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La nucléosynthèse primordiale : une fenêtre sur la physique des premières minutes de l’Univers
Aux tous premiers instants de son histoire, l’univers, extrêmement dense et chaud, est un plasma constitué de rayonnement et de particules. C’est pourquoi la physique de l’infiniment petit s’y applique admirablement. Elle constitue la clé de la compréhension d’une période cruciale de l’histoire dumonde, celle qui a vu apparaître les premiers noyaux d’atomes.
Introduction
La nucléosynthèse primordiale (BBN) qui s’est déroulée dans les minutes suivant le Big-Bang a formé les éléments chimiques les plus légers : hydrogène, hélium et lithium. Elle constitue, aux côtés de l’expansion de l’Univers et du rayonnement cosmologique fossile (« Cosmic Microwave Background », CMB 1), l’un des troispiliers de la théorie du Big-Bang. En effet, les proportions relatives des isotopes de ces éléments, couvrant 9 ordres de grandeur, de 4He/H ? 0,1 à 7Li/H ? 10-10 (rapport en nombre qui correspond au rapport du nombre d’atomes de l’élément sur le nombre d’atomes de l’hydrogène) sont expliquées de manière cohérente dans le cadre du modèle cosmologique standard. La densité baryonique de l’Univers ?b(qui correspond à la densité d’atomes, ou de façon équivalente, le paramètre ? utilisé dans cet article qui est le rapport du nombre de baryons au nombre de photons) est un paramètre de première importance pour la cosmologie. Afin de déterminer ?b, il convient de confronter les calculs théoriques de nucléosynthèse primordiale et les observations astronomiques des isotopes cosmologiques impliqués.Par ailleurs, le satellite WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) dévolu à l’étude du CMB a permis de déterminer que cette densité baryonique de l’Univers vaut 4 % de sa densité totale avec une bonne précision. Il faut aussi noter que 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 desparticules au CERN. Enfin, les sections efficaces des réactions nucléaires, parties prenantes dans la nucléosynthèse primordiale ont, quant à elles, pour la plupart été mesurées en laboratoire. Il est désormais possible de mettre à profit cette période de l’Univers pour tester et contraindre de multiples aspects de la cosmologie primordiale, de l’astroparticule, de la physique fondamentale, ainsique de l’astrophysique. Voici donc un domaine interdisciplinaire par excellence.
La comparaison entre théorie et observations montre que les mesures spectroscopiques des sites astrophysiques les plus primitifs, qui permettent de remonter aux abondances primordiales, confortent les déductions de WMAP concernant le deutérium (noté d, D ou 2H) et l’hélium-4 (4He). Mais une grande disparitéapparaît s’agissant du lithium-7 (7Li) : les abondances mesurées sont deux à trois fois inférieures à l’abondance déduite de l’expérience WMAP. Ce mystère ouvre un chapitre passionnant de l’astrophysique et de la cosmologie.
Abondances primordiales : observations comparées aux modèles
Trois modes de production des noyaux d’atomes opèrent dans l’univers, i) la nucléosynthèse primordiale, responsablede la formation des isotopes les plus légers ii) la nucléosynthèse par collision noyau-noyau à des énergies au-delà de quelques MeV par nucléon, qui engendrent trois éléments fragiles, Li, Be, B et iii) la nucléosynthèse stellaire, responsable de la formation de la plus grande partie des noyaux plus lourds, depuis le carbone jusqu’à l’uranium par le biais de la fusion thermonucléaire et la capture(lente ou rapide) de neutrons. La modélisation du premier mode de production, celui de la BBN, permet d’obtenir les abondances de 4He, D, 3He et 7Li en fonction du seul paramètre ?, rapport du nombre de baryons au nombre de photons. La comparaison de ces abondances avec celles obtenues à partir d’observations astronomiques d’objets ayant peu évolué (non contaminés par la nucléosynthèse…