nucléosynthèse primordiale éléments chimiques
3 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). n Il ne resta alors que quelques traces des éléments ayant servi d'intermédiaire (deutérium, hélium-3, tritium). Or le deutérium est l'un des noyaux les moins liés (un excédent d'énergie de 2,2 MeV, par exemple apporté par un photon, suffit à séparer le proton et le neutron qui le constituent) et ne résiste pas aux températures typiques des milieux stellaires, où il est détruit par les réactions nucléaires (à partir d'un million de kelvins) : En effet dans la nucléosynthèse stellaire, les étoiles fabriquent certes de l'hélium grâce à la fusion de l'hydrogène, mais la quantité fabriquée, et surtout effectivement relâchée dans l'espace interstellaire par le processus de nucléosynthèse stellaire est trop faible pour expliquer l'abondance de l'hélium 4 dans l'Univers, car en fin de vie des étoiles de faible ou de forte masse, une bonne partie de l'hélium produit durant la séquence principale n'est pas relâché dans l'espace : Cela fait que globalement, la quantité d'hélium formée par la nucléosynthèse stellaire n’est pas très importante. 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. Séparation de l'interaction faible et de la force électromagnétique, les quatre forces actuelles sont séparées. D Elle est à l'origine de la formation des éléments simples: deutérium, hélium et des traces de lithium. D'ailleurs, cette abondance de l'hélium a précisément une valeur plus ou moins identique (23 à 30 %) quel que soit le type de galaxie. 7 + La baisse de température entraîne une baisse de l’énergie disponible ; or l’énergie d’un milieu conditionne la stabilité des assemblages qu’il contient : particules composites, noyaux atomiques, atomes, molécules. He Activité documentaire : Les éléments chimiques sur Terre et dans l’Univers. Li. L'abondance primordiale de D est utilisée comme étalon pour fixer le paramètre libre du modèle de la nucléosynthèse primordiale. 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. Son origine ne peut ainsi être expliquée a priori que par le Big Bang. 6 D D - Dilatation due à l'énergie produite au cœur de l'étoile. 3 Le tableau périodique des éléments contient 92 éléments chimiques naturels : toute la ... nucléosynthèse stellaire ... La nucléosynthèse primordiale sera examinée dans ce cours, tandis que les deux autres types de nucléosynthèses seront abordés dans le prochain cours sur la … Ce nombre baryonique est très important puisqu'il permet de déterminer la fraction de matière baryonique. He. Les prédictions du modèle standard peuvent être également confrontées à la mesure de certains paramètres cosmologiques, comme la densité baryonique dans l'Univers dont la valeur observée[9] Be À 1 seconde. + L'hélium 4 constitue presque tout le reste de la matière ayant réagi ~24 %. La nucléosynthèse est un phénomène fondamental qui explique la répartition et l'abondance des éléments chimiques … 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. Les éléments chimiques sont formés dans les étoiles au cours d’un ensemble de processus appelé « nucléosynthèse ». He Le tritium 3H quant à lui, s'est transformé progressivement en 3He au début de cette ère de par sa radioactivité β-, d'une demi-vie de 12 ans 1/3 (dans les conditions « ambiantes », terrestres ; qui n'étaient pas celles de cette ère : plasma en dilution). Li → 3 + Pendant l'ère de la radiation (jusqu'au découplage matière-rayonnement) quelques centaines de milliers d'années, le plasma ionique est composé des noyaux résultants de cette nucléosynthèse : L'hydrogène léger (un simple proton) résiduel, qui occupe (toujours) la place principale ~75 %. + 7 Li + D D + ... La nucléosynthèse primordiale. {\displaystyle \eta } p p 2. + + 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, ...). He ν Ils se retrouvent alors quasiment intégralement à l'intérieur des noyaux d'hélium-4 (noyau constitué de deux protons et deux neutrons), si bien que l'abondance en masse de ces derniers est d'environ 24%. La densité du noyau de l'étoile leur permet d'acquérir suffisamment d'énergie cinétique pour qu'ils puissent fusionner. + C'est cette différence de masse qui est à l'origine de l'énorme quantité d'énergie de l'étoile, énergie qui peut être calculée à l'aide de la fameuse équation d'Einstein: E = mc2 où E représente l'énergie, m, la masse et c la célérité de la lumière. B - Parcours d'un neutrino qui, interagissant très peu avec la matière, peut traverser l'étoile en ligne droite. Il existe près d’une centaine d’éléments chimiques dans l’Univers. 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. p 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). p → Ω He γ 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). La nucléosynthèse primordiale a produit les éléments légers jusqu'au Lithium 7, soit deutérium, tritium, hélium 3, hélium 4, lithium 6 et lithium 7. Seul le Big Bang permet ainsi d'expliquer cette abondance actuelle. 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. + 4 En conséquence, la nucléosynthèse primordiale conduit à une proportion de l’ordre d’un noyau d’hélium pour 12 protons. 3 → + Richard Schaeffer, « La nucléosynthèse primordiale » (pp. + 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. tue est faite de 92 éléments chimiques qui se retrouvent jusqu’aux confins de l’Univers. + 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 n 3 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. En effet même si l'énergie moyenne des photons à cette température est déjà bien inférieure à l'énergie de dissociations du deutérium, les photons sont beaucoup plus nombreux que les protons et neutrons et donc il y a tout de même quelques photons très énergétiques empêchant la formation de deutérium. 3 En résumé[4], le modèle standard de la cosmologie est robuste vis-à-vis des données observationnelles actuelles. 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. En effet, les protons ayant la même charge électrique, se repoussent mutuellement. − Cela implique donc qu’à leur naissance, les galaxies devaient déjà contenir une grande partie de l'hélium actuel. Ces conditions permettent des réactions de fusion nucléaire qui transforme de l'hydrogène en hélium. 6 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 … → γ Aucun élément plus lourd n'est formé. La photographie ci-contre montre la nébuleuse du Crabe située à 6000 années-lumière dans la constellation du taureau. 4 Consultez la figure 1 ci-dessous pour comprendre la structure d'une étoile, le soleil. 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. 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. Les tout premiers éléments chimiques sont nés lors de la formation de l’Univers. Pour autant la mesure des abondances primordiales des éléments légers est une tâche délicate : les objets observés dans lesquels le deutérium n'a pas été affecté depuis sa création dans l'univers primordial sont assez rares, 3He est observé dans le gaz interstellaire de notre galaxie qui est actif d'un point de vue chimique et donc susceptible d'affecter l'abondance de cet élément, les erreurs systématiques sur l'observation de 4He sont probablement encore grandes. La création de l'Univers. 7 Ce nombre, noté Z, est le numéro atomique de l'élément, qui détermine la configuration électronique des atomes correspondants, et donc leurs propriétés physicochimiques. Une étoile est une boule de gaz en équilibre entre la gravité qui tend à la contracter sur elle même et la pression exercée par les réactions très exothermiques qui s'y déroulent en son cœur. Les éléments chimiques sont classés: horizontalement par ordre croissant de numéro atomique (Z). Puis ces réactions s'arrêtèrent à cause de la dilution et du refroidissement rapide de l'univers en expansion. 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. p 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. spallation cosmique, nucléosynthèse primordiale. Les autres noyaux (hormis le protium, qui ne requiert aucune synthèse) sont le produit de la nucléosynthèse stellaire, beaucoup plus tardive (et toujours en cours), et la majeure partie du lithium, du béryllium et du bore provient de réactions de spallation, également dans les étoiles. − D → 2 Primordial nucleosynthesis: successes and challenges. + 2 4 D 4 De son isotope stable, le deutérium : 2H. p He 4 {\displaystyle {\text{n}}\rightarrow {\text{p}}+{\text{e}}^{-}+{\overline {\nu _{\text{e}}}}} 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. D + 4 - La photosphère (environ 400 km d'épaisseur), 6 - La couronne solaire visible lors des éclipses totales. 7 La nucléosynthèse primordiale se produit lorsque la température est autour de 109 K (soit dans les premières minutes après le Big Bang). p → La nucléosynthèse transforme et synthétise les différents éléments chimiques à partir de l’hydrogène primordial. 3 → Li → 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. vers 1 milliard de Kelvins, la réaction d’équilibre entre les électrons et antiélectrons n’est plus possible. 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). Nucléosynthèse primordiale et stellaire L’Univers n’a pas toujours existé, il est né il y a un peu de plus de 13 milliards d’années. 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. γ Les étoiles naissent au sein de régions où la densité des gaz interstellaires est plus grande. N'étant alors modifié que par la désintégration β- du neutron ( 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. Li 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). 3 {\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}}}. L'hydrogène, le carbone, l'azote, l'oxygène, le fer, le cuivre, l'argent, l'or, etc., sont des éléments chimiques, dont le numér… + e γ nucléosynthèse primordiale, nucléosynthèse stellaire. = 6,1 ±0.6×10-10 en excellent accord avec la valeur observée combinant les résultats de WMAP[7] et de Large Scale Survey qui donne 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. Elle est à l'origine de la formation des éléments simples: deutérium, hélium et des traces de lithium. → He En effet les conditions qui règnent au cœur de l'étoile désintègrent facilement ces éléments en raison de leur faible stabilité. Pourtant, dans une étoile, on trouve principalement de l’hydrogène et de l’hélium. 4 La dernière modification de cette page a été faite le 25 décembre 2020 à 04:45. La connaissance des abondances permet de connaître de manière plus précise la valeur du nombre baryonique qui est le seul paramètre en jeu. Reappraising the Spite lithium plateau: Extremely thin and marginally consistent with WMAP. + La structure du noyau de l'étoile est alors composée de couches successives des divers éléments produits durant cette nucléosynthèse. → = 0,023 0 est en excellent accord avec la valeur prédite[4]. L’hydrogène, l’hélium et le lithium : la nucléosynthèse primordiale Ces trois éléments, les premiers du tableau, viennent tout droit du Big Bang. L’abondance des éléments (IV) A l’époque de l’article B 2 FH sur la nucléosynthèse, les astrophysiciens savaient grâce à la spectroscopie que l’hélium contenu dans les étoiles ne reflétait pas le taux d’abondance cosmique.Il y en avait en effet dix fois plus dans l’univers que dans les étoiles [18] Il y a environ 13,7 milliards d'années a lieu le Big Bang: c'est le début de l'Univers qui naît d'une concentration "infinie" d' énergie. Si l’on considère plutôt la masse de ces éléments, l’Univers se retrouve composé de 25 pour cent d’hélium et 75 pour cent d’hydrogène en masse, puisqu’un noyau d’hélium est … Problématique : ... La nucléosynthèse primordiale : Elle a lieu quelques minutes après la naissance supposée de l’Univers (Big-bang), la température est descendue à environ un milliards de degrés celcius. ≡ celles observées H et He = 98 % de la matière dans l'Univers 75 % de H , 23 % de He % atomiques : 92 et 7 Ce sont les plus vieux noyaux atomiques du monde Li → γ {\displaystyle {\text{n}}+{\text{p}}\rightarrow {\text{D}}+\gamma } 3. γ 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]. La nucléosynthèse primordiale n’ayant duré que quelques minutes, seuls les éléments chimiques légers (hydrogène,hélium et lithium) ont pu être formés. He Ainsi fonctionne le soleil depuis 4,5 milliards d’années et pour encore à peu près le même temps. n γ 6 n 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). γ 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. 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. p + n 2 Puis à partir de l'hélium, d'autres noyaux légers sont formés, dont notamment le carbone et l'oxygène. Bien que l'hélium soit également produit dans la nucléosynthèse stellaire, la très grosse partie de cet hélium résulte de cette nucléosynthèse primordiale, seuls quelques pourcents proviendraient de la formation dans les étoiles. 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 4 + Il était en expansion, ceci entraînant une baisse très rapide de la température et de la densité. + Cette variation des conditions physiques avec le temps explique toute l’évolution future.