Recombinaison (cosmologie)

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En cosmologie, la recombinaison est l'époque où les électrons se combinent aux noyaux atomiques existants pour former les premiers atomes. Ce phénomène se produit au moment où la température de l'Univers descend en dessous du seuil sous lequel l'énergie moyenne des photons les plus énergétiques est en dessous de l'énergie d'ionisation de l'atome considéré.

En pratique, à l'époque de la recombinaison, aucune étoile ne s'est déjà formée. Les seuls noyaux atomiques présents dans l'Univers sont l'hydrogène, l'hélium et des traces de lithium. Le lithium se recombine avant l'hélium, lui-même se recombinant avant l'hydrogène. En pratique, quand on parle de recombinaison, on évoque implicitement celle de l'hydrogène uniquement, qui représente la grande majorité des noyaux existant à cette époque (environ 94 %).

Note : Le terme de recombinaison est quelque peu impropre, puisqu'il représente la première fois où électrons et noyaux se sont combinés.

Époque de la recombinaison

Intuitivement, on serait tenté de dire que la recombinaison se produit quand l'énergie moyenne des photons est de l'ordre de l'énergie d'ionisation de l'atome d'hydrogène, soit 13,6 électron-volts (eV), ou environ 150 000 K. En pratique, cette estimation est très incorrecte, car l'Univers est un système qui a un nombre considérable de photons par noyau atomique (de l'ordre de un milliard pour un). De ce fait, ce qui importe est que l'énergie du milliardième des photons les plus énergétiques soit de l'ordre de l'énergie d'ionisation de l'atome d'hydrogène. Ceci se produit quand l'énergie moyenne de l'ensemble des photons est bien inférieure à 13,6 eV. Les calculs montrent alors (voir Équation de Saha) que l'énergie moyenne doit être d'environ 0,3 eV, pour une température de 3000 K. La température actuelle de l'Univers est celle donnée par le fond diffus cosmologique, soit 2,726 K. C'est un facteur 1 100 fois plus faible que la température de la recombinaison. Cela signifie que celle-ci s'est produite lorsque les distances (homologues) dans l'Univers étaient 1 100 fois plus petite qu'aujourd'hui, et donc que le décalage vers le rouge est de 1 100. Les calculs montrent (voir Équations de Friedmann et modèle standard de la cosmologie) que l'Univers était alors âgé de 380 000 ans depuis le Big Bang.

Recombinaison et découplage du rayonnement

Avant la recombinaison, la totalité des électrons circulent librement dans l'Univers. Ils forment alors la principale source d'interaction entre matière et lumière, par l'intermédiaire de la diffusion Thomson. L'Univers est alors opaque au rayonnement. À la recombinaison, la densité d'électrons libres baisse drastiquement, car la recombinaison est quasiment complète (seul 1/10 000^e des électrons ne se recombine pas). Ce moment se trouve correspondre précisément à l'époque où cette baisse d'opacité permet à l'Univers de devenir transparent au rayonnement. Cette coïncidence est relativement fortuite : la recombinaison aurait pu se produire après que la dilution des électrons libres par l'expansion de l'Univers l'a rendue suffisamment peu dense pour être transparent, par exemple. De ce fait, la recombinaison correspond à l'époque dite du découplage du rayonnement, et les deux termes sont souvent utilisés de façon interchangeable, même s'ils ne correspondent pas à la même chose en général.

Recombinaison et réionisation

Les observations indiquent qu'une large fraction de la matière de l'Univers est aujourd'hui non pas sous la forme d'atomes, mais sous la forme d'ions et d'électrons libres. Ceci se fait par l'intermédiaire d'un test dit de Gunn-Peterson. Comme les calculs indiquent que la recombinaison est pour ainsi dire complète, l'on en déduit qu'ultérieurement un processus a permis de réioniser la matière : c'est la réionisation. Comme l'Univers est dans son ensemble de plus en plus froid au cours du temps, on en déduit que ce sont des sources de rayonnement localisées qui ont été responsables de cette réionisation. Selon toute vraisemblance, il s'agit de la toute première génération d'étoiles ayant existé. Ces étoiles, dites de population III étaient exclusivement composées d'hydrogène et d'hélium. L'évolution stellaire indique que de telles étoiles étaient plus massives et surtout bien plus chaudes que les étoiles actuelles. Cela explique que leur température de surface ait pu être suffisante pour dissocier les atomes formés lors de la recombinaison.

Voir aussi

• Équation de Saha
• Équations de Friedmann
• Fond diffus cosmologique
• Découplage du rayonnement
• Réionisation

Références

• Voir Ouvrages spécialisés sur la cosmologie.

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