Abondances d'Hélium et de Deutérium

Contexte : La Chimie de l'Univers Primitif.

Dans les premières minutes après le Big Bang, l'Univers était une "soupe" extrêmement chaude et dense de particules. En refroidissant, les protons et les neutrons ont pu s'assembler pour former les tout premiers noyaux atomiques. Ce processus, appelé Nucléosynthèse Primordiale (ou BBN), a fixé la composition chimique initiale de l'Univers. Comprendre ce phénomène est crucial car les abondances d'éléments légers que nous observons aujourd'hui (comme l'hélium et le deutérium) sont des fossiles de cette époque et constituent l'un des piliers du modèle du Big Bang.

Remarque Pédagogique : Cet exercice vous guidera à travers les calculs clés qui permettent de prédire l'abondance d'hélium-4, l'un des succès les plus spectaculaires de la cosmologie moderne. Vous verrez comment des principes de physique nucléaire et de thermodynamique s'appliquent à l'Univers dans son ensemble.

Objectifs Pédagogiques

Calculer le ratio neutrons/protons à l'équilibre thermique dans l'Univers primordial.
Prendre en compte la désintégration des neutrons après le découplage.
Prédire la fraction de masse primordiale de l'hélium-4 (\(Y_p\)).
Comprendre le rôle du rapport baryons/photonsParamètre cosmologique clé, noté η (eta), qui mesure la densité de matière ordinaire (baryons) par rapport à la densité de lumière (photons). Il détermine l'efficacité des réactions nucléaires primordiales. (\(\eta\)) sur les abondances finales.

Données de l'étude

Nous modélisons l'Univers quelques secondes après le Big Bang pour calculer la composition chimique qui en résulte.

Constantes et Paramètres Cosmologiques

Caractéristique	Symbole	Valeur
Différence de masse neutron-proton	\(Q = (m_n - m_p)c^2\)	1.293 MeV
Constante de Boltzmann	\(k_B\)	\(8.617 \times 10^{-5}\) eV/K ou \(8.617 \times 10^{-11}\) MeV/K
Température de "gel" du ratio n/p	\(T_{\text{gel}}\)	\(0.8 \times 10^6\) eV (soit 0.8 MeV)
Durée de vie moyenne du neutron	\(\tau_n\)	880 secondes
Temps de "gel" et de nucléosynthèse	\(t_{\text{gel}}\) et \(t_{\text{nuc}}\)	\(t_{\text{gel}} \approx 1\) s et \(t_{\text{nuc}} \approx 200\) s

Chronologie de la Nucléosynthèse Primordiale

Questions à traiter

Calculer le rapport neutrons/protons (\(n/p\)) à l'instant du "gel" (\(t_{\text{gel}}\)).
Prendre en compte la désintégration des neutrons entre \(t_{\text{gel}}\) et \(t_{\text{nuc}}\). Quel est le nouveau rapport \(n/p\) au début de la nucléosynthèse ?
En supposant que tous les neutrons restants sont capturés pour former des noyaux d'hélium-4 (\(^{4}\text{He}\)), calculer la fraction de masse de l'hélium primordial (\(Y_p\)).
Expliquer qualitativement pourquoi une densité de matière (un rapport baryons/photons \(\eta\)) plus élevée conduit à une abondance de deutérium (\(D/H\)) plus faible.
La Voie Lactée a une masse baryonique d'environ \(1.2 \times 10^{11}\) masses solaires. En utilisant votre valeur calculée de \(Y_p\), estimez la masse totale d'hélium primordial dans notre galaxie.

Les bases de la Nucléosynthèse Primordiale

La BBN est gouvernée par la compétition entre le taux d'expansion de l'Univers et les taux des réactions nucléaires. Les principes clés sont :

1. Équilibre et "Gel" (Freeze-out)
Au tout début (\(t < 1 \, \text{s}\)), les neutrons (n) et protons (p) s'interconvertissent via les réactions \( n + \nu_e \leftrightarrow p + e^- \) et \( n + e^+ \leftrightarrow p + \bar{\nu}_e \). Leur ratio est fixé par l'équilibre thermodynamique via le facteur de Boltzmann : \[ \frac{n}{p} = \exp\left(-\frac{(m_n-m_p)c^2}{k_B T}\right) = \exp\left(-\frac{Q}{k_B T}\right) \] Quand l'Univers se refroidit, ces réactions deviennent trop lentes pour maintenir l'équilibre. Le ratio "gèle" à une valeur quasi-constante.

2. Désintégration du Neutron
Le neutron libre est instable et se désintègre en proton (\(n \rightarrow p + e^- + \bar{\nu}_e\)) avec une durée de vie moyenne \(\tau_n\). Entre le "gel" et la formation des noyaux, une partie des neutrons disparaît, ce qui diminue le ratio \(n/p\).

3. Formation des Noyaux
Quand la température descend sous 0.1 MeV, le deutérium (\(D\), ou \(^2\text{H}\)), formé par \(p+n \rightarrow D + \gamma\), devient stable. C'est le "goulet du deutérium". Une fois le deutérium formé, une chaîne de réactions rapides produit massivement de l'hélium-4, très stable, qui incorpore la quasi-totalité des neutrons restants.

Correction : Nucléosynthèse Primordiale : Abondances d'Hélium et de Deutérium

Question 1 : Calculer le rapport n/p à l'instant du "gel".

Principe

Au moment du gel, le rapport n/p est déterminé par l'équilibre thermodynamique. On utilise la formule de Boltzmann avec la différence de masse neutron-proton et la température de gel.

Mini-Cours

L'équilibre est maintenu par les interactions faibles (\( n + \nu_e \leftrightarrow p + e^- \)). Lorsque le taux d'expansion de l'Univers devient plus rapide que le taux de ces interactions, les neutrons et les protons ne peuvent plus s'inter-convertir efficacement. C'est le "gel" ou "découplage" du ratio.

Remarque Pédagogique

Comprendre ce point de départ est fondamental. Toute la chimie primordiale de l'Univers découle de ce simple ratio initial. C'est une illustration parfaite de la façon dont la microphysique (particules) dicte la macrophysique (composition de l'Univers).

Normes

Les valeurs de Q et \(\tau_n\) sont des données fondamentales du Modèle Standard de la physique des particules, mesurées en laboratoire. La température de gel est une prédiction du modèle cosmologique standard, confirmée par les observations du Fond Diffus Cosmologique (CMB).

Formule(s)

Formule du ratio à l'équilibre

\left(\frac{n}{p}\right)_{\text{gel}} = \exp\left(-\frac{Q}{k_B T_{\text{gel}}}\right)

Hypothèses

On suppose que l'Univers est homogène et isotrope (Principe Cosmologique).
On suppose un équilibre thermodynamique parfait avant le moment du gel.

Donnée(s)

Paramètre	Symbole	Valeur	Unité
Différence d'énergie de masse	Q	1.293	MeV
Énergie thermique	\(k_B T_{\text{gel}}\)	0.8	MeV

Astuces

Assurez-vous que Q et \(k_B T\) sont dans la même unité (ici, MeV). L'exponentielle est sans dimension, comme il se doit pour un ratio.

Schéma (Avant les calculs)

Équilibre Neutron-Proton

Calcul(s)

Application numérique du ratio n/p

\begin{aligned} \left(\frac{n}{p}\right)_{\text{gel}} &= \exp\left(-\frac{1.293 \, \text{MeV}}{0.8 \, \text{MeV}}\right) \\ &= \exp(-1.61625) \\ &\approx 0.1986 \end{aligned}

Schéma (Après les calculs)

Répartition initiale des Baryons

Réflexions

Au moment du gel, il y a environ 1 neutron pour 5 protons. Cette valeur initiale est cruciale : c'est elle qui va déterminer la quantité maximale d'hélium qui pourra être formée.

Points de vigilance

L'erreur la plus courante est une erreur d'unité entre l'énergie (MeV) et la température (K). Ici, \(k_B T\) est déjà donné en MeV, ce qui simplifie le calcul. Attention à ne pas inverser le numérateur et le dénominateur dans l'exponentielle.

Points à retenir

Le ratio n/p dépend uniquement de la différence de masse et de la température de gel.
Plus la température de gel est élevée, plus le ratio est proche de 1.

Le saviez-vous ?

C'est George Gamow, un physicien russo-américain, qui a été le premier à développer la théorie de la nucléosynthèse du Big Bang dans les années 1940.

FAQ

Résultat Final

Le rapport neutrons/protons au moment du gel est d'environ 0.199, soit environ 1/5.

A vous de jouer

Si la température de gel était de 1 MeV au lieu de 0.8 MeV, quel serait le ratio n/p ?

Question 2 : Calculer le rapport n/p après la désintégration des neutrons.

Principe

Entre le gel (t=1s) et le début de la nucléosynthèse (t=200s), les neutrons libres se désintègrent. Le nombre de protons augmente d'autant. On doit appliquer la loi de décroissance radioactive au nombre de neutrons.

Mini-Cours

La décroissance radioactive est un processus statistique. La loi en \(e^{-t/\tau}\) décrit la fraction d'un grand nombre de particules instables qui survivent après un temps t. Ici, elle s'applique aux neutrons qui n'ont pas encore été "sauvés" en étant intégrés dans un noyau.

Remarque Pédagogique

Cette étape est cruciale pour la précision du calcul. Omettre la désintégration du neutron conduirait à une surévaluation significative de la quantité d'hélium. C'est une course contre la montre : les neutrons doivent trouver un partenaire avant de se désintégrer.

Normes

La durée de vie du neutron (\(\tau_n\)) est une constante fondamentale de la physique mesurée avec une grande précision dans des expériences sur Terre. Les temps \(t_{\text{gel}}\) et \(t_{\text{nuc}}\) sont des prédictions du modèle cosmologique standard.

Formule(s)

Loi de la décroissance radioactive

N_n(t) = N_{n,\text{gel}} \times \exp\left(-\frac{\Delta t}{\tau_n}\right)

Formule du ratio n/p après décroissance

\left(\frac{n}{p}\right)_{\text{nuc}} = \frac{N_n(t_{\text{nuc}})}{N_p(t_{\text{nuc}})} = \frac{N_{n,\text{gel}} e^{-\Delta t/\tau_n}}{N_{p,\text{gel}} + (N_{n,\text{gel}} - N_n(t_{\text{nuc}}))}

Hypothèses

On suppose que la désintégration est le seul processus qui modifie le nombre de neutrons et de protons durant cette période.
On considère que la formation de noyaux est négligeable avant \(t_{\text{nuc}}\).

Donnée(s)

Paramètre	Symbole	Valeur	Unité
Rapport initial	\((n/p)_{\text{gel}}\)	0.1986	-
Intervalle de temps	\(\Delta t\)	199	s
Durée de vie du neutron	\(\tau_n\)	880	s

Astuces

Une méthode simple consiste à partir d'un nombre total de baryons (par exemple 1000). Calculez le nombre initial de n et p, faites décroître n, ajustez p, puis recalculez le ratio.

Schéma (Avant les calculs)

Décroissance des neutrons libres

Calcul(s)

Calcul de la fraction de neutrons survivants

\begin{aligned} f_{\text{survie}} &= \exp\left(-\frac{200 \, \text{s} - 1 \, \text{s}}{880 \, \text{s}}\right) \\ &= \exp\left(-\frac{199}{880}\right) \\ &\approx 0.7978 \end{aligned}

Calcul du nouveau rapport n/p

\begin{aligned} \left(\frac{n}{p}\right)_{\text{nuc}} &= \frac{(n/p)_{\text{gel}} \times f_{\text{survie}}}{1 + (n/p)_{\text{gel}} \times (1-f_{\text{survie}})} \\ &= \frac{0.1986 \times 0.7978}{1 + 0.1986 \times (1 - 0.7978)} \\ &= \frac{0.1584}{1 + 0.0401} \\ &\approx 0.1522 \end{aligned}

Schéma (Après les calculs)

Répartition juste avant la Nucléosynthèse

Réflexions

Le rapport a chuté de ~1/5 à ~1/6.5. Environ 20% des neutrons ont disparu pendant cette période d'attente. Si la nucléosynthèse avait démarré plus tard, il y aurait eu encore moins de neutrons et donc moins d'hélium.

Points de vigilance

L'erreur commune est de mal calculer \(\Delta t = t_{\text{nuc}} - t_{\text{gel}}\). Une autre est d'oublier que chaque neutron qui se désintègre devient un proton, il faut donc augmenter le nombre de protons en conséquence.

Points à retenir

La période entre le gel et la nucléosynthèse réduit le nombre de "briques" (neutrons) disponibles pour construire des noyaux plus lourds que l'hydrogène.

Le saviez-vous ?

La mesure précise de la durée de vie du neutron est un défi expérimental. Deux méthodes principales ("bouteille" et "faisceau") donnent des résultats légèrement différents, une énigme non résolue de la physique des particules.

FAQ

Résultat Final

Le rapport n/p au début de la nucléosynthèse est d'environ 0.152, soit environ 1/6.5.

A vous de jouer

Si la nucléosynthèse avait commencé à t=300s, quel aurait été le rapport n/p ?

Question 3 : Calculer la fraction de masse de l'hélium primordial (\(Y_p\)).

Principe

La fraction de masse \(Y_p\) est la masse de l'hélium-4 divisée par la masse totale des baryons. On suppose que tous les neutrons disponibles sont utilisés pour former de l'hélium-4 (noyau de 2 protons et 2 neutrons). La masse d'un neutron et d'un proton est considérée comme égale (\(m_n \approx m_p\)).

Mini-Cours

L'hélium-4 (\(^{4}\text{He}\)) est un noyau exceptionnellement stable en raison de son énergie de liaison élevée. Une fois que le deutérium est disponible, les réactions qui mènent à l'hélium-4 sont très rapides et efficaces. Presque tous les neutrons disponibles sont balayés pour former de l'hélium.

Remarque Pédagogique

Ce calcul est le point culminant de l'exercice. Il relie directement le ratio de particules microscopiques (n/p) à une quantité observable à l'échelle cosmologique (l'abondance d'hélium dans l'Univers).

Normes

La prédiction de \(Y_p \approx 0.25\) est l'un des trois grands piliers observationnels du modèle du Big Bang, avec l'expansion de l'Univers (loi de Hubble) et le Fond Diffus Cosmologique (CMB).

Formule(s)

Formule de la fraction de masse d'hélium (Yp)

\begin{aligned} Y_p &= \frac{\text{Masse de } ^4\text{He}}{\text{Masse totale}} \\ &= \frac{2 \times N_n}{N_n + N_p} \\ &= \frac{2(n/p)}{1+(n/p)} \end{aligned}

Hypothèses

L'hypothèse clé est que la formation d'hélium-4 est 100% efficace, c'est-à-dire que tous les neutrons disponibles sont incorporés dans des noyaux de \(^{4}\text{He}\).
On néglige la petite quantité de neutrons allant dans d'autres isotopes comme D, \(^{3}\text{He}\), ou \(^{7}\text{Li}\).
On approxime les masses : \(m_n \approx m_p\).

Donnée(s)

Paramètre	Symbole	Valeur	Unité
Rapport n/p final	\((n/p)_{\text{nuc}}\)	0.1522	-

Astuces

La formule \(Y_p = 2(n/p)/(1+n/p)\) est une approximation très efficace. Elle vient du fait que pour chaque neutron, il y a \(1/(n/p)\) protons. La masse totale est donc proportionnelle à \(N_n + N_p\), et la masse de l'hélium est proportionnelle au nombre de noyaux (\(N_n/2\)) fois leur masse (4), donc \(2N_n\).

Schéma (Avant les calculs)

Formation de l'Hélium-4

Calcul(s)

Calcul de Yp

\begin{aligned} Y_p &= \frac{2 \times 0.1522}{1 + 0.1522} \\ &= \frac{0.3044}{1.1522} \\ &\approx 0.2642 \end{aligned}

Schéma (Après les calculs)

Composition de l'Univers après la BBN

Réflexions

Notre calcul prédit qu'environ 26.4% de la masse de la matière ordinaire de l'Univers est sous forme d'hélium. Les observations des galaxies les plus primitives donnent une valeur de \(Y_p \approx 0.245\). Notre modèle simple est remarquablement proche de la réalité !

Points de vigilance

Il ne faut pas confondre la fraction en nombre (le ratio n/p) et la fraction en masse (\(Y_p\)). La formule de conversion est essentielle. Une erreur courante est d'oublier le facteur 2 dans la formule de \(Y_p\).

Points à retenir

L'abondance primordiale d'hélium est fixée par la physique des particules (Q, \(\tau_n\)) et la cosmologie (T_gel).
Elle ne dépend que très peu de la densité de matière.

Le saviez-vous ?

L'hélium a été détecté pour la première fois dans le spectre du Soleil en 1868, avant d'être isolé sur Terre. Son nom vient du grec "helios", qui signifie "soleil".

FAQ

Résultat Final

La fraction de masse primordiale de l'hélium-4 est d'environ 0.264, soit 26.4%.

A vous de jouer

En utilisant le ratio n/p de 0.1522, si seulement 95% des neutrons formaient de l'hélium-4, quelle serait la valeur de \(Y_p\) ?

Question 4 : Expliquer l'influence de la densité baryonique (\(\eta\)) sur l'abondance de deutérium.

Principe

Le deutérium est un produit intermédiaire dans la formation de l'hélium. Son abondance finale dépend de l'efficacité avec laquelle il est "brûlé" pour former des noyaux plus lourds. Cette efficacité est directement liée à la densité des baryons (\(\eta\)).

Mini-Cours

Le deutérium est à la fois fragile (facilement détruit par les photons) et un maillon essentiel. Sa survie dépend de la compétition entre l'expansion (qui refroidit et dilue tout) et les réactions de fusion (qui le consomment). Le paramètre \(\eta\) (rapport baryons/photons) est le chef d'orchestre de cette compétition.

Remarque Pédagogique

Cette relation inverse entre la densité et l'abondance du deutérium en fait un "baryomètre" (un mesureur de densité baryonique) extrêmement sensible et précieux pour les cosmologistes.

Normes

La valeur de \(\eta\) est mesurée avec une précision incroyable par l'analyse des anisotropies du Fond Diffus Cosmologique (CMB) par des missions comme WMAP et Planck. La concordance entre la valeur de \(\eta\) du CMB et celle déduite de l'abondance du deutérium est un triomphe du modèle cosmologique.

Formule(s)

Il n'y a pas de formule simple, mais la relation conceptuelle est : \( (D/H) \propto 1/\eta \). Les calculs précis nécessitent des codes numériques complexes qui résolvent un réseau de réactions nucléaires.

Hypothèses

On suppose que le modèle standard de la cosmologie et de la physique des particules est correct.
On suppose que les abondances de deutérium mesurées dans les nuages de gaz lointains et peu pollués reflètent bien l'abondance primordiale.

Donnée(s)

Ceci est une question qualitative, aucune donnée numérique n'est requise pour le raisonnement.

Astuces

Pensez à une "danse" de particules. Si la salle de bal (l'Univers) est très peuplée (\(\eta\) élevé), les partenaires (deutons, protons) se trouvent facilement pour former des couples plus stables (hélium). Si la salle est presque vide (\(\eta\) faible), beaucoup de deutons restent seuls.

Schéma (Avant les calculs)

Compétition pour le Deutérium

Calcul(s)

Pas de calcul numérique pour cette question.

Schéma (Après les calculs)

Dépendance des abondances en fonction de \(\eta\)

Réflexions

Si \(\eta\) est élevé : L'Univers est dense. Les protons et les neutrons sont très proches les uns des autres. Dès que le deutérium se forme, il a une très forte probabilité de rencontrer un autre nucléon pour former de l'hélium-3 ou du tritium, puis de l'hélium-4. La "combustion" du deutérium est très efficace. Il en reste donc très peu à la fin. Haute densité \(\Rightarrow\) Basse abondance de deutérium.
Si \(\eta\) est faible : L'Univers est peu dense. Les particules sont plus éloignées. Un noyau de deutérium a moins de chances de rencontrer une autre particule avant que l'expansion ne les sépare davantage et que la température ne chute trop pour permettre la fusion. La "combustion" est inefficace. Une plus grande fraction de deutérium survit. Basse densité \(\Rightarrow\) Haute abondance de deutérium.

Points de vigilance

Ne pas inverser la relation. C'est la plus contre-intuitive : plus de matière (\(\eta\) élevé) -> moins de deutérium résiduel.

Points à retenir

Le deutérium est un "fossile" précieux car son abondance est extrêmement sensible à la densité de matière ordinaire.

Le saviez-vous ?

Le deutérium sur Terre est plus abondant que dans le milieu interstellaire primordial, car il est détruit dans les étoiles mais peut être produit par d'autres processus (spallation par les rayons cosmiques).

FAQ

Résultat Final

L'abondance de deutérium est inversement proportionnelle à la densité baryonique \(\eta\) : un Univers plus dense brûle plus efficacement son deutérium, en laissant moins.

A vous de jouer

Si les observations futures montraient une abondance de deutérium beaucoup plus élevée que prévu, cela indiquerait une densité baryonique \(\eta\) plus faible ou plus élevée que notre valeur actuelle ?

Question 5 : Estimer la masse d'hélium primordial dans la Voie Lactée.

Principe

Il s'agit d'une simple application de la fraction de masse calculée. Si \(Y_p\) est la fraction de la masse totale qui est de l'hélium, il suffit de multiplier la masse baryonique totale de la galaxie par \(Y_p\).

Mini-Cours

La masse baryonique ne représente qu'une petite fraction de la masse totale d'une galaxie comme la nôtre. La majorité est constituée de matière noire (environ 85% de la matière totale), dont la nature est encore inconnue. Notre calcul ne concerne que la matière "ordinaire".

Remarque Pédagogique

Cet exercice montre comment un calcul cosmologique peut être appliqué à un objet astrophysique concret. Il connecte le très grand (l'Univers) au grand (notre galaxie).

Normes

Les estimations de la masse de la Voie Lactée proviennent de l'étude des mouvements des étoiles et du gaz, en appliquant les lois de la gravité de Newton et d'Einstein.

Formule(s)

Formule de la masse d'hélium

M_{\text{He}} = Y_p \times M_{\text{baryons, Galaxie}}

Hypothèses

On suppose que la masse baryonique de la galaxie est bien estimée.
On suppose que la fraction d'hélium n'a pas significativement changé depuis la BBN. (En réalité, les étoiles ont produit un peu plus d'hélium, mais cela reste une bonne approximation de premier ordre).

Donnée(s)

Paramètre	Symbole	Valeur	Unité
Fraction de masse d'Hélium	\(Y_p\)	0.264	-
Masse baryonique de la galaxie	\(M_{\text{baryons}}\)	\(1.2 \times 10^{11}\)	Masses solaires

Astuces

Attention aux puissances de 10. C'est un calcul simple, mais une erreur d'inattention sur les exposants est vite arrivée.

Schéma (Avant les calculs)

Composition Baryonique de la Voie Lactée

Calcul(s)

Calcul de la masse d'hélium dans la galaxie

\begin{aligned} M_{\text{He}} &= 0.264 \times (1.2 \times 10^{11} \, M_{\odot}) \\ &= 0.3168 \times 10^{11} \, M_{\odot} \\ &\approx 3.17 \times 10^{10} \, M_{\odot} \end{aligned}

Schéma (Après les calculs)

Masse d'Hélium dans la Voie Lactée

Réflexions

Cela signifie que sur les 120 milliards de masses solaires de matière ordinaire de notre galaxie, près de 32 milliards sont sous forme d'hélium formé dans les trois premières minutes de l'Univers. Le reste est principalement de l'hydrogène, avec une infime fraction d'éléments plus lourds créés plus tard dans les étoiles.

Points de vigilance

Ne pas confondre la masse baryonique avec la masse totale de la galaxie (qui inclut la matière noire).

Points à retenir

Les prédictions de la cosmologie à grande échelle ont des implications directes et mesurables sur des objets astrophysiques locaux comme notre propre galaxie.

Le saviez-vous ?

La masse du Soleil (\(M_{\odot}\)) est l'unité de masse standard en astrophysique. Elle vaut environ \(2 \times 10^{30}\) kg. La masse d'hélium primordial dans notre galaxie est donc d'environ \(6.4 \times 10^{40}\) kg !

FAQ

Résultat Final

La masse d'hélium primordial dans la Voie Lactée est estimée à environ \(3.17 \times 10^{10}\) masses solaires.

A vous de jouer

La galaxie d'Andromède a une masse baryonique d'environ \(2 \times 10^{11} M_{\odot}\). Quelle est la masse d'hélium primordial qu'elle contient ?

Outil Interactif : Le "Baryomètre" de l'Univers

Le rapport baryons/photons (\(\eta\)) est le paramètre fondamental qui fixe les abondances. Utilisez le curseur pour faire varier \(\eta\) et observez son effet (très fort sur le deutérium, plus faible sur l'hélium). La zone verte indique la valeur mesurée par le satellite Planck.

Paramètres d'Entrée

Rapport Baryons/Photons (\(\eta_{10} = \eta \times 10^{10}\)) 6.1

Abondances Prédites

Fraction d'Hélium-4 (\(Y_p\)) -

Deutérium/Hydrogène (D/H) -

Quiz Final : Testez vos connaissances

1. Quel événement permet le début de la formation des noyaux ?

Le "gel" du rapport n/p
La formation de deutérium stable (le "goulet du deutérium")
La fin de la désintégration des neutrons

2. Si la durée de vie du neutron était beaucoup plus courte...

Il y aurait plus d'hélium primordial.
Cela n'aurait aucun impact sur l'hélium.
Il y aurait moins d'hélium primordial.

3. L'abondance de quel élément est la plus sensible à la densité baryonique \(\eta\) ?

Le Deutérium
L'Hélium-4
L'Hydrogène (protons)

Nucléosynthèse Primordiale (BBN): Processus de formation des noyaux atomiques légers (Deutérium, Hélium, Lithium) dans les premières minutes de l'Univers, lorsque celui-ci était suffisamment chaud et dense.
Rapport Baryons/Photons (\(\eta\)): Paramètre cosmologique fondamental représentant le nombre de baryons (protons, neutrons) pour chaque photon du fond diffus cosmologique. Il mesure la densité de matière ordinaire de l'Univers.
Fraction de masse (\(Y_p\)): Rapport de la masse d'un élément (ici l'hélium-4) sur la masse totale de tous les baryons. \(Y_p \approx 0.25\) signifie que 25% de la masse de la matière ordinaire est de l'hélium.