nucléosynthèse primordiale éléments chimiques
D Il existe près d’une centaine d’éléments chimiques dans l’Univers. He Les étoiles naissent au sein de régions où la densité des gaz interstellaires est plus grande. 3 La création de l'Univers. Avant 1010 K (t << 1 s), les photons, les neutrinos et antineutrinos, les baryons (neutrons et protons) ainsi que les électrons et les positrons sont en équilibre selon les réactions : Le rapport du nombre de protons et du nombre de neutrons est alors déterminé par la loi statistique de Maxwell-Boltzmann : À 1010 K, les neutrinos se découplent. {\displaystyle \Omega _{b}h^{2}} 3 Ces atomes peuvent en revanche compter un nombre variable de neutrons dans leur noyau, ce qu'on appelle des isotopes. H D 4 Il n'est donc pas exclu a priori que les valeurs observationnelles des abondances d'éléments légers varient quelque peu dans les années à venir et affectent potentiellement l'accord avec le modèle standard ce qui apporterait des indications et de nouvelles contraintes sur la physique au-delà de celui-ci. La fusion de l'hélium génère du carbone et de l'oxygène. He {\displaystyle \eta } La nucléosynthèse primordiale a produit l'essentiel du deutérium et de l'hélium, et une faible proportion de lithium, de béryllium et de bore. γ La structure du noyau de l'étoile est alors composée de couches successives des divers éléments produits durant cette nucléosynthèse. p Lors de la naissance de l’univers, protons, neutrons et électrons sont apparus, et la chaleur qui régnait alors a permis à ces atomes très légers de se former. En effet, les protons ayant la même charge électrique, se repoussent mutuellement. Les éléments chimiques Le site de découverte scientifique et pédagagique sur la classification périodique des éléments chimiques, la nucléosynthèse primordiale qui a eu lieu durant les premières minutes du Big Bang, la nucléosynthèse stellaire qui se déroule durant la vie de l'étoile, la nucléosynthèse stellaire explosive qui se déroule lors de l'explosion des étoiles massives (supernova). Actuellement, il y a environ 1 atome de deutérium (hydrogène lourd, noté 2H ou D) pour 50 000 atomes d'hydrogène (1H). Hélium. À t ≈ 3 × 102 s, à cause de l’expansion, la température et la densité deviennent trop faibles pour permettre la fusion d’autres noyaux et la nucléosynthèse s’arrête. la nucléosynthèse explosive est la création de nouveaux éléments chimiques par une supernova au cours de la combustion explosive de l’oxygène et du silicium. p Le cœur d'une étoile moyenne comme notre soleil est une zone très dense (de l'ordre de 150 000 kg/m3) et très chaude (15x106 K). Eléments chimiques, représentation graphique, nucléosynthèse, fusion, fission. → D + p He * La nucléosynthèse explosive par laquelle on synthétise les éléments chimiques plus lourds que le fer. e Elle apporte des réponses à … + Cette contraction va entrainer une augmentation de sa densité et de sa température, qui va entrainer à son tour la dilatation de l'enveloppe de l'étoile. γ γ À la rupture de l’équilibre, on a un rapport np/nn de l'ordre de 6 (un neutron pour 6 protons). 4 → : durée de vie : 880,3 ± 1,1 s[1]), ce rapport va augmenter. Il ne resta alors que quelques traces des éléments ayant servi d'intermédiaire (deutérium, hélium-3, tritium). + e 4 Primordial nucleosynthesis: successes and challenges. Ces réactions continuent jusqu'à la synthèse de fer (Z = 26), son noyau étant le plus stable (la fusion du fer est endothermique, c'est à dire qu'elle consomme plus d'énergie qu'elle n'en produit). D Références au programme Thème 1 – Une longue histoire de la matière 1.1 – Un niveau d’organisation : les éléments chimiques Savoirs Les noyaux des atomes de la centaine d’éléments chimiques stables résultent de … Ce nombre, noté Z, est le numéro atomique de l'élément, qui détermine la configuration électronique des atomes correspondants, et donc leurs propriétés physicochimiques. On appelle nucléosynthèse l'ensemble des processus qui conduisent à la formation (ou synthèse) des éléments chimiques (noyaux atomiques plus précisément) dans l'Univers. De son isotope stable, le deutérium : 2H. + Une très grosse majorité de la matière de l'univers actuel (plus de 98%) s'est formée au cours des premiers instants du Big Bang. Finalement, la nucléosynthèse primordiale n’a guère pu fabriquer que des éléments légers. n n Les quantités créées étant très faibles, ce phénomène est négligeable en ce qui concerne les abondances d’hélium, d’hydrogène et de deutérium, mais essentiel en ce qui concerne les éléments lithium, béryllium, bore ; en effet les étoiles n'en produisent pas car ils sont selon la théorie immédiatement détruits par les réactions de fusion. D Les éléments plus lourds, eux, résultent de la nucléosynthèse stellaire qui a eu lieu au cœur des étoiles des milliers d'années plus tard. Un paramètre clé de la nucléosynthèse primordiale est le rapport entre le nombre de baryons (nombre baryonique) et le nombre de photons qui reste conservé : Ce seul rapport suffit à déterminer les abondances primordiales des différents éléments légers créés lors de la nucléosynthèse primordiale[réf. + Le nombre de réactions de fusion diminue et le cœur de l'étoile se contracte à nouveau, offrant de nouvelles conditions plus propices à des réactions de fusion avec des noyaux plus lourds. Aucun élément plus lourd n'est formé. Même si son abondance est relativement faible, il est néanmoins le 7e isotope le plus abondant de l'Univers. L'abondance primordiale de 3He déduite des observations est également en accord avec les prédictions du modèle standard. → Voici une petite chronologie des premiers événements de l'univers: Séparation de la gravitation et de la force électronucléaire. 4 Actuellement plus de 74 % de l'univers (en masse) est composé d'hydrogène et environ 24% d'hélium. Precision big bang nucleosynthesis with improved Helium-4 predictions, https://fr.wikipedia.org/w/index.php?title=Nucléosynthèse_primordiale&oldid=178013483, Portail:Sciences de la Terre et de l'Univers/Articles liés, licence Creative Commons attribution, partage dans les mêmes conditions, comment citer les auteurs et mentionner la licence, En effet, les étoiles de faible masse ne relâchent que les couches externes qui ont été peu modifiées par les réactions de fusion. + + → + 3 + C'est ce processus appelé spallation qui depuis des milliards d'années est à l'origine des atomes de lithium, de béryllium et de bore dans le vide interstellaire, et ce malgré la faible probabilité de rencontres possibles. + Ce sont les étoiles, plus froides que le milieu primordial de l’Univers, mais disposant de densités élevées et, surtout, de beaucoup plus de temps, qui synthétisent les éléments plus lourds. Le cœur est plus chaud et dense (10 kg / cm3 et 2x108 K), ces nouvelles conditions permettent d'amorcer de nouvelles réactions de fusion de l'hélium jusqu'alors impossible à cause de la répulsion des noyaux d'hélium. De plus, la différence de cette fraction de matière baryonique avec la fraction (plus élevée) de matière dynamique calculée à partir de ses effets gravitationnels (rotation des galaxies...)) permet de montrer l'existence de matière non baryonique inconnue à l'heure actuelle (neutrinos, ...). La masse au repos de l'hélium produit est inférieure à la somme des masses au repos des deux protons et deux neutrons qui le constituent. La dernière modification de cette page a été faite le 25 décembre 2020 à 04:45. Éléments, qui comme les isotopes de l'hydrogène 2H et 3H et de l'hélium 3He, n'ont pas réagi avant la fin de la nucléosynthèse, une trempe nucléaire en quelque sorte... Les mesures d’abondance de lithium 6 et 7 dans ces étoiles ne coïncident pas avec les prédictions faites par le modèle de la nucléosynthèse primordiale et constitue ce qu’on appelle le problème du lithium cosmologique. A3 L'origine des éléments chimiques. Cette variation des conditions physiques avec le temps explique toute l’évolution future. Les éléments chimiques sont classés: horizontalement par ordre croissant de numéro atomique (Z). Li Les noyaux dont le nombre de protons sont supérieurs à l'uranium (Z = 92) se désintègrent spontanément par des réactions de fission nucléaire. On appelle nucléosynthèse l'ensemble des processus nucléaires qui sont à l'origine de la composition chimique de la matière qui constitue l'Univers observable. A - Parcours d'un photon depuis le noyau vers l'espace, très ralenti dans la zone radiative en raison de la densité de la matière. … 2 → → → → Le modèle standard prévoit des abondances de 25 % pour l'hélium et 0.002 % pour le deutérium. + La mesure des abondances des éléments possède des enjeux importants, dont la preuve de la théorie du Big Bang. La position d'une étoile sur le diagramme de Hertzsprung-Russell détermine en grande partie les éléments qu'elle synthétise. He + Li Grâce à la combinaison de ces 3 modèles de la nucléosynthèse stellaire (incluant la nucléosynthèse explosive), de la nucléosynthèse primordiale et de la spallation, les abondances constatées de tous les atomes peuvent être expliquées. Les abondances des éléments légers sont calculées par trois types de mesures : Ces mesures sont effectuées en observant les spectres d'absorption et d'émission des éléments et leur intensité (exemple avec l'hydrogène et le deutérium : observation des séries de Lyman et de Balmer). b L'abondance primordiale de D est utilisée comme étalon pour fixer le paramètre libre du modèle de la nucléosynthèse primordiale. D