Astronomie

Pouvez-vous recommander un livre sur la nucléosynthèse du big bang et les abondances chimiques ?

Pouvez-vous recommander un livre sur la nucléosynthèse du big bang et les abondances chimiques ?

Je m'intéresse à la nucléosynthèse du big bang, à la fusion nucléaire jusqu'au fer dans les noyaux stellaires et au-delà du fer dans les supernovas, et au problème du lithium (anomalie d'abondance galactique pour les numéros atomiques 3,4,5). Comme ces sujets sont liés entre eux, j'espérais trouver de bonnes ressources sur le sujet. Quelqu'un peut-il recommander une bonne source pour l'auto-apprentissage? Au cas où cela serait pertinent (en ce qui concerne le niveau de difficulté), je suis un étudiant diplômé en physique qui manque d'exposition à des sujets connexes.


Je recommande fortement la nucléosynthèse et l'évolution chimique des galaxies de Bernard Pagel. Il contient les bases des réactions nucléaires et de l'évolution stellaire, des chapitres sur la nucléosynthèse du big bang et la production d'éléments légers, ainsi que sur la vaste étendue de la nucléoynthèse stellaire et sur la manière dont ceux-ci sont liés pour prédire l'évolution chimique des galaxies.


Mon exemplaire de "Principes de l'évolution stellaire et de la nucléosynthèse" de Donald D. Clayton date de 1968, mais il couvre ce qui vous intéresse et est destiné à un cours de deuxième cycle. C'est aussi bien écrit.


Titre : La nucléosynthèse du big bang avec des particules massives chargées à vie longue

Nous considérons la nucléosynthèse du big bang (BBN) avec des particules massives chargées à vie longue. Avant de se désintégrer, la particule chargée à vie longue se recombine avec un élément léger pour former un état lié comme un atome d'hydrogène. Cet effet modifie les taux de réaction nucléaire au cours de l'époque BBN à travers les modifications du champ de Coulomb et de la cinématique des éléments légers capturés, ce qui peut changer les abondances des éléments légers. Il est possible pour des abondances de noyaux plus lourds tels que Li et Soit de diminuer sensiblement, tandis que les rapports Y, D/H et Il/H reste inchangé. Cela peut résoudre l'écart actuel entre la prédiction du BBN et l'abondance observée de Li. Si de futures expériences de collisionneur trouvent des signaux d'une particule chargée à longue durée de vie à l'intérieur du détecteur, les informations sur sa durée de vie et ses propriétés de désintégration pourraient fournir des informations non seulement sur les modèles de physique des particules, mais également sur les phénomènes de l'Univers primitif.


Nucléosynthèse et évolution chimique des galaxies

Ce livre a été cité par les publications suivantes. Cette liste est générée à partir des données fournies par CrossRef.
  • Editeur : Cambridge University Press
  • Date de publication en ligne : juin 2012
  • Année de publication imprimée : 2009
  • ISBN en ligne : 9780511812170
  • DOI : https://doi.org/10.1017/CBO9780511812170
  • Matières : Physique et Astronomie, Astrophysique

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Description du livre

La distribution des éléments dans le cosmos est le résultat de nombreux processus, et elle fournit un outil puissant pour étudier le Big Bang, la densité de matière baryonique, la nucléosynthèse et la formation et l'évolution des étoiles et des galaxies. Couvrant de nombreux sujets passionnants en astrophysique et en cosmologie, ce manuel, rédigé par un pionnier du domaine, fournit une introduction lucide et large au sujet interdisciplinaire de l'évolution chimique galactique pour les étudiants avancés et les étudiants diplômés. Il s'agit également d'un aperçu faisant autorité pour les chercheurs et les scientifiques professionnels. Cette nouvelle édition comprend les résultats de missions spatiales récentes et de nouveaux documents sur l'abondance des populations stellaires, l'analyse nébulaire et les anomalies isotopiques météoriques, et l'analyse de l'abondance du gaz à rayons X. Des dérivations simples pour les résultats clés sont fournies, ainsi que des problèmes et des conseils de solution utiles, permettant à l'étudiant de développer une compréhension des résultats à partir de modèles numériques et d'observations réelles.

Commentaires

D'après les critiques de la première édition : « Pagel couvre tous ces aspects de la nucléosynthèse et les relie pour former une image cohérente de la façon dont les compositions des galaxies varient avec le temps. Pour son objectif déclaré en tant que manuel pour les étudiants diplômés, il est excellent.

C. R. Kitchin Source : Astronomy Now

«Chaque sujet est expliqué à partir de zéro, donnant au lecteur toutes les informations nécessaires pour aller plus loin. Le livre parvient à présenter (sans perdre en rigueur scientifique) l'un des sujets les plus fascinants de l'astrophysique moderne.'

Cesare Chiosi Source : Nature

« C'est un livre bon et utile… L'astrophysicien trouvera les connaissances astronomiques éclairantes et l'astronome trouvera des références aux discussions sur la physique sous-jacente. »

« … c'est un excellent livre - en fait, le meilleur que je connaisse dans ce domaine. Il fournit une excellente introduction à des articles de synthèse plus détaillés sur des sujets spécifiques, il contient une mine d'informations et témoigne d'une compréhension exceptionnellement large et solide d'un élément clé de la formation et de l'évolution de l'univers.

Gerry Gilmore Source : Astronomie et géophysique

« Ce livre comble une lacune dans la littérature astrophysique… certainement utile pour tout instructeur qui souhaite enseigner un cours d'un semestre sur ces sujets, en particulier parce que l'auteur a inclus de nombreux problèmes de fin de chapitre avec des conseils pour leurs solutions… un concept conceptuellement très réussi et livre utile.'


Hélium-4 et Galaxies Naines

La prédiction la plus directe et donc la plus solide de la nucléosynthèse du Big Bang concerne l'hélium-4, dont chaque noyau est constitué de deux protons et de deux neutrons. Cependant, l'hélium-4 est également un produit standard de la fusion nucléaire stellaire.

Afin d'inférer l'abondance primordiale de l'hélium-4, les astronomes se tournent vers certains galaxies naines . L'image suivante montre un exemple important, la galaxie “I Zwicky 18”, une galaxie naine assez proche de nous selon les normes intergalactiques, à seulement 45 millions d'années-lumière :

[Image : NASA, ESA, Y. Izotov (Main Astronomical Observatory, Kiev, UA) et T. Thuan (Université de Virginie)]

Bien qu'il n'y ait aucun moyen direct de déterminer quelle quantité d'hélium détecté est de l'hélium-4, par opposition à l'hélium-3 (ce dernier n'a qu'un seul neutron dans chaque noyau), les mesures dans notre propre galaxie montrent que l'hélium-3 est extrêmement rare, représentant à peine un millième de pour cent de l'hélium total. Ainsi, aucune erreur significative n'est introduite en considérant que l'abondance d'hélium mesurée est la même que l'abondance d'hélium-4 pour une galaxie naine donnée.

Lorsque ces déterminations d'abondance sont effectuées pour un certain nombre de nuages ​​et différentes galaxies naines, on peut tracer les résultats pour montrer comment la teneur en hélium-4 et la teneur en oxygène sont liées :

[Image utilisant les données d'Izotov & Thuan, ApJ 511 (1999) , 639 et ApJ 500 (1998), 188]

Toutes les recherches de ce type aboutissent à une fraction massique d'hélium-4 primordial de 24 %, avec une incertitude d'un peu plus de 1 %. Pas mal pour une extrapolation simple. Dans le détail, cependant, il existe encore des désaccords entre les différents groupes de recherche qui ont effectué de telles évaluations par une estimation prudente, la vraie valeur se situe quelque part entre 23,2 et 25,8 pour cent.


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Exemple d'essai sur le Big Bang, la matière noire et l'inflation

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Exemple d'essai sur le Big Bang, la matière noire et l'inflation

La nucléosynthèse du big bang fait référence au processus de formation des éléments légers dans les premiers stades de l'univers. Les éléments formés sont l'hélium-4, l'hélium-3, le béryllium-7, le deutérium, le tritium et les isotopes de l'hélium-7. Cependant, les isotopes tritium et béryllium-7 sont instables et se désintègrent rapidement en hélium-3 et lithium-7 respectivement. La plupart des cosmologistes pensent que ce processus s'est produit entre 10 minutes et 20 minutes après le big bang. Le processus s'est produit dans la plage de température de 116 gigakelvin et 1,16 gigakelvin et s'est produit dans tout l'univers visible. À ce stade, l'univers se composait de températures très élevées qui empêchaient la formation du nucléaire atomique, mais il existait sous la forme d'une soupe contenant des protons, des neutrons, des photons et des électrons. Lorsque les protons et les neutrons se sont combinés, ils ont formé un noyau atomique qui a été rapidement détruit par des collisions avec les photons. Cependant, à mesure que la température baissait, la quantité de photons diminuait considérablement et favorisait la formation de ces éléments (Test d'abondance des isotopes au lithium Big Bang Nucleosynthèse).

L'inflation fait référence à l'expansion exponentielle de l'univers qui a duré très peu de temps, environ 10 à 37 secondes. Ce processus a conduit à une réduction de la température et de la pression qui a favorisé la nucléosynthèse. Hubble a observé que les galaxies lointaines s'éloignaient de la Terre en étudiant leurs décalages vers le rouge, ce qui soutient l'idée qu'autrefois les objets de l'univers étaient plus proches les uns des autres dans le passé. L'inflation indique que l'univers lors de sa conception était constitué de matière très dense à des températures très élevées.

La matière noire fait référence à la matière dans l'univers qui ne peut pas être détectée à l'aide de méthodes d'observation ordinaires telles que l'utilisation de rayonnement électromagnétique. Sa présence ne peut être déduite que de son interaction avec la matière visible. La matière noire est en outre classée en chaud, chaud et froid en fonction de l'énergie et de la vitesse associées aux particules. On pense que la matière noire froide est la clé pour expliquer la masse de l'univers, car les étoiles et autres objets ne constituent qu'une fraction de la masse estimée. La matière noire froide fait référence à la matière qui se déplace à une vitesse très faible par rapport à la vitesse de la lumière et qui ne rayonne, n'absorbe ou n'interagit en aucune façon avec l'énergie du spectre électromagnétique. Cependant, la matière noire froide interagit avec le champ gravitationnel comme en témoigne la déformation de la lumière des galaxies lointaines par les amas de cette matière et explique également pourquoi les lois de Kepler ne s'appliquent pas à la révolution des galaxies (Paul).

La matière noire froide peut être divisée en particules massives à interaction faible (WIMP), en axions et en objets creux compacts massifs (MACHOS). Les MACHO sont massifs, non lumineux et similaires aux trous noirs et aux étoiles à neutrons. Cependant, le nombre énorme de ces objets qui peuvent être utilisés pour expliquer la masse manquante de l'univers contredit la théorie du big bang. Cette matière noire peut être détectée en utilisant la technique de lentille gravitationnelle proposée par Albert Einstein où l'objet focalise la lumière d'autres galaxies et les rend plus lumineuses ou en observant son influence gravitationnelle sur les objets proches. La masse des MACHO peut être estimée en déterminant la distance et la durée du phénomène de lentille. D'un autre côté, les WIMPS sont difficiles à détecter car ils sont constitués de petites particules subatomiques qui traversent la matière ordinaire. Divers projets ont été mis en place pour détecter les WIMPS en étudiant les changements qui pourraient se produire dans un solide suite à sa réaction avec la matière ordinaire. Une expérience utilise la calotte glaciaire arctique comme instrument pour détecter cette classe de matière noire.


Une mise à jour sur la prédiction de la nucléosynthèse du big bang pour Li : le problème s'aggrave

3 lorsqu'il est calculé théoriquement. Les abondances primordiales dépendent plus » des taux de réaction nucléaire astrophysique et de trois paramètres supplémentaires, le nombre de saveurs de neutrinos légers, la durée de vie des neutrons et le rapport baryon/photon dans l'Univers. L'effet de la modification de trente-cinq vitesses de réaction sur les rendements d'abondance des éléments légers dans le BBN a été étudié plus tôt par nous. Dans le présent travail, nous avons incorporé les valeurs les plus récentes de la durée de vie des neutrons et du rapport baryon/photon et avons encore modifié Il(Il, γ)Be taux de réaction qui est utilisé directement pour estimer la formation de Li à la suite de β décroissance ainsi que les taux de réaction pour t(Il,γ)Li et d(Il,γ)Li. Nous constatons que ces modifications réduisent l'abondance théoriquement calculée de Li par


Titre : La nucléosynthèse standard du big bang et les abondances primordiales de CNO après Planck

La nucléosynthèse primordiale ou big bang (BBN) est l'une des trois preuves historiques solides du modèle du big bang. Les résultats récents de la mission satellite Planck ont ​​légèrement modifié l'estimation de la densité baryonique par rapport à l'analyse WMAP précédente. Cet article met à jour les prédictions BBN pour les éléments légers en utilisant les paramètres cosmologiques déterminés par Planck, ainsi qu'une amélioration du réseau nucléaire et de nouvelles observations spectroscopiques. Il y a une légère baisse de l'abondance primordiale de Li/H, cependant, cette valeur de lithium reste encore typiquement 3 fois plus grande que son abondance spectroscopique observée dans les étoiles de halo de la Galaxie. Selon l'importance de ce ''problème lithium nous traçons les petits changements dans son abondance calculée BBN suite aux mises à jour de la densité baryonique, de la durée de vie des neutrons et des réseaux. De plus, pour la première fois, nous fournissons des limites de confiance pour la production de Li, Être, B et CNO, résultant de notre vaste calcul Monte Carlo avec notre réseau étendu. Un accent particulier est mis sur la production primordiale du CNO. Compte tenu des incertitudes sur les taux nucléaires autour de la formation de CNO, on obtient CNO/H (5-30)×10. Nous améliorons encore cette estimation en analysant les corrélations entre les rendements et les taux de réaction plus » et identifié de nouveaux taux de réaction influents. Ces taux incertains, s'ils variaient simultanément, pourraient conduire à une augmentation significative de la production de CNO : CNO/H∼10. Ce résultat est important pour l'étude de la formation des étoiles de la population III au cours de l'âge sombre. « moins


Séquence

La nucléosynthèse du Big Bang a commencé environ trois minutes après le Big Bang, lorsque l'univers s'était suffisamment refroidi pour former des protons et des neutrons stables, après la baryogenèse. [ 3 ] Les abondances relatives de ces particules découlent d'arguments thermodynamiques simples, combinés à la façon dont la température moyenne de l'univers change au cours du temps (si les réactions nécessaires pour atteindre les valeurs d'équilibre thermodynamiquement favorisées sont trop lentes par rapport au changement de température apporté environ par l'expansion, les abondances resteront à une certaine valeur spécifique de non-équilibre). En combinant la thermodynamique et les changements induits par l'expansion cosmique, on peut calculer la fraction de protons et de neutrons en fonction de la température à ce point. La réponse est qu'il y a environ sept protons pour chaque neutron au début de la nucléogenèse, un rapport qui resterait stable même après la fin de la nucléogenèse. Cette fraction est en faveur des protons au départ principalement parce que la masse inférieure du proton favorise leur production. Les neutrons libres se désintègrent également en protons avec une demi-vie d'environ 15 minutes, et cette échelle de temps est trop longue pour affecter le nombre de neutrons sur la période au cours de laquelle le BBN a eu lieu, principalement parce que la plupart des neutrons libres avaient déjà été absorbés. dans les 3 premières minutes de la nucléogenèse, un temps trop court pour qu'une fraction significative d'entre eux se désintègre en protons.

Une caractéristique de BBN est que les lois physiques et les constantes qui régissent le comportement de la matière à ces énergies sont très bien comprises, et donc BBN manque de certaines des incertitudes spéculatives qui caractérisent les périodes antérieures de la vie de l'univers. Une autre caractéristique est que le processus de nucléosynthèse est déterminé par les conditions au début de cette phase de la vie de l'univers, ce qui rend ce qui se passe avant sans importance.

Au fur et à mesure que l'univers s'étend, il se refroidit. Les neutrons et les protons libres sont moins stables que les noyaux d'hélium, et les protons et les neutrons ont une forte tendance à former de l'hélium-4. Cependant, la formation d'hélium-4 nécessite l'étape intermédiaire de formation de deutérium. Au moment où se produit la nucléosynthèse, la température est suffisamment élevée pour que l'énergie moyenne par particule soit supérieure à l'énergie de liaison du deutérium. Par conséquent, tout deutérium formé est immédiatement détruit (situation connue sous le nom de goulot d'étranglement du deutérium). Par conséquent, la formation d'hélium-4 est retardée jusqu'à ce que l'univers devienne suffisamment froid pour former du deutérium (à environ T = 0,1 MeV), lorsqu'il y a une soudaine explosion de formation d'éléments. Cependant, très peu de temps après, vingt minutes après le Big Bang, l'univers devient trop froid pour qu'une nouvelle fusion nucléaire et nucléosynthèse se produisent. À ce stade, les abondances élémentaires sont presque fixes et ne changent que lorsque certains des produits radioactifs du BBN (comme le tritium) se désintègrent. [ 4 ]

Histoire de la théorie

L'histoire de la nucléosynthèse du Big Bang a commencé avec les calculs de Ralph Alpher et George Gamow dans les années 1940. Alpher et Gamow publieraient l'article fondateur d'Alpher-Bethe-Gamow (l'ajout de Bethe en tant qu'auteur était une blague, voir l'article sur l'article) décrivant la théorie de la production d'éléments lumineux dans l'univers primitif.

Au cours des années 1970, il y avait une énigme majeure en ce que la densité de baryons telle que calculée par la nucléosynthèse du Big Bang était bien inférieure à la masse observée de l'univers sur la base des calculs du taux d'expansion. Cette énigme a été résolue en grande partie en postulant l'existence de la matière noire.

Éléments lourds

La nucléosynthèse du Big Bang n'a produit aucun élément plus lourd que le béryllium, en raison d'un goulot d'étranglement : l'absence d'un noyau stable à 8 ou 5 nucléons. Dans les étoiles, le goulot d'étranglement est franchi par des triples collisions de noyaux d'hélium-4, produisant du carbone (le processus triple-alpha). Cependant, ce processus est très lent, prenant des dizaines de milliers d'années pour convertir une quantité importante d'hélium en carbone dans les étoiles, et a donc apporté une contribution négligeable dans les minutes qui ont suivi le Big Bang.

Hélium-4

La nucléosynthèse du Big Bang prédit une abondance primordiale d'environ 25 % d'hélium-4 en masse, quelles que soient les conditions initiales de l'univers. Tant que l'univers était suffisamment chaud pour que les protons et les neutrons se transforment facilement, leur rapport, déterminé uniquement par leurs masses relatives, était d'environ 1 neutron pour 7 protons (permettant une certaine désintégration des neutrons en protons). Une fois la température suffisamment froide, les neutrons se sont rapidement liés à un nombre égal de protons pour former de l'hélium-4. L'hélium-4 est très stable et ne se désintègre ni ne se combine facilement pour former des noyaux plus lourds. Ainsi, sur 16 nucléons (2 neutrons et 14 protons), 4 d'entre eux (25 %) se sont combinés en un noyau d'hélium-4. Une analogie consiste à considérer l'hélium-4 comme de la cendre, et la quantité de cendres que l'on forme lorsque l'on brûle complètement un morceau de bois est insensible à la façon dont on le brûle.

L'abondance d'hélium-4 est importante car il y a beaucoup plus d'hélium-4 dans l'univers que ce qui peut être expliqué par la nucléosynthèse stellaire. De plus, il fournit un test important pour la théorie du Big Bang. Si l'abondance d'hélium observée est très différente de 25 %, cela poserait un sérieux défi à la théorie. Ce serait particulièrement le cas si l'abondance initiale d'hélium-4 était bien inférieure à 25 %, car il est difficile de détruire l'hélium-4. Pendant quelques années au milieu des années 1990, des observations ont suggéré que cela pourrait être le cas, amenant les astrophysiciens à parler d'une crise nucléosynthétique du Big Bang, mais d'autres observations étaient cohérentes avec la théorie du Big Bang. [ 5 ]

Deutérium

Le deutérium est en quelque sorte l'opposé de l'hélium-4 en ce sens que si l'hélium-4 est très stable et très difficile à détruire, le deutérium n'est que marginalement stable et facile à détruire. Parce que l'hélium-4 est très stable, il y a une forte tendance de la part de deux noyaux de deutérium à se combiner pour former de l'hélium-4. La seule raison pour laquelle BBN ne convertit pas tout le deutérium de l'univers en hélium-4 est que l'expansion de l'univers a refroidi l'univers et a interrompu cette conversion avant qu'elle ne puisse être achevée. Une conséquence de ceci est que contrairement à l'hélium-4, la quantité de deutérium est très sensible aux conditions initiales. Plus l'univers est dense, plus le deutérium est converti en hélium-4 avant la fin du temps imparti et moins il reste de deutérium.

Il n'y a aucun processus post-Big Bang connu qui produirait des quantités importantes de deutérium. Par conséquent, les observations sur l'abondance du deutérium suggèrent que l'univers n'est pas infiniment vieux, ce qui est conforme à la théorie du Big Bang.

Au cours des années 1970, des efforts importants ont été déployés pour trouver des processus susceptibles de produire du deutérium, ce qui s'est avéré être un moyen de produire des isotopes autres que le deutérium. Le problème était que, bien que la concentration de deutérium dans l'univers soit cohérente avec le modèle du Big Bang dans son ensemble, elle est trop élevée pour être cohérente avec un modèle qui suppose que la majeure partie de l'univers est constituée de protons et de neutrons. Si l'on suppose que tout l'univers est constitué de protons et de neutrons, la densité de l'univers est telle qu'une grande partie du deutérium actuellement observé aurait été brûlée en hélium-4.

Cette incohérence entre les observations du deutérium et les observations du taux d'expansion de l'univers a conduit à un grand effort pour trouver des processus qui pourraient produire du deutérium. Après une décennie d'efforts, le consensus était que ces processus sont peu probables, et l'explication standard maintenant utilisée pour l'abondance de deutérium est que l'univers ne se compose pas principalement de baryons, et que la matière non baryonique (également connue sous le nom de matière noire) constitue la majeure partie de la masse de matière de l'univers. Cette explication est également cohérente avec les calculs qui montrent qu'un univers composé principalement de protons et de neutrons serait beaucoup plus grumeleux que ce qui est observé.

Il est très difficile de trouver un autre procédé qui produirait du deutérium par fusion nucléaire. Ce que ce processus nécessiterait, c'est que la température soit suffisamment élevée pour produire du deutérium, mais pas assez chaude pour produire de l'hélium-4, et que ce processus se refroidisse immédiatement à des températures non nucléaires après quelques minutes au maximum. De plus, il est nécessaire que le deutérium soit balayé avant qu'il ne se reproduise.

La production de deutérium par fission est également difficile. Le problème ici encore est que le deutérium est très sujet aux processus nucléaires, et que les collisions entre noyaux atomiques sont susceptibles d'entraîner soit l'absorption des noyaux, soit la libération de neutrons libres ou de particules alpha. Au cours des années 1970, des tentatives ont été faites pour utiliser la spallation des rayons cosmiques pour produire du deutérium. Ces tentatives n'ont pas réussi à produire du deutérium, mais ont produit de manière inattendue d'autres éléments légers.


La physique nucléaire dans un univers en expansion

Au fur et à mesure que l'univers se refroidit, le contenu de la matière change : de nouvelles particules sont formées à partir des particules préexistantes, telles que les protons et les neutrons formés à partir des quarks. D'environ une seconde à quelques minutes de temps cosmique, lorsque la température est tombée en dessous de 10 milliards de Kelvin, les conditions sont idéales pour que les protons et les neutrons se combinent et forment certaines espèces de noyaux atomiques. Cette phase est appelée nucléosynthèse du Big Bang.

Alors que l'univers primitif est totalement différent de notre monde quotidien, la physique nucléaire de base aux énergies appropriées est bien dans la gamme des expériences de laboratoire. Suite à de telles expériences, les propriétés des réactions nucléaires concernées sont très bien connues. Les physiciens peuvent baser leurs calculs sur des données expérimentales solides lorsqu'ils souhaitent décrire des réactions comme celle illustrée ici :

L'image illustre deux des réactions nucléaires se produisant lors de la nucléosynthèse du Big Bang : elle montre des protons et des neutrons se combinant pour former des noyaux de deutérium (D, contenant un proton et un neutron), accompagnés de l'émission de photons de haute énergie (notés γ) en outre, il montre deux noyaux de deutérium fusionnant pour produire un noyau d'hélium-3 (avec deux protons et un neutron) et un neutron libre.

Compte tenu d'une multitude de réactions nucléaires similaires à celles illustrées ci-dessus, on peut alors appliquer des formules statistiques générales qui régissent les abondances relatives des différents constituants de la matière. Quels noyaux sont produits, et en quelle quantité, est le résultat d'une course entre les différentes réactions nucléaires d'une part et le refroidissement inévitable qui accompagne l'expansion de l'univers d'autre part. (Vous trouverez plus de détails sur la physique derrière la nucléosynthèse du Big Bang dans le texte phare Equilibrium and Change.)

Il s'avère que la nucléosynthèse du Big Bang favorise fortement les éléments très légers comme l'hydrogène et l'hélium - non seulement l'hydrogène standard (un proton) et l'hélium-4 (deux neutrons et deux protons), mais aussi les isotopes deutérium (un proton, un neutron), le tritium (un proton, deux neutrons) et l'hélium-3 (deux protons, un neutron). En masse, environ un quart des noyaux de l'univers devraient être de l'hélium-4. Les noyaux de deutérium, de tritium, d'hélium-3 et de lithium-7 devraient se produire en quantités beaucoup plus petites, mais toujours mesurables.


3 - Origine des éléments

Plusieurs processus étaient responsables de la production de l'inventaire actuel des éléments du cosmos. De l'hydrogène, de l'hélium et du lithium ont été créés lors du Big Bang, une explosion massive qui aurait produit l'univers. Des éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium, appelés métaux en astronomie, ont été produits dans les étoiles par des processus appelés collectivement nucléosynthèse stellaire. Les éléments chimiques autres que l'hydrogène et l'hélium dans notre système solaire sont le résultat de la nucléosynthèse qui s'est produite dans les étoiles qui ont vécu et sont mortes avant la formation du système solaire. Ces processus impliquent la fusion d'éléments légers en éléments lourds, parfois à des taux modestes à mesure que les étoiles évoluent et parfois à des taux furieux lors d'explosions stellaires. Des quantités importantes de quelques éléments rares, tels que le lithium, le béryllium et le bore, ont été créées via des réactions de spallation, dans lesquelles des collisions entre des rayons cosmiques hautement énergétiques (généralement des protons ou des ions hélium) et des atomes brisent les nucléides les plus lourds en fragments plus légers. Et, bien sûr, certains nucléides ont été produits par désintégration de nucléides radioactifs. Dans ce chapitre, nous passerons en revue ces processus et discuterons de l'évolution des abondances élémentaires avec le temps dans l'univers et la galaxie.

Le modèle cosmologique qui explique le mieux l'origine de l'univers est le Big Bang. Selon ce modèle, l'univers a commencé à un moment fini dans le passé et à un point discret de l'espace, s'est étendu à partir d'un état initial dense et chaud de très petite taille, et continue de s'étendre à ce jour.