Des physiciens rapportent les premières mesures en laboratoire de réactions électroniques avec des ions d'hydrure d'hélium dans l'anneau de stockage cryogénique CSR de l'Institut Max Planck de physique nucléaire à Heidelberg. À des températures allant jusqu'à 6 K, les vitesses de réaction détruisant la molécule se sont avérées significativement inférieures par rapport aux mesures précédentes à température ambiante. Cela se traduit par une abondance fortement accrue de cette molécule primordiale agissant comme un réfrigérant pour la formation des premières étoiles et galaxies dans l'univers primitif.

Trois minutes seulement après le Big Bang, la composition chimique de l'univers était établie :75 pour cent d'hydrogène, 25 pour cent d'hélium, et des traces de lithium, tous créés par la nucléosynthèse primordiale. Cependant, dans cet état précoce, toute la matière était entièrement ionisée, constitué de noyaux nus libres et d'un gaz d'électrons chaud, un plasma « brumeux » pour le rayonnement de fond cosmologique.

Environ 400, 000 ans plus tard, l'univers en expansion s'est refroidi à un niveau où les électrons et les noyaux ont commencé à se combiner en atomes neutres. L'espace est devenu transparent, mais aucune étoile n'était encore née; Donc, cette ère est appelée « l'âge des ténèbres ». Au fur et à mesure que la température baisse, des collisions d'hélium neutre avec des protons libres encore abondants ont formé la première molécule, l'ion hydrure d'hélium (HeH⁺), qui marque l'aube de la chimie. HeH+ et d'autres espèces moléculaires précoces ont joué un rôle essentiel dans le refroidissement des nuages ​​de gaz primordiaux par émission infrarouge, une étape nécessaire à la formation des étoiles.

La compréhension et la modélisation de ces derniers processus nécessitent une connaissance détaillée des abondances et des vitesses de réaction des molécules concernées. Cependant, l'information jusqu'à présent a été plutôt limitée, en particulier en régime basse température ( <100 K) de la fin de l'âge des ténèbres, environ 300 millions d'années après le Big Bang, quand les premières étoiles se sont formées. Très récemment, HeH⁺ a été découvert dans notre galaxie en détectant son émission dans l'infrarouge lointain.

L'abondance de HeH⁺ est déterminée de manière critique par des réactions destructrices. A basse température, celle-ci est dominée par la recombinaison dite dissociative (DR) avec des électrons libres :une fois neutralisée par une capture électronique, l'hydrure d'hélium se dissocie en atomes d'hélium et d'hydrogène. Les résultats antérieurs disponibles dans les tableaux de données pour les vitesses de réaction étaient basés sur des expériences de laboratoire à température ambiante. Dans ces conditions, les molécules sont dans des états de rotation hautement excités qui étaient soupçonnés d'influencer les processus de capture d'électrons.

Afin de mieux comprendre le comportement à basse température, des physiciens de la division de Klaus Blaum à l'Institut Max Planck de physique nucléaire de Heidelberg (MPIK) ont étudié les collisions de HeH⁺ avec des électrons dans l'anneau de stockage cryogénique de l'institut CSR. Cette installation unique a été conçue et construite pour l'astrophysique de laboratoire dans des conditions semblables à celles de l'espace en ce qui concerne la température et la densité. Le CSR offre un environnement de températures inférieures à 10 K et un excellent vide (observé jusqu'à <10⁻¹⁴ mbar). Les chercheurs ont étudié la recombinaison à l'aide d'une cible d'électrons dans laquelle le faisceau d'ions stocké est immergé dans un faisceau d'électrons co-propageant sur une distance d'environ un mètre (figure 1). Les vitesses relatives peuvent être réglées jusqu'à zéro, qui donne accès à des énergies de très faible collision. Les produits de réaction de la zone d'interaction électron-ion sont détectés en aval, fournissant ainsi des taux de réaction absolus (Figure 1).

A une température de 6 K à l'intérieur du CSR, les scientifiques ont observé que les ions HeH⁺ stockés se refroidissaient jusqu'à l'état fondamental de rotation en quelques dizaines de secondes. Au cours de ce processus de refroidissement radiatif, les chercheurs ont suivi la population des états de rotation individuels et extrait la probabilité DR sélective d'état (Figure 2).

"Nous trouvons que les taux de recombinaison des électrons pour les niveaux de rotation les plus bas de HeH⁺ sont jusqu'à un facteur 80 inférieurs aux valeurs données dans les tableaux de données jusqu'à présent, " dit Oldřich Novotný, chercheur principal de l'expérience. "Cette diminution spectaculaire est en grande partie due aux températures plus basses utilisées dans nos mesures en laboratoire. Elle se traduit par une abondance fortement accrue de cette molécule primordiale à l'ère de la formation des premières étoiles et galaxies."

Le nouveau résultat, maintenant fourni avec des détails sans précédent, est d'une grande importance à la fois pour la compréhension de la réaction elle-même ainsi que pour la modélisation de l'univers primitif. Pour la théorie des collisions, HeH⁺ est toujours un système difficile. Ici, les mesures aident à comparer les codes théoriques. Les taux de réaction DR expérimentale, maintenant disponible pour diverses énergies d'électrons et états de rotation, peut être traduit dans les propriétés environnementales utilisées dans les calculs de modèle pour la chimie du gaz primordial. Cette étude et les futures études prospectives utilisant le CSR fournissent des données largement applicables. Compte tenu du lancement imminent du télescope spatial James Webb, les nouvelles capacités de l'astrophysique de laboratoire arrivent particulièrement à point nommé, puisque sa recherche des premiers objets lumineux et galaxies après le Big Bang bénéficiera grandement de prédictions fiables sur la chimie de l'univers primitif.