La saga du Big Bang
  L’alchimie nucléaire primordiale



Trois minutes après le big bang : la formation des premiers noyaux d’atomes légers s’enclenche. C’est ce que l’on nomme l’alchimie ou « nucléosynthèse » primordiale de l’Univers. Elle aboutit à la formation des éléments chimiques les plus simples. Jusqu’alors, seuls les protons de l’hydrogène avaient régné. Peu à peu vont naître l’hydrogène lourd ou deutérium et, un quart d’heure plus tard, l’hélium… La température vaut moins d’un milliard de degrés. Toute la matière visible du cosmos remonte à cette époque.

L’ère du rayonnement
Après la disparition de l’antimatière, l’Univers baigne dans un océan de lumière ardente. C’est l’ère du « rayonnement ». Un dix-millième de seconde après le big bang, les quarks constitutifs des protons et des neutrons se sont anéantis avec les antiquarks. Une seconde plus tard, les électrons se sont à leur tour autodétruits avec leurs antiparticules, les positrons. Du coup, avec la réduction drastique du nombre de particules légères, dans un facteur un milliard par l’annihilation, l’équilibre qui prévalait jusque-là entre neutrinos, protons et neutrons se rompt. L’interaction nucléaire faible se fige. Son rythme d’action est « gelé » par l’expansion de l’espace et les neutrinos se désolidarisent de la matière afin de voguer librement. Parallèlement, les deux types de constituants des noyaux atomiques ne pèsent plus du même poids sur les événements. Le neutron, plus lourd, se désintègre spontanément en proton (avec la libération d’un électron et d’un antineutrino). Tandis que l’inverse est interdit. Le neutron devient instable. Il lui reste statistiquement entre dix minutes et un quart d’heure à vivre. Qu’en sera-t-il exactement ? Suspens…

Trois minutes : naissance du deutérium
Au final, ce sera l’interaction nucléaire forte qui prendra le dessus. Elle exprime la faculté des nucléons - neutrons ou protons – à se lier les uns aux autres. Et ceci sauve in extremis le neutron. Protons et neutrons, on le sait, aiment s’assembler afin de constituer des noyaux atomiques de taille croissante. C’est une nouvelle étape qui s’amorce dans l’évolution de l’Univers. Une centaine de secondes – environ trois minutes – après le big bang s’ouvre le premier acte de l’alchimie nucléaire primordiale. Depuis longtemps, les quarks sont confinés au sein des nucléons. Mais, ceux-ci évoluent de manière indépendante. En dépit des nombreuses collisions, ils n’ont pas encore trouvé le moyen de s’associer solidement entre eux. Et pour cause : le chaos, le désordre et la chaleur ambiante règnent. D’un côté, la force forte tend à rassembler les nucléons. De l’autre, les photons messagers d’une lumière très énergétique (les rayons gamma) les dispersent et les dissocient. Cette hésitation ne dure pas. Vient le moment où la température passe en dessous du seuil fatidique d’un milliard de degrés, 70 fois ce qui règne aujourd’hui au cœur du Soleil. La formation des noyaux composés de plus d’un proton, et plus élaborés que l’hydrogène primordial, devient viable. Le deutérium, ou hydrogène lourd, comporte un neutron et un proton. C’est là que les neutrons en sursis vont se réfugier en masse et se stabiliser. Ils échappent de justesse à une disparition prématurée. Ainsi s’amorce la longue chaîne des étapes qui vont enrichir la composition de l’Univers.

Un quart d’heure : avènement de l’hélium
Le rideau se lève sur les premières réactions nucléaires. D’abord, le noyau de deutérium se forme par fusion d’un neutron et d’un proton. Puis, le processus continue sur sa lancée. L’absorption d’un second neutron ou proton aboutit au tritium (variété très lourde de l’hydrogène, deux neutrons et un proton) ou à l’hélium-3 (un neutron et deux protons). Enfin, la capture d’un nouveau proton ou neutron débouche sur l’hélium classique (hélium-4, deux protons et deux neutrons). La montre cosmique marque un quart d’heure. Le décor est en place : les deux éléments chimiques les plus légers et les plus abondants sont nés. Hydrogène et hélium constituent environ 75% et 25% de ce qui peut alors être observé. Chose remarquable : au fil du temps, ces proportions changeront peu. La preuve ? Aujourd’hui, ces deux mêmes éléments légers représentent 71% et 27% - au total 98% - de la masse de matière ordinaire qui emplit l’Univers. La différence provient de la part qui a été synthétisée entre-temps, durant les milliards d’années suivants, au cœur du foyer nucléaire des étoiles. Ce n’est pas une mince prouesse que d’avoir pu prédire et expliquer ces chiffres à partir de la seule hypothèse que la matière visible est née dans une phase dense et chaude du big bang. Les 2% restants correspondent aux éléments lourds tels que l’oxygène, le carbone ou le fer. Ils sont essentiels à la vie. Ce sont les étoiles en fin d’évolution qui les rejetteront dans l’espace.

La composition de l’Univers
Puis peu à peu, l’évolution vers la complexité va marquer le pas. Sous l’impulsion de son élan initial, le cosmos continue de se dilater, de s’étendre et de se refroidir. Mais la fusion thermonucléaire s’arrête temporairement. En effet, au-delà, il n’existe plus aucun noyau stable qui comporte cinq ou huit protons et neutrons. Aussitôt créées, ces nouvelles entités se désintègrent et interdisent de progresser plus avant. La chaîne s’interrompt. Jusqu’à ce que les premières étoiles s’allument, la teneur du cosmos demeurera inchangée. L’hydrogène et l’hélium dominent dans des proportions écrasantes. Or ce fait - toujours évident dans les étoiles et les galaxies contemporaines - constitue l’une des plus solides preuves du big bang, à côté de l’expansion de l’espace et du rayonnement fossile.

Zoom : L'abondance des éléments chimiques légers