forte masse, une bonne partie de l'hélium produit durant la séquence principale (La séquence principale est une bande continue et bien distincte d'étoiles qui...) n'est pas relâché dans l'espace !

  • En effet, les étoiles de faible masse ne relâchent que les couches externes qui ont été peu modifiées par les réactions de fusion. Leur cœur constitué principalement d'hélium se transforme en naine blanche (Une naine blanche est un objet céleste gazeux issu de l'évolution d'une étoile de...).
  • Pour les étoiles plus massives, lorsque l’hydrogène est épuisé en son centre (entièrement transformé en hélium), l'hélium fusionne à son tour pour donner des éléments plus lourds, carbone (Le carbone est un élément chimique de la famille des cristallogènes, de symbole C,...), oxygène (L’oxygène est un élément chimique de la famille des chalcogènes, de...), néon (Le néon est un élément chimique, de symbole Ne et de numéro atomique 10.)... Et pour les plus massives (> 8 Mo) des noyaux plus lourds jusqu’au fer (Le fer est un élément chimique, de symbole Fe et de numéro atomique 26. C'est le...). Dans ces étoiles, l'hélium produit qui est relâché, provient d'une couche intermédiaire entre le cœur et l'enveloppe externe.

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.

D'ailleurs, cette abondance de l'hélium a précisément une valeur plus ou moins identique (23 à 30 %) quel que soit le type de galaxie (Galaxies est une revue française trimestrielle consacrée à la science-fiction. Avec...). Seul le Big Bang (Le Big Bang est l’époque dense et chaude qu’a connu l’univers il y a...) 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 (L'azote est un élément chimique de la famille des pnictogènes, de symbole N et de...) 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, mais essentiel en ce qui concerne les éléments lithium, béryllium (Le béryllium est un élément chimique de symbole Be et de numéro atomique 4....), bore ; les étoiles n'en produisent pas car ils sont immédiatement détruits par les réactions de fusion.

Grâce à la combinaison (Une combinaison peut être :) de ces 3 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...) 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 :

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

Le rapport du nombre (La notion de nombre en linguistique est traitée à l’article « 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....) de Maxwell-Boltzmann :

  • \frac{n_\text{p}}{n_\text{n}} = \text{e}^{-\frac{E_\text{p} - E_\text{n}}{kT}} = \text{e}^{-\frac{{\Delta}mc^2}{kT}}

À 1010 K, les neutrinos se découplent. 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 de charge électrique totale nulle.) pour 6 protons). N'étant alors modifié que par la désintégration β- du neutron (\text{n} \rightarrow \text{p} + \text{e}^- + \nu_\text{e} : durée de vie : 889,1 ± 2,1 s), ce rapport va augmenter.

Tant que la température reste supérieure à 109 K, les noyaux de deutérium (deutérons) formés (\text{n}+\text{p} \rightarrow \text{D}+\gamma) sont dissociés par les photons (En physique des particules, le photon est la particule élémentaire médiatrice de l'interaction...) 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}  \text{p} + \text{n} & \rightarrow &  \text{D} + \gamma \\  \text{D} + \text{n} & \rightarrow & ^3\,\text{H} + \gamma\\  \text{D} + \text{p} & \rightarrow & ^3\,\text{He} + \gamma\\  \text{D} + \text{D} & \rightarrow & ^3\,\text{H} + \text{p}\\  \text{D} +\text{D} & \rightarrow & ^3\,\text{He} + \text{n}\\  \text{D} + \text{D} & \rightarrow & ^4\,\text{He} + \gamma\\  ^3\,\text{H} + \text{p} & \rightarrow & ^4\,\text{He} + \gamma\\  ^3\,\text{He} + \text{n} & \rightarrow & ^3\,\text{H} + \text{p}\\  ^3\,\text{He} + \text{n} & \rightarrow & ^4\,\text{He}+ \gamma\\  ^3\,\text{H} + \text{D} & \rightarrow & ^4\,\text{He} + \text{n}\\  ^3\,\text{He} + \text{D} & \rightarrow & ^4\,\text{He} + \text{p}\\  ^3\,\text{He} + ^3\text{He} & \rightarrow & ^4\,\text{He} + 2\text{p}\\  ^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} + \text{n} & \rightarrow & ^7\,\text{Li} + \gamma\\  ^6\,\text{Li} + \text{p} & \rightarrow & ^7\,\text{Be} + \gamma\\  ^7\,\text{Li} + \text{p} & \rightarrow & ^4\,\text{He} + \gamma\\  ^7\,\text{Be} + \text{n} & \rightarrow & ^7\,\text{Li} + \text{p}\\  ^7\,\text{Be} + \text{e}^- & \rightarrow & ^7\,\text{Li} + \gamma\\ \end{matrix}

À t≈103s, à cause de l’expansion, la température et la densité (La densité ou densité relative d'un corps est le rapport de sa masse volumique à la...) deviennent trop faibles 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...) (jusqu'au découplage matière-rayonnement) quelques centaines de milliers d'années, le plasma ( En physique, le plasma décrit un état de la matière constitué de particules chargées...) 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 (Un isotope stable d'un élément chimique est un isotope qui n'a pas de radioactivité...), le deutérium : 2H.

Le tritium (Le tritium (T ou 3H) est - comme le deutérium - l'un des isotopes de l'hydrogène. Il...) 3H quant à lui, s'est transformé progressivement en 3He au début de cette ère de par sa radioactivité (La radioactivité, phénomène qui fut découvert en 1896 par Henri Becquerel sur...) β-, d'une demi-vie (La demi-vie est le temps mis par une substance (médicament, noyau radioactif, ou autres) pour...) de 12 ans 1/3 (dans les conditions « ambiantes », terrestres ; qui n'étaient pas celles de cette ère : plasma en dilution).

  • L'hélium :

L'hélium 3 produit durant cette nucléosynthèse forme la source principale de l'hélium 3 naturel, confondu avec l'hélium 3 issu de la radioactivité du tritium initial (cf. paragraphe ci-dessus).

L'hélium 4 constitue presque tout (Le tout compris comme ensemble de ce qui existe est souvent interprété comme le monde ou...) le reste de la matière (La matière est la substance qui compose tout corps ayant une réalité tangible. Ses...) ayant réagi ~25 %. Presque tous les neutrons y sont incorporés.

Note : Dans l'Univers actuel, la majorité de l'hélium provient de l'hélium primordial, l'activité (Le terme d'activité peut désigner une profession.) stellaire n'a augmenté son abondance qu'au plus de quelques pourcents.
Toutefois, la quasi-intégralité de l'hélium actuellement présent sur Terre (La Terre est la troisième planète du Système solaire par ordre de distance...) n'est ni de l'hélium primordial, ni stellaire, mais celui issu de la radioactivité α des éléments lourds, thorium (Le thorium est un élément chimique, un métal de la famille des actinides, de symbole...) et uranium (L'uranium est un élément chimique de symbole U et de numéro atomique 92. C'est un...).

  • Le Lithium :

Il reste une dose infime de lithium (6Li et 7Li) primordial, ou 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...) (dans les conditions « ambiantes », terrestres ; qui n'étaient pas celles de cette ère : plasma en dilution). Ces traces (TRACES (TRAde Control and Expert System) est un réseau vétérinaire sanitaire de...) infimes de 7Li ont été découvertes par François et Monique Spite en étudiant les spectres d'étoiles du halo galactique en utilisant le télescope (Un télescope, (du grec tele signifiant « loin » et skopein signifiant...) de 3,6 m de l'Observatoire Canada-France-Hawaii.

Éléments, qui comme les isotopes de l'hydrogène 2H et 3H et de l'hélium 3He, n'ont pas réagi 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...) clé de la nucléosynthèse primordiale est le nombre baryonique (En physique des particules, le nombre baryonique est un nombre quantique invariant. Il peut être...) 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.

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