vignette|Evolution temporelle d'éléments légers lors de la nucléosynthèse primordiale. La nucléosynthèse primordiale (BBN, pour l'anglais ) est un événement de nucléosynthèse (c'est-à-dire de synthèse de noyaux atomiques) qui, selon la théorie du Big Bang, s'est déroulé dans tout l'Univers pendant les premières dizaines de minutes de son histoire, dans un intervalle de temps compris entre et .
La nucléosynthèse primordiale a produit l'essentiel du deutérium, de l'hélium 3 et de l'hélium, et une faible proportion de lithium, de béryllium et de bore. Les autres noyaux, hormis le protium qui ne requiert aucune synthèse, sont le produit de la nucléosynthèse stellaire, beaucoup plus tardive et toujours en cours, et la majeure partie du lithium, du béryllium et du bore provient de réactions de spallation, également dans les étoiles.
Le modèle standard de la nucléosynthèse primordiale Justifications de ce modèle Actuellement, il y a environ de deutérium (hydrogène lourd, noté H ou D) pour d'hydrogène (H). Même si son abondance est relativement faible, il est néanmoins le le plus abondant de l'Univers. Or le deutérium est l'un des noyaux les moins liés (un excédent d'énergie de , par exemple apporté par un photon, suffit à séparer le proton et le neutron qui le constituent) 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) :
En effet, au cours de la nucléosynthèse stellaire, les étoiles synthétisent de l'hélium par fusion de l'hydrogène, mais la quantité produite, et surtout effectivement relâchée dans l'espace interstellaire, est trop faible pour expliquer l'abondance de l' dans l'Univers, car 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 : 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 ; quant aux 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... Voire pour les plus massives (> ) des noyaux plus lourds jusqu’au fer, notamment lors de la nucléosynthèse explosive. Dans ces étoiles, l'hélium produit qui est relâché provient d'une couche intermédiaire entre le cœur et l'enveloppe externe.
La quantité d'hélium formée par la nucléosynthèse stellaire reste en fin de compte peu importante. Cela implique donc que, à leur naissance, les galaxies devaient déjà contenir une grande partie de l'hélium actuel. Son origine ne peut ainsi être expliquée a priori que par le Big Bang.
Scénario de genèse de l'hélium lors du Big Bang Au début de la nucléosynthèse primordiale (environ après le big-bang), les neutrons constituaient environ 12 % des baryons, le reste étant formé de protons. Ils se retrouvent alors quasiment intégralement à l'intérieur des noyaux d' (noyau constitué de deux protons et deux neutrons), si bien que l'abondance en masse de ces derniers est d'environ 24 %. L'abondance en masse d' (dans l'Univers) est en effet mesurée de l'ordre de 23 à 30 %.
Par ailleurs, cette abondance d'hélium a précisément une valeur plus ou moins constante (de 23 à 30 %) quel que soit le type de galaxie. Seul le Big Bang permet ainsi d'expliquer cette abondance actuelle.
Dans ce scénario, le deutérium résultant de la rencontre d'un proton et d'un neutron permit ensuite la formation d' et de tritium , qui permirent ensuite de synthétiser de l' . Puis ces réactions s'arrêtèrent à cause de la dilution et du refroidissement rapide de l'univers en expansion. Il ne resta alors que quelques traces des nucléides ayant servi d'intermédiaire (deutérium, , tritium). Le modèle cosmologique standard prédit d'ailleurs une abondance de deutérium de 0,002 %, en excellent accord avec les observations, ce qui est un succès fondamental pour ce modèle.
Genèse des éléments lithium, béryllium et bore par spallation Il existe un autre phénomène, dit de spallation : Les rayons cosmiques hautement énergétiques brisent les atomes de carbone, azote et oxygène en atomes plus légers (Li, Li, Be, B, B, 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 ; en effet les étoiles n'en produisent pas car ils sont selon la théorie immédiatement détruits par les réactions de fusion.
Grâce à la combinaison de ces 3 modèles de la nucléosynthèse stellaire (incluant la nucléosynthèse explosive), de la nucléosynthèse primordiale et de la spallation, les abondances constatées de tous les atomes peuvent être expliquées.
Déroulement La nucléosynthèse primordiale commence lorsque la température est autour de (soit dans les premières minutes après le Big Bang), et dure quelques dizaines de minutes.
Tant que l'âge de l'Univers est encore bien inférieur à (température >> ), les photons, les neutrinos et antineutrinos, les baryons (neutrons et protons) ainsi que les électrons et les positons sont en équilibre selon les réactions : {| border = "0" | || + || || + e
| || + e || | +
| || || || + e || + .
Le rapport du nombre de protons au nombre de neutrons est alors déterminé par la loi statistique de Maxwell-Boltzmann :
D'abord proche de un, ce rapport augmente progressivement jusqu'à valoir environ 6 (un neutron pour six protons) à = .
À = ( = ), les neutrinos se découplent. Ils interagissent alors faiblement avec la matière et l’équilibre est rompu. N'étant plus modifié que par la désintégration β du neutron ( ; durée de vie : K.A. Olive et al. (Particle Data Group), The Review of Particle Physics, Chin. Phys. C, 38, 090001 (2014), page 1380), ce rapport va augmenter indéfiniment jusqu'à la quasi-disparition des neutrons au bout de quelques dizaines de minutes.
Tant que la température reste supérieure à , les noyaux de deutérium (deutérons) formés () sont dissociés par les photons qui ont assez d’énergie à cette température. En effet, même si l'énergie moyenne des photons à cette température est déjà bien inférieure à l'énergie de dissociation du deutérium, les photons sont bien plus nombreux que les protons et neutrons, il existe donc malgré tout quelques photons très énergétiques qui empêchent la formation de deutérium.
Ces noyaux ne deviennent stables qu’à . On a alors et la nucléosynthèse primordiale commence avec la formation des éléments légers : {| border = "0" | || + || ⟶ || || +
| || + || ⟶ || || +
| || + || ⟶ || || +
| || + || ⟶ || || +
| || + || ⟶ || || +
| || + || ⟶ || || +
| || + || ⟶ || || +
| || + || ⟶ || || +
| || + || ⟶ || || +
| || + || ⟶ || || +
| || + || ⟶ || || +
| || + || ⟶ || || + 2
| || + || ⟶ || || +
| || + || ⟶ || || +
| || + || ⟶ || || +
| || + || ⟶ || || +
| || + || ⟶ || || +
| || + || ⟶ 2 || || +
| || + || ⟶ || || +
| || + e || ⟶ || || +
À , 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 Pendant l'ère de la radiation (jusqu'au découplage matière-rayonnement) quelques centaines de milliers d'années, le plasma est composé des noyaux résultants de cette nucléosynthèse :
L'hydrogène : L'hydrogène léger (un simple proton) résiduel, qui occupe (toujours) la place principale ~75 %.
De son isotope stable, le deutérium : H.
Le tritium H quant à lui, s'est transformé progressivement en He 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 ~24 %. 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 (Li et Li) primordial, ou provenant de la radioactivité ε du béryllium Be initialement produit, se transformant en Li en une demi-vie de (dans les conditions « ambiantes », terrestres ; qui n'étaient pas celles de cette ère : plasma en dilution). Ces traces infimes de Li ont été découvertes par François et Monique Spite en étudiant les spectres d'étoiles du halo galactique en utilisant le télescope de de l'observatoire Canada-France-Hawaï.
Éléments, qui comme les isotopes de l'hydrogène H et H et de l'hélium He, n'ont pas réagi avant la fin de la nucléosynthèse.
Les mesures d’abondance de lithium 6 et 7 dans ces étoiles ne coïncident pas avec les prédictions faites par le modèle de la nucléosynthèse primordiale et constitue ce qu’on appelle le problème du lithium cosmologique.
Caractéristiques Un paramètre clé de la nucléosynthèse primordiale est le rapport entre le nombre de baryons (nombre baryonique) et le nombre de photons qui reste conservé :
= nombre de baryons / nombre de photons ~
.
Abondances des éléments
La mesure des abondances des éléments représente des enjeux importants, notamment l'apport d'un élément de preuve à la théorie du Big Bang.
Prévisions Le modèle standard prévoit des abondances de 25 % pour l'hélium et 0,002 % 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 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