Astronomie

La nucléosynthèse est-elle responsable de l'expansion de l'univers ?

La nucléosynthèse est-elle responsable de l'expansion de l'univers ?

Est-ce juste une coïncidence que les deux grandes périodes d'expansion se produisent à proximité des périodes de nucléosynthèse ?

  1. La nucléosynthèse du Big Bang s'est produite très près de la période d'inflation.

  2. La supernova et la nucléosynthèse stellaire ont créé des éléments plus lourds à mesure que les étoiles mouraient, et l'univers a subi une accélération accrue.

Autres réflexions :
La métaphore de l'expansion de l'univers est souvent décrite comme un ballon gonflant, mais pourrait-il être tout aussi valable de considérer l'expansion comme une matière tombant bien dans sa propre gravité, loin de l'infini moins toute autre matière dans son champ de gravité. L'effet étant que la matière irradie l'espace lui-même alors que la gravité s'éloigne de l'infini. Tout comme les éléments plus lourds créent un champ de gravité plus fort, les éléments plus lourds accéléreraient loin de l'infini moins les autres matières dans son champ de gravité, à un rythme plus rapide.

Finalement, à l'échelle cosmique, la désintégration atomique libérerait l'énergie confinée et l'énergie reviendrait à l'infini, créant l'apparence d'un univers en contraction qui redémarrerait le Big Bang. Si cette idée est la réalité, elle créerait une cosmologie géodésiquement complète.


La nucléosynthèse du big bang ne s'est pas produite "proche de la période d'inflation". l'inflation s'est produite à environ 10$^{-36}$s. La nucléosynthèse s'est produite à partir d'environ 10 secondes.

En termes relatifs, le rapport de l'âge de l'univers maintenant, à 10 secondes est beaucoup plus petit que le rapport de 10 secondes à 10$^{-36}$s. Et, de manière significative, la nucléosynthèse s'est produite après l'inflation, elle ne peut donc pas être la cause de l'inflation.

Quant à l'énergie noire, personne n'a de modèle réel pour cela. Le test de toute théorie est son efficacité empirique. Dans l'état actuel des choses, vous avez avancé une théorie pour animaux de compagnie, sans aucun modèle ni analyse mathématique.


La nucléosynthèse est-elle responsable de l'expansion de l'univers ? - Astronomie

Revue internationale d'astronomie

Nucléosynthèse du Big Bang avec variation de la « constante gravitationnelle » en présence de la « constante cosmologique »

S. Kalita, K. Duora, H. L. Duorah

Département de physique, Université Gauhati, Guwahati, 781014, Assam

Écrire à : S. Kalita, Département de physique, Université Gauhati, Guwahati, 781014, Assam.

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La "constante cosmologique" étant un candidat satisfaisant d'un point de vue observationnel pour l'énergie noire est traitée comme une densité d'énergie constante du vide. Les variations possibles de la « constante gravitationnelle » et de la « constante cosmologique » au début de l'Univers ont été limitées par la nucléosynthèse du Big Bang (BBN). Le BBN est très sensible au taux d'expansion de l'Univers primitif qui est en fait régi par la « constante gravitationnelle » ainsi que la « constante cosmologique ». Elle se manifeste par la variation des abondances élémentaires primordiales pour l'hélium ( et le lithium ( , par l'élévation de la température de gel neutron-proton. Une telle élévation équivaut à la diminution de la différence de masse neutron-proton (Q). Une « constante gravitationnelle » efficace) est formé en l'exprimant en termes de "constante cosmologique" et de densité d'énergie de fond. La plage autorisée de la "constante cosmologique" conduit à celle de l'hélium primordial qui a ensuite été utilisé pour contraindre la variation de la "constante gravitationnelle".

Mots clés: Constante gravitationnelle, constante cosmologique, gel, énergie du vide


L'abondance du deutérium

Tout le deutérium formé par la capture de neutrons par des protons ne réagirait pas davantage pour produire de l'hélium. On peut s'attendre à ce qu'il reste un petit résidu, la fraction exacte dépendant sensiblement de la densité de matière ordinaire existant dans l'univers lorsque l'univers avait quelques minutes. Le problème peut être inversé : étant donné les valeurs mesurées de l'abondance du deutérium (corrigées de divers effets), quelle densité de matière ordinaire doit être présente à une température de 10 9 K pour que les calculs de réaction nucléaire reproduisent l'abondance de deutérium mesurée ? La réponse est connue, et cette densité de matière ordinaire peut être augmentée par de simples relations d'échelle d'une température de rayonnement de 10 9 K à une de 2,735 K. Cela donne une densité actuelle prédite de matière ordinaire et peut être comparée à la densité déduite de existent dans les galaxies lorsqu'elles sont moyennées sur de grandes régions. Les deux nombres sont dans un facteur de quelques-uns l'un de l'autre. En d'autres termes, le calcul du deutérium implique qu'une grande partie de la matière ordinaire de l'univers a déjà été vue dans les galaxies observables. La matière ordinaire ne peut pas être la masse cachée de l'univers.


Nucléosynthèse du Big Bang


L'abondance prédite d'éléments plus lourds que l'hydrogène, en fonction de la densité des baryons dans l'univers (exprimée en termes de fraction de densité critique en baryons, Omega_B et la constante de Hubble, h).

Dans les années 50 et 60, la théorie prédominante concernant la formation des éléments chimiques dans l'Univers était due aux travaux de G.Burbidge, M.Burbidge, Fowler et Hoyle. La théorie BBFH, comme on l'a connue, postulait que tous les éléments étaient produits soit dans des intérieurs stellaires, soit lors d'explosions de supernova. Bien que cette théorie ait connu un succès relatif, on a découvert qu'elle manquait à certains égards importants. Pour commencer, on a estimé que seule une petite quantité de matière trouvée dans l'Univers devrait être constituée d'hélium si les réactions nucléaires stellaires étaient sa seule source de production. En fait, on observe que plus de 25 % de la matière totale de l'Univers est constituée d'hélium --- bien plus que ce que prédit la théorie ! Une énigme similaire existe pour le deutérium. Selon la théorie stellaire, le deutérium ne peut pas être produit dans les intérieurs stellaires en fait, le deutérium est détruit à l'intérieur des étoiles. Par conséquent, l'hypothèse BBFH ne pouvait pas à elle seule expliquer adéquatement les abondances observées d'hélium et de deutérium dans l'Univers.

Grâce aux efforts pionniers de George Gamow et de ses collaborateurs, il existe maintenant une théorie satisfaisante quant à la production d'éléments légers dans l'Univers primitif. Au tout début de l'Univers, la température était si élevée que toute la matière était entièrement ionisée et dissociée. Environ trois minutes après le Big Bang lui-même, la température de l'Univers s'est rapidement refroidie de son phénoménal 10^32 Kelvin à environ 10^9 Kelvin. A cette température, la nucléosynthèse, ou la production d'éléments légers, pourrait avoir lieu. Dans un court intervalle de temps, des protons et des neutrons sont entrés en collision pour produire du deutérium (un proton lié à un neutron). La plupart du deutérium est alors entré en collision avec d'autres protons et neutrons pour produire de l'hélium et une petite quantité de tritium (un proton et deux neutrons). Le lithium 7 pourrait également naître de la coalescence d'un noyau de tritium et de deux noyaux de deutérium.

La théorie de la nucléosynthèse du Big Bang prédit qu'environ 25% de la masse de l'Univers est constituée d'hélium. Il prédit également environ 0,01 % de deutérium et des quantités encore plus faibles de lithium. Le point important est que la prédiction dépend de manière critique de la densité des baryons (c'est-à-dire des neutrons et des protons) au moment de la nucléosynthèse. De plus, une valeur de cette densité de baryons peut expliquer toutes les abondances à la fois. En termes de densité critique actuelle de matière, la densité requise de baryons est de quelques pour cent (la valeur exacte dépend de la valeur supposée de la constante de Hubble). Cette valeur relativement faible signifie que toute la matière noire ne peut pas être baryonique, c'est-à-dire que nous sommes obligés de considérer des candidats particules plus exotiques.

Le fait que l'hélium ne semble nulle part avoir une abondance inférieure à 23% de la masse est une preuve très forte que l'Univers a traversé une phase chaude précoce. C'est l'une des pierres angulaires du modèle Hot Big Bang. Un soutien supplémentaire vient de la cohérence des autres abondances d'éléments lumineux pour une densité de baryon particulière et d'une mesure indépendante de la densité de baryon à partir des anisotropies dans le rayonnement de fond de micro-ondes cosmique. Il semble que nous comprenions vraiment les processus physiques qui se sont déroulés dans les premières minutes de l'évolution de l'Univers !


Les principaux types de nucléosynthèse

La nucléosynthèse du Big Bang

La nucléosynthèse du Big Bang s'est produite dans les trois premières minutes du début de l'univers et est responsable d'une grande partie de l'abondance de 1 H (protium), 2 H (D, deutérium), 3 He (hélium-3) et 4 He ( hélium-4). Bien que 4 He continue d'être produit par fusion stellaire et que des désintégrations alpha et des traces de 1 H continuent d'être produites par spallation et certains types de désintégration radioactive, on pense que la majeure partie de la masse des isotopes dans l'univers a été produite dans le Big Bang. On considère que les noyaux de ces éléments, ainsi que 7 Li et 7 Be se sont formés entre 100 et 300 secondes après le Big Bang, lorsque le plasma quark-gluon primordial s'est gelé pour former des protons et des neutrons. En raison de la très courte période pendant laquelle la nucléosynthèse s'est produite avant d'être arrêtée par expansion et refroidissement (environ 20 minutes), aucun élément plus lourd que le béryllium (ou éventuellement le bore) n'a pu être formé. Les éléments formés pendant cette période étaient à l'état de plasma et ne se sont refroidis à l'état d'atomes neutres que bien plus tard. [ citation requise ]

Nucléosynthèse stellaire

La nucléosynthèse stellaire est le processus nucléaire par lequel de nouveaux noyaux sont produits. Il se produit dans les étoiles au cours de l'évolution stellaire. Il est responsable des abondances galactiques d'éléments allant du carbone au fer. Les étoiles sont des fours thermonucléaires dans lesquels H et He sont fusionnés en noyaux plus lourds par des températures de plus en plus élevées à mesure que la composition du cœur évolue. [8] Le carbone est particulièrement important, car sa formation à partir de He est un goulot d'étranglement dans l'ensemble du processus. Le carbone est produit par le processus triple-alpha dans toutes les étoiles. Le carbone est également le principal élément qui provoque la libération de neutrons libres dans les étoiles, donnant lieu au processus s, dans lequel la lente absorption des neutrons convertit le fer en éléments plus lourds que le fer et le nickel. [9]

Les produits de la nucléosynthèse stellaire sont généralement dispersés dans le gaz interstellaire à travers des épisodes de perte de masse et les vents stellaires des étoiles de faible masse. Les événements de perte de masse peuvent être observés aujourd'hui dans la phase des nébuleuses planétaires de l'évolution des étoiles de faible masse, et la fin explosive des étoiles, appelées supernovae, de celles qui ont plus de huit fois la masse du Soleil.

La première preuve directe que la nucléosynthèse se produit dans les étoiles a été l'observation astronomique que le gaz interstellaire s'est enrichi en éléments lourds au fil du temps. En conséquence, les étoiles qui en sont nées tardivement dans la galaxie se sont formées avec des abondances initiales d'éléments lourds beaucoup plus élevées que celles qui s'étaient formées plus tôt. La détection de technétium dans l'atmosphère d'une étoile géante rouge en 1952, [10] par spectroscopie, a fourni la première preuve d'une activité nucléaire au sein des étoiles. Parce que le technétium est radioactif, avec une demi-vie bien inférieure à l'âge de l'étoile, son abondance doit refléter sa création récente au sein de cette étoile. Une preuve tout aussi convaincante de l'origine stellaire des éléments lourds est la grande surabondance d'éléments stables spécifiques trouvés dans les atmosphères stellaires des étoiles à branches géantes asymptotiques. L'observation d'abondances de baryum environ 20 à 50 fois supérieures à celles trouvées dans les étoiles non évoluées est la preuve du fonctionnement du processus s au sein de ces étoiles. De nombreuses preuves modernes de la nucléosynthèse stellaire sont fournies par les compositions isotopiques de la poussière d'étoile, des grains solides qui se sont condensés à partir des gaz d'étoiles individuelles et qui ont été extraits de météorites. La poussière d'étoile est un composant de la poussière cosmique et est souvent appelée grains présolaires. Les compositions isotopiques mesurées dans les grains de poussière d'étoile démontrent de nombreux aspects de la nucléosynthèse au sein des étoiles à partir de laquelle les grains se sont condensés pendant les épisodes de perte de masse en fin de vie de l'étoile. [11]

Nucléosynthèse explosive

La nucléosynthèse des supernovas se produit dans l'environnement énergétique des supernovae, dans lesquels les éléments entre le silicium et le nickel sont synthétisés en quasi-équilibre [12] établi lors d'une fusion rapide qui se fixe par des réactions nucléaires équilibrées réciproques au 28 Si. Le quasi-équilibre peut être considéré comme presque l'équilibre à l'exception d'une forte abondance des noyaux 28 Si dans le mélange brûlant fébrilement. Ce concept [13] a été la découverte la plus importante dans la théorie de la nucléosynthèse des éléments de masse intermédiaire depuis l'article de Hoyle de 1954, car il a fourni une compréhension globale des éléments abondants et chimiquement importants entre le silicium (A = 28) et le nickel (A = 60) . Il a remplacé le processus alpha incorrect bien que très cité de l'article B2FH, qui a obscurci par inadvertance la meilleure théorie de Hoyle de 1954. [14] D'autres processus de nucléosynthèse peuvent se produire, en particulier le processus r (processus rapide) décrit par l'article B2FH et calculé pour la première fois par Seeger, Fowler et Clayton, [15] dans lequel les isotopes les plus riches en neutrons d'éléments plus lourds que le nickel sont produits par absorption rapide de neutrons libres. La création de neutrons libres par capture d'électrons lors de la compression rapide du noyau de la supernova ainsi que l'assemblage de certains noyaux riches en neutrons font du r-process un processus primaire, et celui qui peut se produire même dans une étoile de pur H et He. Cela contraste avec la désignation B2FH du processus en tant que processus secondaire. Ce scénario prometteur, bien que généralement soutenu par les experts en supernova, n'a pas encore abouti à un calcul totalement satisfaisant des abondances des processus r. Le processus r primaire a été confirmé par des astronomes qui ont observé de vieilles étoiles nées lorsque la métallicité galactique était encore petite, qui contiennent néanmoins leur complément de noyaux de processus r démontrant ainsi que la métallicité est le produit d'un processus interne. Le processus r est responsable de notre cohorte naturelle d'éléments radioactifs, tels que l'uranium et le thorium, ainsi que les isotopes les plus riches en neutrons de chaque élément lourd.

Le processus rp (proton rapide) implique l'absorption rapide de protons libres ainsi que de neutrons, mais son rôle et son existence sont moins certains.

La nucléosynthèse explosive se produit trop rapidement pour que la désintégration radioactive diminue le nombre de neutrons, de sorte que de nombreux isotopes abondants avec des nombres égaux et pairs de protons et de neutrons sont synthétisés par le processus de quasi-équilibre du silicium. [16] Au cours de ce processus, la combustion de l'oxygène et du silicium fusionne des noyaux qui ont eux-mêmes un nombre égal de protons et de neutrons pour produire des nucléides constitués de nombres entiers de noyaux d'hélium, jusqu'à 15 (représentant 60 Ni). De tels nucléides à particules alpha multiples sont totalement stables jusqu'à 40 Ca (constitués de 10 noyaux d'hélium), mais les noyaux plus lourds avec un nombre égal et pair de protons et de neutrons sont étroitement liés mais instables. Le quasi-équilibre produit des isobares radioactifs 44 Ti, 48 Cr, 52 Fe et 56 Ni, qui (sauf 44 Ti) sont créés en abondance mais se désintègrent après l'explosion et laissent l'isotope le plus stable de l'élément correspondant au même poids atomique. Les isotopes les plus abondants et les plus existants des éléments produits de cette manière sont le 48 Ti, le 52 Cr et le 56 Fe. Ces désintégrations s'accompagnent de l'émission de rayons gamma (rayonnement du noyau), dont les raies spectroscopiques peuvent être utilisées pour identifier l'isotope créé par la désintégration. La détection de ces raies d'émission a été l'un des premiers produits importants de l'astronomie gamma. [17]

La preuve la plus convaincante de la nucléosynthèse explosive dans les supernovae s'est produite en 1987 lorsque ces raies gamma ont été détectées émergeant de la supernova 1987A. Des raies gamma identifiant les noyaux 56 Co et 57 Co, dont les demi-vies radioactives limitent leur âge à environ un an, ont prouvé qu'ils ont été créés par leurs parents cobalt radioactifs. Cette observation d'astronomie nucléaire a été prédite en 1969 [18] comme un moyen de confirmer la nucléosynthèse explosive des éléments, et cette prédiction a joué un rôle important dans la planification de l'observatoire Compton Gamma-Ray de la NASA.

D'autres preuves de nucléosynthèse explosive se trouvent dans les grains de poussière d'étoiles qui se sont condensés à l'intérieur des supernovae au fur et à mesure de leur expansion et de leur refroidissement. Les grains de poussière d'étoile sont un composant de la poussière cosmique. En particulier, le 44 Ti radioactif s'est avéré très abondant dans les grains de poussière d'étoile de supernova au moment où ils se sont condensés pendant l'expansion de la supernova. [19] Cela a confirmé une prédiction de 1975 de l'identification de la poussière d'étoile de supernova (SUNOCON), qui est devenue une partie du panthéon des grains présolaires. D'autres rapports isotopiques inhabituels au sein de ces grains révèlent de nombreux aspects spécifiques de la nucléosynthèse explosive.

Spallation des rayons cosmiques

Le processus de spallation des rayons cosmiques réduit le poids atomique de la matière interstellaire par l'impact avec les rayons cosmiques, pour produire certains des éléments les plus légers présents dans l'univers (mais pas une quantité significative de deutérium). Plus particulièrement, la spallation serait responsable de la production de presque tout le 3 He et des éléments lithium, béryllium et bore, bien que certains 7 Li et 7 Be auraient été produits dans le Big Bang. Le processus de spallation résulte de l'impact des rayons cosmiques (principalement des protons rapides) contre le milieu interstellaire. Ces impacts fragmentent les noyaux de carbone, d'azote et d'oxygène présents. Le processus aboutit à des éléments légers, le béryllium, le bore et le lithium dans le cosmos à des abondances beaucoup plus grandes qu'ils ne le sont dans les atmosphères solaires. Les noyaux des éléments légers 1 H et 4 He ne sont pas un produit de spallation et sont représentés dans le cosmos avec une abondance approximativement primordiale.

Le béryllium et le bore ne sont pas produits de manière significative par les processus de fusion stellaire, en raison de l'instabilité de tout 8 Be formé à partir de deux noyaux 4 He.


Diffusion des neutrons – Principes fondamentaux

Francisco J. Bermejo , Fernando Sordo , dans Méthodes expérimentales en sciences physiques , 2013

2.9.2 Physique et génie nucléaires : physique des astroparticules, structure et réactions nucléaires, et transmutation des déchets nucléaires

Un certain nombre d'applications de la physique nucléaire ont été développées dans des installations utilisant des réacteurs et des accélérateurs et sont actuellement exploitées. Parmi elles, les études sur la nucléosynthèse stellaire sont particulièrement intéressantes. Quelques réponses à des questions fondamentales telles que pourquoi le fer est-il la limite de la nucléosynthèse stellaire chez les géantes rouges ? et d'où viennent les éléments plus lourds que le fer ? peuvent être déduites d'expériences menées sur des sources de production de neutrons. En effet, nos connaissances sur les processus conduisant à la synthèse stellaire sur les noyaux au-delà Z = 50 (Fe) les décrit en termes d'étapes de capture et de désintégration des neutrons dans les milieux stellaires où les neutrons disponibles présentent un spectre maxwellien avec des énergies inférieures à 100 keV générées à partir des étapes de combustion de He, soit le long de la vallée de stabilité (appelée processus lent) ou loin de la stabilité comme cela peut arriver dans les supernovae (appelé processus rapide). Les expériences menées dans des sources basées sur des réacteurs ainsi que dans des installations d'accélérateurs où un faisceau de protons de faible énergie (2 à 5 MeV) heurte une cible de génération de neutrons de faible énergie telle que 7 Li devraient mettre en lumière certaines de ces des questions.

Les états excités des noyaux éloignés de la stabilité des noyaux à nombre pair de protons et de neutrons montrent une transition d'une forme sphérique à une forme déformée qui se produit lorsque le nombre de neutrons passe de 58 à 60. Ce changement de forme concerne l'ensemble de la forme du noyau et n'est pas simplement dû au volume supplémentaire ajouté par les deux neutrons. Ce début de déformation est particulièrement brutal dans les noyaux de Sr et de Zr. Des expériences utilisant des outils de spectroscopie telles que celles menées à l'ILL ont largement contribué à notre compréhension de la structure de tels noyaux.

Les études sur les lois fondamentales et les phénomènes physiques associés aux réactions nucléaires continuent d'attirer une attention considérable à la fois de la science fondamentale et des applications possibles. D'une part, les études sur les processus de fission ont maintenant atteint un niveau assez raffiné. En effet, des études sur des phénomènes dynamiques tels que les mouvements nucléaires collectifs du système de fission lors de la capture de neutrons ainsi que les processus ultérieurs qui se déroulent dans des échelles de temps de l'ordre de 10 − 21 s sont actuellement menées au moyen d'une analyse détaillée des spectres. des produits de fission mesurés dans les installations du réacteur. D'autre part, des études portant sur les détails des processus intranucléaires et internucléaires généralement appelés réactions de spallation continuent d'être menées dans certaines des plus petites installations.

L'idée de la transmutation des déchets radioactifs produits dans les réacteurs nucléaires en isotopes stables ou en radionucléides moins dangereux et à vie plus courte est discutée dans la littérature ouverte depuis 1958 [131] . Depuis cette date, plusieurs concepts de transmutation ont été discutés et incluent l'utilisation de réacteurs thermiques et à fission rapide et d'accélérateurs de particules à haute intensité. Un examen récent de cette dernière catégorie d'installations est donné dans la réf. [132] .

Certaines des nouvelles installations d'accélérateur telles que J-PARC, hôte de la source MLSF, comprennent également une installation dédiée à cette entreprise. De plus, des installations spécialement conçues telles que MYRRHA (voir le tableau 2.6 ) sont actuellement aux étapes de développement du projet.


La nucléosynthèse est-elle responsable de l'expansion de l'univers ? - Astronomie

Si à l'époque du big bang, si le taux d'expansion était supérieur à la vitesse de la lumière, le saurons-nous ? après tout, l'univers visible se termine à environ 10-20 milliards d'années-lumière (ou du moins je le lis), mais cela ne peut-il pas être simplement la fin de notre horizon, car l'expansion était supérieure à la vitesse de la lumière avant cette période ?

C'est une très bonne (et difficile) question. Lorsque vous lisez sur la cosmologie, vous avez peut-être lu sur le fond diffus cosmologique (CMB). Avant la création du CMB, l'univers était opaque à la lumière. Ainsi, nous ne pouvons jamais voir au-delà du CMB, et de ce fait, nous ne pouvons jamais voir l'instant du Big Bang. Par conséquent, il n'y a aucun moyen direct de dire si l'expansion a été parfois plus rapide que la vitesse de la lumière. Mais il existe plusieurs preuves indirectes qui peuvent vous renseigner sur l'univers primitif.

Mais d'abord, laissez-moi vous dire ce qui se passerait si à un moment donné, l'univers s'étendait plus vite que la vitesse de la lumière. Dans ce cas, comme vous l'avez souligné, la distance à l'horizon sera le point auquel l'expansion était juste à la vitesse de la lumière, ce que vous avez appelé la « fin de notre horizon ».

Donc, si l'univers ne s'est jamais étendu plus vite que la vitesse de la lumière, alors nous pourrions voir le Big Bang, sans le CMB qui bloque la lumière avant cette époque. Mais, si à un moment donné, il s'est étendu plus vite que la vitesse de la lumière, nous verrons jusqu'au « bout de notre horizon ».

Il y a quelques problèmes avec la cosmologie standard du Big Bang, qui peuvent être résolus par "l'inflation" (une expansion exponentielle de l'univers, qui sera plus rapide que la vitesse de la lumière). Les problèmes de la cosmologie standard sont (a) le problème de planéité (b) le problème de l'horizon et (c) l'origine des fluctuations de densité (qui se sont développées jusqu'aux galaxies et aux étoiles aujourd'hui).

Ils sont un peu techniques, et vous pouvez consulter des livres pour voir une explication qualitative de ces problèmes. Si vous souhaitez en savoir plus, écrivez-nous et je pourrai élaborer. La cosmologie inflationniste résout ces problèmes de la manière suivante : au début de la phase de l'univers, il est passé par une phase appelée inflation, au cours de laquelle l'univers s'est agrandi d'un facteur de plus de 10 50 sur une échelle de temps de moins de 10 -30 secondes. Ainsi, il existe des preuves que l'univers a subi une période d'expansion plus rapide que la vitesse de la lumière. Mais comme vous pouvez le voir, les preuves sont assez indirectes et ne sont pas quelque chose que nous pouvons voir directement.

Cette page a été mise à jour le 27 juin 2015.

A propos de l'auteur

Jagadheep D. Pandian

Jagadheep a construit un nouveau récepteur pour le radiotélescope d'Arecibo qui fonctionne entre 6 et 8 GHz. Il étudie les masers au méthanol à 6,7 GHz dans notre Galaxie. Ces masers se produisent sur des sites où naissent des étoiles massives. Il a obtenu son doctorat de Cornell en janvier 2007 et a été stagiaire postdoctoral à l'Institut Max Planck de radioastronomie en Allemagne. Après cela, il a travaillé à l'Institut d'astronomie de l'Université d'Hawaï en tant que boursier postdoctoral submillimétrique. Jagadheep est actuellement à l'Institut indien de science et de technologie spatiales.


Etudes de cosmologie avec DES et SPT à l'UIUC Astronomy

CMB, effet SZ et lentille forte

Le South Pole Telescope (SPT), un télescope à ondes millimétriques de 10 mètres situé au pôle sud géographique, a été l'une des premières expériences cosmologiques de la dernière décennie. Avec SPT, nous avons effectué les premières mesures sensibles des anisotropies à petite échelle du CMB, contraint les paramètres cosmologiques, fait la première découverte d'amas de galaxies via l'effet Sunyaev-Zel'dovich, découvert des galaxies à fort décalage vers le rouge et mesuré la lentille CMB B - modes pour la première fois. Nous avons maintenant déployé la caméra de troisième génération pour le SPT et analysons les données.

Liens vers des groupes de recherche et des installations : Joaquin Vieira, SPT

ONDES GRAVITATIONNELLES PRIMORDIALES

Mesures d'ondes gravitationnelles primordiales à partir de différents télescopes, dont SPT et SPIDER

On pense qu'une époque d'expansion rapide dans l'univers primitif, connue sous le nom d'« inflation », a ouvert la voie à l'évolution de la structure cosmique. Ce processus aurait également dû semer l'univers avec un faible bourdonnement d'ondes gravitationnelles primordiales, indétectables aujourd'hui mais visibles sous la forme d'un faible motif dans la polarisation du fond diffus cosmologique (CMB). L'Illinois collabore à l'instrumentation et à l'analyse de données pour des équipes de premier plan cherchant à contraindre cette signature insaisissable du pôle Sud (BICEP) et des ballons stratosphériques (SPIDER), ainsi que sur les efforts futurs pour sonder la physique fondamentale avec une nouvelle technologie de détecteur à basse température.

Liens vers les groupes et installations de recherche : Jeffrey Filippini, SPIDER

Nucléosynthèse primordiale et particules de matière noire

Éléments se formant au début de l'Univers

Les éléments les plus légers et les plus abondants de l'univers ont été forgés à partir d'une soupe primordiale de particules subatomiques pendant les trois premières minutes du temps cosmique. Notre groupe effectue des calculs de pointe des abondances primordiales des éléments. En combinant ces prédictions théoriques avec des observations astronomiques d'éléments légers et du rayonnement de fond cosmique micro-ondes, nous utilisons la première sonde fiable du cosmos. À des époques encore plus anciennes, des interactions à énergie encore plus élevée ont probablement donné naissance à des particules exotiques qui ont donné naissance à la matière noire aujourd'hui. Nous utilisons la nucléosynthèse primordiale et d'autres observations astrophysiques pour sonder la physique des particules de matière noire.


Nucléosynthèse du Big Bang

Gamow, Alpher et Herman ont proposé le Big Bang chaud comme moyen de produire tous les éléments. Cependant, le manque de noyaux stables avec des poids atomiques de 5 ou 8 a limité le Big Bang à la production d'hydrogène et d'hélium. Burbidge, Burbidge, Fowler et Hoyle ont élaboré les processus de nucléosynthèse qui se déroulent dans les étoiles, où la densité beaucoup plus grande et les échelles de temps plus longues permettent au processus triple-alpha (He+He+He -> C) de se dérouler et d'alourdir les éléments. que l'hélium. Mais BBFH ne pouvait pas produire assez d'hélium. Maintenant, nous savons que les deux processus se produisent : la plupart de l'hélium est produit dans le Big Bang, mais le carbone et tout ce qui est plus lourd est produit dans les étoiles. La plupart du lithium et du béryllium sont produits par des collisions de rayons cosmiques qui brisent une partie du carbone produit dans les étoiles.

Les étapes suivantes se produisent pendant les premières minutes de l'Univers :

Moins d'une seconde après le Big Bang, les réactions illustrées à droite maintiennent le rapport neutron:proton à l'équilibre thermique. Environ 1 seconde après le Big Bang, la température est légèrement inférieure à la différence de masse neutron-proton, ces réactions faibles deviennent plus lentes que le taux d'expansion de l'Univers, et le rapport neutron:proton se fige à environ 1:6.
Après 1 seconde, la seule réaction qui modifie sensiblement le nombre de neutrons est la désintégration des neutrons, illustrée à droite. La demi-vie du neutron est de 615 secondes. Sans autres réactions pour préserver les neutrons dans les noyaux stables, l'Univers serait de l'hydrogène pur.
La réaction qui préserve les neutrons est la formation de deutons. Le deutéron est le noyau du deutérium, qui est la forme lourde de l'hydrogène (H 2 ). Cette réaction est exothermique avec une différence d'énergie de 2,2 MeV, mais comme les photons sont un milliard de fois plus nombreux que les protons, la réaction ne se déroule que lorsque la température de l'Univers tombe à 1 milliard de K ou kT = 0,1 MeV, environ 100 secondes après le Big Bang. A cette époque, le rapport neutron:proton est d'environ 1:7.
Une fois que la formation de deutérons s'est produite, d'autres réactions se produisent pour produire des noyaux d'hélium. L'hélium léger (He 3 ) et l'hélium normal (He 4 ) sont fabriqués, ainsi que la forme radioactive de l'hydrogène (H 3 ). Ces réactions peuvent être des photoréactions comme indiqué ici. Parce que le noyau d'hélium est 28 MeV plus lié que les deutérons, et que la température est déjà tombée si loin que kT = 0,1 MeV, ces réactions ne vont que dans un sens.
Les réactions à droite produisent également de l'hélium et sont généralement plus rapides car elles n'impliquent pas le processus relativement lent d'émission de photons.
L'effet net est illustré à droite. Finalement, la température devient si basse que la répulsion électrostatique des deutérons provoque l'arrêt de la réaction. Le rapport deutéron:proton lorsque les réactions s'arrêtent est assez faible et essentiellement inversement proportionnel à la densité totale en protons et neutrons. Presque tous les neutrons de l'Univers se retrouvent dans des noyaux d'hélium normaux. Pour un rapport neutron:proton de 1:7 au moment de la formation du deutéron, 25 % de la masse se retrouve dans l'hélium.

La fraction massique dans divers isotopes en fonction du temps est indiquée à droite. Le deutérium culmine environ 100 secondes après le Big Bang, puis est rapidement entraîné dans les noyaux d'hélium. Très peu de noyaux d'hélium se combinent en noyaux plus lourds donnant une petite abondance de Li 7 provenant du Big Bang. Ce graphique est une version corrigée d'un de cette page LBL. Notez que H 3 se désintègre en He 3 avec une demi-vie de 12 ans, donc aucun H 3 ne survit jusqu'à présent, et Be 7 se désintègre en Li 7 avec une demi-vie de 53 jours et ne survit pas non plus.

Le graphique ci-dessus montre l'évolution temporelle des abondances des éléments légers pour une densité de baryons légèrement supérieure. Ce chiffre est basé sur les données de Burles, Nollett & Turner (1999). Le rapport D/H asymptotique [en nombre] pour ce calcul est de 1,78*10 -5 ce qui correspond à Omega B h 2 = 0,029. La meilleure estimation actuelle est Omega B h 2 = 0,0214 +/- 0,002 à partir du rapport D/H mesuré dans les systèmes de raies d'absorption des quasars, et Omega B h 2 = 0,0224 +/- 0,001 à partir des amplitudes des pics acoustiques de la puissance angulaire spectre de l'anisotropie du CMB.

Les abondances de deutérium, He 3 , He 4 et Li 7 dépendent du seul paramètre de densité de courant de la matière ordinaire constituée de protons et de neutrons : la matière baryonique. Le graphique ci-dessus montre l'abondance prédite par rapport à la densité baryonique pour ces isotopes légers sous forme de courbes, les abondances observées sous forme de bandes horizontales et la densité baryonique dérivée sous forme de bande verticale. Une seule valeur de la densité baryonique correspond à 4 abondances simultanément. La coupe est bonne mais pas parfaite. There has been a dispute about the actual primordial helium abundance in the Universe: either 23.4 or 24.4 percent by mass, with both broups claiming 0.2 percent accuracy so this is 5 sigma discrepancy between the different observational camps. And a new measurement of the free neutron lifetime is 6 sigma smaller that the previous world average, giving a new prediction of the helium abundance of 24.6 percent. The observed lithium abundance in stars is less than the predicted lithium abundance, by a factor of about 2. But stars destroy lithium so it is hard to assess the significance of this difference.


Voir la vidéo: documentaire astronomie: lexpansion de lUnivers est elle infinie (Juillet 2021).