7 On estime à environ 13.7 milliards d’années l'âge de notre univers. Quatre atomes d'hydrogène fusionnent pour donner un atome d'hélium (contenant deux protons et deux neutrons) libérant au passage une grande quantité d'énergie. + NUCLÉOSYNTHÈSE PRIMORDIALE (suite) 1 2 H 1 + 1 H 2 3 He 1 2 H 1 2 H 2 + 4 He 2 4 He 1 + 3 H 3 7 Li + γ + + γ γ (instable) Abondances relatives prévues par le modèle du b.b. Il existe un autre phénomène, dit de spallation : Les rayons cosmiques hautement énergétiques brisent les atomes de carbone, azote et oxygène en atomes plus petits (6Li, 7Li, 9Be, 10B, 11B, He, H...). La différence de cette fraction de matière baryonique avec la fraction (plus faible) de matière lumineuse (calculée à partir de l'observation) permet de déterminer la fraction de matière baryonique non lumineuse (trous noirs, naines brunes). + D L’antimatière disparait donc totalement au … B - Parcours d'un neutrino qui, interagissant très peu avec la matière, peut traverser l'étoile en ligne droite. Le modèle cosmologique standard prédit d'ailleurs une abondance de deutérium de 0.002%, en excellent accord avec les observations, ce qui est un succès fondamental pour ce modèle. − La position d'une étoile sur le diagramme de Hertzsprung-Russell détermine en grande partie les éléments qu'elle synthétise. I Le Big Bang et la nucléosynthèse primordiale γ De son isotope stable, le deutérium : 2H. 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). Nucléosynthèse primordiale The predicted abundance of elements heavier than hydrogen, as a function of the density of baryons in the universe (expressed in terms of the fraction of critical density in baryons, Omega_B). 3 p 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, ...). H 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. n n + H Cette variation des conditions physiques avec le temps explique toute l’évolution future. e On appelle nucléosynthèse l'ensemble des processus qui conduisent à la formation (ou synthèse) des éléments chimiques (noyaux atomiques plus précisément) dans l'Univers. + Hélium. p He + Ce découplage est très important, car c’est lui qui va rendre possible la synthèse primordiale des premiers éléments chimiques légers. Le modèle standard prévoit des abondances de 25 % pour l'hélium et 0.002 % pour le deutérium. Il existe d'autres modèles non standard qui introduisent une non homogénéité afin de mieux expliquer les différences qui pourraient exister entre les résultats des mesures et interpolations et les valeurs théoriques. D Elle est à l'origine de la formation des éléments simples: deutérium, hélium et des traces de lithium. Aucun élément plus lourd n'est formé. Elle apporte des réponses à … γ spallation cosmique, nucléosynthèse primordiale. + D Il ne resta alors que quelques traces des éléments ayant servi d'intermédiaire (deutérium, hélium-3, tritium). Cet hélium s'ajoute à ce qui reste de l'hélium de la nucléosynthèse primordiale. n La structure du noyau de l'étoile est alors composée de couches successives des divers éléments produits durant cette nucléosynthèse. : durée de vie : 880,3 ± 1,1 s[1]), ce rapport va augmenter. Aucun élément plus lourd n'est formé. + Il existe près d’une centaine d’éléments chimiques dans l’Univers. Ω He Li Question 2 : la nucléosynthèse primordiale s’est produite quelques minutes après le Big Bang et à une température d’environ un milliards de Kelvin. p Ainsi fonctionne le soleil depuis 4,5 milliards d’années et pour encore à peu près le même temps. 4 Li = 6,14 ±0.25×10-10. Il reste une dose infime de lithium (6Li et 7Li) primordial, ou provenant de la radioactivité ε du béryllium 7Be initialement produit, se transformant en 7Li en une demi-vie de 53,12 jours (dans les conditions « ambiantes », terrestres ; qui n'étaient pas celles de cette ère : plasma en dilution). La nucléosynthèse primordiale intervient dans la troisième phase du Big Bang suivant ce que l'on appelle l'ère primordiale (ou ère de Plank) et la phase d'inflation. Ces noyaux ne deviennent stables qu’à 109 K. On a alors np/nn ≈ 7 et la nucléosynthèse primordiale commence avec la formation des éléments légers : p D H Le deutérium est un isotope de l'hydrogène (1 proton et 1 neutron), le tritium est un autre isotope de l'hydrogène (1 proton et 2 neutrons). Lorsque ce combustible va diminuer suffisamment pour ne plus entretenir les réactions de fusion, le cœur de l'étoile va se contracter. Pourquoi le tableau périodique a t'il cette forme si caractéristique? + = 0,023 0 est en excellent accord avec la valeur prédite[4]. 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. Des réactions nucléaires au sein des étoiles sont à l’origine de la centaine d’éléments chimiques actuellement connus. 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. En résumé[4], le modèle standard de la cosmologie est robuste vis-à-vis des données observationnelles actuelles. → − 3 + Le modèle standard de la nucléosynthèse primordiale, Scénario de genèse de l'hélium lors du Big Bang, Genèse des éléments lithium, béryllium et bore par spallation, Ce seul rapport suffit à déterminer les abondances primordiales des différents éléments légers créés lors de la nucléosynthèse primordiale. 3 - Zone convective (de 0,7 rayon solaire jusqu'à la surface visible). + Finalement, la nucléosynthèse primordiale n’a guère pu fabriquer que des éléments légers. L'hydrogène, le carbone, l'azote, l'oxygène, le fer, le cuivre, l'argent, l'or, etc., sont des éléments chimiques, dont le numér… + Cette contraction entraine un réchauffement qui finit par amorcer des réactions de fusion nucléaire au centre du nuage interstellaire. He paragraphe ci-dessus). Retrouvez ici toutes les informations utiles. + Lorsque l'étoile a brûlé tout son combustible, les réactions de fusion ralentissent, la gravitation l'emporte alors et l'étoile s'effondre sur elle même en implosant. 4 γ À 1 seconde. Les éléments plus lourds, eux, résultent de la nucléosynthèse stellaire qui a eu lieu au cœur des étoiles des … Les éléments plus lourds, eux, résultent de la nucléosynthèse stellaire qui a eu lieu au cœur des étoiles des milliers d'années plus tard. L’Univers s’est formé à partir d’un état d’énergie à très haute température. γ + + 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. → 7 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. + Actuellement plus de 74 % de l'univers (en masse) est composé d'hydrogène et environ 24% d'hélium. γ Ce nombre baryonique est très important puisqu'il permet de déterminer la fraction de matière baryonique. Il existe près d’une centaine d’éléments chimiques dans l’Univers. p Li 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). He L'abondance primordiale de 4He présente un accord relativement moins bon car seulement à 2 sigma mais il est indiqué que la différence peut être due à des erreurs systématiques dans les mesures d'abondance et qu'il est donc difficile de savoir s'il faut y voir un signe d'une physique au-delà du modèle standard. H 6 Richard Schaeffer, « La nucléosynthèse primordiale » (pp. D La nucléosynthèse primordiale (BBN, pour l'anglais Big Bang nucleosynthesis) est un événement de nucléosynthèse (c'est-à-dire de synthèse de noyaux atomiques) qui, selon la théorie du Big Bang, s'est déroulé dans tout l'Univers pendant les premières dizaines de minutes de son histoire (dans un intervalle de temps compris entre 10 s et 20 min). Ces gaz se contractent alors sous l'effet de la gravité. → ... La nucléosynthèse primordiale. La nucléosynthèse primordiale (BBN, pour l'anglais Big Bang nucleosynthesis) est un événement de nucléosynthèse (c'est-à-dire de synthèse de noyaux atomiques) qui, selon la théorie du Big Bang, s'est déroulé dans tout l'Univers pendant les premières dizaines de minutes de son histoire (dans un intervalle de temps compris entre 10 s et 20 min). On appelle nucléosynthèse la formation de noyaux plus lourds à partir de noyaux plus légers, par exemple: (il faut lire: 1 tritium plus 1 proton donne 1 hélium + 1 photon gamma), (il faut lire: 1 hélium plus 1 deutérium donne 1 lithium + 1 photon gamma). p D p γ En effet, les protons ayant la même charge électrique, se repoussent mutuellement. La nucléosynthèse peut être subdivisée en quatre types: L'univers connu est actuellement décrit comme en expansion suite à un cataclysme initial appelé Big Bang. Séparation de l'interaction faible et de la force électromagnétique, les quatre forces actuelles sont séparées. He H L’astrophysique nucléaire explique l’origine de ces éléments par la nucléosynthèse, c’est-à-dire la synthèse des noyaux d’atomes dans différents sites astrophysiques comme le cœur des étoiles. Lithium. Dans ce scénario, le deutérium résultant de la rencontre d'un proton et d'un neutron permit ensuite la formation d'hélium-3 (3He) et de tritium (3H), qui permirent ensuite de synthétiser de l'hélium-4 (4He). D Ces traces infimes de 7Li ont été découvertes par François et Monique Spite en étudiant les spectres d'étoiles du halo galactique en utilisant le télescope de 3,6 m de l'observatoire Canada-France-Hawaï[2],[3]. Retrouvez toutes les propriétés des éléments chimiques. 4 Puis ces réactions s'arrêtèrent à cause de la dilution et du refroidissement rapide de l'univers en expansion. Be 4 Note : Dans l'Univers actuel, la majorité de l'hélium provient de l'hélium primordial, l'activité stellaire n'a augmenté son abondance qu'au plus de quelques pour cent. + La nucléosynthèse primordiale n'ayant duré que quelques minutes, seuls les éléments chimiques légers (hydrogène,hélium et lithium) ont pu être formés. Toutefois, la quasi-intégralité de l'hélium actuellement présent sur Terre n'est ni de l'hélium primordial, ni stellaire, mais celui issu de la radioactivité α des éléments lourds, thorium et uranium. 7 Abondance des éléments chimiques suite a la nucléosynthèse primordiale.png 644 × 265; 10 KB Epjconf ena2018 01002 fig1.svg 368 × 242; 13 KB Main nuclear reaction chains for Big Bang nucleosynthesis.svg 704 × 704; 56 KB La densité du cœur atteint 100 millions de tonne par cm3, soit la densité des noyaux atomiques. n Les éléments chimiques sont classés: horizontalement par ordre croissant de numéro atomique (Z). tous les neutrons y sont incorporés. γ Leur cœur constitué principalement d'hélium se transforme en. → nucléosynthèse primordiale. → + Les différents types de nucléosynthèses décrits jusqu'ici ne permettent pas d'expliquer la présence d'atomes de lithium (Z = 3), de béryllium (Z = 4) et de bore (Z = 5) dans les proportions observées dans l'univers. γ Li Les étoiles naissent au sein de régions où la densité des gaz interstellaires est plus grande. → Il était en expansion, ceci entraînant une baisse très rapide de la température et de la densité. la nucléosynthèse interstellaire ou spallation cosmique responsable de la synthèse des éléments légers par les rayons cosmiques. → n La nucléosynthèse primordiale intervient dans la troisième phase du Big Bang suivant ce que l'on appelle l'ère primordiale (ou ère de Plank) et la phase d'inflation. L'hélium 3 produit durant cette nucléosynthèse forme la source principale de l'hélium 3 naturel, confondu avec l'hélium 3 issu de la radioactivité du tritium initial (cf. Nucléosynthèse primordiale (deutérium, hélium, lithium). tue est faite de 92 éléments chimiques qui se retrouvent jusqu’aux confins de l’Univers. {\displaystyle {\begin{matrix}{\text{p}}+{\text{n}}&\rightarrow &{\text{D}}+\gamma \\{\text{D}}+{\text{n}}&\rightarrow &^{3}\,{\text{H}}+\gamma \\{\text{D}}+{\text{p}}&\rightarrow &^{3}\,{\text{He}}+\gamma \\{\text{D}}+{\text{D}}&\rightarrow &^{3}\,{\text{H}}+{\text{p}}\\{\text{D}}+{\text{D}}&\rightarrow &^{3}\,{\text{He}}+{\text{n}}\\{\text{D}}+{\text{D}}&\rightarrow &^{4}\,{\text{He}}+\gamma \\^{3}\,{\text{H}}+{\text{p}}&\rightarrow &^{4}\,{\text{He}}+\gamma \\^{3}\,{\text{He}}+{\text{n}}&\rightarrow &^{3}\,{\text{H}}+{\text{p}}\\^{3}\,{\text{He}}+{\text{n}}&\rightarrow &^{4}\,{\text{He}}+\gamma \\^{3}\,{\text{H}}+{\text{D}}&\rightarrow &^{4}\,{\text{He}}+{\text{n}}\\^{3}\,{\text{He}}+{\text{D}}&\rightarrow &^{4}\,{\text{He}}+{\text{p}}\\^{3}\,{\text{He}}+^{3}{\text{He}}&\rightarrow &^{4}\,{\text{He}}+2{\text{p}}\\^{4}\,{\text{He}}+{\text{D}}&\rightarrow &^{6}\,{\text{Li}}+\gamma \\^{4}\,{\text{He}}+^{3}{\text{H}}&\rightarrow &^{7}\,{\text{Li}}+\gamma \\^{4}\,{\text{He}}+^{3}{\text{He}}&\rightarrow &^{7}\,{\text{Be}}+\gamma \\^{6}\,{\text{Li}}+{\text{n}}&\rightarrow &^{7}\,{\text{Li}}+\gamma \\^{6}\,{\text{Li}}+{\text{p}}&\rightarrow &^{7}\,{\text{Be}}+\gamma \\^{7}\,{\text{Li}}+{\text{p}}&\rightarrow &2^{4}\,{\text{He}}+\gamma \\^{7}\,{\text{Be}}+{\text{n}}&\rightarrow &^{7}\,{\text{Li}}+{\text{p}}\\^{7}\,{\text{Be}}+{\text{e}}^{-}&\rightarrow &^{7}\,{\text{Li}}+\gamma \\\end{matrix}}}. He + Des particules (comme des neutrons ou des protons) ou des ondes électromagnétiques de grande énergie (des rayons cosmiques) qui frappent un noyau atomique provoquent sa désintégration en noyaux plus petits. 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.
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