Frise Chronologique

Lorsque l’ expansion de l’Univers c’est ralenti, il a quand même fallu 380 000 ans pour que les électrons soient capturés dans l'orbite des noyaux, donnant naissance aux premiers atomes. Tout élément dans notre univers, qu’il soit sous forme solide, liquide ou gazeuse est constitué d’atomes, qui sont eux -mêmes constitués de trois particules plus petites encore : les protons, les neutrons et les électrons. Les atomes peuvent se combiner entre eux via des liaisons chimiques pour former des molécules (exemple de la molécule d’eau : H 2 O, qui est constitué de deux atomes d’hydrogène et un atome d’oxygène). La matière est ainsi composée d’un ensemble d’atomes , ou de molécules, dont les liaisons l es unes avec les autres dépendent de l’état dans laquelle se situe la matière (solide, liquide ou gazeux). Nous sommes composés d’ atomes d’hydrogène, carbone, azote… qui ont été créés, comme tous ceux qui forment la Terre, il y a environ 13,7 milliards d’années par des étoiles géantes. Au cœur de celles - ci, des noyaux d’atomes d’hydrogène fusionnaient pour devenir des noyaux d’atomes d’hélium. Quand l’hydrogène disponible a été épuisé, les noyaux d’hélium ont fusionné pour donner du béryllium, lequel en fusionnant avec de l’hélium a constitué des noyaux d’atomes de carbone. Et ainsi de suite. Peu à peu, des noyaux d’atomes de plus en plus lourds sont apparus : oxygène, souffre, calcium, jusqu’au fer. Mais ces étoiles, massives, étaient instables. Elles ont explosé, générant de gigantesques nuages, les nébuleuses . Il y a 4,5 milliards d’années, l’une d’elles s’est condensée et a donné naissance à notre système solaire. Les noyaux d’atomes les plus légers ont formé le soleil et les planètes gazeuses. Les plus lourds ont formé les planètes telluriques, comme la Terre. Une centaine de secondes après le Big Bang, l’Univers contient environ sept protons pour un neutron. Les photons ont encore perdu de l’énergie et ne peuvent plus empêcher protons et neutrons de s’associer de façon durable. C’est l’époque de la nucléosynthèse primordiale, pendant laquelle apparaissent les premiers noyaux complexes, en particulier l’hélium, et, dans des proportions moindres, le deutérium et le lithium. Le processus commence avec environ 2 neutrons disponibles pour 14 protons, d’où l’on peut déduire une proportion finale d’un noyau d’hélium pour 12 protons, soit, en considérant plutôt la masse, 25 pour cent d’hélium et 75 pour cent d’hydrogène. Cette composition chimique globale n’a guère changé depuis. Après des premières secondes plutôt mouvementées, l’évolution de l’Univers va se faire à un rythme beaucoup plus lent. Le dernier événement majeur que l’on place encore dans l’ère du Big Bang ne se produira qu’après 380 000 ans d’expansion, lorsque la temp érature de l’Univers atteint les 3000 deg rés. Jusqu’à ce point, les photons possédaient une énergie suffisante pour détruire toute liaison qui se serait mise en place entre un noyau et un électron. Ceci avait deux conséquences : d’une part, la formation d’atomes stables était impossible, d’autre part, les photons n’avaient

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