Nucléosynthèse

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La nucléosynthèse est un ensemble de processus physiques conduisant à  la synthèse d'atomes.

=La nucléosynthèse primordiale et naissance des atomes légers=

Les étoiles ne sont pas disposées en constellations mais regroupées en galaxies. Ce sont des objets de petite taille : le diamètre du soleil est de 5 secondes lumière. Les plus grosses comme les géantes rouges ont un diamètre de 20 minutes lumière. Les étoiles sont relativement éloignées et petites ce qui rend les collisions peu probables.

Sommaire

1 Les galaxies 2 Classement des étoiles 3 Deux grands types de particules 4 Évolution de l'univers 5 La nucléosynthèse primordiale 6 Structure d'une étoile 7 Évolution du soleil

Les galaxies

Les galaxies ont un diamètre moyen de 100 000 années lumière. Notre galaxie est la voie lactée. La distance entre les galaxies est de 1 million d'années lumière. Ceci rend les collisions entre galaxies possibles. IL y a plusieurs type de galaxie:

• La galaxie spirale
• La galaxie elliptique
• La galaxie irrégulière

Une galaxie se compose d'environs 200 milliards d'étoiles. Les galaxies sont regroupées en amas de galaxies. La notre est composé d'une vingtaine de galaxies. Ces amas sont regroupés en superamas de diamètre d'environ 50 à  70 millions d'années lumières et regroupent des milliers de galaxies. Dans une galaxie, il y a un nuage de gaz. Ce nuage est important car c'est à  partir de ces nuages que peut ce former une étoile. Notre système solaire se retrouve au 2/3 du centre de la galaxie.

Classement des étoiles

On a de petites et de grandes tailles dont l'évolution dépend de la masse. La base est le diagramme de Hertzsprung-Russell. Il classe les étoiles selon :

• La luminosité des étoiles (puissance rayonnée)
• La température de surface des étoiles en milliers de Kelvin.

Ce diagramme permet de retracer l'évolution des étoiles. Au niveau du diagramme ont trouve:

• une séquence principale ou se trouve le soleil avec une luminosité de 1 (référence) et avec une température de 5 700K. Notre soleil brille car en son cÅ“ur il y a des réactions de fusion d'hydrogène pour fabriquer l' hélium.

Cette fusion s'accompagne d'une perte de masse qui correspond à  une énergie libérée, rayonnée (E=Δm.c²). Le soleil est une étoile relativement banale avec une taille modeste. Sa durée de vie est relativement importante (10 Milliards d'années). Il y a des étoiles plus petites dont la fusion va pouvoir durer 25 à  30 milliards d'années. Il y a des étoiles avec une dizaine de masses solaires et une durée de vie plus courte (2 milliards années). Les étoiles avec une masse supérieure à  une dizaine de masses solaires ont une durée de vie d'environ 10 millions d'années.

• En dehors de la séquence principale, il y a d'autres groupements d'étoiles au niveau des géantes rougess. Les températures de surface sont faibles : de l'ordre de 3 à  4 000K (proches de celle de soleil).

Elles ont une luminosité plus élevée car elles sont de très grandes taille.

• Au niveau des naines blanches : les températures de surface sont fortes mais leur surface est petite donc leur luminosité est plus faible.

Deux grands types de particules

Évolution de l'univers

• Big bang
• avant 10^-43 seconde, aire de Planck les conditions de pression et température ne permettent pas de connaître l'état de la matière.
• Période inflationaire: c'est une augmentation de la taille de l'univers d'un facteur de 10⁵⁰(Expansion considérable de l'univers)
• Phase de confinement des quarkss
• Nucléosynthèse primordiale
• Découplage matière-rayonnement (l'expansion de l'univers se fait de manière plus lente par un facteur 1 000).

La nucléosynthèse primordiale

Au cours de l'expansion la température décroît très rapidement.

• Vers 10^-6 secondes on a la combinaison des quarks, ou le confinement des quarks trois par trois.

2U+1D -> 1 proton

1U+2D -> 1 neutron

C'est la formation de proton, neutrons, lepton, électron, et neutrino. Ceci est possible quand l'énergie dans l'univers est inférieur à  la force forte (= force quarkienne).

• Après quelques secondes jusqu'à  quelques minutes après l'expansion on a la nucléosynthèse initiale (=primordial).

C'est la formation de nucléon (noyau), c'est à  dire la combinaison des protons. C'est à  dire la formation de l'hydrogène. L'association de l'hydrogène à  un proton donne de l'hélium. ceci est possible que si la température de l'univers atteint 10⁶ à  10⁸K. C'est à  dire quand l'énergie est inférieur à  la force faible ou force nucléaire.

• Après quelque 10⁶ années, l'univers est toujours en expansion donc la température diminue encore. Il commence a se former des atomes stables et un électron tourne autour d'un noyau stable. Ceci est possible quand l'énergie est inférieur à  la f.e.m (force électro-motrice). Avant l'énergie des photons étaient trop important et pouvait être absorber par un autre atome.

Quand on arrive à  des énergies inférieur à  la f.e.m, les électrons ne peuvent plus être absorbé par un autre atome: les photons deviennent libres. On parle de découplage matière-rayonnement(transparence de l'univers). Ceci est possible quand la température de l'univers est de 3 000K. Actuellement on a retrouvé un témoignage: c'est le rayonnement fossile à  2.7 K(en 1965).

L'énergie des photons correspond à  la température de l'univers. Comme à  partir de cette époque la taille de l'univers a augmenté d'un facteur 1 000, donc la température a diminué du même facteur. De 3000 K à  3 K(proche de 2.7 K) on a un facteur 1 000. Ce rayonnement fossile micro-onde est enregistré actuellement dans l'ordre des micro-ondes.

La phase primordiale a permis la formation d'une grande quantité de noyau et d'atomes d'hydrogènes et d'hélium. Une grande partie de l'hélium et d'hydrogène a été produite pendant cette phase. On a que des éléments légers mais il n'y à  pas de diversité. Les autres éléments ont été fabriqués au niveau des étoiles.

=La nucléosynthèse stellaire des atomes lourds=

Les étoiles se sont formées quelques centaines de millions d'années après de début de l'expansion de l'Univers. Notre soleil n'est pas une étoile de première génération car elle contient des éléments lourds. La masse est un facteur important dans l'évolution des étoiles.

Structure d'une étoile

Évolution du soleil

=La phase interstellaire et la naissance des molécules complexes=

=Voir aussi=

• galaxie
• étoile