« Cosmologie/Les processus de baryogenèse et nucléosynthèse » : différence entre les versions

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La formation des premiers noyaux porte le nom de '''nucléosynthèse primordiale'''. Un nom barbare assez simple à comprendre : nucléo-synthése veut dire "synthèse de noyaux atomiques", et primordiale pour dire qu'elle a eu lieu peu après le big-bang. Ce terme sert à la distinguer de la nucléosynthèse qui a lieu actuellement au cours des étoiles, la nucléosynthèse stellaire. Les différences entre les deux sont assez nombreuses. Déjà, la nucléosynthèse primordiale s'est faite sur un temps très court, d'à peine quelques secondes grand maximum, alors que la nucléosynthèse des étoiles est un processus continu qui dure durant plusieurs milliards d'années. Ensuite, la nucléosynthèse primordiale a majoritairement créé des éléments chimiques légers, mais guère plus. Elle a permit de fabriquer des isotopes de l'hydrogène (deutérium et tritium), de l'hélium, du béryllium et du lithium, mais pas plus. Les autres éléments chimiques ont été fabriqués ultérieurement par la nucléosynthèse stellaire, qui a donné naissance à du carbone, de l'oxygène, de l'azote, et d'autres noyaux lourds.
 
===Les réactions de la nucléosynthèse primordiale===
===Calcul du rapport protons/neutrons===
 
Avant la nucléosynthèse, l'univers était rempli de protons, de neutrons, d'électrons et de neutrinos, qui formaient un gaz à haute température. La nucléosynthèse commence avec la fabrication de deutérium, un des isotopes de l'hydrogène. C'est à partir du deutérium que peuvent s'enclencher les réactions qui donnent naissance au tritium, à l'hélium, au lithium et au béryllium. Mais la formation du deutérium ne s'est produite qu'une fois la température suffisamment basse. Au-dessus de cette température, les noyaux de deutérium ne survivent pas bien longtemps, à cause de la photodissociation. Les photons énergétiques brisent ces noyaux en quelques microsecondes, ne laissant que des protons et des neutrons. Mais une fois que la température descend sous la température critique du deutérium, les photons ne sont plus assez énergétiques pour briser les noyaux de deutérium, qui survivent.
 
Une fois le deutérium formé, des réactions donnent naissance soit à de l'hélium-3, soit à du tritium. L'hélium-3 peut se former de deux manières : soit par addition d'un proton, soit par fusion de deux noyaux de deutérium. Les réactions en question sont les suivantes, avec D un noyau de deutérium, T un noyau de tritium, p un proton, n un neutron, et <math>\gamma</math> un photon.
 
: <math>D + D = n + ^3\operatorname{H_e}</math>
: <math>D + p = \gamma + ^3\operatorname{H_e}</math>
 
Le tritium peut lui aussi se former de deux manières différentes. Dans le premier cas, il est formé par la fusion de deux noyaux de deutérium. Dans le second cas, il est formé à partir d'un noyau d'hélium-3, dans lequel on remplace un proton par un neutron (par désintégration bêta, ou par capture/émission de nucléons).
 
: <math>D + D = p + T</math>
 
: <math>^3\operatorname{H_e} + p = n + T</math>
 
Une fois le tritium ou l'hélium-3 formé, l'hélium-4 peut enfin apparaitre. Il se forme soit à partir d'hélium-3, soit à partir de tritium. Dans les deux cas, il se forme en ajoutant un noyau de deutérium, suivi par l'émission d'un nucléon. Le nucléon émit est un proton pour la fusion avec l'hélium-3, un neutron pour la fusion avec le tritium.
 
: <math>^3\operatorname{H_e} + D = p + ^4\operatorname{H_e}</math>
 
: <math>T + D = n + ^4\operatorname{H_e}</math>
 
Enfin, les autres éléments légers peuvent se former à partir de l'hélium-4. En fusionnant de l'hélium-4 avec soit du tritium, soit de l'hélium-3, on obtient respectivement du lithium et du béryllium. Le lithium peut aussi se former à partir du béryllium, par remplacement d'un neutron en proton. De plus, le lithium peut fusionner avec un proton pour donner deux noyaux d'hélium-4.
 
: <math>^4\operatorname{H_e} + ^3\operatorname{H_e} = ^7\operatorname{B_e}</math>
 
: <math>^4\operatorname{H_e} + T = ^7\operatorname{L_i}</math>
 
: <math>^7\operatorname{B_e} + n = p + ^7\operatorname{L_i}</math>
 
: <math>p + ^7\operatorname{L_i} = ^4\operatorname{H_e} + ^4\operatorname{H_e}</math>
 
L'ensemble de ces réactions est résumé dans le schéma ci-dessous.
 
[[File:Main nuclear reaction chains for Big Bang nucleosynthesis.svg|centre|vignette|upright=2.0|Réactions nucléaires principales de la nucléosynthèse primordiale.]]
 
 
 
===CalculLe calcul du rapport protons/neutrons===
 
La théorie du big-bang nous permet de déterminer comment s'est produit ce processus. Une réussite de la théorie tient dans le fait qu'elle prédit le rapport entre le nombre de protons et de neutrons dans l’univers. Celui-ci peut se calculer à partir du raisonnement suivant. Avant que les noyaux se forment, les protons et neutrons étaient libres et formaient un plasma de nucléons. La température de ce plasma a diminué progressivement avec l'expansion. Peu avant la formation des noyaux, la température était faible comparé à la masse des protons et neutrons (<math>Kb T << M_p c^2</math>). Dans ces conditions, le gaz peut être décrit par ce qu'on appelle la distribution de Maxwell-Boltzmann. Celle-ci dit que la quantité de particules d'énergie <math>m</math> par unité de volume est de :
: <math> \frac{N_p}{N_n} = 6 \times \frac{1}{e^{- \lambda t}} = 6 \times e^{\lambda t} = 3.8</math>
 
===CalculLe calcul de l'abondance de l'Hélium===
 
[[File:Hydrogen Deuterium Tritium Nuclei Schmatic-en.svg|vignette|Isotopes de l'hydrogène.]]
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