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    <title>Nucléosynthèse primordiale</title>
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        <username>Ir4ubot</username>
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{{voir homonyme|Primordial}}

{{Chrono_cosmo}}

En [[1948]], l'[[astronome]] [[Royaume-Uni|anglais]] [[Fred Hoyle]] développe une [[théorie]] selon laquelle les [[élément chimique|éléments chimiques]] se forment dans les [[étoile]]s. Cette théorie, appelée ''[[nucléosynthèse stellaire]]'', explique de façon satisfaisante les populations relatives d'un grand nombre d'[[atome]]s. Cependant certains atomes posent problème : le [[deutérium]], l'[[hélium]] 4 et [[lithium]] 7. C'est pour cela que l'on a introduit la '''nucléosynthèse primordiale''' qui aurait eu lieu aux tous premiers temps de l'Univers.

== Le modèle standard de la nucléosynthèse primordiale ==
=== Pourquoi introduire ce modèle ? ===
Actuellement, il y a environ un atome de deutérium (hydrogène lourd : &lt;sup&gt;2&lt;/sup&gt;H) pour cent mille atomes d'[[hydrogène]]. Même si son abondance est relativement faible, il est néanmoins le septième 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 [[fusion nucléaire|réactions nucléaires]] (à partir d'un million de [[kelvin]]s). 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.

L'abondance en masse d'hélium 4 est actuellement de l'ordre de 23 à 30%. Les étoiles fabriquent de l'hélium grâce à la fusion de l'hydrogène. &lt;br&gt;
Mais la quantité fabriquée, et surtout effectivement relachée 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 coeur principalement d'hélium se transforme en [[naine blanche]]. Pour les étoiles plus massives, lorsque l’hydrogène est trop rare en son centre, l'hélium fusionne à son tour pour donner des éléments plus lourds, [[carbone]], [[oxygène]], [[néon]] . . . et pour les plus massives (&gt; 8 Mo) des noyaux plus lourds jusqu’au [[fer]]. Dans ces étoiles, l'hélium produit qui est relâché, provient d'une couche intermédiaire. &lt;br&gt;
Cela fait que globalement, la quantité formée n’est pas très importante. Cela implique donc qu’à leur naissance, les [[galaxie]]s 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 (&lt;sup&gt;6&lt;/sup&gt;Li, &lt;sup&gt;7&lt;/sup&gt;Li, &lt;sup&gt;9&lt;/sup&gt;Be, &lt;sup&gt;10&lt;/sup&gt;B, &lt;sup&gt;11&lt;/sup&gt;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. &lt;br&gt;
Mais essentiel en ce qui concerne les éléments [[lithium]], [[bérylium]], [[bore]] ; les étoiles n'en produisent pas car ils sont immédiatement détruits par les réactions de fusion.

Grâce à la combinaison de ces trois modèles de la nucléosynthèse stellaire, de la nucléosynthèse primordiale et de la spallation, les abondances de tous les atomes peuvent être expliquées.

=== Déroulement ===

La nucléosynthèse primordiale se produit lorsque la température est de 10&lt;sup&gt;9&lt;/sup&gt; K (soit dans la première minute après le Big Bang).

Avant 10&lt;sup&gt;10&lt;/sup&gt; K (t&lt;1s), les [[photon]]s, les [[neutrino]]s et antineutrinos, les [[baryon]]s ([[neutron]]s et [[proton]]s) ainsi que les [[électron]]s et les [[positron]]s sont en équilibre selon les réactions :

* &lt;math&gt;\text{n}+\nu_\text{e} \leftrightarrow \text{p}+\text{e}^-&lt;/math&gt;
* &lt;math&gt;\text{n}+\text{e}^+ \leftrightarrow \text{p}+\nu_\text{e}&lt;/math&gt;
* &lt;math&gt;\text{n} \leftrightarrow \text{p}+\text{e}^-+\overline{\nu_\text{e}}&lt;/math&gt;

Le rapport du nombre de protons et du nombre de neutrons est alors déterminé par la loi [[statistique de Maxwell-Boltzmann]] :

* &lt;math&gt;\frac{n_\text{p}}{n_\text{n}} = \text{e}^{-\frac{E_\text{p} - E_\text{n}}{kT}} = \text{e}^{-\frac{{\Delta}mc^2}{kT}}&lt;/math&gt;

À 10&lt;sup&gt;10&lt;/sup&gt; K, les neutrinos se découplent. Ainsi, les antineutrinos disparaissent et l’équilibre est rompu. À la rupture de l’équilibre, on a un rapport n&lt;sub&gt;p&lt;/sub&gt;/n&lt;sub&gt;n&lt;/sub&gt; de l'ordre de 6 (un neutron pour 6 protons). N'étant alors modifié que par la désintégration β- du neutron (&lt;math&gt;\text{n} \rightarrow \text{p} + \text{e}^- + \nu_\text{e}&lt;/math&gt; : durée de vie : 889,1±2,1 s), ce rapport va augmenter.

Tant que la température reste supérieure à 10&lt;sup&gt;9&lt;/sup&gt; K, les noyaux de deutérium (deutérons) formés (&lt;math&gt;\text{n}+\text{p} \rightarrow \text{D}+\gamma&lt;/math&gt;) sont dissociés par les photons qui ont assez d’énergie à cette température.

Ces noyaux ne deviennent stables qu’à 10&lt;sup&gt;9&lt;/sup&gt; K. On a alors n&lt;sub&gt;p&lt;/sub&gt;/n&lt;sub&gt;n&lt;/sub&gt;≈7 et la nucléosynthèse primordiale commence avec la formation des éléments légers :

(γ : photon)

&lt;center&gt;&lt;math&gt;
\begin{matrix}
 \text{p} + \text{n} &amp; \rightarrow &amp;  \text{D} + \gamma \\
 \text{D} + \text{n} &amp; \rightarrow &amp; ^3\,\text{H} + \gamma\\
 \text{D} + \text{p} &amp; \rightarrow &amp; ^3\,\text{He} + \gamma\\
 \text{D} + \text{D} &amp; \rightarrow &amp; ^3\,\text{H} + \text{p}\\
 \text{D} +\text{D} &amp; \rightarrow &amp; ^3\,\text{He} + \text{n}\\
 \text{D} + \text{D} &amp; \rightarrow &amp; ^4\,\text{He} + \gamma\\
 ^3\,\text{H} + \text{p} &amp; \rightarrow &amp; ^4\,\text{He} + \gamma\\
 ^3\,\text{He} + \text{n} &amp; \rightarrow &amp; ^3\,\text{H} + \text{p}\\
 ^3\,\text{He} + \text{n} &amp; \rightarrow &amp; ^4\,\text{He}+ \gamma\\
 ^3\,\text{H} + \text{D} &amp; \rightarrow &amp; ^4\,\text{He} + \text{n}\\
 ^3\,\text{He} + \text{D} &amp; \rightarrow &amp; ^4\,\text{He} + \text{p}\\
 ^3\,\text{He} + ^3\text{He} &amp; \rightarrow &amp; ^4\,\text{He} + 2\text{p}\\
 ^4\,\text{He} + \text{D} &amp; \rightarrow &amp; ^6\,\text{Li} + \gamma\\
 ^4\,\text{He} + ^3\text{H} &amp; \rightarrow &amp; ^7\,\text{Li} + \gamma\\
 ^4\,\text{He} + ^3\text{He} &amp; \rightarrow &amp; ^7\,\text{Be} + \gamma\\
 ^6\,\text{Li} + \text{n} &amp; \rightarrow &amp; ^7\,\text{Li} + \gamma\\
 ^6\,\text{Li} + \text{p} &amp; \rightarrow &amp; ^7\,\text{Be} + \gamma\\
 ^7\,\text{Li} + \text{p} &amp; \rightarrow &amp; ^4\,\text{He} + \gamma\\
 ^7\,\text{Be} + \text{n} &amp; \rightarrow &amp; ^7\,\text{Li} + \text{p}\\
 ^7\,\text{Be} + \text{e}^- &amp; \rightarrow &amp; ^7\,\text{Li} + \gamma\\
\end{matrix}
&lt;/math&gt;&lt;/center&gt;

À t≈10&lt;sup&gt;3&lt;/sup&gt;s, à cause de l’expansion, la température devient trop faible 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 100-aines 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]] : {{2}}H.

Le [[tritium]] {{3}}H quant à lui, s'est transformé progressivement en {{3}}He au début de cette ère de part sa [[radioactivité β-]], d'une demi-vie de 12 ans 1/3.

* L'hélium :

L'[[hélium-3]] produit durant cette nucléosynthèse forme la source principale de l'{{3}}He naturel, confondu avec l'hélium-3 produit par la radioactivité du tritium initial.

L'[[hélium-4]] constitue presque tout le reste de la matière ayant réagit ~25%.
Presque tous les neutrons y sont incorporés.

Note : Dans l'Univers actuel, la majorité de l'hélium est de l'hélium primordial, l'activité stellaire n'a augmenté son abondance qu'au plus de quelques %.
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]] ({{6}}Li et {{7}}Li) primordial, où provenant de la [[radioactivité ε]] du [[béryllium]] {{7}}Be initialement produit, se transformant en {{7}}Li en une demi-vie de 53,12 jours dans les conditions ''ambiantes'' (qui n'étaient pas celles de cette ère : plasma en dilution). Ces traces infimes de {{7}}Li ont été découvertes par [[François Spite|François]] et [[Monique Spite]] en étudiant le spectres d'étoiles du halo galactique en utilisant le téléscope de 3,6 m de l'[[Observatoire Canada-France-Hawaii]]&lt;ref&gt;{{ads|1982A&amp;A...115..357S}}&lt;/ref&gt;,&lt;ref&gt;{{ads|1982Natur.297..483S}}&lt;/ref&gt;

Eléments, qui comme les isotopes de l'hydrogène {{2}}H et {{3}}H et de l'hélium {{3}}He ; n'ont pas réagit avant la fin de la nucléosynthèse, une ''trempe nucléaire'' en quelque sorte . . .

=== Caractéristiques ===
Le paramètre clé de la nucléosynthèse primordiale est le [[nombre baryonique]] qui est le rapport entre le nombre de [[baryon]]s et le nombre de [[photon]]s :

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

=== Prévisions ===
Le modèle standard prévoit des abondances de 25% pour l'hélium et 1% 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 [[quasar]]s qui sont des objets très éloignés (ils se trouvent à une distance de l’ordre de 10 à 13 milliards d’[[année-lumière|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]] ([[planète]]s ou [[satellite naturel|satellites]] ayant une atmosphère comme [[Jupiter (planète)|Jupiter]], [[Titan (lune)|Titan]]…, [[météorite]]s, 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-, [[nébuleuse]]s gazeuses contenant du deutérium gazeux ou des molécules deutérées…).

Ces mesures sont effectuées en observant les [[spectre électromagnétique|spectre]]s d'absorption et d'émission des éléments et leur intensité (exemple avec l'hydrogène et le deutérium : observation des séries de [[série de Lyman|Lyman]] et de [[série de Balmer|Balmer]]).

=== Résultats ===
D'après la revue récente de [[Gary Steigman]]&lt;ref name=&quot;Steigman06&quot;&gt;{{en}}G.~Steigman ''[http://www.slac.stanford.edu/spires/find/hep/www?rawcmd=FIND+EPRINT+HEP-PH/0611209 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.&lt;/ref&gt;&lt;ref name=&quot;Steigman05&quot;&gt;{{en}}G.~Steigman, ''[http://www.slac.stanford.edu/spires/find/hep?j=IMPAE,E15,1 Primordial nucleosynthesis: successes and challenges.]'', Int.J.Mod.Phys.E15:1-36,2006. (entrée [[SPIRES]]) &lt;/ref&gt; le [[modèle standard de la cosmologie]] prédit un rapport&lt;ref&gt;L'abondance primordiale de D est utilisée comme étalon pour fixer le paramètre libre du modèle de la nucléosynthèse primordiale.&lt;/ref&gt; &lt;math&gt;\eta=6.1\pm0.6\times 10^{-10}&lt;/math&gt; en excellent accord avec la valeur observée combinant les résultats de [[WMAP]]&lt;ref name=&quot;Spergel03&quot;&gt;D.N.~Spergel ''et al.'', ''[http://www.slac.stanford.edu/spires/find/hep?j=APJSA,148,175  First year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observations: Determination of cosmological parameters.]'', Astrophys.J.Suppl.148:175,2003. (entrée SPIRES)&lt;/ref&gt; et de [[Large Scale Survey]] qui donne &lt;math&gt;\eta=6.14 \pm 0.25 \times 10^{-10}&lt;/math&gt;. L'abondance primordiale de &lt;sup&gt;3&lt;/sup&gt;He déduite des observations est également en accord avec les prédictions du modèle standard. L'abondance primordiale de &lt;sup&gt;4&lt;/sup&gt;He 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 &lt;sup&gt;7&lt;/sup&gt;Li est plus mauvais&lt;ref name=&quot;MelendezRamirez&quot;&gt;{{en}}J.~Melendez, I.~Ramirez, ''[http://www.slac.stanford.edu/spires/find/hep?j=ASJOA,615,L33  Reappraising the Spite lithium plateau: Extremely thin and marginally consistent with WMAP.]'', Astrophys.J.615:L33,2004&lt;/ref&gt; mais étant donné que les observations faites sur l'abondance du &lt;sup&gt;7&lt;/sup&gt;Li 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&lt;ref name=&quot;Steigman05&quot;/&gt;.

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&lt;ref&gt;Voir [[Table des constantes astrophysiques]] pour la valeur précise de cette quantité&lt;/ref&gt; &lt;math&gt;\Omega_b h^2 = 0.0230&lt;/math&gt; est en excellent accord avec la valeur prédite&lt;ref name=&quot;Steigman06&quot;/&gt;. 

En résumé&lt;ref name=&quot;Steigman06&quot;/&gt;, 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, &lt;sup&gt;3&lt;/sup&gt;He 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 &lt;sup&gt;4&lt;/sup&gt;He 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 ==
=== Nombre baryonique ===
{{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 ([[trou noir|trous noirs]], [[naine brune|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 ==
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==
&lt;references/&gt;

== Voir aussi ==
* [[Big Bang]]
* [[Nucléosynthèse]]
* [[Nucléosynthèse stellaire]]

{{Portail|astronomie|physique|cosmologie}}

[[Catégorie:Cosmologie]]
[[Catégorie:Nucléosynthèse]]
[[Catégorie:Chronologie de l'histoire de l'univers]]

[[bn:মহা বিস্ফোরণ কেন্দ্রীন সংশ্লেষ]]
[[ca:Nucleosíntesi primordial]]
[[da:Big Bang-nukleosyntese]]
[[de:Primordiale Nukleosynthese]]
[[en:Big Bang nucleosynthesis]]
[[es:Nucleosíntesis primordial]]
[[fi:Alkuräjähdyksen ydinsynteesi]]
[[id:Nukleosintesis Big Bang]]
[[it:Nucleosintesi]]
[[ko:빅뱅 핵합성]]
[[lt:Didžiojo sprogimo branduolių sintezė]]
[[nl:Oerknal-nucleosynthese]]
[[pl:Pierwotna nukleosynteza]]
[[pt:Nucleossíntese primordial]]
[[ro:Nucleosinteza Big Bang]]
[[zh:太初核合成]]</text>
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