Nucléosynthèse primordiale

Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre.
Aller à : navigation, rechercher
Page d'aide sur l'homonymie Pour l’article homonyme, voir Primordial

La nucléosynthèse primordiale est une théorie d'astrophysique qui permet d'expliquer la présence de certains atomes dont l'existence n'était pas prévue par le modèle de nucléosynthèse stellaire, comme le deutérium, l'hélium 4 et le lithium 7.

Selon ce modèle, lors des premiers instants de l'univers, grâce à la chaleur de l'ordre du milliard de degrés, des atomes légers se seraient formés par les interactions de particules élémentaires.

Le modèle standard de la nucléosynthèse primordiale[modifier | modifier le code]

Pourquoi introduire ce modèle ?[modifier | modifier le code]

Actuellement, il y a environ 1 atome de deutérium (hydrogène lourd : 2H) pour 100 000 atomes d'hydrogène. Même si son abondance est relativement faible, il est néanmoins le 7e 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. Cependant, cette affirmation peut être mise en doute. En effet, les modèles de nucléosynthèse primordiale renseignent davantage sur le fait que la probabilité qu'un noyau de deutérium créé lors de celle-ci soit presque aussitôt désintégré par un photon est très forte. Les noyaux de deutérium seraient donc bien plus jeunes que les noyaux d'hydrogène, ou d’hélium, plus stables, nécessitant, pour d’autres réactions de fusion nucléaire, deux autres forces, comme l'électromagnétisme et la gravitation (qui sont à l’œuvre dans les étoiles, les planètes, et les nuages de particules). La durée de vie d'un noyau de deutérium est, dans la seconde qui suit le Big Bang, très faible, comparée à celle de l'Hydrogène ou de l’Hélium. Seconde au terme de laquelle la température est de l'ordre du milliard de degrés. Avant de parvenir à une telle chute, on imagine quelques milliards de degrés ! Peut-être faut-il attendre un long million d'années, le temps que la température soit propice à l'interaction plus évidente de la force électromagnétique. Il serait plus vraisemblable de poser l'hypothèse que cet isotope est le fruit de réactions de fusion tardives, telles que la théorie de la chaîne proton-proton les décrit -théorie qui explique aussi l'abondance des trois éléments tels que Li, Be et B- et que sa conservation ou sa présence soit le résultat d'un éventuel dégagement énergétique lié à l'apparition des premières étoiles, pour certains, à la formation des premiers amas galactiques, pour d'autres (et donc des quasars), mais rien n'est moins sûr. Puisque nous trouvons des traces d'une population de deutérium dans l'Univers (faible, en comparaison de l'hydrogène), celui-ci a peut-être bien été conservé par les conditions thermodynamiques telles qu'il soit possible d'imputer l'électromagnétisme ou la gravitation à son apparition. Les conditions du Big Bang ne permettent pas au deutérium d'exister durablement en aussi grande quantité, même si l'apparition du deutérium est le résultat d'une réaction de fusion nucléaire dans le cadre de quelques millions de degrés. Il serait donc le résultat inespéré d'une fusion tardive. Les conditions thermodynamiques liées à l'inflation confirment peut-être cette hypothèse.).

L'abondance en masse 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 de l'hydrogène. Mais la quantité fabriquée, et surtout effectivement relâchée dans l'espace interstellaire par le processus de nucléosynthèse stellaire est trop faible pour expliquer l'abondance de l'hélium 4 dans l'Univers.
Car il faut noter ici qu'en fin de vie des étoiles de faible ou de forte masse, une bonne partie de l'hélium produit durant la séquence principale 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.
  • 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, oxygène, néon... Et pour les plus massives (> 8 Mo) des noyaux plus lourds jusqu’au fer. 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. 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, mais essentiel en ce qui concerne les éléments lithium, béryllium, bore ; les étoiles n'en produisent pas car ils sont immédiatement détruits par les réactions de fusion.

Grâce à la combinaison 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[modifier | modifier le code]

La nucléosynthèse primordiale se produit lorsque la température est de 109 K (soit dans les premiers milliers d'années 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}+\overline{\nu_\text{e}}
  • \text{n} \leftrightarrow \text{p}+\text{e}^-+\overline{\nu_\text{e}}

Le rapport du nombre de protons et du nombre de neutrons est alors déterminé par la loi statistique 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 pour 6 protons). N'étant alors modifié que par la désintégration β- du neutron (\text{n} \rightarrow \text{p} + \text{e}^- + \overline{\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 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 & 2 ^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≈2.102s, à cause de l’expansion, la température et la densité deviennent trop faibles pour permettre la fusion d’autres noyaux et la nucléosynthèse s’arrête.

Résultats[modifier | modifier le code]

Pendant l'ère de la radiation (jusqu'au découplage matière-rayonnement) quelques centaines 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 par sa radioactivité β-, d'une demi-vie 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 reste de la matière 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 stellaire n'a augmenté son abondance qu'au plus de quelques pour cent.
Toutefois, 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, ou 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 », terrestres ; qui n'étaient pas celles de cette ère : plasma en dilution). Ces traces infimes de 7Li ont été découvertes par François et Monique Spite en étudiant les spectres d'étoiles du halo galactique en utilisant le télescope de 3,6 m de l'observatoire Canada-France-Hawaï[1],[2].

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 en quelque sorte...

Caractéristiques[modifier | modifier le code]

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[modifier | modifier le code]

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

Prévisions[modifier | modifier le code]

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

Mesure des abondances[modifier | modifier le code]

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[modifier | modifier le code]

D'après la revue récente de Gary Steigman[3](en) [4] le modèle standard de la cosmologie prédit un rapport[5] \eta=6.1\pm0.6\times 10^{-10} en excellent accord avec la valeur observée combinant les résultats de WMAP[6] 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[7] 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[4].

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[8] \Omega_b h^2 = 0.0230 est en excellent accord avec la valeur prédite[3].

En résumé[3], 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[modifier | modifier le code]

Nombre baryonique[modifier | modifier le code]

Article détaillé : nombre baryonique (cosmologie).

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[modifier | modifier le code]

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 et références[modifier | modifier le code]

  1. Résumé disponible sur ADS : 1982A&A...115..357S
  2. Résumé disponible sur ADS : 1982Natur.297..483S
  3. a, b et c (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.
  4. a et b (en)G.~Steigman, Primordial nucleosynthesis: successes and challenges., Int.J.Mod.Phys.E15:1-36,2006. (entrée SPIRES)
  5. L'abondance primordiale de D est utilisée comme étalon pour fixer le paramètre libre du modèle de la nucléosynthèse primordiale.
  6. D.N.~Spergel et al., First year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observations: Determination of cosmological parameters., Astrophys.J.Suppl.148:175,2003. (entrée SPIRES)
  7. (en)J.~Melendez, I.~Ramirez, Reappraising the Spite lithium plateau: Extremely thin and marginally consistent with WMAP., Astrophys.J.615:L33,2004
  8. Voir Table des constantes astrophysiques pour la valeur précise de cette quantité.

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Article connexe[modifier | modifier le code]