Les atomes
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Fiche 2
1. L’Univers : une immensité presque vide
Pour nous familiariser, commençons par quelques très grands nombres. Ces derniers
résultent d’approximations couramment admises :
• l’Univers contient environ 10^® atomes (à titre indicatif, un homme de 80 kg contient
3,5 X 10-^ atomes) ;
• il est admis que son rayon est voisin de 1,32 x 10-‘'m , ce qui conduit à un volume de
3 x 10«o m-\
• sa masse, rapportée à la matière ordinaire, est estimée à 10^-^ kg.
Les nombres précédents conduisent à la présence moyenne de trois nucléons (proton
ou neutron) par mètre cube. Ce nombre très faible est contraire à l’intuition usuelle qui
considère que l’Univers est rempli de milliards de galaxies. En réalité, ces corps massifs
sont séparés par d ’immenses espaces à peu près vides.
La masse du Soleil est de 2 x lO"'*^ kg. L’Univers contient, pour l’essentiel, environ
10“^ étoiles moyennes, analogues au Soleil. Ce nombre est presque égal au nombre
d’Avogadro (6,022 x 10“-). Nous en concluons que dans 3 g d ’eau (1/6 de mole, soit
10^^ molécules), il y a à peu près autant de molécules que d ’étoiles dans l’Univers.
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«JD t H
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CM
2. La fabrication des atomes
Dans l’Univers actuel, l’hydrogène (H) représente environ 76 % de la matière présente
et l’hélium (He) compte pour 23 %. Tous les autres atomes ne constituent qu’environ
1 % de la masse totale. Les premiers atomes légers (H, He, et pour partie le lithium, Li)
ont été formés dès les débuts de l’Univers.
Dans la théorie standard du Big Bang, l’hydrogène et l’hélium sont formés entre une
seconde et quelques minutes après l’inflation initiale.
300 000 ans après le Big Bang, les noyaux atomiques peuvent capturer les électrons de
façon stable. Le rayonnement devient distinct de la matière et sa trace se retrouve dans
le fameux « rayonnement fossile ».
Les atomes plus lourds sont formés dans les étoiles massives selon un cycle identique
à celui qui a donné naissance au système solaire :
• condensation rapide d’un nuage diffus ;
• évolution de l’étoile qui consomme le combustible atomique (essentiellement l’hydrogène) ;
• quand le combustible se raréfie, l’étoile s’effondre, des atomes lourds sont formés par
condensation ;
• l’étoile explose et disperse les atomes formés.
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Fiche 2
1. L’Univers : une immensité presque vide
Pour nous familiariser, commençons par quelques très grands nombres. Ces derniers
résultent d’approximations couramment admises :
• l’Univers contient environ 10^® atomes (à titre indicatif, un homme de 80 kg contient
3,5 X 10-^ atomes) ;
• il est admis que son rayon est voisin de 1,32 x 10-‘'m , ce qui conduit à un volume de
3 x 10«o m-\
• sa masse, rapportée à la matière ordinaire, est estimée à 10^-^ kg.
Les nombres précédents conduisent à la présence moyenne de trois nucléons (proton
ou neutron) par mètre cube. Ce nombre très faible est contraire à l’intuition usuelle qui
considère que l’Univers est rempli de milliards de galaxies. En réalité, ces corps massifs
sont séparés par d ’immenses espaces à peu près vides.
La masse du Soleil est de 2 x lO"'*^ kg. L’Univers contient, pour l’essentiel, environ
10“^ étoiles moyennes, analogues au Soleil. Ce nombre est presque égal au nombre
d’Avogadro (6,022 x 10“-). Nous en concluons que dans 3 g d ’eau (1/6 de mole, soit
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2. La fabrication des atomes
Dans l’Univers actuel, l’hydrogène (H) représente environ 76 % de la matière présente
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1 % de la masse totale. Les premiers atomes légers (H, He, et pour partie le lithium, Li)
ont été formés dès les débuts de l’Univers.
Dans la théorie standard du Big Bang, l’hydrogène et l’hélium sont formés entre une
seconde et quelques minutes après l’inflation initiale.
300 000 ans après le Big Bang, les noyaux atomiques peuvent capturer les électrons de
façon stable. Le rayonnement devient distinct de la matière et sa trace se retrouve dans
le fameux « rayonnement fossile ».
Les atomes plus lourds sont formés dans les étoiles massives selon un cycle identique
à celui qui a donné naissance au système solaire :
• condensation rapide d’un nuage diffus ;
• évolution de l’étoile qui consomme le combustible atomique (essentiellement l’hydrogène) ;
• quand le combustible se raréfie, l’étoile s’effondre, des atomes lourds sont formés par
condensation ;
• l’étoile explose et disperse les atomes formés.
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