Phénomène du Big Bang : Nucléosynthèse primordiale



Avec la disparition des électrons et de leurs antiparticules, commence l'ère du rayonnement. L'Univers est maintenant dominé par les photons. La température, toujours en baisse, atteint le milliard de kelvins lorsque l'Univers est âgé d'une centaine de secondes. C'est à ce moment que se produit l'une des étapes les plus importantes, la nucléosynthèse primordiale, la formation de noyaux à partir des protons et neutrons qui étaient jusque là libres.

Sous l'effet de la force nucléaire forte, protons et neutrons ont tendance à vouloir s'associer pour former des noyaux atomiques simples comme le deutérium, l'association d'un proton et d'un neutron. Mais tant que les photons sont suffisamment énergétiques pour casser les liaisons ainsi créées, ces regroupements ne sont pas stables. L'Univers voit ainsi une succession de créations et de dissociations de noyaux simples. Mais, lorsque la température de l'Univers descend sous le milliard de kelvins, les photons deviennent trop peu énergétiques pour casser la liaison interne des noyaux qui se forment. A partir de ce moment, les fusions successives donnent naissance à des structures de plus en plus complexes : deutérium, hélium-3, avec deux protons et un neutron, et hélium-4, avec deux protons et deux neutrons.

La complexification n'ira cependant pas plus loin. En effet, d'éventuelles collisions entre les noyaux les plus légers peuvent en produire de plus lourds, contenant entre 5 et 8 constituants. Mais tous les noyaux susceptibles d'être ainsi créés sont instables et se désintègrent rapidement. L'instabilité de ces éléments stoppe ainsi le processus de complexification des noyaux et empêche en particulier la création d'éléments plus lourds comme le carbone ou l'oxygène.

Il faut ajouter à ce problème le fait que, puisque l'Univers est en expansion rapide, les conditions qui rendent la nucléosynthèse possible ne sont réunies que pendant un temps très court. Ainsi, la production de noyaux s'arrête aux éléments les plus légers, l'hélium-4 et quelques traces de deutérium, d'hélium-3 et de lithium-7. Il faudra attendre l'arrivée des premières étoiles pour voir des éléments plus complexes faire leur apparition.

La composition de l'Univers

Les deux éléments principaux à la fin de la nucléosynthèse primordiale sont donc l'hydrogène - les protons - et l'hélium-4. Leur abondance relative est directement liée à la proportion de neutrons et de protons juste avant cette période. Or, nous avons vu précédemment que cette proportion changeait rapidement en faveur des protons du fait de l'instabilité des neutrons. Ainsi, lorsque la nucléosynthèse commence, il n'y a plus que deux neutrons pour environ 14 protons. Si vous voulez former un noyau d'hélium, il faut deux protons et deux neutrons, ce qui vous laisse 12 protons. En conséquence, la nucléosynthèse primordiale conduit à une proportion de l'ordre d'un noyau d'hélium pour 12 protons. Si l'on considère plutôt la masse de ces éléments, l'Univers se retrouve composé de 25 pour cent d'hélium et 75 pour cent d'hydrogène, puisqu'un noyau d'hélium est quatre fois plus lourd qu'un proton ou un neutron.

Cette proportion de 25 pour cent est le résultat de calculs théoriques s'appuyant sur la physique nucléaire et sur la physique des particules. Encore faut-il comparer cette valeur à la proportion réelle, celle que les observations astronomiques peuvent nous indiquer. De nombreuses mesures du rapport hélium sur hydrogène ont ainsi été tentées, par exemple dans des galaxies très anciennes ou des amas globulaires de notre Galaxie. Elles donnent toutes des résultats cohérents avec le rapport de masse de un à trois prévu par la théorie. Ainsi, les mesures d'abondance dans l'Univers sont en parfait accord avec la description théorique de la nucléosynthèse primordiale dans le cadre de la théorie du Big Bang. Cela constitue un succès éclatant pour cette théorie et l'un des principaux arguments en sa faveur.



Auteur : Olivier Esslinger

Source : www.astronomes.com/index.html