Proportion de C, H, N, O, P, K et le reste dans l'univers?

[Geb]

Tout d'abord je souhaite remercier Calvert pour s'être donné la peine de me trouver les 3 prochains articles que je lirai cette semaine.

Après c'est souvent ton talent de chasseur sur Google qui fait la différence. Y'a de grosses masses en accès parfaitement libre mais qu'il faut savoir dénicher avec les bons mots clés.

Je suis tout à fait d'accord avec ça. Il faut aussi être conscient du niveau de précision demandé à la recherche. En ce qui me concerne, je suis incapable de trouver la "véritable" publication scientifique de laquelle étaient tirées les valeurs présentées dans l'article de Wikipédia. Comble du comble, on trouve même une publication scientifique qui cite les valeurs de Wikipedia, en citant comme source... l'article de Wikipedia !

C'est pourquoi j'ai demandé de l'aide. Bien sûr, la technique m'intéresse, je dirais même que c'est tout ce qui m'intéresse, mais en ce qui concerne les valeurs précises (à la manière du tableau de l'article Wikipedia), je reste sur ma faim...

Cordialement.
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[Calvert]

Pour les éléments mentionnés dans le titre de ce fil et les principaux autres, les résultats les plus récents pour les abondances dans la photosphère solaire sont, en fraction de masse :

H : 0.7381
He : 0.2512
C : 2.38 10^-3
N : 6.99 10^-4
O : 5.78 10^-3
Ne : 1.25 10^-3
Mg : 7.05 10^-4
Si : 6.69 10^-4
P : 5.69 10^-6
S : 3.11 10^-4
K : 3.01 10^-6
Ca : 6.46 10^-5
Fe : 1.21 10^-4
Ni : 6.85 10^-5

Le reste est présent sous forme de trace (< 5 10^-5).

Edit : croisement avec Geb, et donc voici une réponse partielle. Toutes ces valeurs sont dans un tableau qui se trouve dans l'article d'Asplund et al. 2009, mais sous la forme préférée des astrophysiciens : en fraction de nombre, normalisé par rapport à l'hydrogène, en log, et avec une constante de 12 ajourée arbitrairement...)
Edit 2 : Merci à Daniel pour la correction, je suis lamentablement tombé dans le piège !

[evrardo]

H : 0.7381
He : 0.2512
C : 2.38 10^-3
N : 6.99 10^-4
....

Le reste est présent sous forme de trace (< 5 10^-5).

Yes Calvaire, merci pour ton travail. Mais il s'agit bien de la composition du soleil, c'est ça

C'en sont (et Dalida).

Paroles, paroles
paroles, paroles...

[Calvert]

Mais il s'agit bien de la composition du soleil, c'est ça

Oui, mais il faut se rendre compte que plus on considère un volume important (système solaire, voisinage solaire, galaxie, univers), la notion de composition perd un peu de son sens, car il y a une dispersion de plus en plus grande. Du coup, c'est dur de donner un sens à "composition moyenne de l'univers", si ce n'est de dire 75 de H, 25% de He, et des traces de restes, avec majoritairement les éléments dont le nombre de masse est un multiple de 4...

[evrardo]

Oui, mais il faut se rendre compte que plus on considère un volume important (système solaire, voisinage solaire, galaxie, univers), la notion de composition perd un peu de son sens, car il y a une dispersion de plus en plus grande. Du coup, c'est dur de donner un sens à "composition moyenne de l'univers", si ce n'est de dire 75 de H, 25% de He, et des traces de restes, avec majoritairement les éléments dont le nombre de masse est un multiple de 4...

Ok, mais ça donne quand même une bonne indication.
Si je pose ces questions, c'est pour tenter de calculer la probabilité d'apparition des premières molécules au début de l'univers.
Sachant que l'univers contient 10⁸⁰ atomes.
Qu'il y avait 70% d'hydrogène, 20% d'hélium, 10 % de etc...(sachant aussi qu'aux débuts de l'univers, cette composition était certainement pas mal différente d'aujourd'hui)
quelle est la probabilité pour qu'apparaisse par exemple la molécule H₂O.

[Calvert]

Alors la composition solaire est une approximation plutôt haute pour les métaux, je pense. Mais c'est "pas trop faux".

[vanos]

Oui mais seul 96 existent naturellement, les 22 autres sont produits artificiellement

Je faisais référence à Evrardo qui parlait de 108 éléments.
Cela dit, les éléments de chiffre supérieur à 96 ont une demi-vie tellement courte qu'ils ne peuvent être observés dans l'Univers, mais il n'existe aucune preuve qu'ils n'ont pu apparaître brièvement lors d'une explosion d'une supernova.

[Tawahi-Kiwi]

les résultats les plus récents pour les abondances dans la photosphère solaire sont, en fraction de masse :

Salut,

y'a-t-il des differences majeures suspectees entre la composition de la photosphere et la composition globale du Soleil (et in extenso, de la nebuleuse protosolaire ?)

Je demande ca car souvent les abondances solaires sont utilisees en geologie lorsque l'information provenant des chondrites carbonees vient a manquer ou est sujette a un un peu trop de conditions (notamment les elements volatiles).
Photosphere et chondrite sont correlables en gros (cf cet exercice ou la figure ici au milieu de ce post-fleuve) mais dans le detail, il y a parfois des irregularites. Est ce que la photosphere solaire est a priori vraiment representative ?

Si tu sais pas, no souci

T-K

[Tawahi-Kiwi]

Cela dit, les éléments de chiffre supérieur à 96 ont une demi-vie tellement courte qu'ils ne peuvent être observés dans l'Univers, mais il n'existe aucune preuve qu'ils n'ont pu apparaître brièvement lors d'une explosion d'une supernova.

On a des preuves de quantite non negligeable de curium-247 et de plutonium-244 lors de la formation de la Terre notamment; ainsi que de nombreux autres isotopes "instables". ²⁴⁷Cm a un demi-vie de 15.6Ma et ²⁴⁴Pu de 80Ma.

T-K

[Calvert]

y'a-t-il des differences majeures suspectees entre la composition de la photosphere et la composition globale du Soleil (et in extenso, de la nebuleuse protosolaire ?)

Réponse en deux parties :

- la composition de la photosphère est la seule pour laquelle on peut avoir une sorte de "certitude" (bien qu'elles soient aussi basée sur une modélisation de l'atmosphère solaire, mais au moins, on a des mesures spectroscopiques directes). La composition du Soleil dans son entier est basée sur des modèles de structure et d'évolution stellaire, et dépend donc plus ou moins de ce qu'on met dedans. Cependant, comme le Soleil transforme dans une certaine fraction de sa masse totale (en gros, 10%) de l'hydrogène en hélium, sa composition moyenne totale est légèrement différente de la composition de la photosphère. Cependant, en lien avec la deuxième partie de la question, la photosphère est beaucoup plus proche de la composition de la nébuleuse protosolaire que la composition moyenne du Soleil dans son ensemble.

- la composition de la surface du Soleil a légèrement changé depuis l'époque protosolaire. Les différences notables concernent les éléments légers (Li et Be), qui brûlent à "basse" température. A cause de la présence d'une grande zone convective au bord du Soleil, qui mélange efficacement les éléments proches de la surface et les amène dans des zones relativement chaudes, ces éléments sont rapidement détruits, et il n'y en a (presque) plus dans le Soleil. Les autres éléments sont soumis à d'autres formes de mélange. Principalement, on parle de "triage gravitationnel", qui veut que les éléments les plus lourds ont tendance à "couler" et les plus léger à "flotter". Ainsi, au cours du temps, la fraction de masse de H dans la photosphère a augmenté, alors que tous les autres éléments ont vu leur fraction de masse diminuer. Pour retrouver la composition initiale du Soleil, il faut évidemment passer par un modèle, et les résultats dépendent de ce qu'il y a dans ces modèles. Dans les grandes largeurs, une composition initiale avec une fraction de masse de 0.72 pour H, 0.266 pour He, et une métallicité initiale de 0.014 produit une composition de surface adéquate à celle observée de nos jours.

Pour te donner une idée des changements qu'on pourrait trouver, le C12 passe de 2.283 10^-3 initialement à 2.22 10^-3 après 4.5 Gyr. Pour l'O16, on passe de 5.72 10^-3 à 5.60 10^-3. Les changement ne sont pas dramatiques.

[invite117cd21f]

On a des preuves de quantite non negligeable de curium-247 et de plutonium-244 lors de la formation de la Terre notamment; ainsi que de nombreux autres isotopes "instables". ²⁴⁷Cm a un demi-vie de 15.6Ma et ²⁴⁴Pu de 80Ma.

T-K

Ca ça m'intéresse, quelles sont ces preuves dont tu parles ?

[Tawahi-Kiwi]

Merci Calvert pour ces precisions. Ca permet de relativiser un petit peu la certitude absolue que certains auteurs donnent a certaines valeurs "standard" en sciences de la Terre. Meme si les differences sont mineures, elles sont sans doute parfois au dela des erreurs de mesure obtenues lors de leurs analyse de materiel meteoritique.

Ca ça m'intéresse, quelles sont ces preuves dont tu parles ?

Il y a de multiples publications sur le sujet depuis les annees 60s. Le curium-247 a une demi-vie exploitable pour l'etude des meteorites, de l'accretion de la Terre et de tout ces evenements qui ont eu lieu lors de la formation du systeme solaire. Evidemment, avec de telles demi-vie, 4.5 milliards d'annees plus tard, il ne reste plus aucun de ces isotopes, mais les isotopes filles de ces elements sont toujours presents. Dans le cas de ²⁴⁷Cm, on constate sa presence au travers d'une abondance relative importante en ²³⁵U compare a ²³⁸U.
Un exemple recent paru dans Science : http://www.sciencemag.org/content/327/5964/449

Le plutonium-244 s'etudie egalement au travers de ses produits de fission, notamment le xenon-136. http://onlinelibrary.wiley.com/doi/1...772.x/abstract
Il existe de nombreux autres isotopes qui ont existe lors de la formation du systeme solaire et ont parfois eu une importance majeure lors de la formation de la Terre; principalement ²⁶Al et ⁶⁰Fe qui part leurs courtes demi-vies, ont augmente considerablement la temperature interne de la Terre apres son accretion. Le sujet a ete aborde succintement lors de precendentes discussions, ici notamment : http://forums.futura-sciences.com/pl...lanetaire.html et http://forums.futura-sciences.com/ge...eteorites.html

T-K

[invite117cd21f]

super, merci pour ces liens TK!