EVOLUTION DE L’UNIVERS
FORMATION DES ETOILES ET DES PLANETES
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MODÈLE

 
La densité actuelle de matière d ~ 10-29 g.cm-3, à l’instant initial la densité de l'univers était d > 1021 g.cm-3 , la matière était tellement condensée qu’elle devait être constituée de Quarks, la température q >100.000 109 °K, aucun élément chimique connu à l'heure actuelle n'existait.

L’expansion initiale est liée à une immense explosion le Big Bang, l’ensemble étant instable, il y a 15 à 20 Md d’années, c'est la naissance de l'Univers.

 

INTERVENTION DES FORCES DE GRAVITATION ET ACCRETION.

 

Suite au Big Bang, le seul élément qui existe est le plus simple, 1 proton avec 1 électron : H2, la température et la densité de matière est suffisante pour qu' il y ait début des fusions thermonucléaires de l’Hydrogène en Hélium(He). 1/10ème de l’H2 s’est transformé en He lorsque la température de l’univers devient insuffisante pour permettre cette fusion.

L’espace est alors composé d’H et He dont la répartition n’est pas homogène. Dans certaines parties il y a des amas de matières ou proto-galaxies. Dans les autres il y a un vide.

Ce sont les forces de gravitation qui vont organiser les étoiles et les planètes par la condensation de la matière en différents objets.

 
  • PROCESSUS D’ACCRÉTION

 

Les forces de gravitation vont rapprocher les particules avec un accroissement des chocs ce qui va augmenter la température.
C’est le processus d’Accrétion.

Selon la masse initiale des objets leur devenir sera différent :

Masse faible, la température sera aux environ de 10.000°K (objets froids) cela donnera les planètes.
Masse importante, la température sera supérieure à 106 °K, la densité étant très élevée il y a déclenchement des réaction thermonucléaires cela donnera les étoiles.

 
  • RÉACTIONS THERMONUCLÉAIRES, NUCLÉOSYNTHÈSE A L’INTÉRIEUR DES ÉTOILES

 

Si les conditions de proximité sont réunies, la chaîne de fusion va démarrer :

Nucléosynthèse

 

 

 

 

 

 

Transformation de 2 hydrogènes en 1 Deutérium

 

Formation d’He 3

 

Formation de 1 He4 et de 2 H

 

Pour que tout l’H d’une étoile type Soleil se transforme en He il faut environ 10.109 d’années, le nôtre a déjà 4,6 Mda.

Si la température et la densité sont très élevées, il y a fusion de l’He :

 


Ces synthèses se font lors d’explosions d’étoiles car il y a un besoin énorme d’énergie.

 
  • ÉLÉMENTS RADIOACTIFS.

 

Lors de ces réactions il y a capture de neutrons, en effets les forces électriques ne barrent pas le passage des neutrons. Les éléments aptes deviennent de plus en plus instables :

 


Il y a alors des réactions de désintégration , par un mécanisme de fission, éclatement en éléments plus légers.
Il y a donc création d’éléments radioactifs dont l’influence sera essentielle pour la suite de l’évolution de la Terre.

 

  • BILAN

    Ces réactions vont favoriser les éléments les plus stables qui résistent aux désintégrations. On définit ainsi une énergie de liaison des nucléons à l’intérieur de l’atome. Cette énergie va varier en fonction du nombre de protons et de nucléons.

    C’est ainsi que le Fer est l’un des éléments dont l’énergie interne de liaison est le plus élevé, on a dans l’univers une concentration anormale de Fer et des éléments voisins.

    On arrive ainsi à définir l’importance relative des différents éléments chimiques dans l’univers en fonction des énergies des liaisons atomiques.

     


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