Astronomie

Graphique d'abondance d'éléments (et de molécules) élargi ?

Graphique d'abondance d'éléments (et de molécules) élargi ?

Il y a le tableau chronologique "classique" de la nucléosynthèse où le $log ({ m masse ,fraction})$ est tracé en fonction de $log(t)$$t$ est en quelques secondes après le big bang, en regardant par ex. comme suit

La source

Je recherche le même graphique qui va un peu plus loin vers 17 sur le $x$-axis (qui serait en ce moment) et je me demande si une telle chose existe (et quels seraient les termes de recherche appropriés pour une base de données de connaissances).

Les références


Graphique d'abondance d'éléments (et de molécules) élargi ? - Astronomie

Nous présentons de nouveaux facteurs de correction d'ionisation analytiques (ICF) pour dériver les abondances de Se et de Kr dans les nébuleuses photoionisées. Des observations récentes ont révélé des raies d'émission d'éléments de capture de neutrons (n) (numéro atomique Z>30) dans les nébuleuses planétaires (PNe), les régions H II et les galaxies en étoile. Ces détections démontrent le potentiel de la spectroscopie nébulaire pour l'étude de la nucléosynthèse par capture n et de l'évolution chimique des éléments fer trans. Cependant, le manque de données atomiques nécessaires pour produire des solutions d'équilibre d'ionisation robustes pour les éléments de capture n a empêché la détermination d'abondances précises pour ces éléments.

Nous avons étendu la base de données atomique du code de photoionisation Cloudy (Ferland et al. 1998, PASP, 110, 761) pour inclure des éléments jusqu'à Kr, incorporant des sections efficaces de photoionisation nouvellement calculées et des coefficients de taux pour la recombinaison radiative, la recombinaison diélectronique et le transfert de charge pour les ions de faible charge de Se et Kr (Sterling & Witthoeft 2011, A&A, 529, A147 Sterling 2011, A&A, 533, A62 Sterling & Stancil 2011, A&A, sous presse (arxiv:1108.3838)). Nous avons calculé une grille de modèles sur une large gamme de températures stellaires, de luminosités et de densités nébuleuses pour les régions PNe et H II. En comparant les abondances fractionnaires des ions Se et Kr observés à celles des ions couramment détectés, nous avons dérivé de nouveaux ICF analytiques pour les ions Se et Kr non observés. Nous présentons également des résultats préliminaires de la sensibilité des déterminations d'abondance aux incertitudes des données atomiques. Ces résultats permettent pour la première fois de dériver des abondances précises d'éléments de capture n à partir de spectres nébulaires et seront appliqués aux détections de Se et de Kr dans les spectres PN. N. C. Sterling remercie chaleureusement le soutien d'une bourse postdoctorale NSF en astronomie et astrophysique dans le cadre du prix AST-901432.


Introduction

L'oxygène est le troisième élément le plus abondant de l'Univers, mais sa forme moléculaire (O2) est très rare. D'ailleurs sur Terre, l'oxygène moléculaire n'a été détecté que dans deux nuages ​​interstellaires 1,2 , dans les lunes de Jupiter 3 et Saturne 4 , et sur Mars 5 . Des arguments géologiques suggéraient que l'atmosphère d'origine de la Terre n'avait pas d'oxygène et était composée principalement de H2O, CO2, et n2, avec seulement de petites quantités de CO et H2 6 . Par conséquent, la façon dont l'oxygène est produit dans l'atmosphère primitive est une question fondamentalement importante dans l'évolution de l'atmosphère primitive primitive. Avant l'émergence de l'atmosphère riche en oxygène due au "grand événement d'oxydation" 7,8, il y a environ 2,33 milliards d'années, qui a permis à la Terre d'évoluer en une planète vivante, une petite quantité d'oxygène était déjà présente, et c'était précédemment attribué à un mécanisme de formation abiotique impliquant la photodissociation du CO2 par lumière ultraviolette sous vide (VUV), suivie de processus de recombinaison à trois corps 9 :

où M est un troisième corps pour emporter l'excès d'énergie dans le processus de réaction. Direct O2 voies de production via la photodissociation VUV du CO2 10 et attachement dissociatif des électrons au CO2 11 ont été récemment identifiés. Ces résultats fournissent de nouvelles informations sur les sources d'O2 dans l'atmosphère primitive de la Terre.

En revanche, la photodissociation de H2O, l'un des principaux transporteurs d'oxygène 12 , a longtemps été supposé procéder principalement à la production de produits primaires d'atomes d'hydroxyle (OH) et d'hydrogène (H), et contribuer de manière limitée à l'O2 fabrication 9 . Récemment, abondant O moléculaire2 dans le coma de la comète 67P/Churyumov–Gerasimenko, dominée par H2O, CO et CO2, a été détecté 13 . Fait intéressant, une forte corrélation entre O2 et H2O a été identifié, indiquant le O2 la formation est liée à H2O dans la comète. Une explication plausible pour le fort O2-H2O corrélation serait que le O2 est produit par radiolyse ou photolyse de l'eau, ou par collisions simples de H énergétique2O + avec surfaces 14 . Cependant, les mécanismes de réaction photochimique existants sous-estiment l'O2 abondance 13 . Ainsi, le O détaillé2 mécanisme de production dans le coma des comètes est encore peu clair.

La photodissociation de l'eau a fait l'objet de nombreuses études expérimentales, qui ont révélé une dynamique fascinante résultant d'états électroniques fortement couplés avec des surfaces d'énergie potentielle (PES) remarquablement différentes 15,16. Excitation au premier singulet excité ( ( ilde) 1 B1) état de H2O aux longueurs d'onde λ

160 nm entraîne une fission directe de la liaison O−H produisant un atome H plus un radical hydroxyle à l'état fondamental, OH(X 2 Π), avec peu d'excitation interne 17,18,19 . La section efficace d'absorption au deuxième singulet excité ( ( ilde) 1 UNE1) l'état est maximal à λ

128 nm. L'excitation à ces longueurs d'onde se traduit par un canal de dissociation direct (mineur) à OH électroniquement excité(UNE 2 Σ + ) + H produits. Le processus de dissociation majeur donne l'état fondamental OH(X) + H produits suivant les transitions non adiabatiques aux intersections coniques entre le ( ilde) et ( ilde) indiquer les PES aux géométries linéaires H–O–H et H–H–O 20,21,22,23 .

Des voies de fragmentation supplémentaires, appelées dissociation à trois corps (TBD), deviennent accessibles énergétiquement à des longueurs d'onde de photolyse plus courtes, par exemple :

où les énergies de seuil (Ee) pour ces canaux de fragmentation sont indiqués entre parenthèses (sur la base de calculs thermodynamiques avec les données disponibles du réseau thermochimique) (https://atct.anl.gov). Le canal de fragmentation (3) a déjà été détecté avec de petits rendements quantiques 24,25 suite à la photoexcitation de H2O à la longueur d'onde Lyman-α (λ = 121,57 nm). En raison du manque de sources laser VUV accordables intenses, l'évaluation quantitative de l'importance du H2O Processus à déterminer dans la région VUV et son rôle dans l'O2 la formation dans l'espace interstellaire n'a pas été possible. Le développement récent du laser à électrons libres VUV intense, à la source de lumière cohérente de Dalian (DCLS), a fourni un outil passionnant pour les études expérimentales de la photochimie moléculaire dans toute la région VUV 26 .

Nous rapportons ici les études de la H2O photochimie dans la région VUV à l'aide du DCLS et de la technique de temps de vol de marquage Rydberg à atome H (HRTOF). Ces expériences permettent de déterminer quantitativement l'importance relative de la dissociation binaire et des processus TBD suite à la photoexcitation de H2O dans la région 90-110 nm. Les présents résultats montrent de façon concluante que le H2Le processus O TBD est une voie importante pour former de l'oxygène dans l'espace interstellaire.


Des graphiques aux graphiques spatiaux

La théorie des graphes est un puissant corpus de connaissances mathématiques, basé sur des concepts simples, dans lesquels les unités structurelles sont représentées comme des nœuds avec des relations entre elles représentées comme des lignes. Les nœuds peuvent avoir des caractéristiques qualitatives et quantitatives, et les arêtes peuvent avoir des propriétés telles que des poids et des directions. La théorie des graphes fournit un modèle conceptuel flexible qui peut clarifier la relation entre les structures et les processus, y compris les mécanismes des effets de configuration et des différences de composition. Les concepts de graphes s'appliquent à de nombreux phénomènes écologiques et évolutifs, y compris les associations interspécifiques, la structure spatiale, la dispersion dans les paysages et les relations au sein des métapopulations et des métacommunautés. Nous passons en revue les applications de la théorie des graphes en biologie, en mettant l'accent sur les graphes avec des contextes spatiaux. Nous montrons comment les propriétés des graphes spatiaux peuvent être utilisées pour la description et la comparaison ainsi que pour tester des hypothèses spécifiques. Nous suggérons que les applications futures devraient inclure des éléments spatiaux explicites pour les études paysagères des phénomènes écologiques, génétiques et épidémiologiques.


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Notons tout d'abord que le deutérium et $^3$He sont trois ordres de grandeur plus petits que $^4$He. Pour $^7$Li la différence est d'environ neuf ordres de grandeur ! Les caractéristiques de ces éléments sont donc améliorées par rapport à $^4$He.

Une image importante à garder à l'esprit afin de comprendre ce qui se passe est la suivante décrivant les réactions qui se produisent pendant le BBN :

Les principales caractéristiques du graphique sont les suivantes :

Contrairement aux noyaux plus légers, l'abondance de $^4$He est relativement insensible à la densité baryonique. L'abondance de $^4$He augmente légèrement avec le rapport baryon/photon $eta$. En effet, au début, pratiquement tous les neutrons disponibles sont bloqués dans $^4$He, son abondance dépend de manière critique de la compétition entre les taux d'interaction faible et le taux d'expansion de l'univers. Plus la densité de nucléons est élevée, plus tôt le goulot d'étranglement du Deutérium$^dagger$ peut être franchi. Comme autrefois il y a plus de neutrons, plus de $^4$He seront produits. Cela se traduit par une augmentation très lente avec $eta$.

D'autre part, les abondances de D et de $^3$He diminuent avec le rapport baryon/photon. Ceci est lié au point précédent : à plus la densité de nucléons est élevée, plus de D et de $^3$He sont brûlés en $^4$He, laissant moins de ces éléments.

Le comportement de $^7$Li est plus délicat. À des valeurs inférieures de $eta$, cet élément est synthétisé par les réactions $^3$H$(alpha,gamma)^7$Li, mais ils sont facilement détruits lors de collisions avec des protons. Ainsi, avec l'augmentation du rapport baryon/photon (en le maintenant cependant dans le bas régime $eta<3$ ) la destruction de $^7$Li va plus vite et l'abondance diminue. À une abondance plus élevée cependant, environ $eta>3$, le lithium est en grande partie indirectement synthétisé comme bérilium. Cet élément de masse-7 est réalisé via la réaction $^3$He$(alpha,gamma)^7$Be. Comme $^7$Be est plus étroitement lié, il est plus difficile à détruire que $^7$Li et l'abondance de $^7$Be augmente. Plus tard, lorsque l'univers sera plus froid et que des atomes neutres pourront commencer à se former, $^7$Be captera un électron et se désintégrera en $^7$Li.

Le creux entre les deux est causé par la réaction de destruction impliquant la capture et la désintégration des protons en deux noyaux $^4$He.

$dagger$ La nucléosynthèse ne peut commencer qu'une fois que l'énergie de liaison de D (qui a l'énergie de liaison la plus faible d'environ 2,2 MeV) peut être dépassée. Tous les autres noyaux nécessitent la formation d'une collision à 3 corps si D n'est pas encore disponible. Une fois que D est formé, ils sont immédiatement transformés en $^4$He.

A noter que l'abondance de lithium observée, contrairement à celle des noyaux plus légers, par observation directe n'est pas en accord avec la prédiction théorique déduite de la densité baryonique mesurée à partir du CMB.


L'univers a un problème de lithium

Cette illustration montre l'évolution de l'Univers, du Big Bang à gauche, aux temps modernes à droite. Crédit : NASA

Au cours des dernières décennies, les scientifiques ont lutté avec un problème impliquant la théorie du Big Bang. La théorie du Big Bang suggère qu'il devrait y avoir trois fois plus de lithium que ce que nous pouvons observer. Pourquoi y a-t-il un tel décalage entre prédiction et observation ?

Pour entrer dans ce problème, revenons un peu en arrière.

La théorie du Big Bang (BBT) est bien étayée par de multiples preuves et théories. Il est largement accepté comme explication de la façon dont l'univers a commencé. Trois éléments de preuve clés soutiennent le BBT :

  • observations du fond diffus cosmologique
  • notre compréhension croissante de la structure à grande échelle de l'univers
  • accord approximatif entre les calculs et les observations de l'abondance des noyaux légers primordiaux (N'essayez PAS de répéter cela trois fois de suite !)

Mais le BBT a encore quelques questions insignifiantes.

Le problème du lithium manquant est centré sur les premiers stades de l'univers : d'environ 10 secondes à 20 minutes après le Big Bang. L'univers était super chaud et il s'étendait rapidement. Ce fut le début de ce qu'on appelle l'époque des photons.

À cette époque, les noyaux atomiques se formaient par nucléosynthèse. Mais la chaleur extrême qui dominait l'univers empêchait les noyaux de se combiner avec les électrons pour former des atomes. L'univers était un plasma de noyaux, d'électrons et de photons.

Seuls les noyaux les plus légers se sont formés pendant cette période, y compris la majeure partie de l'hélium de l'univers et de petites quantités d'autres nucléides légers, comme le deutérium et notre ami le lithium. Pour la plupart, les éléments plus lourds ne se sont formés que lorsque les étoiles sont apparues et ont joué le rôle de nucléosynthèse.

Le problème est que notre compréhension du Big Bang nous dit qu'il devrait y avoir trois fois plus de lithium qu'il n'y en a. Le BBT a raison lorsqu'il s'agit d'autres noyaux primordiaux. Nos observations de l'hélium primordial et du deutérium correspondent aux prédictions du BBT. Jusqu'à présent, les scientifiques n'ont pas été en mesure de résoudre cette incohérence.

Mais un nouvel article de chercheurs chinois a peut-être résolu le puzzle.

Une hypothèse dans la nucléosynthèse du Big Bang est que tous les noyaux sont en équilibre thermodynamique et que leurs vitesses sont conformes à ce qu'on appelle la distribution classique de Maxwell-Boltzmann. Mais le Maxwell-Boltzmann décrit ce qui se passe dans ce qu'on appelle un gaz parfait. Les vrais gaz peuvent se comporter différemment, et c'est ce que proposent les chercheurs : que les noyaux du plasma de la première période photonique de l'univers se soient comportés légèrement différemment de ce que l'on pensait.

Ce graphique montre la distribution des premiers éléments légers primordiaux dans l'Univers en fonction du temps et de la température. Température en haut, temps en bas et abondance sur le côté. Crédit : Hou et al. 2017

Les auteurs ont appliqué ce que l'on appelle des statistiques non extensives pour résoudre le problème. Dans le graphique ci-dessus, les lignes pointillées du modèle de l'auteur prédisent une plus faible abondance de l'isotope du béryllium. C'est la clé, car le béryllium se désintègre en lithium. Il est également essentiel que la quantité résultante de lithium et des autres noyaux plus légers soit désormais conforme aux quantités prédites par la distribution de Maxwell-Boltzmann. C'est un moment eurêka pour les aficionados de la cosmologie.

Ce que tout cela signifie, c'est que les scientifiques peuvent maintenant prédire avec précision l'abondance dans l'univers primordial des trois noyaux primordiaux : l'hélium, le deutérium et le lithium. Sans aucune discordance, et sans aucun manque de lithium.

C'est ainsi que la science résout les problèmes, et si les auteurs de l'article ont raison, cela valide davantage la théorie du Big Bang et nous rapproche un peu plus de la compréhension de la formation de notre univers.

Les chaînes de désintégration des noyaux légers primordiaux aux premiers jours de l'Univers. Remarquez les fines flèches rouges entre le béryllium et le lithium à 10-13, la première heure indiquée sur ce graphique. Crédit : Chou et. Al.

Qu'est-ce que la datation au carbone ?

Le carbone est l'un des éléments chimiques. Avec l'hydrogène, l'azote, l'oxygène, le phosphore et le soufre, le carbone est un élément constitutif de molécules biochimiques allant des graisses, des protéines et des glucides aux substances actives telles que les hormones. Tous les atomes de carbone ont un noyau contenant six protons. Quatre-vingt-dix-neuf pour cent d'entre eux contiennent également six neutrons. On dit que les 6 atomes de protons + 6 atomes de neutrons ont une masse de 12 et sont appelés "carbone-12". Les noyaux des 1% restants d'atomes de carbone contiennent non pas six mais sept ou huit neutrons en plus des six protons standards. Ils ont respectivement des masses de 13 et 14 et sont appelés "carbone-13" et "carbone-14".

Si deux atomes ont un nombre égal de protons mais un nombre différent de neutrons, on dit que l'un est un "isotope" de l'autre. Le carbone-13 et le carbone-14 sont donc des isotopes du carbone-12. Les isotopes participent aux mêmes réactions chimiques mais souvent à des rythmes différents. Lorsque les isotopes doivent être désignés spécifiquement, le symbole chimique est développé pour identifier la masse (par exemple, 13 C).

(Illustration de Jayne Doucette, Woods Hole Oceanographic Institution)

Conseillé

Le 13 C et le 14 C sont tous deux présents dans la nature. Le premier représente environ 1% de tout le carbone. L'abondance de 14 C varie de 0,0000000001 % (une partie par billion, un niveau faible mais mesurable) à zéro. Les plus fortes abondances de 14 C se trouvent dans le dioxyde de carbone atmosphérique et dans les produits fabriqués à partir de dioxyde de carbone atmosphérique (par exemple, les plantes). Contrairement au 12 C et au 13 C, le 14 C n'est pas stable. En conséquence, il subit toujours une désintégration radioactive naturelle alors que les abondances des autres isotopes sont inchangées. Le carbone 14 est le plus abondant dans le dioxyde de carbone atmosphérique car il est constamment produit par les collisions entre les atomes d'azote et les rayons cosmiques aux limites supérieures de l'atmosphère.

La vitesse à laquelle le 14 C se désintègre est absolument constante. Pour n'importe quel ensemble d'atomes de 14 C, la moitié d'entre eux se désintégreront dans 5700 ans. Étant donné que ce taux est lent par rapport au mouvement du carbone à travers les chaînes alimentaires (des plantes aux animaux en passant par les bactéries), tout le carbone de la biomasse à la surface de la terre contient des niveaux atmosphériques de 14 C. Cependant, dès qu'un carbone sort du cycle biologique processus - par exemple, par enfouissement dans la boue ou le sol - l'abondance du 14 C commence à décliner. Après 5700 ans, il n'en reste que la moitié. Après encore 5700 ans, il ne reste qu'un quart. Ce processus, qui se poursuit jusqu'à ce qu'il ne reste plus de 14 C, est à la base de la datation au carbone.

Un échantillon dans lequel le 14 C n'est plus détectable est dit "mort au radiocarbone". Les combustibles fossiles en sont un exemple courant. Ils sont issus de la biomasse qui contenait initialement des niveaux atmosphériques de 14 C. Mais la transformation des débris organiques sédimentaires en huile ou plantes ligneuses en charbon est si lente que même les plus jeunes gisements sont morts au radiocarbone.

L'abondance du 14 C dans une molécule organique renseigne ainsi sur la source de son carbone. Si le 14 C est présent aux niveaux atmosphériques, la molécule doit provenir d'un produit végétal récent. Le chemin de la plante à la molécule peut avoir été indirect ou long, impliquant de multiples processus physiques, chimiques et biologiques. Les niveaux de 14 C ne sont affectés de manière significative que par le passage du temps. Si une molécule ne contient pas de 14 C détectable, elle doit provenir d'une matière première pétrochimique ou d'une autre source ancienne. Les niveaux intermédiaires de 14 C peuvent représenter soit des mélanges de carbone moderne et mort, soit du carbone qui a été fixé à partir de l'atmosphère il y a moins de 50 000 ans.

De tels signaux sont souvent utilisés par les chimistes étudiant les milieux naturels. Un hydrocarbure trouvé dans les sédiments des plages, par exemple, pourrait provenir d'un déversement de pétrole ou de cires produites par les plantes. Si les analyses isotopiques montrent que l'hydrocarbure contient du 14 C au niveau atmosphérique, c'est bien celui d'une plante. S'il ne contient pas de 14 C, il s'agit d'une marée noire. S'il contient un niveau intermédiaire, il provient d'un mélange des deux sources.


Découvrir des molécules exotiques d'intérêt astrochimique potentiel

Co-auteurs Dr. Arunlibertsen Lawzer i dr. Thomas Custer de la recherche démontre les molécules d'intérêt astrochimique au Planétarium du Copernicus Science Center. Source : IPC PAS, Grzegorz Krzyzewski
Crédit : © Institut de chimie physique, Académie polonaise des sciences

En regardant le ciel nocturne, on pourrait penser à l'astrochimie. Quelles molécules habitent les vastes espaces entre les étoiles ? Verrions-nous les mêmes molécules qui nous entourent ici sur Terre ? Ou certains d'entre eux seraient-ils plus exotiques, quelque chose de rarement observé ou même d'inconnu ?

Des recherches récentes menées par une équipe multinationale dirigée par le professeur Robert Kołos de l'Institut de chimie physique de l'Académie polonaise des sciences ont révélé une molécule inhabituelle obtenue et détectée pour la première fois dans des conditions de laboratoire et a également ouvert la voie à une production et à une étude plus approfondies. une autre. Maintenant qu'ils peuvent être vus et étudiés, ils peuvent s'avérer dignes d'un intérêt astrochimique plus large. Regardons de plus près cette évolution scientifique.

Nuages ​​interstellaires – où l'histoire commence…

Le milieu qui imprègne l'espace entre les étoiles est principalement rempli d'hydrogène, d'hélium et de poussière cosmique. Cependant, les distances moyennes entre les atomes ou les molécules de ces nuages ​​interstellaires sont si vastes que des jours entiers peuvent s'écouler avant qu'ils n'entrent en collision. Dans le vide de l'espace, le passage du temps et l'impact des rayonnements sont des facteurs cruciaux pour le développement de composés chimiques plus avancés.

Comme les conditions physiques trouvées dans les nuages ​​interstellaires sont radicalement différentes de celles de notre planète, la détection de certains des composés chimiques qui s'y trouvent nécessite des études avancées sur Terre. Dans ce cadre, les scientifiques créent des molécules qui sont normalement instables dans les conditions terrestres, puis mènent des recherches sur leurs propriétés. Ils les découvrent d'abord sur Terre afin que nous puissions les détecter plus facilement dans l'espace. Cela semble intéressant, mais à quoi cela ressemble-t-il dans la pratique ?

Ménagerie de phosphore

Jupiter et Saturne sont à l'honneur dans notre propre système solaire depuis plus de deux décennies en raison de la détection de phosphine (PH3), l'analogue de l'ammoniac, dans leur atmosphère. En 2020, tous les regards se sont tournés vers Vénus à la suite d'affirmations selon lesquelles du PH3 avait également été trouvé dans son atmosphère. L'apparition de la phosphine dans un objet astronomique est capitale en raison de sa grande importance pour les organismes vivants.

Les molécules contenant du phosphore sont cruciales pour les processus enzymatiques qui sont responsables de la formation des matériaux structurels de nos squelettes, des acides nucléiques comme l'ADN et l'ARN, et même le transport d'énergie dans toutes les cellules vivantes. Bien qu'il soit le 6e élément le plus abondant de la biomasse terrestre et le 12e plus abondant sur la planète en général, il est un milliard de fois moins abondant dans le milieu interstellaire. En raison de leur rareté, la détection de molécules contenant du P dans les nuages ​​interstellaires continue d'intriguer les scientifiques.

Nous savons très peu de choses sur le comportement et l'existence des molécules contenant du P dans des conditions interstellaires extrêmes. Seuls quelques-uns ont été trouvés et sont limités à PN, CP, PO, HCP, CCP, PH3 et NCCP. Parmi ceux-ci, seuls PO et PN ont été détectés dans les nuages ​​moléculaires. Il est possible que la faible abondance de réactifs contenant du phosphore dans de tels milieux rende la formation de molécules plus grosses assez rare et difficile à détecter. Nous devons également caractériser une plus grande variété de produits chimiques contenant du P afin que notre recherche puisse être élargie pour inclure une plus grande sélection de cibles appropriées. La recherche de nouvelles molécules est difficile car de nombreuses espèces connues et prometteuses contenant du phosphore sont instables dans des conditions de laboratoire typiques.

Les chercheurs de l'IPC PAS : Dr. Arun-Libertsen Lawzer, Dr. Thomas Custer et Prof. Robert Kołos, en collaboration avec le Prof. Jean-Claude Guillemin de l'Ecole Nationale Supérieure de Chimie de Rennes (France) ont récemment présenté un , la synthèse cryogénique assistée par lumière UV de la molécule HCCP, ouvrant de nouvelles possibilités pour l'étude spectroscopique de ce composé chimique inhabituel. Il a été détecté par spectroscopie infrarouge et UV-vis. Cette caractérisation devrait être utile pour d'éventuelles futures détections extraterrestres.

« Nous utilisons les ultraviolets pour déshydrogéner des molécules organiques contenant du phosphore afin de produire des espèces de phosphore exotiques. Nous avons pu produire le triplet HCCP qui est une molécule d'importance astrochimique. L'astuce pour le détecter réside dans l'utilisation de l'environnement d'un gaz inerte congelé. ” – remarque le Dr Lawzer.

Les expériences réalisées dans le cadre du projet et les études théoriques pertinentes montrent que la molécule a une forme linéaire et une liaison chimique particulière. Le professeur Kołos commente : « Vous avez peut-être entendu à l'école que le phosphore était soit 3- ou 5-valent dans ses composés chimiques. Eh bien, ici, il est monovalent, arborant une seule liaison au carbone. C'est assez inhabituel en effet.”

Les chercheurs ont également confirmé l'existence de CH2=C=PH (phosphaallène), une molécule jamais observée auparavant. Il s'est formé le long de la route menant de CH3CP (l'espèce précurseur) à HCCP.

Des expériences soutenues par des calculs de chimie quantique, récemment rapportées dans Angewandte Chemie, ont prouvé ce qui n'était autrefois qu'une construction théorique. « Si vous demandiez à un chimiste ordinaire, certaines des espèces les plus importantes de la ménagerie astrochimique seraient probablement ridiculisées comme de simples fragments moléculaires plutôt que de véritables molécules, admet le professeur Kołos.

La caractérisation en laboratoire de composés exotiques comme HCCP et CH2=C=PH marque une étape importante vers leur détection extraterrestre. Et de telles détections feraient considérablement progresser nos connaissances concernant l'astrochimie du phosphore. Cela devrait inspirer encore plus de scientifiques à regarder vers les étoiles au-dessus


Au début.

Ces collisions ont eu trois résultats majeurs. Le premier était que l'univers a atteint une condition appelée équilibre thermique. Pour vous donner une idée de ce que c'est, nous allons regarder un verre d'eau à 40 degrés. La température d'un objet est le reflet de la quantité d'énergie présente dans cet échantillon de matière. Cependant, toutes les molécules présentes n'ont pas l'énergie qui correspond à 40 degrés. L'énergie totale est en fait répartie sur une gamme d'énergies, de sorte qu'il y en a qui ont plus d'énergie que la température correspondante, et d'autres qui en ont moins. Voici à quoi cela ressemble sur un graphique :

Ces molécules entrent constamment en collision avec les molécules environnantes et entraînent des échanges d'énergie. Cela provoque le changement du nombre de molécules à certaines énergies. Si quelque chose est en équilibre thermique, chaque molécule qui modifie son niveau d'énergie entraînera une autre molécule à modifier son niveau d'énergie pour la remplacer (pas nécessairement dans la même collision). D'une certaine manière, cela signifie que l'énergie présente dans un système est répartie entre les particules de telle sorte que la population de molécules à différentes énergies ne change pas, même si les molécules elles-mêmes changent constamment de niveau d'énergie. Dans l'univers primitif, en raison des collisions rapides entre les particules, il y avait un état d'équilibre thermique. La raison pour laquelle cela est si important est que les choses en équilibre thermique peuvent être quantifiées. Cela signifie que le système peut être décrit par des formules mathématiques et que des prédictions peuvent être faites quant à la façon dont le système changerait avec le temps. Par conséquent, nous pouvons suivre l'évolution de l'univers primitif à travers ces formules, même si nous n'y étions pas.

Les deux autres conséquences de ces collisions impliquent des interactions entre les particules lors de leur collision.

La première interaction à considérer était l'annihilation et la recréation constantes d'électrons et de positons. L'une des découvertes scientifiques les plus célèbres de ce siècle est l'équivalence de la matière et de l'énergie. Le concept de base est que dans des conditions appropriées, l'énergie peut être transformée en matière, ou vice versa. Ce n'est pas quelque chose de commun à notre expérience en raison des conditions dans lesquelles nous vivons actuellement (il fait trop froid et il n'y a pas assez de pression). Mais dans l'univers primitif, avec sa température et sa densité élevées, c'était courant. Les photons ont été convertis en électrons et en positons. (Connu sous le nom de PAIR PRODUCTION) Ils ne pouvaient pas être convertis en particules plus lourdes (protons et neutrons) car ils n'avaient pas assez d'énergie. Ces électrons et positons finiraient par entrer en collision avec leur antiparticule respective, puis seraient à nouveau transformés en rayonnement. (appelé ANNIHILATION)

La deuxième interaction était la conversion entre les protons et les neutrons. Ces particules atomiques plus lourdes étaient déjà présentes Au début. Ils changeaient continuellement d'avant en arrière au moyen des deux réactions suivantes :

Au début, en raison de la densité d'énergie élevée, les collisions entre les particules se sont produites si rapidement que les réactions de création de protons et de neutrons se sont équilibrées, et le nombre relatif de protons et de neutrons, bien que petit, était égal. Mais, l'égalité entre les protons et les neutrons a été rompue presque immédiatement. Un neutron est légèrement plus lourd qu'un proton. Il faut donc un peu plus d'énergie pour transformer un proton en neutron que l'inverse. Au départ, cela n'avait pas d'importance parce qu'il y avait beaucoup d'énergie pour tout le monde. Mais, parce que la densité d'énergie diminuait à mesure que l'univers s'étendait, il y avait moins d'énergie disponible pour chaque collision. Cela a commencé à faire pencher la balance en faveur des réactions de formation de protons. Cela a conduit à une augmentation du nombre de protons par rapport aux neutrons, et à mesure que la température baissait davantage, cet effet devenait plus exagéré. (Les chiffres définitifs seront mentionnés plus tard.)

D'après les formules, à 13,82 secondes après le début, la température était tombée à 3 000 000 000 K. À ce stade, il y avait une réduction drastique de la population d'électrons et de positons. La raison en était encore une fois l'expansion de l'univers. Au fur et à mesure que les électrons et les positons étaient annihilés, le rayonnement qui s'est formé a été étiré (en particulier sa longueur d'onde) par l'univers en croissance. Cela a réduit l'énergie transportée par les photons en dessous du niveau qui leur permettrait d'être reconvertis en électrons et positons.

Jusqu'à cette heure (un peu plus de trois minutes après le début) il n'y avait pas eu de nucléosynthèse. Cela était dû à la densité énergétique élevée. Pour former des noyaux atomiques, les nucléons (le mot scientifique pour les protons et les neutrons) doivent pouvoir entrer en collision et se coller les uns aux autres. Au début de l'univers, la réaction clé était la collision d'un proton et d'un neutron pour former un noyau de deutérium (un isotope de l'hydrogène). Les collisions entre protons et neutrons se sont produites en continu depuis le début, mais leurs énergies étaient trop élevées pour leur permettre de se coller ensemble pour former des noyaux de deutérium.

Cela a empêché d'autres réactions nucléaires conduisant à des noyaux plus lourds. Ce type de situation où un produit intermédiaire est le maillon faible de la synthèse globale est parfois appelé "goulot d'étranglement". l'univers primitif, une fois le goulot d'étranglement du deutérium éliminé, le deutérium nouvellement formé pourrait subir d'autres réactions nucléaires pour former de l'hélium.

This could happen by means of two different reaction pathways described below.

Pathway #1

Pathway #2

He nuclei were the heaviest to form. This was the result of the energy density being too low to allow heavier nuclei to collide with enough energy to stick. At the time that nucleosynthesis began, the relative abundance of protons to neutrons was 13% neutrons and 87% protons. When nucleosynthesis began, all the neutrons present were incorporated into He nuclei. When all the neutrons were used up, the remaining protons remained as hydrogen nuclei. So, when this first wave of nucleosynthesis was completed, the universe consisted of roughly 25% He and 75% H (by weight).

Below is a graphical summation of nucleosynthesis in the early universe. The graph shows the relative abundances of different nuclei (vertical axis) during the first three hours of creation. The horizontal axis has been labeled using both time (top) and the equivalent temperature (bottom). For those not used to using a logarithmic scale, a dashed line has been added at the 1% abundance level. Anything below this line would be less than 1% of the total mass present.

As can be seen from the curves, at the higher temperatures only neutrons and protons exist, with there being more protons than neutrons. But, as the temperature decreases, there is an increase in the amount of deuterium and helium nuclei. Just below 1 billion degrees there is a significant increase in deuterium and helium, and a decrease in the abundance of protons and neutrons. This is the deuterium bottleneck mentioned previously. This uses up the all the free neutrons and some protons, and causes the neutron line to drop off, and the proton line to dip (relatively few protons are used up). The deuterium abundance only increases to a point because it is an intermediate to the formation of helium. So as it is created, it is quickly consumed to complete the process of helium nucleosynthesis. Once all the neutrons have been used up, its presence drops off.

The final step in the formation of elements was capture of the proper number of free electrons to form neutral atoms.

But, the remaining electrons still had plenty of energy, so it took about 700,000 years of cooling until this was able to occur. The capture of electrons to form atoms resulted in an important change in the universe. At that moment, without free electrons to interact with the photons present, the universe became transparent to radiation. This means that the photons were freely able to expand with the universe. These photons had high energies, which means that they had short wavelengths. But the expansion of the universe caused the wavelengths to get stretched out as the universe grew. These stretched out photon wavelengths are what we now refer to as the Cosmic Microwave Background (CMB). They are a leftover from the Big Bang. We have been able to measure the intensity of this background radiation, and it has closely matched that which is predicted from theoretical calculations. This has been a strong evidence in support of the "Big Bang" theory of the creation of the universe.


Voir la vidéo: représentation graphique dune série de nombres (Août 2021).