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Le ciel à découvert

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Jean Audouze

Quatrième partie. L’Univers dans son ensemble

23. La nucléosynthèse primordiale

Élisabeth Vangioni

Texte intégral

1La théorie standard du Big Bang s’appuie sur trois piliers astrophysiques : l’expansion de l’Univers, le rayonnement cosmologique fossile, et la nucléosynthèse primordiale. Cette dernière, non accessible à l’observation directe, constitue la clé de la compréhension d’une période cruciale de l’histoire de l’Univers, celle qui a vu apparaître les premiers noyaux d’atomes. On sait aujourd’hui que les atomes sont le fruit de l’évolution de l’Univers. Les plus simples, hydrogène et hélium, ont été synthétisés peu après le Big Bang, voici 13,7 milliards d’années. Ils servent ensuite de combustible aux réacteurs nucléaires que sont les étoiles qui forgent alors les noyaux plus complexes comme le carbone, l’oxygène ou encore le fer.

Introduction

2En astronomie, l’observation du cosmos lointain revient à remonter le temps. En effet, la lumière se déplace à vitesse constante (299 792 458 kilomètres par seconde dans le vide) ; elle met donc un temps fini pour nous parvenir. Par exemple, un photon met huit minutes pour parcourir la distance entre notre étoile, le Soleil, et la Terre. Cela signifie que lorsque l’on reçoit la lumière solaire, elle renvoie l’image de notre astre tel qu’il était huit minutes auparavant. Il est vrai que durant ce petit laps de temps aucun changement notable ne se produit sur le Soleil ! Mais plus les objets astronomiques sont éloignés de nous, plus leur rayonnement a été émis tôt. Une galaxie située à une distance de cinq milliards d’années-lumière, nous apparaît telle qu’elle était voici cinq milliards d’années. Ce voyage dans l’espace revient donc à effectuer aussi un voyage dans le temps. Il devrait donc être possible d’observer les toutes premières étapes de l’évolution de l’Univers. En principe seulement, car il existe une limite physique infranchissable. En réalité, le plus ancien rayonnement qui peut nous parvenir, appelé « rayonnement cosmologique fossile » a été émis environ 380 000 ans après le Big Bang (voir chapitre 22). Avant cette époque, l’Univers était si chaud et si dense que tout photon émis était immédiatement réabsorbé par la matière. On parle d’Univers opaque pour cette période et d’Univers transparent dès que les photons ont pu voyager sans interagir avec la matière. C’est pourquoi l’étude de la nucléosynthèse primordiale, quelques secondes après le Big Bang seulement, constitue une voie sans égale pour sonder les premiers instants de l’Univers.

3Ce dernier, extrêmement dense et chaud (plus de 10 milliards de degrés) est alors un plasma (gaz totalement ionisé) constitué de rayonnement et de particules en interaction.

4Au cours de l’expansion de l’Univers, ce plasma se dilue, refroidit et le contenu matériel se modifie sous l’effet des réactions entre les diverses particules présentes. Les propriétés des réactions nucléaires qui affectent à ce moment-là la composition de la matière sont connues grâce aux travaux des physiciens nucléaires, et les astrophysiciens peuvent fonder leurs calculs sur des données expérimentales solides. Les noyaux d’atomes produits, ainsi que leurs proportions relatives résultent d’une compétition entre les diverses réactions nucléaires (une douzaine, voir la figure 1) d’une part, et la diminution de la température et de la densité, d’autre part. Le rythme de cette diminution est gouverné par le taux d’expansion de l’Univers.

5Jusque récemment, le nombre de paramètres physiques impliqués dans la nucléosynthèse primordiale était au nombre de trois : i) le nombre de familles de neutrinos désormais déterminé grâce aux expériences effectuées au CERN (Centre Européen pour la Recherche Nucléaire), il vaut trois, ii) le temps de vie du neutron qui vaut 885,7 secondes et enfin iii) la densité d’atomes présente dans l’Univers (dite densité baryonique, les baryons étant les neutrons et les protons) désormais déduite des mesures des anisotropies du rayonnement cosmologique fossile. Récemment, le satellite WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) a en effet permis d’obtenir, avec une très bonne précision, la valeur de cette densité qui vaut 4,4 10-31 gramme par centimètre cube, soit environ un atome (essentiellement de l’hydrogène) par mètre cube. Ainsi, grâce aux expériences de physique et d’astrophysique il n’existe plus d’ambiguïté dans le calcul de la nucléosynthèse primordiale. Les noyaux légers engendrés, aussi appelés « noyaux cosmologiques », vont de l’hydrogène au lithium.

6L’observation astronomique ne permet, pas, en général, d’accéder directement à la composition primordiale de la matière car celle-ci a été façonnée et altérée par des processus stellaires durant toute l’évolution de l’Univers. Cependant, dans certains sites astrophysiques primitifs qui ont préservé les traces de la première fusion nucléaire, on observe les abondances de ces atomes de nature cosmologique.

Fig. 1 – Le réseau des réactions nucléaires les plus importantes pour la nucléosynthèse primordiale. La physique nucléaire appliquée à la nucléosynthèse primordiale est bien maîtrisée car les réactions nucléaires impliquées peuvent être mesurées dans le laboratoire aux énergies concernées. Outre les isotopes stables, hydrogène (1H), deutérium (2H ou D), hélium-3 et 4 (3He,4He), lithium-7 (7Li), il faut aussi considérer les noyaux radioactifs de tritium (3H ou t) et de béryllium-7 (7Be) qui se désintègrent en 3He, en 12 ans environ et 7Li, en 53 jours environ, respectivement. Les flèches représentent les réactions nucléaires. Ainsi 12 réactions sont importantes pour la nucléosynthèse primordiale. Deux d’entre elles sont évaluées par la théorie (en bleu), les dix autres mesurées en laboratoire (en rouge). Il faut noter deux voies de production du 7Li : directement (t + 4He) et via le 7Be (3He + 4He) (le sigle g désigne un photon gamma, n symbolise le neutron et a un noyau d’4He dit aussi noyau alpha). (Vangioni E.)

7Il est alors possible de confronter l’ensemble des observations avec les calculs de la nucléosynthèse primordiale. Comme on le verra par la suite, un accord global existe, mais une disparité apparaît s’agissant du lithium : les physiciens et les astrophysiciens s’efforcent de lever ce mystère.

Les tout premiers instants

8Juste avant « l’Ère de la nucléosynthèse primordiale », l’Univers avait une température de l’ordre de 100 milliards de degrés (soit un âge inférieur à une seconde) et était composé d’électrons, de positons (anti-particules des électrons), ainsi que de photons, de neutrinos (particule de très faible masse) et d’antineutrinos (anti-particules des neutrinos), cela en nombre comparable. Seule une pincée de protons et de neutrons était présente et on comptait au moins un milliard de photons pour chaque neutron et proton.

9Pour comprendre la physique qui régnait alors, il faut invoquer le concept de l’équilibre thermique. Ce phénomène décrit un état d’équilibre délicat qui se produit entre des réactions antagonistes, qu’elles soient chimiques ou nucléaires. Lorsqu’un système est en équilibre thermique, la température est la grandeur physique essentielle qui intervient dans la détermination des abondances des différentes espèces présentes en interaction.

10Le contenu de l’Univers était alors en équilibre thermique et sa température gouvernait donc le rapport entre les neutrons et les protons, que l’on écrit n/p. Ces particules se transmutaient constamment les unes en les autres. Un neutrino qui entrait en collision avec un neutron produisait un proton et un électron ; la réaction inverse était tout aussi facile, un électron et un proton produisant un neutron et un neutrino. Lorsqu’un antineutrino entrait en collision avec un proton, il y avait production d’un neutron et un positon, et vice-versa. Donc tant que l’Univers était assez chaud pour préserver l’équilibre entre la production de protons et de neutrons, leur nombre restait équivalent et n/p = 1. On appelle cela l’équilibre protons-neutrons.

11Cet état perdura jusqu’à environ une seconde. À ce moment-là, la température s’abaissa à dix milliards de degrés, en raison de l’expansion de l’Univers, et les réactions produisant les neutrons à partir des protons ralentirent. Le taux de production de neutrons devint inférieur au taux de production des protons. Un neutron est légèrement plus lourd qu’un proton ; il diffère en masse d’environ 0,1 pour cent. Lorsqu’un électron entre en collision avec un proton, cette énergie supplémentaire doit être fournie pour qu’un neutron puisse se former. Si cela n’est pas le cas, les deux particules rebondissent tout simplement et s’éloignent l’une de l’autre. À une seconde, le rapport du nombre de neutrons sur le nombre de protons, n/p, passa ainsi de 1 à 1/3.

Ère de la nucléosynthèse primordiale

12Dès lors, l’Univers avait la température et la densité requises pour que les réactions nucléaires entrent en jeu et commencent à façonner la matière. Les protons et les neutrons individuels (appelés aussi nucléons) issus de la soupe primordiale commencèrent à se rassembler pour former des noyaux plus lourds et plus complexes, ce qui était impossible jusqu’alors en raison de l’assaut des photons très énergétiques.

13À peu près au même moment, l’interaction faible (les interactions sont expliquées en physique des particules par l’échange de particules véhiculant des forces entre particules de matière) commençait à perdre de son efficacité. Cette force a en effet un impact important seulement lorsque les particules subatomiques sont très près les unes des autres et très énergétiques. En raison de l’expansion de l’Univers, au bout d’une seconde, ces conditions n’étaient plus présentes. Les différentes particules subatomiques perdaient rapidement de l’énergie et leur densité avait tellement chuté que l’interaction faible n’avait plus aucun effet sur elles, notamment sur les neutrinos.

14Les cosmologistes disent qu’à ce moment-là, environ à une seconde, se situe le « gel » des neutrinos. Comme ils ne sont sensibles qu’à l’interaction faible, les neutrinos et les antineutrinos ne pouvaient pas engager de réactions aussi vite que les électrons et les positons, qui eux interagissaient via l’interaction électromagnétique, beaucoup plus efficace dans les conditions ambiantes. Les neutrinos et les antineutrinos se « découplèrent » alors du reste de la matière. Ils commencèrent à traverser l’espace sans interaction ou presque avec les électrons, les protons et les neutrons. Ainsi, les réactions inverses dans lesquelles ils étaient impliqués auparavant cessèrent toutes ensemble.

15Cependant, aucun noyau complexe ne pouvait encore se former, tout au moins de façon durable. Protons et neutrons pouvaient effectivement fusionner pour former des noyaux d’hydrogène lourd (deutérium : 1 neutron et 1 proton), mais ces derniers se désagrégeaient aussitôt. En effet, le noyau de deutérium représente le type même du noyau fragile, il dispose d’une « énergie de liaison » très faible, c’est pourquoi, il suffit de très peu d’énergie pour le désintégrer ; et à cette époque, il y avait suffisamment de photons d’énergie adéquate pour détruire ces noyaux de deutérium.

Fig. 2 – Évolution de la température de l’Univers et des abondances des éléments cosmologiques en fonction du temps.
L’ordonnée de gauche représente la fraction en masse de chaque isotope impliqué dans la nucléosynthèse primordiale, des protons jusqu’au béryllium-7. L’ordonnée de droite représente la température des photons. Le calcul a été effectué à partir de la densité d’atomes actuelle, déduit des mesures du satellite WMAP, soit 4,4 10-31 gramme par centimètre cube, celle-ci ramenée au temps de la nucléosynthèse primordiale.
La courbe rouge en pointillés décroissante décrit l’évolution de la température. Dès que cette dernière descend en dessous de 400 millions de degrés environ, la nucléosynthèse cesse et la composition de la matière se fige (les courbes des abondances restent horizontales). L’hydrogène (1H) est l’espèce la plus abondante, 75 pour cent de la masse totale, suivi de l’hélium-4 (4He), 25 pour cent environ. Les autres isotopes sont à l’état de traces. Le lithium-7 (7Li) est d’abord formé par la réaction t + 4He et ensuite par la réaction 3He + 4He qui donne du 7Be ; ce dernier se désintègre en 7Li. Cette double source explique la courbe très particulière que l’on observe sur la figure 3. On remarque enfin que le 6Li est très peu synthétisé au cours de la nucléosynthèse primordiale, et n’est donc pas un noyau cosmologique. (Coc A. et Vangioni E.)

16Au fil de l’expansion de l’Univers, la température chutait encore et le rapport neutrons sur protons continuait à diminuer. Un neutron individuel peut se désintégrer en un proton, un électron et un antineutrino (d’où l’importance de la durée de vie du neutron mentionnée plus haut comme faisant partie d’un des trois paramètres physiques clé) ; ce phénomène ne faisait qu’accroître le nombre de protons, ainsi diminuait le rapport n/p. Les protons libres, de leur côté, sont stables avec un temps de vie supérieur à 1030 ans. Au bout d’une centaine de secondes environ, il ne restait plus qu’un neutron pour sept protons, soit n/p = 1/7.

17Pendant ce temps, la température du milieu était tombée au-dessous d’un milliard de degrés. Tandis que les neutrons se transformaient en protons, les positons et les électrons s’annihilaient mutuellement ; le nombre d’électrons résiduels était comparable à celui des protons.

18À la centième seconde environ, la température de l’Univers chuta suffisamment pour permettre une fusion durable entre un proton et un neutron formant ainsi un noyau de deutérium sans qu’il soit immédiatement désintégré. En une fraction de seconde, les neutrons disponibles s’accouplèrent avec les protons ; mais la partie ne s’arrêta pas en si bon chemin. En effet, des unions beaucoup plus stables pouvaient s’opérer par le biais de trois ou quatre membres, deux neutrons et un proton aboutissant à la synthèse d’un noyau de tritium, deux protons et un neutron, à celle de l’hélium-3 ou encore deux protons et deux neutrons à celle de l’hélium-4. De telle sorte que sitôt formée, une partie du deutérium était capturée pour synthétiser du tritium et les deux isotopes de l’hélium (voir la figure 2). En cela la formation du deutérium est essentielle à la chaîne nucléaire ; il est un passage obligé : on l’appelle le « goulot du deutérium ».

19Le noyau le plus stable est l’hélium-4. Possédant une grande énergie de liaison, il est indestructible à dix milliards de degrés. C’est pourquoi presque tous les neutrons disponibles se retrouvent inclus dans les noyaux d’hélium. Les combinaisons de cinq ou huit nucléons se désintègrent immédiatement, rendant impossible la formation de noyaux plus complexes. En effet, les réactions 4He + p, 4He + n ou 4He + 4He conduisent à des noyaux très instables et, avec l’expansion de l’Univers, la température et la densité déclinant, la nucléosynthèse est donc terminée.

20La proportion d’hélium-4 présente dans l’Univers, dépend donc de la valeur du rapport neutrons sur protons, n/p, au moment exact où la synthèse du deutérium se produit et que les noyaux complexes commencent à se former. Avec un neutron pour sept protons, un quart de ces baryons s’est transformé en hélium-4 : en effet, quatre des seize baryons impliqués (deux neutrons et quatorze protons), donnent un noyau d’hélium. Ce qui fait au final un noyau d’hélium pour 12 noyaux d’hydrogène, soit environ He/H = 0,08. Enfin, comme les protons et les neutrons ont presque la même masse, quatre seizièmes ou encore un quart de la matière de l’Univers se transforme en hélium. Cette prédiction est parfaitement confirmée par les observations spectroscopiques de l’hélium contenu dans la matière des galaxies les plus pauvres en éléments chimiques complexes.

21À la fin de « l’Ère de la nucléosynthèse primordiale », environ 1 000 secondes après le Big Bang, tous les baryons de l’Univers étaient soit sous forme de protons libres, ou noyaux d’hydrogène, soit dans les noyaux d’hélium. Quelques rares noyaux de deutérium, et d’hélium-3 étaient présents, ainsi que le lithium-7, à l’état de traces.

22Bien longtemps après, au bout de 380 000 années, l’expansion ayant considérablement refroidi le milieu, les électrons libres se lièrent finalement à ces noyaux primordiaux pour former des atomes ; c’est la phase de la recombinaison ou encore la fin de la période opaque ; l’Univers devient transparent car les photons peuvent désormais le traverser en ayant une très faible probabilité d’être absorbés par la matière cosmique.

23En 1964, Arno Penzias et Robert Wilson ont découvert l’existence de ce rayonnement cosmologique fossile. Celui-ci a depuis été observé à plusieurs reprises, notamment par le satellite WMAP, comme on l’a mentionné précédemment. Le satellite Planck, dernier instrument dédié, a été lancé avec succès le 14 mai 2009 ; il doit réaliser une cartographie couvrant l’intégralité de la voûte céleste avec une sensibilité en température jamais égalée, de l’ordre de 2x10-6 (voir chapitre 22). L’étude de ces petites irrégularités ainsi que l’observation des vestiges des éléments légers cosmologiques détectables par nos instruments astronomiques, permettent d’obtenir, comme nous allons le voir par la suite, la densité d’atomes de l’Univers.

Abondances primordiales : observations comparées aux modèles

24Les prédictions théoriques confrontées aux abondances (quantité d’atomes d’un isotope donné) mesurées dans les différents sites astrophysiques ainsi que l’analyse du rayonnement cosmologique fossile permettent donc de déduire la quantité totale de matière atomique de l’Univers par deux méthodes différentes.

25Les astrophysiciens utilisent diverses techniques afin de déterminer l’abondance relative des éléments chimiques de l’Univers. Il faut en fait observer les régions de l’espace très peu évoluées du point de vue chimique et donc a priori primitives, pour déduire des valeurs primordiales. Lorsqu’un atome est chauffé, il émet un rayonnement électromagnétique à certaines longueurs d’onde très spécifiques, caractéristiques de chaque élément. Une longueur d’onde donnée correspond à la transition entre deux niveaux d’énergie électroniques, et ceci est propre à chaque atome. Les astronomes étudient cette lumière à l’aide de spectrographes. Ainsi les atomes présentent un spectre de raies.

26En raison de sa fragilité nucléaire, le deutérium est irrémédiablement détruit dans les étoiles de toutes masses, ce qui conduit son abondance moyenne à décliner continûment au fil du temps. Les nuages de gaz situés à des distances cosmologiques sont les sites astrophysiques les mieux à même de représenter le deutérium primordial car ils sont très primitifs. Si par chance, ils se trou vent sur la ligne de visée d’un quasar encore plus lointain, des raies d’absorption peuvent être observées ce qui permet de déterminer le rapport D/H. Les mesures effectuées présentent une grande dispersion. On obtient cependant une abondance D/H comprise entre 2 et 3 10-5, ce qui est totalement en cohérence avec les calculs de nucléosynthèse primordiale décrits plus haut et les observations de WMAP.

  • 1 1 Mpc = 1 Mega parsec = 3,262 106 années-lumière.

Fig. 3 – Abondances primordiales des noyaux 3,4He, D, 7Li, confrontation aux observations.
Cette figure représente le calcul de nucléosynthèse primordiale (les courbes bleues) en fonction de la densité baryonique de l’Univers multipliée par le carré du paramètre de Hubble ΩBh2 (échelle supérieure de la figure). Ce paramètre h représente la constante de Hubble qui exprime le taux d’expansion de l’Univers ; il vaut aujourd’hui 0,72 (en unités de 100 km par seconde et par méga parsec1).B représente la proportion d’atomes relativement à la densité critique. En cosmologie, la densité critique correspond à la densité d’énergie telle que dans un Univers homogène et isotrope en expansion sa courbure spatiale soit nulle, c’est-à-dire que les lois de la géométrie euclidienne usuelle s’appliquent ; elle vaut environ 10-29 gramme par centimètre cube (voir le chapitre 20). Typiquement cette densité baryonique varie sur la figure de 0,008 à 0,06 fois la densité critique.
L’abondance d’
4He est exprimée en fraction de masse, c’est-à-dire en pourcentage de la masse totale des atomes présents, soit environ 25 pour cent, l’hydrogène (non inclus sur la figure) représentant pour sa part, l’essentiel, à savoir 75 pour cent. Les abondances du D, de 3 He et du 7Li sont exprimées en nombre, (c’est-à-dire en nombres d’atomes par rapport à l’hydrogène).
D et
7Li sont très sensibles à la densité baryonique et sont donc bien adaptés pour contraindre cette valeur. La forme en « U » de la courbe du 7Li s’explique par les deux modes de production : directement à basse densité et indirectement par la production de 7Be radioactif (qui décroît ensuite en 7Li) à haute densité. L’épaisseur des courbes représente les effets des incertitudes des mesures de sections efficaces nucléaires ; elles ne sont appréciables que pour le lithium. Pour cet isotope, les courbes bleues en tirets représentent un ancien calcul de nucléosynthèse. On peut ainsi noter l’amélioration apportée grâce à une révision des réactions nucléaires impliquées dans la formation du béryllium-7 à haute densité.
Les bandes horizontales vertes représentent les abondances de
4He, D et 7Li déduites des observations astronomiques. La bande verticale jaune représente la valeur de la densité baryonique déduite des observations du satellite WMAP. Il existe une concordance parfaite avec l’abondance primordiale de deutérium. L’accord est bon, aussi pour l’4He, cela en raison du grand intervalle d’incertitude observationnelle. Par contre, il existe un désaccord flagrant pour le 7Li d’un facteur 4 à 5.
L’abscisse inférieure, η, représente le rapport nombre de baryons/nombre de photons. Il y a environ un baryon pour un milliard de photons. [Coc A. et Vangioni E.]

27Contrairement au deutérium, l’abondance de 4He croît continûment au cours de l’évolution car cet isotope est aussi produit par les étoiles. Aussi, la mesure de son abondance dans les régions HII (régions où l’hydrogène est ionisé) des galaxies dites bleues compactes (des galaxies peu évoluées chimiquement) ne fournit qu’une limite supérieure de la valeur primordiale. De ce fait, la méthode s’avère indirecte car de nombreuses erreurs statistiques et systématiques viennent entacher les mesures effectuées. Ces dernières donnent une fraction de masse d’hélium allant de 0,232 à 0,246 ; il y a accord avec les prédictions mais ce résultat n’est pas très contraignant.

28De même, le cas de 3He est complexe car certaines étoiles le produisent et d’autres le détruisent tout au long de l’évolution de sorte qu’il est hautement tributaire des modèles stellaires. Cependant son abondance observée dans le disque de notre Galaxie, la Voie lactée (3He/H = 10-5) présente un bon accord avec les calculs théoriques.

29L’abondance de lithium est recherchée dans des étoiles vieilles du halo de notre Galaxie. En raison de leur faible masse initiale elles ont une durée de vie très longue. Certaines se sont formées à peine un milliard d’années après le Big Bang. Les valeurs observées dans ces étoiles présentent une caractéristique étonnante : elles sont presque indépendantes de la quantité d’éléments chimiques complexes qu’elles contiennent (appelée métallicité) et forment ainsi un plateau de lithium (dit le plateau des Spite, du nom de leurs découvreurs, Monique et François Spite, de l’Observatoire de Paris – Meudon).

30Le lithium étant détruit à relativement basse température, il convient de s’assurer que son abondance observée dans l’atmosphère de ces étoiles n’a pas été notoirement altérée par le transport convectif qui peut transférer le lithium dans les zones internes, plus chaudes. Toutefois, la valeur constante mesurée dans un échantillon important d’étoiles du halo de notre Galaxie (Li/H = 1 à 2 10-10), alors que la métallicité varie sur trois ordres de grandeur au moins, permet d’accréditer l’hypothèse selon laquelle cette valeur reflète bien en principe l’abondance primordiale.

31La figure 3 montre le résultat final des calculs (courbes en bleu) confrontés aux deux types d’observations, spectroscopiques (en vert) et émanant de l’étude du rayonnement cosmologique fossile (en jaune). L’accord est très satisfaisant sauf pour le lithium où l’écart est d’un facteur de l’ordre de 4 à 5. Cette différence est à ce jour inexpliquée.

Le problème du lithium

32Les calculs les plus récents de la nucléosynthèse primordiale ont accentué le malaise qui perdure depuis longtemps concernant le lithium. La confrontation entre les résultats provenant du satellite WMAP et les observations spectroscopiques donne des résultats différents comme le montre la figure 3 : 5,1 10-10 et 1,1 10-10 respectivement. Il est a priori surprenant que le lithium soit ainsi affecté car il devrait être un traceur plus fiable que le deutérium en raison du nombre élevé des points d’observation. La statistique ne devrait être que meilleure.

33Comment réconcilier ces résultats apparemment incohérents ? Autrement dit, comment modifier l’abondance du lithium sans entraver l’ensemble du calcul ? Plusieurs voies ont été explorées, en physique nucléaire, en astrophysique, en cosmologie ou en physique fondamentale.

Les voies astrophysique et nucléaire

34La destruction du lithium par les étoiles étudiées via des modèles stellaires prenant en compte l’ensemble des processus physiques est une des voies de recherche en cours. Des mesures d’abondance toujours plus fines dans les vieilles étoiles du halo galactique sont aussi effectuées grâce aux derniers instruments, notamment le VLT (Very Large Telescope, télescope européen situé au Chili). Cependant, une détermination précise de l’abondance du lithium est difficile et requiert une connaissance très fine de la physique de l’atmosphère stellaire (évaluation précise de la température de surface des étoiles, étude des populations relatives des différents états ionisés, évaluation de l’écart à l’équilibre thermodynamique local, modèles d’atmosphères plus ou moins sophistiqués, à une ou trois dimensions). Par ailleurs, les phénomènes physiques susceptibles d’altérer la mesure du lithium ne manquent pas : combustion nucléaire, mélange des couches induit par la rotation, diffusion atomique, turbulence, perte de masse des étoiles au cours de leur évolution. Tout cela doit être pris en compte avec soin. Cependant, l’existence du plateau des Spite mentionné précédemment sur trois décades de la métallicité, et la très petite dispersion des données représentent un réel défi pour la modélisation stellaire.

35Du côté nucléaire, de nombreuses mesures ont été effectuées, notamment autour de la nucléosynthèse du béryllium-7 (voir figure 3), mais de grandes erreurs systématiques semblent exclues. Néanmoins, un mécanisme de destruction plus efficace de cet isotope n’est pas impossible. Cela doit être pris en considération.

La voie de la physique des particules

36Une autre façon de modifier l’abondance du lithium sans toucher les autres éléments consiste aussi à reconsidérer la phase qui suit immédiatement la nucléosynthèse primordiale. En effet, afin de concilier observations et calcul, les effets de la décroissance des particules instables sur la production et destruction des éléments cosmologiques ont été étudiés. L’interaction entre les produits de ces particules supersymétriques, éventuellement candidates au titre de mystérieuse matière noire, et ces éléments cosmologiques, pourrait expliquer l’écart constaté. Il a été montré cependant que la destruction du lithium par ce processus entraînerait des incohérences par rapport aux autres isotopes cosmologiques. Il semble donc difficile d’expliquer la différence à partir de la décroissance de ces particules instables.

Au-delà du Modèle Standard

37Malgré ces problèmes liés au lithium, la nucléosynthèse primordiale peut être aussi utilisée pour sonder la physique des premières minutes de l’Univers. Par exemple, des théories alternatives de la gravitation ou encore l’effet de la variation des constantes fondamentales de la physique sont explorées. De telles possibilités apparaîtraient « naturellement » dans le cadre de la théorie des cordes (gravitation quantique).

38En effet, la clé de voûte sur laquelle repose toute notre connaissance physique de l’Univers est liée à la validité de la théorie de la Relativité Générale. Afin de mieux appréhender la physique sous jacente, il est possible de tester la théorie de la gravitation, principalement aux échelles astrophysiques et cosmologiques où elle est actuellement peu contrainte. Concernant le lithium, il a été montré récemment que l’abondance de cet isotope reste insensible à une modification de la théorie de la Relativité Générale. En revanche, une éventuelle variation des constantes fondamentales pourrait résoudre l’écart entre les calculs théoriques et les observations du lithium. Cette piste semble prometteuse, bien qu’encore spéculative. Les voies pour l’exploration d’une nouvelle physique sont désormais ouvertes.

Conclusion

39La nucléosynthèse primordiale a été et demeure, au même titre que le mouvement d’expansion de l’Univers dans son ensemble et le rayonnement cosmologique fossile l’une des preuves les plus tangibles du Big Bang. Les paramètres physiques y sont bien établis. Le nombre de familles de neutrinos qui intervient dans le calcul du taux d’expansion de l’Univers primordial a été déterminé par les expériences de physique des particules au CERN ainsi que la durée de vie du neutron. Les sections efficaces des réactions nucléaires (mesure la probabilité de fusion des noyaux), intervenant dans la nucléosynthèse primordiale, ont quant à elles, pour la plupart, été mesurées au laboratoire.

40La densité d’atomes dans l’Univers est maintenant bien connue grâce à la cosmologie observationnelle. Le satellite WMAP dévolu à l’étude du rayonnement cosmologique fossile a ainsi permis de déterminer cet important paramètre avec une bonne précision. On sait donc que toute la matière ordinaire de l’Univers ne constitue que 4 à 5 pour cent de sa substance totale.

41Il est en effet intéressant de comparer la densité d’atomes à la « densité critique de l’Univers ». Dans le cadre de la Relativité Générale d’Einstein, la courbure de l’espace est directement liée à la densité de matière/énergie. La densité critique correspond à la valeur de la densité conduisant à un espace de courbure nulle à grande échelle (euclidien). Les derniers résultats du satellite WMAP montrent que la densité totale est très proche de la densité critique (à savoir 1.02 ± 0.02). Les modèles d’inflation, qui postulent une phase exponentielle d’expansion violente et très courte permettent d’expliquer cette valeur : la géométrie de l’Univers serait donc euclidienne à grande échelle. Dans ce bilan, la densité de matière compte pour 28 %, avec seulement 4,4 % de matière sous forme d’atomes ; le reste est constitué de « matière noire non baryonique ». L’« énergie sombre » compterait pour 72 % de la densité d’énergie totale ; son origine est encore plus mystérieuse. Donc les densités de matière noire et d’énergie sombre représentent 96 % de la substance de l’Univers et la compréhension de ces entités passe par l’exploration de la matière ordinaire qui ne représente que 4 %. Effectivement, malgré leur quantité relativement faible, toute l’information provient in fine des atomes. Ils jouent donc un rôle de traceurs cosmiques essentiels et interviennent de façon centrale dans la chaîne théorique menant à la compréhension du contenu global de l’Univers.

42Le calcul de la nucléosynthèse du Big Bang est suffisamment bien maîtrisé et solide pour l’utiliser désormais dans les tests de la physique fondamentale. Les lois physiques sont-elles immuables ? Ont-elles changé au cours de l’évolution ? Telles sont les questions que se posent les scientifiques. Ainsi les voies pour l’exploration d’une physique nouvelle non standard sont à notre portée. Toutes les disciplines : la cosmologie primordiale, la physique fondamentale, la physique des particules, la physique nucléaire et l’astrophysique se servent désormais de cette étape cruciale de l’évolution de l’Univers pour en tester et contraindre les multiples aspects ; voici donc un domaine interdisciplinaire par excellence.

Bibliographie

Références bibliographiques

• Coc Alain et Vangioni Élisabeth, 2006, La nucléosynthèse primordiale : une fenêtre sur la physique des premières minutes de l’Univers, Éditions Images de la Physique, CNRS.

• Coc Alain et al., 2004, “Updated Big Bang Nucleosynthesis confronted to WMAP observations and to the abundances of light elements”, ApJ 600, 544.

• Fukugita M. et Peebles P. J. E, 2004, « The cosmic energy inventory », ApJ, 616, 643

• Sik Joseph, 1999, Le Big Bang, Paris, Odile Jacob.

• Weinberg Steven, 1988, Les trois premières minutes de l’Univers, Paris, Seuil, coll. « Points Sciences », 1988.

Notes de fin

1 1 Mpc = 1 Mega parsec = 3,262 106 années-lumière.

Table des illustrations

Légende Fig. 1 – Le réseau des réactions nucléaires les plus importantes pour la nucléosynthèse primordiale. La physique nucléaire appliquée à la nucléosynthèse primordiale est bien maîtrisée car les réactions nucléaires impliquées peuvent être mesurées dans le laboratoire aux énergies concernées. Outre les isotopes stables, hydrogène (1H), deutérium (2H ou D), hélium-3 et 4 (3He,4He), lithium-7 (7Li), il faut aussi considérer les noyaux radioactifs de tritium (3H ou t) et de béryllium-7 (7Be) qui se désintègrent en 3He, en 12 ans environ et 7Li, en 53 jours environ, respectivement. Les flèches représentent les réactions nucléaires. Ainsi 12 réactions sont importantes pour la nucléosynthèse primordiale. Deux d’entre elles sont évaluées par la théorie (en bleu), les dix autres mesurées en laboratoire (en rouge). Il faut noter deux voies de production du 7Li : directement (t + 4He) et via le 7Be (3He + 4He) (le sigle g désigne un photon gamma, n symbolise le neutron et a un noyau d’4He dit aussi noyau alpha). (Vangioni E.)
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Légende Fig. 2 – Évolution de la température de l’Univers et des abondances des éléments cosmologiques en fonction du temps.L’ordonnée de gauche représente la fraction en masse de chaque isotope impliqué dans la nucléosynthèse primordiale, des protons jusqu’au béryllium-7. L’ordonnée de droite représente la température des photons. Le calcul a été effectué à partir de la densité d’atomes actuelle, déduit des mesures du satellite WMAP, soit 4,4 10-31 gramme par centimètre cube, celle-ci ramenée au temps de la nucléosynthèse primordiale.La courbe rouge en pointillés décroissante décrit l’évolution de la température. Dès que cette dernière descend en dessous de 400 millions de degrés environ, la nucléosynthèse cesse et la composition de la matière se fige (les courbes des abondances restent horizontales). L’hydrogène (1H) est l’espèce la plus abondante, 75 pour cent de la masse totale, suivi de l’hélium-4 (4He), 25 pour cent environ. Les autres isotopes sont à l’état de traces. Le lithium-7 (7Li) est d’abord formé par la réaction t + 4He et ensuite par la réaction 3He + 4He qui donne du 7Be ; ce dernier se désintègre en 7Li. Cette double source explique la courbe très particulière que l’on observe sur la figure 3. On remarque enfin que le 6Li est très peu synthétisé au cours de la nucléosynthèse primordiale, et n’est donc pas un noyau cosmologique. (Coc A. et Vangioni E.)
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Légende Fig. 3 – Abondances primordiales des noyaux 3,4He, D, 7Li, confrontation aux observations.Cette figure représente le calcul de nucléosynthèse primordiale (les courbes bleues) en fonction de la densité baryonique de l’Univers multipliée par le carré du paramètre de Hubble ΩBh2 (échelle supérieure de la figure). Ce paramètre h représente la constante de Hubble qui exprime le taux d’expansion de l’Univers ; il vaut aujourd’hui 0,72 (en unités de 100 km par seconde et par méga parsec1).B représente la proportion d’atomes relativement à la densité critique. En cosmologie, la densité critique correspond à la densité d’énergie telle que dans un Univers homogène et isotrope en expansion sa courbure spatiale soit nulle, c’est-à-dire que les lois de la géométrie euclidienne usuelle s’appliquent ; elle vaut environ 10-29 gramme par centimètre cube (voir le chapitre 20). Typiquement cette densité baryonique varie sur la figure de 0,008 à 0,06 fois la densité critique.L’abondance d’4He est exprimée en fraction de masse, c’est-à-dire en pourcentage de la masse totale des atomes présents, soit environ 25 pour cent, l’hydrogène (non inclus sur la figure) représentant pour sa part, l’essentiel, à savoir 75 pour cent. Les abondances du D, de 3 He et du 7Li sont exprimées en nombre, (c’est-à-dire en nombres d’atomes par rapport à l’hydrogène).D et 7Li sont très sensibles à la densité baryonique et sont donc bien adaptés pour contraindre cette valeur. La forme en « U » de la courbe du 7Li s’explique par les deux modes de production : directement à basse densité et indirectement par la production de 7Be radioactif (qui décroît ensuite en 7Li) à haute densité. L’épaisseur des courbes représente les effets des incertitudes des mesures de sections efficaces nucléaires ; elles ne sont appréciables que pour le lithium. Pour cet isotope, les courbes bleues en tirets représentent un ancien calcul de nucléosynthèse. On peut ainsi noter l’amélioration apportée grâce à une révision des réactions nucléaires impliquées dans la formation du béryllium-7 à haute densité.Les bandes horizontales vertes représentent les abondances de 4He, D et 7Li déduites des observations astronomiques. La bande verticale jaune représente la valeur de la densité baryonique déduite des observations du satellite WMAP. Il existe une concordance parfaite avec l’abondance primordiale de deutérium. L’accord est bon, aussi pour l’4He, cela en raison du grand intervalle d’incertitude observationnelle. Par contre, il existe un désaccord flagrant pour le 7Li d’un facteur 4 à 5.L’abscisse inférieure, η, représente le rapport nombre de baryons/nombre de photons. Il y a environ un baryon pour un milliard de photons. [Coc A. et Vangioni E.]
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Auteur

Astrophysicienne à l’Institut d’Astrophysique de Paris (IAP) du CNRS et à l’université Pierre et Marie Curie. Ses recherches portent sur l’astrophysique des hautes énergies et l’astrophysique nucléaire, plus particulièrement sur l’origine et l’évolution des atomes dans l’Univers, du Big Bang jusqu’à aujourd’hui. Elle est responsable des relations entre l’IAP, les écoles, les collèges et les lycées et a publié Petite Étoile avec M. Cassé et J.-C. Carrière

© CNRS Éditions, 2010

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