« Cosmologie/Les processus de baryogenèse et nucléosynthèse » : différence entre les versions
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m →Le calcul de l'abondance de l'Hélium : Mais ces pourcentages sont expriméSSS en terme de masse, non de nombre d'atomes. Pour retrouver ce rapport 75%/25%, il faut prendre en compte la ma |
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Au tout début de sa formation, l'univers était clairement chaud et dense. Les températures quelques microsecondes après le big-bang dépassaient le million voire le milliard de degrés. L'univers était en première approximation un gaz parfait de particules très différentes : neutrons, protons, neutrinos, électrons, photons, quarks, et autres. Les températures étaient tellement fortes que toutes les populations de particules réagissaient entre elles. N'importe quelle particule pouvait échanger de l'énergie avec n'importe quelle autre, homogénéisant les températures. Le mélange était tel que l'on pouvait définir une température moyenne valable pour tous les types de particules : les neutrons avaient une température moyenne similaire à celle des protons, elle-même identiques à celle des quarks, etc. On dit que l'équilibre thermique est respecté.
Puis, l'univers s'est
==La baryogenèse==
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: <math>^3\operatorname{H_e} + p = n + T</math>
Une fois le tritium ou l'hélium-3 formé, l'hélium-4 peut enfin apparaitre. Il se forme soit à partir d'hélium-3, soit à partir de tritium. Et les méthodes pour
: <math>^3\operatorname{H_e} + D = p + ^4\operatorname{H_e}</math>
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===Le calcul de l'abondance de l'Hélium===
Des calculs théoriques poussés, basés sur la physique nucléaire, nous disent que la concentration en éléments chimiques a évolué rapidement au cours de la nucléosynthèse primordiale, avant de stabiliser. Le résultat est que les deux éléments majoritaires sont l'hydrogène (le protium) et l'hélium-4. Le deutérium et l'hélium-3 sont plus rares et ont une concentration assez
[[File:Epjconf ena2018 01002 fig1.svg|centre|vignette|upright=1.5|Évolution de la concentration de chaque élément chimique dans l'univers, au cours de la nucléosynthèse primordiale.]]
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Sans recourir à ces calculs compliqués, on peut calculer l'abondance des éléments principaux. L'idéal est de se concentrer sur l'hydrogène (le protium) et l'hélium-4 uniquement. Négliger les autres éléments n'est pas un problème tant ils sont rares. En faisant cela, on doit considérer que tous les neutrons ont étés capturés dans les noyaux d'hélium-4, vu qu'il n'y en a pas dans les noyaux de protium.
Rappelons que le rapport protons/neutrons est de 1/7. Cela veut dire que sur 16 baryons, 2 sont des neutrons et 14 sont des protons (ce qui est équivalent à dire que sur 8 baryons, 1 est un neutron et 7 sont des protons). Avec ces 16 baryons, on peut créer un atome d'hélium-4 avec 2 neutrons et 2 protons, ce qui laisse 12 protons. On a donc 12 noyaux d’hydrogènes pour un noyau d'hélium-4. Vous avez peut-être vu d'autres chiffres dans la vulgarisation, notamment un rapport de 75% d'hydrogène contre 25% d'hélium. Mais ces pourcentages sont exprimés en
[[File:Abondance des éléments chimiques suite a la nucléosynthèse primordiale.png|centre|vignette|upright=3.0|Abondance des éléments chimiques suite a la nucléosynthèse primordiale.]]
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