La
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 degrés 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.
La nucléosynthèse
primordiale
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.
Lorsque la
température de l’Univers descend sous le milliard de degrés, 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. 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 les conditions qui rendent la nucléosynthèse possible
ne sont réunies que pendant un temps très court puisque l’Univers est en expansion rapide .
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, rappelons
qu’après l’ère leptonique 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 vous 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 en masse, puisqu’un noyau
d’hélium est quatre fois plus lourd qu’un proton ou un neutron.
La théorie du Big
Bang confirmée par les observations
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-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.
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