Le chaudron cosmique

Les noyaux se forment dans les étoiles. Cette idée, que l’astrophysicien américain Fred Hoyle a développée dans les années 1950, rend compte de façon satisfaisante des proportions relatives d’un grand nombre de noyaux, mais pas de tous.

Si l’Univers a toujours été en expansion, il a forcément émergé d’une période pendant laquelle il était très dense et très chaud : l’observation du « fond diffus cosmologique », trace de la lumière émise au moment où sont apparus les premiers atomes d’hydrogène neutre, montre qu’il est passé par une phase où la température était de l’ordre de trois mille degrés. L’analyse de la répartition des noyaux légers (hydrogène, hélium et lithium notamment) prouve qu’il y a eu un état antérieur, où la température était supérieure à dix milliards de degrés.
C’est alors que s’est jouée une grande partie du destin de la matière.

Les noyaux fossiles

Trois noyaux résistent au modèle de la nucléosynthèse stellaire ; ce sont de véritables "fossiles nucléaires", témoins des premiers instants de l'Univers.
Le premier est le deutérium (D), aussi nommé « hydrogène lourd ». Son noyau est constitué d’un proton et d’un neutron. On en dénombre un pour cent mille atomes d’hydrogène. Le deutérium est le plus fragile des noyaux, il ne résiste pas à la fournaise stellaire. Dans les étoiles, il réagit dès que la température dépasse un million de degrés. D’où peut bien venir le deutérium encore observable ?

Le second fossile se nomme hélium 4 (⁴He). Les étoiles en fabriquent couramment à partir de quatre noyaux d’hydrogène. Mais pas assez : l’activité cumulée de toutes les étoiles ne suffit pas à rendre compte de sa grande proportion relative, qui est d’un atome d’hélium pour dix atomes d’hydrogène. Dans un certain nombre d’étoiles, on a mesuré la proportion d’hélium et de trois éléments lourds (carbone, azote et oxygène, noyaux qui ont été choisis car ce sont de purs produits de la nucléosynthèse stellaire). On a constaté que les étoiles qui ont le plus d’éléments lourds sont aussi celles qui ont le plus d’hélium.

Mais les étoiles les plus pauvres en éléments lourds en contiennent néanmoins une bonne quantité : aucune qui ait moins de sept noyaux d’hélium pour cent atomes d’hydrogène. Une interprétation s’impose : à leur naissance, les étoiles et les galaxies contiennent déjà 7 % d’hélium. D’où provient cet hélium primordial ? Enfin, le troisième fossile nucléaire est le lithium 7 (⁷Li). La proportion de lithium a été mesurée dans de nombreuses étoiles de notre galaxie. Quoique faible, elle est quasiment la même dans les étoiles les plus vieilles et elle augmente dans les plus jeunes. Cette remontée indique donc que les étoiles fabriquent du lithium, mais la présence de ce noyau en quantité constante dans les plus anciennes d’entre elles indique qu’il y eut, comme pour l’hélium, une contribution préalable à celle des étoiles.

D’où viennent le deutérium, l’hélium et le lithium ? L’étude de ces fossiles nucléaires a permis d’élaborer un scénario raisonnable selon lequel l’Univers a connu une température supérieure à dix milliards de degrés.

La nucléosynthèse primordiale

À dix milliards de degrés, l’agitation thermique est telle que l’interaction nucléaire forte est incapable d’assurer la stabilité des noyaux, qui se décomposent alors en protons et en neutrons. Le fluide cosmique est constitué d’un mélange de ces nucléons, au milieu desquels foisonnent électrons, photons et neutrinos. Les neutrinos jouent un rôle important : absorbés et émis sans cesse par les nucléons, ils transforment les protons en neutrons et vice versa. Ces réactions maintiennent un équilibre entre les nombres de neutrons et de protons dont le rapport dépend de la température.

L’expansion aidant, la température décroît, et vient un moment où les neutrinos ne peuvent plus interagir avec les nucléons, ce qui rompt l’équilibre qui prévalait jusqu’alors. Le neutron libre est une particule instable qui, en un peu moins d’un quart d’heure, se désintègre en un proton, un électron et un neutrino. Sa seule voie de conservation est son assemblage avec un proton pour former un noyau de deutérium. Or il faut de la chaleur pour engendrer le deutérium et, après fabrication, il faut le refroidir pour le conserver. L’expansion se charge de ces deux opérations : le deutérium est produit quand la température est voisine d’un milliard de degrés, et il est sauvé de la destruction prématurée par le refroidissement dû à l’expansion.
Pendant leur période de formation, les noyaux de deutérium peuvent aussi se joindre à d’autres nucléons pour engendrer successivement des noyaux d’hélium 3, d’hélium 4 et, en proportion moindre, de lithium 7.

Le refroidissement de l’Univers sous la température minimale de fusion met fin à cette activité nucléaire primordiale, qui n’a eu que trois minutes pour se réaliser ! Quand la température est trop basse, la composition de l’Univers est figée : on retrouve le deutérium dans l’espace interstellaire, l’hélium 4 primordial s’observe dans les étoiles et les galaxies anciennes et le lithium 7 à la surface des plus vieilles étoiles. Finalement, la nucléosynthèse primordiale n’a guère pu fabriquer que des éléments légers.

Ce sont les étoiles, plus froides que le milieu primordial de l’Univers, mais disposant de densités élevées et, surtout, de beaucoup plus de temps, qui synthétisent les éléments plus lourds.