La matière dans l'Univers

L'Univers est né il y a environ 13,8 milliards d'années lors du Big Bang, une expansion explosive de l'espace à partir d'un état extrêmement chaud et dense. Depuis, l'Univers ne cesse de s'étendre.

À grande échelle, la matière se regroupe en structures hiérarchiques :

• Étoiles : boules de gaz chauds (principalement H et He) qui brillent par fusion nucléaire.
• Systèmes planétaires : étoile + corps en orbite (planètes, astéroïdes, comètes).
• Galaxies : amas de centaines de milliards d'étoiles liées par la gravitation. La nôtre, la Voie Lactée, contient ≈ 200 milliards d'étoiles.
• Amas de galaxies et filaments cosmiques : les plus grandes structures connues.

La matière « ordinaire » (baryonique) ne représente que ≈ 5 % du contenu énergétique total de l'Univers. Le reste est constitué de matière noire (≈ 27 %) et d'énergie noire (≈ 68 %), dont la nature demeure inconnue.

Toute la matière ordinaire est constituée d'atomes. Un atome est formé :

• d'un noyau central (de diamètre ≈ $10^{-15}$ m) contenant des protons (charge +e) et des neutrons (charge nulle) ;
• d'un cortège d'électrons (charge −e) en mouvement autour du noyau (diamètre atomique ≈ $10^{-10}$ m).

Les isotopes d'un même élément ont le même $Z$ mais des valeurs de $A$ différentes. Par exemple, l'hydrogène possède trois isotopes : $^1_1\text{H}$ (protium), $^2_1\text{H}$ (deutérium) et $^3_1\text{H}$ (tritium).

La force qui maintient les nucléons ensemble dans le noyau malgré la répulsion électrique des protons est l'interaction forte, de très courte portée (≈ $10^{-15}$ m) mais très intense.

Lors des 3 premières minutes suivant le Big Bang, la température était suffisamment élevée (> $10^9$ K) pour que des réactions nucléaires se produisent dans tout l'Univers. C'est la nucléosynthèse primordiale.

Elle a produit :

• ≈ 75 % de masse : hydrogène ($^1_1\text{H}$) ;
• ≈ 25 % de masse : hélium-4 ($^4_2\text{He}$) ;
• des traces de deutérium ($^2_1\text{H}$), d'hélium-3 ($^3_2\text{He}$) et de lithium-7 ($^7_3\text{Li}$).

Après quelques dizaines de milliers d'années, l'Univers s'est suffisamment refroidi pour que les électrons se combinent aux noyaux : c'est la recombinaison. L'Univers devient transparent et le rayonnement fossile — le fond diffus cosmologique (CMB) — est libéré. Ce rayonnement, détecté pour la première fois en 1965, constitue l'une des preuves du Big Bang.

Les étoiles sont des réacteurs nucléaires naturels. Dans leur cœur, les températures (> $10^7$ K) et les pressions colossales permettent la fusion nucléaire : des noyaux légers fusionnent pour donner des noyaux plus lourds en libérant de l'énergie.

Cycle proton-proton (étoiles de masse ≤ soleil)

La chaîne principale dans le Soleil est la chaîne proton-proton :

$$4\ ^1_1\text{H} \rightarrow ^4_2\text{He} + 2e^+ + 2\nu_e + \text{énergie}$$

L'énergie libérée est énorme car la masse du noyau d'hélium est inférieure à la somme des masses des 4 protons : c'est le défaut de masse, converti en énergie selon $E = mc^2$ (Einstein).

Nucléosynthèse dans les étoiles massives

Dans les étoiles plus massives que le Soleil (≥ 8 $M_\odot$), la température du cœur est suffisamment élevée pour déclencher des fusions successives :

Quand le cœur d'une étoile massive (> 8 $M_\odot$) se transforme en fer, la fusion s'arrête. La pression de radiation disparaît et la gravitation provoque un effondrement gravitationnel très rapide du cœur (en quelques secondes), suivi d'un rebond : c'est l'explosion de supernova.

La supernova a deux rôles essentiels :

• Synthèse des éléments plus lourds que le fer : lors de l'explosion, le flux de neutrons est si intense que des noyaux absorbent de nombreux neutrons en chaîne (processus r), formant des éléments comme l'or ($^{197}\text{Au}$), le platine, l'uranium…
• Dispersion des éléments : l'enveloppe de l'étoile est projetée dans le milieu interstellaire avec tous les éléments synthétisés. Ces matériaux enrichissent le gaz et la poussière qui donneront naissance aux étoiles et planètes de la génération suivante.

Comment connaître la composition des étoiles sans s'y rendre ? Grâce à la spectroscopie : l'analyse de la lumière émise ou absorbée par la matière.

Spectres d'émission et d'absorption

• Spectre continu : lumière blanche décomposée en arc-en-ciel (toutes les longueurs d'onde).
• Spectre d'émission : un gaz chaud à basse pression émet de la lumière à des longueurs d'onde bien précises → raies brillantes sur fond noir.
• Spectre d'absorption : un gaz froid traversé par la lumière d'une source continue absorbe exactement les mêmes longueurs d'onde qu'il aurait émises → raies sombres sur fond coloré.

Application aux étoiles

Le spectre solaire est un spectre d'absorption : la photosphère (surface) émet un spectre continu, et les couches externes (chromosphère, plus fraîches) absorbent certaines longueurs d'onde. On y identifie les raies de l'hydrogène (série de Balmer, dans le visible), de l'hélium, du calcium, du sodium, etc.

L'abondance des éléments chimiques dans l'Univers reflète leur histoire nucléaire :

• L'hydrogène (≈ 75 %) et l'hélium (≈ 24 %) dominent très largement : ils sont issus de la nucléosynthèse primordiale.
• Les éléments plus lourds ne représentent ensemble qu'environ 1 % en masse de la matière ordinaire.
• Plus un élément est lourd, plus il est en général rare dans l'Univers (à quelques exceptions près comme le fer, très stable).

Sur Terre, la situation est très différente : l'hydrogène léger s'est en grande partie échappé dans l'espace lors de la formation. Les éléments les plus abondants dans la croûte terrestre sont l'oxygène (≈ 46 %) et le silicium (≈ 28 %), présents sous forme d'oxydes et de silicates.