« Cosmologie/Les processus de baryogenèse et nucléosynthèse » : différence entre les versions

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Une fois les protons et neutrons formés, l'univers était rempli de protons, de neutrons, d'électrons et de neutrinos, qui formaient un gaz à haute température. Durant un temps assez court, protons et neutrons ne pouvaient pas s'assembler pour former des noyaux, la température brisant les noyaux qui avaient l'occasion de se former. Mais, la température diminuant, cela ne dura guère. Après un certain temps, protons et neutrons ont pu s'assembler pour former des noyaux, quand la température a atteint un certain seuil.
 
La formation des premiers noyaux porte le nom de '''nucléosynthèse primordiale'''. Un nom barbare assez simple à comprendre : nucléo-synthése veut dire "synthèse de noyaux atomiques", et primordiale pour dire qu'elle a eu lieu peu après le big-bang. Ce terme sert à la distinguer de la nucléosynthèse qui a lieu actuellement au cours des étoiles, la nucléosynthèse stellaire. Les différences entre les deux sont assez nombreuses. Déjà, la nucléosynthèse primordiale s'est faite sur un temps très court, d'à peine quelques secondes grand maximum, alors que la nucléosynthèse des étoiles est un processus continu qui dure durant plusieurs milliards d'années. Ensuite, la nucléosynthèse primordiale a majoritairement créé des éléments chimiques légers, mais guère plus. Elle a permit de fabriquer des isotopes de l'hydrogène (deutérium et tritium), de l'hélium, du béryllium et du lithium, mais pas plus. Les autres éléments chimiques ont été fabriqués ultérieurement par la nucléosynthèse stellaire, qui a donné naissance à du carbone, de l'oxygène, de l'azote, et d'autres noyaux lourds.
 
[[File:Hydrogen Deuterium Tritium Nuclei Schmatic-en.svg|vignette|Isotopes de l'hydrogène.]]
 
LesSuite calculsà précédentsla nousnucléosynthèse donnentprimordiale, toutesla lesquasi-totalité basesde pourla calculermatière l'abondanceest decomposée ld’hydrogène et d'hélium et: deenviron l3/4 d'hydrogène danset l1/4 d'univers.hélium, le reste Vousétant savezprésent sansen quantités négligeables. C'est pour doutecela que la quasi-totalité de la matière des étoiles et planètes est sous la forme d'hélium et d'hydrogène, des particules formées par l'assemblage de neutrons et de protons. Pour rappel, Un noyau d'hydrogène est formé d'un simple proton, le nombre de neutrons variant de zéro à quelquesdeux neutrons pour certains de ses isotopes assez rares (deutérium). La plupart de l'hydrogène ne contient qu'unpas seulde protonneutron, cette forme d'hydrogène étant appelé du ''protium''. Les formesL'isotope avec un neutron (est appelé le ''deutérium)'', oualors que celui avec deux (neutrons est appelé le ''tritium)''. Le protium est de loin la forme d’hydrogène dominante, les autres formes n'étant présentes que dans les étoiles, rarement dans le milieu interstellaire. Les quantités de deutérium et de tritium sont suffisamment rares pour qu'on les omette dans ce qui va suivre. Quant à l'hélium, il possède deux protons et deux neutrons pour son isotope le plus fréquent, les formes avec un seulnombre ouvariable troisde neutrons. étantSes encoredeux une fois suffisamment rares pour qu'onisotopes les omette.plus Pourfréquents résumer,possédent ildeux yneutrons apour quatre baryons dans un atome dl'hélium (deux protons-4, deux neutrons) et un seul danspour l'atome d'hydrogènehélium-3.
 
===Les réactions de la nucléosynthèse primordiale===
===Le calcul de l'abondance de l'Hélium===
 
On peut alors calculer le rapport entre le nombre de baryons dans les atomes d'hélium et le nombre total de baryons, que nous noterons <math>Y</math>. Nous allons noter le nombre d'atomes d'hélium <math>n_{HE}</math> alors que le nombre d'atomes de protium sera noté <math>n_H</math>. Les nombres de neutrons et de protons seront notés <math>n_n</math> et <math>n_p</math>. On a alors :
[[File:Hydrogen Deuterium Tritium Nuclei Schmatic-en.svg|vignette|Isotopes de l'hydrogène.]]
 
Les calculs précédents nous donnent toutes les bases pour calculer l'abondance de l'hélium et de l'hydrogène dans l'univers. Vous savez sans doute que la quasi-totalité de la matière des étoiles et planètes est sous la forme d'hélium et d'hydrogène, des particules formées par l'assemblage de neutrons et de protons. Un noyau d'hydrogène est formé d'un simple proton, le nombre de neutrons variant de zéro à quelques neutrons pour certains de ses isotopes assez rares (deutérium). La plupart de l'hydrogène ne contient qu'un seul proton, cette forme d'hydrogène étant appelé du protium. Les formes avec un neutron (deutérium) ou deux (tritium). Le protium est de loin la forme d’hydrogène dominante, les autres formes n'étant présentes que dans les étoiles, rarement dans le milieu interstellaire. Les quantités de deutérium et de tritium sont suffisamment rares pour qu'on les omette dans ce qui va suivre. Quant à l'hélium, il possède deux protons et deux neutrons pour son isotope le plus fréquent, les formes avec un seul ou trois neutrons étant encore une fois suffisamment rares pour qu'on les omette. Pour résumer, il y a quatre baryons dans un atome d'hélium (deux protons, deux neutrons) et un seul dans l'atome d'hydrogène.
 
On peut alors calculer le rapport entre le nombre de baryons dans les atomes d'hélium et le nombre total de baryons, que nous noterons <math>Y</math>. Nous allons noter le nombre d'atomes d'hélium <math>n_{HE}</math> alors que le nombre d'atomes de protium sera noté <math>n_H</math>. Les nombres de neutrons et de protons seront notés <math>n_n</math> et <math>n_p</math>. On a alors :
 
: <math>Y = \frac{4 n_{HE}}{4 n_{HE} + n_H}</math>
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