GARZEND Aix-Marseille UniversitéMaureen Année 2014-2015

Chimie dans l'Univers :Nucléosynthèse primordiale, nucléosynthèse stellaire et chimie galactique.

0) Résumé.

L'Univers, les éléments qui le composent et l'ordre qui les régit intriguent. Il y a intrigation et non fascination car nous pouvons espérer ne pas être aveuglés par cet ordre et pouvoir maintenir notre objectivité pour parvenir à mieux comprendre l'Univers local et lointain, c'est-à-dire présent etpassé. En effet, étudier la formation des éléments dans le cadre du modèle du Big Bang permet de savoircomment un tel Univers est apparu et à tous les phénomènes physiques de trouver leur place, selon le langage mathématique puisque, comme réalisa Galilée «cet immense livre qui se tient toujours ouvert devant nos yeux, je veux dire l'univers, […] est écrit en langue mathématique». Le nombre de questions à l'égard de l'univers est seulement limité par l'intuition et la curiosité deshommes, nous allons nous attarder sur certaines d'entre elles, puisque l'exhaustivité est impossible, et essayer d'apporter des réponses cohérentes. Dans un premier temps, nous nous intéresserons à la formation des éléments chimiques dans l'Univers, notamment à la chimie de l'Univers primordial. Nous verrons ensuite les éléments présents dans les étoiles et les galaxies, les milieux intertstellaire et intergalactique, en insistant sur les réactions nucléaires qui permettent la formation de ces éléments et la thermodynamique que nous pouvons y associer. Cette matière ordinaire, intéragissant avec le rayonnement électromagnétique, est donc dite lumineuse. Par la suite, nous traiterons de la matière noire, environ cinq fois plus abondante que la lumineuse, et de la toile cosmique qu'elle forme sous l'effet des interactions gravitationnelles. Cette distribution de matière sur les très grandes échelles est mise en évidence par plusieurs sondages cosmologiques : nous décrirons le Sloan Digital Sky Survey (SDSS), relevé des objets célestes extra-galactiques (c'est-à-dire externes à notre Voie Lactée) qui a débuté en 2000 et qui a commencé à tracer la toile cosmique à un niveau de détail impressionant. Ce n'est que le début d'une nouvelle ère.

1) Introduction.

L'Univers est composé, entre autres, de divers éléments chimiques et nous pouvons nous demander quels sont ces éléments et de quelles manière ils sont produits. C'est un processus dynamique, qui dépend du temps et des conditions physiques de l'environnement où il a lieu. Nous allons donc d'abord parcourir l'histoire (énergétique et thermique) de l'Univers et des composantes (étoiles, galaxies, etc.), ce qui permettra, entre autres, de comprendre pourquoi la datation de la Terre et de l'Univers est récente. Jusqu'au début du 19ème siècle, le calcul de l'âge de la Terre se fait par rapport à ce qui est décrit dans la Bible. Grâce à cette méthode, l'âge de la Terre peut être raffiné à l'année près : Usher soutient que notre planète a été créée en l'an 4004 avant J.C tandis que Newton parle de 3997 ans avant J.C. Cependant, dès le 18ème siècle des problèmes sont soulevés quant à cette datation. En effet, les géologues font la découverte d'entités surprenantes, les fossiles. Il n'y a pas de fossiles d'espèces actuelles et il faut donc supposer un temps suffisamment long pour que des fossiles se forment. Cuvier met alors en place la théorie des Déluges Successifs pour expliquer ce phénomène de fossilisation : ce sont des catastrophes ponctuelles et rapides qui ont abouti à la disparition des espèces dont nous retrouvons les fossiles.

Dans les années 1820-1830, le géologue anglais Lyell propose la datation la moins précise et pourtant la plus proche de la réalité : il suppose que la Terre a entre 20 et 200 millions d'années. Il fait alors sauter le verrou temporel qui empêchait jusqu'alors certaines compréhensions des phénomènes. Ainsi, l'âge de notre planète n'est connu que depuis peu de temps, même pas deux siècles, ce qui est infime comparé aux 14 milliards d'années qui nous séparent de la formation de l'Univers, ou même par rapport aux 4,5 milliards d'années de la Terre. De plus, nous n'avons toujours aucun moyen direct pour mesurer l'âge de la Terre et de l'Univers mais nous pouvons mettre en place un raisonnement par l'absurde pour l'approcher : puisque l'Univers ne peut pas être plus jeune qu'une de ses parties, il est plus vieux que le plus vieil objet qu'il contient. Trois méthodes pour déterminer une limite inférieure à cet âge, de manière indirecte, existent : l'étude de la radioactivité des isotopes à longue durée de vie, l'étude des amas globulaires, et la dernière, baséesur l'âge des naines blanches. Connaissant maintenant l'âge de l'Univers, que pouvons-nous affirmerde ses éléments ? Si la datation de la Terre est récente, l'étude de l'Univers, la tentative de comprendre la fomation de ses éléments et les premiers résultats cohérents, le sont encore plus. En effet, en 1937, Gamow (élève de Friedmann) ne parvient pas à dissocier la nucléosynthèse de la production d'énergie. Il élabore alors une théorie qui permettrait de créer le deutérium et l'hélium à partir de noyaux d'hydrogène, mais il n'explique pas la formation des autres éléments (lithium, béryllium..). Il peut expliquer la composition globale d'un Univers, composé pour deux tiers d'hydrogène et pour un tiers d'hélium, mais quelle que soit la situation, 4He se recombine en libérant un noyau d'hélium, soit une particule alpha. Sa théorie explique 99% de la matière visible dans les étoiles et les galaxies, il restait donc 1%... En 1964, Hoyle et Tayler proposent l'idée suivant laquelle l'hélium est produit lors du Big Bang. Et en 1966 est soutenu le fait que la synthèse des éléments légers se fait juste après le Big Bang. Suite à cet aperçu historique, attardons-nous plus en détail sur la formation des éléments dans l'Univers, notamment à la chimie de l'Univers primordial pour commencer.

2) Nucléosynthèse Primordiale.

L'hydrogène, le deutérium, l'hélium et ses isotopes et le lithium trouvent leur origine notamment lors du Big Bang. Tous les autres noyaux sont synthétisés dans les étoiles et nous en parlerons donc plus tard. La fusion de l'hydrogène ne permet aucune réaction efficace de deux particules. Quelle que soit lacombinaison, le résultat est un noyau instable qui finalement se désintègre dans les éléments du départ :1H+1H=2H (instable) = 1H+1H ou encore 4

1H+44H=5Li (instable) = 4

1H+44H.

En 1939, Hans Bethe propose une solution pour résoudre ce problème et aboutir à la réaction suivante : 1H+1H=2D+β+υ+γ, γ est un photon d'énergie 1,442MeV, β et υ permettent de maintenir la neutralité.Nous constatons alors la formation de deutérium, ce qui est utile et même essentiel puisque la fusion du deutérium est la première étape décisive pour la production des éléments. Le deutérium possède une fragilité nucléaire importante qui a pour conséquence sa destruction dans les étoiles. Ainsi, son abondance diminue de manière continue au fil de l'évolution. En fait, c'est la nucléosynthèse primordiale (en anglais Big Bang Nucleosynthesis, BBN) qui a lieu dans les minutes suivant le Big Bang qui donnent les éléments chimiques les plus légers : l'hydrogène, l'hélium et le lithium. Notons que les intervalles de temps correspondent à des intervalles d'énergie dans les secondes et quelques minutes suivant le Big Bang. La BBN est également le seul mécanisme pour garantir une production significative de deutérium. Cependant, le manque de noyaux stables de poids atomique 5 ou 8 limite la production d'hydrogène et d'hélium par le Big Bang. Si la nucléosynthèse primordiale produit la majorité des éléments légers, il ne faut pas oublier que ces éléments, dont l'hydrogène et l'hélium, sont égalementproduits par les étoiles, ce que nous analyserons plus tard. Un rôle déterminant pour l'abondance des

espèces chimiques est joué par le ratio densité de neutrons/ densité de protons. Moins d'une seconde après le Big Bang, l'abondance neutron/proton est en équilibre thermique. Mais cela ne dure pas : une seconde après, ce rapport est alors de 1/6, soit une présence de 6 protonsquand il y a seulement un neutron. Après une seconde, sans davantage de réactions pour préserver les neutrons dans les noyaux stables, l'Univers deviendrait de l'hydrogène pur. « Deviendrait » est ceque nous appelons un iréel du passé, son emploi nous apprend que tel n'est en fait pas le cas, il y a donc une, ou plusieurs, réactions qui permettent de préserver les neutrons dans les noyaux stables. Quelle est la réaction qui permet cette préservation ? La réaction qui préserve les neutrons est la formation de deutérium, 2H, qui est la forme lourde del'hydrogène. Suite à cette formation de deutérium, il se produit des réactions qui permettent de produire les noyaux d'hélium. Il y a alors formation de noyaux d'hélium légers, 3He, mais aussi de noyaux d'hélium standards, 4He. Enfin, environ 100 secondes après le Big Bang, le ratio densité de neutrons/ densité de protons descend à 1/7 : il a peu varié et cette légère variation, ce maintien des neutrons, est possible grâce à la formation de deutérium qui est le premier maillon de la chaîne de nucléosynthèse. Le lithium est également produit lors de la nucléosynthèse primordiale. Pourtant, son abondance pose certains problèmes. L’abondance de lithium est mesurée dans des étoiles vieilles du halo de notre Galaxie. Certaines se sont formées à peine un milliard d’années après le Big-Bang. Le problème lié à cet élément vient du fait que les abondances déterminées par leur effet sur le fond diffus cosmologique à microonde qui est mesuré par le satellite WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) sont deux à trois fois supérieures aux abondances attendues. Toutefois, le lithiuma bien été produit avant toute nucléosynthèse stellaire car des résultats laissant penser qu'il a le même comportement que le fer (et ne serait pas le produit de la nucléosynthèse primordiale) mènentà des incohérences, cela signifie que le lithium n'a pas été formé de la même manière que le fer mais qu'il provient effectivement de la nucléosynthèse primordiale.

3) Nucléosynthèse Stellaire.

Donnons un bref aperçu de la vie d'une étoile. La formation d'une étoile, ou d'un amas d'étoiles, commence donc par l'effondrement gravitationnel d'un nuage moléculaire, typiquement de température comprise entre 10 et 150K, et composé principalement de grains de poussière, de gaz (sodium, calcium, fer et titane ionisé) et de molécules. Tout d'abord, une onde de choc approche un nuage de gaz interstellaire et en le traversant, le compresse. Des mouvements turbulents se poursuivent et les parties les plus denses du nuage deviennent instables gravitationnellement : les régions de gaz contractées donnent ainsi naissance aux étoiles. Quand le rayonnement électromagnétique ne peut plus s'échapper de l'intérieur du nuage, les amas de gaz deviennent des proto-étoiles. Une fois formées les proto-étoiles, dans celles-ci commence la synthèse de l'hélium, du carbone, du silicium et du fer. Ainsi, de nouveaux nuages composés d'éléments plus lourds sont formés. La fin violente de certaines étoiles, sous forme de supernovae, est à la base de la formation des éléments plus lourds ; nous traiterons cela dans un prochain chapitre. Trois processus clés régissent la nucléosynthèse stellaire :

– la fusion nucléaire qui permet la formation de noyau jusqu'au 40C ;– les intenses radiations γ impliquent des réarrangements nucléaires qui mènent jusqu'au 56Fe ;– la plupart des noyaux plus lourds que le 56Fe sont dûs à la capture de neutrons par les

processus r et s dont nous analyserons le détail dans un chapitre ultérieur.

Nous avons vu que la fusion d'hydrogène est essentiellement expliquée grâce à l'équation établie par Hans Bethe en 1939. De quelle manière se produit la fusion d'hélium ? Pour que la fusion de l'hélium (processus triple α) et des éléments plus lourd ait lieu, il est nécessaire que la température avoisine les 2.108 K. Nous avons alors :4He+4He+4He = 12C+γ. Le 12C fusionne à son tour et cela continue jusqu'à la fusion du silicium. Suite à ces fusions, toutes les particules α (noyaux d'hélium) sont synthétisées. Parmi les produits

des réactions, il reste des petites quantités de 14N, 15N, 13C, 11Na ou encore de 15P. La nucléosynthèse stellaire est à l'origine de la formation de la plus grande partie des noyaux les plus lourds, depuis le carbone jusqu'à l'uranium par le biais de la fusion thermonucléaire et la capture, lente ou rapide, de neutrons. Les étoiles produisent donc les mêmes éléments légers que le Big Bang, en quantités plus faibles, mais aussi les éléments plus lourds. Voyons cela dans le détail de l'évolution stellaire.

4) Evolution Stellaire.

Les étoiles naissent à partir de la matière interstellaire qui représente environ 10% de la masse de la galaxie qui va les héberger (la Voie Lactée pour « notre » Soleil). L'origine de toutes les étoiles est donc la même, mais elles ont des évolutions différentes. L'évolution stellaire dépend premièrement de la masse initiale de l'étoile ; celle-ci déterminera l'importance relative des processus convectifs et radiatifs. De plus, la fusion nucléaire qui s'y produit dépend de l'abondance initiale des éléments dans l'étoile. La formation des étoiles dépend finalement du bilan entre la pression thermique et celle gravitationnelle. Il y a cinq lois importantes à la base de ce processus :

– la gravitation newtonienne ;– la conservation de la masse, dM/dt=0, éventuellement dans sa forme relativiste au niveau

microscopique : E2 = (mc2)2 + (pc)2 (où E est l'énergie de la particule, m la masse de la particule au repos, et p son impulsion);

– la première loi de la thermodynamique : ΔE = Q+W ;– la conservation du moment, qui se traduit en équilibre hydrostatique ;– « les lois de Maxwell macroscopiques, dites lois du transfert radiatif », décrivant le

comportement macroscopique du champ de rayonnement électromagnétique en interaction avec la matière.

Deux classes d'étoiles vont ainsi se distinguer : les étoiles de masse faible, qui sont le foyer de cycles PP, et les étoiles de masse élevée, où ont lieu la fusion d'hélium ou encore des cycles CNO. Ilexiste enfin des types d'étoiles où des forces de nature purement quantique remplacent la pression hydrostatique : les naines blanches et les étoiles à neutrons. Nous ne traiterons pas ces objets dans lasuite, n'ayant aucun rôle dans la chimie de l'Univers. Nous allons détailler les différents cycles et réactions qui ont lieu dans les étoiles avant de traiter des différentes galaxies et des supernovae.

5) Cycles et Réactions.

A/ La chaîne proton-proton.

La chaîne proton-proton est l'une des deux chaînes les plus importantes de réaction de fusion nucléaire par lesquelles les étoiles produisent de l'énergie. En 1920, Jean Perrin affirme ainsi que la fusion de quatre protons en un noyau d'hélium est le principe de base de la production d'énergie des étoiles.

La branche PP1 est dominante pour une température comprise entre 10 et 14 millions de Kelvins.Elle permet la formation d'un noyau d'hélium normal à partir de 4 protons. Une réaction totale PP1 qui inclut la fusion de l'hydrogène se décline en :

– la fusion de 2 protons (en double) (1), 1H+1H → 2H+e++υe, cette réaction va produire un positron (e+) et un neutrino électronique d'énergie allant de 0 à 0,42MeV ;

– la fusion d'un proton avec du deutérium (en double également) (2), 2H+1H → 3He+γ+5,49MeV ;

– la fusion de deux noyaux 3He en un noyau 4He avec émission de deux protons 1H en plus (3), 3He+3He → 4He+1H+1H+12,86 MeV.

Les positrons et protons en excédent peuvent aussi donner lieu aux réactions suivantes :– e++e- → 2γ+1,02MeV ;– 1H+1H+e- → 2He+2γ+υe+1,44MeV.

Globalement, cette chaîne produit 26,3MeV.

La chaîne PP2 est dominante pour une température comprise entre 14 et 23 millions de Kelvin. Elle modélise trois réactions de fusion :

– la fusion de l'hélium (un noyau 3He et un noyau 4He) en béryllium 7Be avec émission de γ (1) ;

– la fusion du béryllium avec un électron pour former du lithium, 7Li, avec émission d'un neutrino (2) ;

– la fusion du lithium avec un proton, ce qui conduit à la formation de deux noyaux d'hélium (3).

(1)

(2)

(3)

Enfin, la chaîne PP3 entre en jeu lorsque la température dépasse les 23 millions de Kelvin. Quatre réactions la constituent :

– la fusion de l'hélium, qui est la même que la première de la branche PP2 :

3He+4He → 7Be+γ ;– la fusion du béryllium avec un proton, ce qui produit un noyau de bore fissible et γ :

7Be+1H → 8B+γ ; – la fission du bore en noyau fissible de béryllium accompagné de positron et neutrino :

8B → 8Be+e++υe ;– la fission du béryllium fissible en deux noyaux d'hélium :

8Be → 4He+4He. Nous avons ainsi les trois variantes de la chaînes proton-proton qui permet aux étoiles de produire de l'énergie. Il s'agit à chaque fois de réactions qui mènent à la formation d'hélium. Elles peuvent être résumées grâce au diagramme suivant :

(1)

(3)

(2)

(1) 3He+4He → 7Be+γ

(2) 7Be+e- → 7Li+υe

(3) 7Li+1H → 4He+4He

C'est parce que la première réaction de fusion des protons est relativement lente que l'hydrogène est resté l'élément principal de l'Univers. Sinon, presque tout l'hydrogène aurait été transformé en hélium et éléments plus lourds lors de la nucléosynthèse primordiale. 12% des neutrons fusionnent avec 12% de protons pour donner l'hélium. Il reste donc 100%-24%=76% de protons qui conduisentà l'abondance en hydrogène qui n'a donc pas totalement était transformé en hélium ou éléments pluslourds. C'est une chaîne proton-proton (I) qui se produit dans l'étoile qu'est le Soleil. La sous-chaîne PP3 n'est pas la source principale d'énergie dans le Soleil puisque la température de son noyau est proche de 15 millions de Kelvin et que la sous-chaîne PP3 est dominante si la température excède 23 millions de Kelvin. Cependant cette sous-chaîne est très importante pour la « question des neutrinos solaires » car elle génère les neutrinos les plus énergétiques. Regardons brièvement ce problème. Les neutrinos peuvent pénétrer la matière solaire, sans aucune interaction majeure, ils permettent donc étudier l'intérieur du Soleil ! Mais les premières expériences ont détecté un flux de neutrinos plus faible que celui qui était prévu. Pourtant, les pressions et les températures dans le Soleil sont très proches de celles attendues, le modèle établi de la chaîne proton-proton est donc correct. Les résultats récents ont prouvé que les neutrinos deviennent de types différents sur le chemin vers la Terre. Ainsi, le problème est dû à la masse non nulle encore que très faible des neutrinos, normalement considérés sans masse. On parle alors d' « oscillations des saveurs ». Cette hypothèse a été confirmé grâce à l'observatoire de neutrinos japonais Super-Kamiokande. Que dire maintenant de ce graphique qui nous montre les abondances des éléments dans le Soleil ?

Nous pouvons constater une anomalie flagrante concernant les élémentq lithium, béryllium et bore. Mais aussi une anomalie moins spectaculaire, mais présente, au niveau du fer.Les trois éléments cités sont en quantité beaucoup plus faible que celle attendue étant donné que plus l'élément possède un numéro atomique faible, plus il devrait être abondant. Leur abondance devrait être proche de celle de l'hydrogène et de l'hélium. Pour le lithium, il existe une théorie qui explique ce phénomène inattendu : les noyaux de lithium sont certes fragiles, mais la température des couches supérieures du Soleil est trop faible pour avoir permis la réaction et la disparition du lithium ; le Soleil a une quantité plus faible de lithium que les naines jaunes qui sont de la même espèce, il est alors pensé que l'âge peut avoir une influence sur l'abondance de lithium, et en effet, des «jumeaux» du Soleil ont été trouvés, ils détruisent le lithium en vieillisant. De plus, les jumeauxplus vieux que le Soleil ont une augmente de lithium plus faible que ce dernier tandis que les jumeaux plus jeunes possèdent une abondance plus élevée. Cela illustre bien le fait que l'âge du Soleil explique l'anomalie. Pourquoi ne pas imaginer que tel est aussi le cas pour le béryllium et le bore ?

Quant au fer, il est en quantité plus importante que prévue dans le Soleil. Cela peut s'expliquer par le fait que le Soleil est une étoile massive. Occupons-nous maintenant de la deuxième réaction par laquelle les étoiles produisent de l'énergie, à savoir le cycle carbone-azote-oxygène.

B/ Le cycle CNO.

Le cycle CNO est l'autre réaction de fusion nucléaire par laquelle les étoiles convertissent de l'hydrogène en hélium. Cette fusion de l'hydrogène se produit à une température supérieure à 15 millions de Kelvins et est notamment à l'origine de 10% de l'énergie produite dans le Soleil. Tandis que la chaine proton-proton est la principale voie de fusion dans les étoiles de la masse du Soleil ou de masse plus faible, les modèles théoriques montrent que le cycle CNO est la source principale d'énergie dans les étoiles de masse plus élevée.Ce cycle est aussi probablement la principale source de production d'azote, qui s'équilibre avec la quantité de carbone présente selon le taux relatif des différentes réactions. Le cycle principal est le cycle CNO-I. Il s'agit de la fusion de quatre noyaux d'hydrogène en un seul noyau d'hélium. Dans ce cycle, le carbone sert de catalyseur et puisque c'est un cycle, il est régénéré à la fin, la réaction peut alors recommencer.

Six étapes composent ce cycle CNO-I, dont quatre mettent en jeu les protons nécessaires à la formation de la particule α, ou noyau d'hélium. Ces étapes sont :

– la fusion de carbone et d'un proton qui donne de l'azote fissible et un rayonnement γ :12C+1H → 13N+γ+1,95MeV (1) ;

– la fission du noyau d'azote en carbone accompagné d'un positron et d'un neutrino :13N → 13C+e++υe+2,22MeV (2) ;

– la fusion du carbone plus lourd, 13C, avec un proton pour former de l'azote et γ ;13C+1H → 14N+γ+7,54MeV (3) ;

– la fusion du noyau d'azote, 14N, avec un proton pour donner un noyau d'oxygène fissible accompagné de rayonnement γ :14N+1H → 15O+γ+7,35MeV (4) ;

(1)

(2)

(3)(4)

(5)

(6)

– la fission du noyau d'oxygène en azote encore plus lourd, 15N, avec un positron et un neutrino :15O → 15N+e++υe+2,75MeV (5) ;

– la fusion du noyau lourd d'azote avec un proton pour, enfin, donner le noyau d'hélium qui estaccompagné du carbone initial régénéré qui permettra à la réaction de recommencer :15N+1H → 12C+4He+4,96MeV (6).

CNO-I est le cycle principal, mais il existe également des cycles secondaires. CNO-II suit le même processus que CNO-I jusqu'à la dernière étape : le noyau formé est désexcité par l'émission d'un rayon γ. La production d'hélium laisse alors place à la transformation de 12C en 16O. Il y a doncde nouvelles réactions qui suivent :

– 15N+1H → 16O+γ+12,13MeV ;– 16O+1H → 17F+γ+0,60MeV ;– 17F → 17O+e++νe+2,76MeV ;– 17O+1H → 14N+4He+1,19MeV.

Remarquons que cette fois le 12C n'est pas un catalyseur. Force est de constater toutefois que le résultat final reste la production du noyau d'hélium. Il existe également deux autres branches CNO-III et CNO-IV qui ne sont importantes que dans les étoiles de masse très élevée. Finalement, le cycle CNO-I produit une énergie qui vaut 1,95MeV+2,22MeV+7,54MeV+7,35MeV+2,75MeV+4,96MeV = 26,77MeV. Pour sa part, le cycle CNO-II produit une énergie de 26,77MeV+12,13MeV+0,60MeV+2,76MeV+1,19MeV = 43,45MeV.

C/ La réaction triple-α.

Cette réaction permet la formation d'un noyau de carbone à partir de trois particules α, soit trois noyaux d'hélium. De l'hélium, accumulé dans les étoiles âgées suite aux chaînes PP, tend à fusionner avec d'autres noyaux d'hydrogène ou d'hélium pour produire des nucléides très instables qui se désintègrent instantanément en formant des noyaux plus petits. L'hydrogène s'épuise et donc la fusion d'hydrogène en hélium ralentit. Il y a alors une baisse de la pression de radiation au cœur de l'étoile, celle-ci se contracte pour atteindre un nouvel équilibre hydrostatique : le cœur de l'étoile devient plus chaud, ce qui accélère la fusion des noyaux d'hélium ; ainsi, une concentration suffisante de béryllium peut être maintenue. Cette concentration suffisante permet la fusion d'un troisième noyau d'hélium, ce qui entraîne la forme du 12C, stable. La réaction se traduit donc par la fusion de deux noyaux d'hélium en noyaux de béryllium. Il y a ensuite fusion de ce béryllium avec un troisième noyau d'hélium, ce qui permet la formation du carbone :

– 4He+4He+0,092MeV → 8Be → 24He (conditions particulières de temps et température) (1) ;– 8Be+4He → 12C+7,367MeV (2).

(1)

(2)

Le bilan énergétique de cette réaction est de 7,275 MeV. La cinétique de cette réaction est très lente, cela est dû à l'instabilité du béryllium. C'est pourquoi le Big Bang n'a pas pu former des éléments plus massifs, notamment du carbone, la température de l'Univers a baissé trop rapidement pour que cela puisse avoir lieu. En théorie, la probabilité pour qu'il y ait fusion de trois noyaux d'hélium est infime. Cependant, deux faits successifs augmentent cette probabilité : l'état fondamental du béryllium a quasiment la même énergie que la somme de celles de deux particules α, et le 12C possède un état excité dont l'énergie est presque égale à la somme de celles d'un noyau d'hélium et d'un noyau de béryllium. Cette proximité des valeurs augmente la probabilité pour qu'une particule alpha se combine avec un noyau de béryllium pour former un atome de carbone. Suite à ce processus, certains noyaux de carbone peuvent fusionner avec des noyaux d'hélium en produisant un isotope stable d'oxygène avec libération d'énergie :

12C+4He → 16O+7,161MeV. Ensuite, l'oxygène aussi peut se combiner avec une particule alpha pour former un atome de néon, mais cela est plus difficile. Du coup, la nucléosynthèse stellaire produit de grandes quantités de carbone et d'oxygène mais une partie seulement de ces éléments sont à leur tour convertis en néon et en éléments plus lourds. La fusion nucléaire arrive à produire de l'énergie seulement jusqu'à une valeur égale à la masse du fer ; les éléments plus lourds sont créés lors de l'explosion de supernovae avec absorption d'énergie. 6) Supernovae.

Les supernovae sont des phénomènes très lumineux qui durent de quelques semaines à plusieurs années. Elles sont les seules à avoir une luminosité proche, voire plus élevée, de celle d'une galaxie lorsqu'elles atteingnent leur maximum. Il s'agit de phénomènes de nature très variée, caractérisant lafin du cycle de vie des étoiles massivrs. De par la luminosité que ce phénomène dégage, nous le voyons depuis la Terre comme la formation d'une étoile alors qu'il s'agit en fait de la destruction de l'une d'entre elles. La supernova est un phénomène rare, il y en a seulement entre une et trois dans notre Voie Lactée, c'est-à-dire dans notre galaxie qui contient le système solaire. Deux mécanismes différents sont à l'origine des supernovae. D'une part, l'explosion (accrétion du matériel de la naine blanche jusqu'à atteindre la « limite de Chandrasekhar » : la température devient si élevée qu'elle produit une instabilité thermodynamique) thermonucléaire d'une naine blanche après collision, soit après coalescence, avec une autre étoile qui explose totalement peut donner naissance à une supernova. On parle alors de supernovae thermonucléaire. D'autre part, l'implosion d'une étoile massive (9-25 masses solaires) qui est encore le siège de réactions nucléaires au moment de l'implosion et qui est responsable de la dislocation des couches externes del'étoile mène également à des supernovae. En effet, l'effondrement gravitationnel d'une étoile massive se produit quand le cœur de l'étoile est constitué de fer, élément lourd et stable ; la fusion ou la fission d'un tel élément consomme de l'énergie plutôt que d'en produire. Un tel cœur entraîne ainsi le fait que les couches supérieures de l'étoile ne sont pas soutenues par la pression du rayonnement et écrasent le cœur. Le cœur de l'étoile se comprime, les noyaux de fer sont dissociés, les protons capturant les électrons pour former des neutrons. Le cœur de neutrons résiste mieux aux couches externes grâce à la force nucléaire (interaction neutron-neutron ou neutron-proton), ce qui arrête l'effondrement. Dans cette situation d'effondrement gravitationnel, on parle de supernovae à effondrement de cœur. Les supernovae ont un rôle important dans la formation des éléments de l'Univers. En effet, lors de son explosion en supernova l'étoile libère les éléments chimiques qu'elle a synthétisés durant son existence, ceux-ci sont alors diffusés dans le milieu interstellaire. De plus, l'onde de choc de la supernova favorise la formation de nouvelles étoiles en provoquant ou en accélérant la contraction de régions du milieu interstellaire. Les supernovae sont classifiées en fonction de leur spectre et de leur courbe de lumière, qui décritl'évolution temporelle de la luminosité. Les deux types principaux sont les types I et II, qui

contiennent eux-mêmes des sous-types. Les supernovae de type I possède un spectre qui ne contientpas d'hydrogène tandis que celui des supernovae de type II en contient. Le type I est divisé en trois sous-types, a, b et c.Le spectre de la supernova de type Ia ne contient pas d'hydrogène mais a du silicium. Les spectres des supernovae ont cette allure :

La supernova est un point très lumineux qui laisse penser que c'est la naissance et non la destructiond'une étoile :

Le spectre de la supernova de type Ib ne contient ni hydrogène, ni silicium, mais une quantité notable d'hélium.Le spectre de la supernova de type Ic ne contient ni traces d'hydrogène, ni de silicium, et une quantité faible d'hélium. En ce qui concerne les supernovae de type II, leur spectre est typiquement visible trois mois aprèsle début de l'explosion. Comme le type I, le type II possède plusieurs sous-types :le type IIb illustre le cas où l'hélium domine sur l'hydrogène.le cas II « normal » est celui où l'hydrogène domine sur l'hélium. Il se divise en deux sous-types :

– IIL (« linéaire ») : sa courbe de lumière diminue linéairement après avoir atteint son maximum ;

– IIP (« plateau ») : sa courbe de luùière possède un plateau marqué, ou une phase décroissante lente.

Les différentes courbes de lumière sont représentées par ces graphiques :

Les supernovae sont à l'origine des éléments plus lourd. Pour cela, deux processus ont lieu : le processus R et le processus S.- Le processus R (rapide) est un processus de nucléosynthèse qui consiste en la capture de neutrons par des noyaux atomiques à haute température et à grande densité de neutrons qui permet ainsi de produire des éléments lourds à partir d'éléments plus légers. Dans ce processus, les noyaux sont bombardés par un flux important de neutrons et forment des noyaux riches en neutrons et très instables qui se désintègrent rapidement pour former des noyaux stables mais toujours riches en neutrons. Ce processus a effectivement lieu dans les supernovae, mais ce n'est probablement pas la source la plus importante des éléments lourds car les résultats sont plus faibles que ceux attendus. Ce processus est aussi très répandu dans les vieilles étoiles qui seraient donc les plus grandes productrices d'éléments lourds.- Le processus S (slow, lent) est caractérisé par la même chaîne de réaction que le processus R, maisil se produit à des températures et des densités de neutrons inférieures. Le processus S s'étend sur des millions d'années quand le R n'a besoin que de quelques secondes. Il produit des éléments de plus en plus lourd suivant la quantité de fer de l'étoile, il semble donc que les supernovae à effondrement de cœur correspondent à ce processus et soient bien à l'origine d'une partie des éléments lourds de l'Univers.

7) Matière Noire et Toile Cosmique.

Parlons brèvement de la matière lumineuse pour en venir à la matière noire. Notre Voie Lactée estconstituée pour 0,1% de grains de poussière (carbone, silicate, glace, fer, hydrogène) qui sont responsables de la diffusion de la lumière visible. La diffusion se fait surtout dans le bleu (dans le

c

domaine visible), ce qui donne la couleur aux nébuleuses par réflexion. Si une transmission remplace la réflexion, les nébuleuses apparaîssent typiquement rouges. En effet, la couleur dépend également de la composition chimique du gaz et de son état d'excitation (ionisation) : les nébuleusesou les galaxies riches en hydrogène (l'élément le plus abondant donc le plus fréquent) sont rougeâtres si l'état d'excitation est faible, ce qui est plus probable si la température du gaz est faible ;le même hydrogène donne de la lumière bleuâtre si les transitions sont vers des états à plus haute énergie, ce qui est plus probable si la température est élevée. Ainsi, les galaxies spirales qui ont plusde gaz, plus d'étoiles jeunes et chaudes paraîssent bleues tandis que les galaxies elliptiques, qui ont peu ou aucun gaz et plus d'étoiles vieilles, apparaîssent rouges. Cependant, cette matière visible et lumineuse, pour laquelle les méthodes d'observation sont de plus en plus précises, ne constitue qu'environ 16% de la matière totale de l'Univers. L'Univers est principalement constitué de matière noire ou sombre qui n'émet ni adsorbe ou diffuse aucun photon détectable à aucune longueur d'ondes : son existence peut être déduite uniquement par ses effets gravitationnels. La mise en évidence de la matière sombre se fait à l'aide des courbes de rotation.Tout comme l'étude de la nucléosynthèse stellaire et primordiale, la question de la matière noire est récente. En effet, c'est en 1933 que l'existence possible de la matière noire est mentionnée pour la première fois, et il faut attendre 1970 pour que le débat soit relancé. De quoi se constitue donc la matière sombre, noire ? Hormis des objets très rares et « sombres » appelés MACHOs (Massive Astronomical Compact Halo Object), qui sont pourtant composés de matière ordinaire, la matière noire proprement dite serait constituée de particules très énergétiques, non encore détéctées dans les accélérateurs de particules, qui ne rentrent pas dans la classification du Modèle Standard. Très diffusée dans l'espace,elle n'aurait donc aucun effet sur les échelles planétaires ou stellaires ; la matière noire aurait au contraire un impact déterminant sur la structure et dynamique gravitationnelle à l'échelle des galaxies, des amas de galaxies, des super-amas et au-delà. Ces divers éléments constituent la toile cosmique qui est comme une toile d'araignée tridimensionnelle. Elle est formée sous l'effet des interactions gravitationnelles essentiellement entre les particules de matière noire, la composante dominante. La figure suivante représente une projection en 2D de la toile cosmique.

Nous allons voir par l'étude du SDSS de quelle manière cette distribution de matière sur les très grandes échelles est mise en évidence.

8) Sloan Digital Sky Survey.

Le Sloan Digital Sky Survey (SDSS) est un relevé des objets célestes extra-galactiques (c'est-à-

dire externes à notre Voie Lactée) qui a débuté au début du siècle et qui a commencé à tracer la toilecosmique de manière très précise. Toutefois, il faut se rappeler que les galaxies lointaines que nous étudions nous apparaîssent plus jeunes et que donc ce que nous percevons n'est pas actuel. Le téléscope optique utilisé possède un diamètre de 2,5 mètres et est situé au Nouveau-Mexique. Le programme cherche à cartographier 25% du ciel et à enregistrer les informations relatives à plus de 100 millions d'objets célestes. Le télescope prend des images grâce à cinq filtres différents (u, g, r, i et z). Ces images permettent de produire une liste des objets observés et certains de leurs paramètres tels que leur position, la magnitude apparente, le type spectral, la morphologie, etc. Les données recueillies permettent de sélectionner des cibles pour les meusres spectroscopiques. Pendant l'observation spectroscopique, une région du ciel qui va être observée par une plaque spectroscopique est sélectionnée. Sur cette plaque sont disposées 640 fibres optiques, chacune étant associée à un objet du ciel. Chacun de ces objets à une priorité différente : les QSO (quasars) sont les premeirs objets à être observés, viennent ensuite les galaxies et les LRGs (Luminous Red Galaxies). Les quasars sont des sources de rayonnement astronomique à l'apparence quasi-stellaire, en réalité il s'agit de galaxies très énergétiques avec un noyau galactique actif (c'est-à-dire dont le rayonnement est émis par «freinage» ou par « synchrotron »), ce sont les entités les plus lumineuses de l'Univers.À tout instant, le télescope peut donc enregistrer 640 spectres différents. Seuls 592 spectres sont utilisés pour être associés à des objets célestes tandis que les 48 restant servent à l'étalonnage. Ainsi,il est possible de gérer plusieurs milliers d'objets en une seule nuit. Les informations récupérées sont ensuite analysées par des logiciels pour des mesures photométriques et spectroscopiques. La première image qui suit est le téléscope dont il est ici question. La seconde montre la distributionspongieuse des galaxies dans l'Univers, distribution qui nous est donnée par le spectrogramme SDSS. Nous pouvons alors connaître la taille et la position des objets astronomiques.

9) Conclusion.

L'Univers est en expansion et son étude n'est donc pas finie. De plus, même si nous avons vu que nous possédons des connaissances très précises et avancées au sujet de la nucléosynthèse primordiale, cela ne signifie pas que toutes les questions concernant la formation de l'Univers ont trouvé une réponse, loin de là. Mais les outils scientifiques tels que le télescope SDSS (sondage du ciel digital fait à partir de l'observatoire à Apache Point) permettent d'élargir notre champ de connaissances de manière considérable sur l'Univers qui nous entoure et les progrès ne sont certainement pas terminés. Peut-être saurons-nous un jour précisément d'où nous venons et où nous allons.