Objet :    | Origines et activité mentale
Date :     | 29 oct. 2007
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Zoe a dit :

> Je souhaiterais travailler avec la compréhension actuelle du Big Bang
> avant de continuer à m'attarder sur les lois de l'intelligence.

> En prenant pour acquis qu'il n'existe pas de réponse certaine quant à la façon dont les éléments se sont formés après le big bang — sauf peut-être l'hélium et l'hydrogène — mais qu'ils sont apparus inévitablement (peut-être à partir de supernovas), j'aimerais partir de ce point.

> Bon, donc ici nous avons certains éléments de base distribués aléatoirement
> dans tout l'univers, et en grande quantité. L'espace ressemblerait
> à ceci, multiplié par beaucoup, beaucoup, je suppose ?

Robert Grumbine répond :

Comme expliqué de nombreuses fois, mais la répétition semble nécessaire, non.

Il commence par faire remonter le temps pour expliquer comment nous en sommes arrivés là :

Commençons par l'inverse. Nous observons que l'univers est en expansion : tous les points s'éloignent les uns des autres. Nous pouvons alors nous demander ce qui se produit si nous regardons vers le passé : notre attente est, en premier lieu, que les points se rapprochent. De la physique élémentaire, nous savons que si vous comprimez des substances (en particulier les gaz, qui constituent la majeure partie de la matière observable de l'univers), elles chauffent. Nous pouvons appliquer ce principe élémentaire de la physique jusqu'à un point où la température de l'univers serait, au lieu des 3 K actuels, d'environ 3000 K. À de telles températures (un peu plus froides que la « surface » observable du Soleil), l'hydrogène est totalement ionisé et opaque aux rayonnements (du moins si les densités sont suffisamment élevées, ce qui est le cas pour l'univers primitif).

Nous pouvons continuer à faire remonter l'univers dans le temps, en utilisant une physique moins évidente. Nous continuons à comprimer l'univers et son gaz (quelle qu'en soit la nature) jusqu'à ce qu'il atteigne les densités et températures des noyaux stellaires. À ce stade (nous approchons du côté froid, rappelez-vous, le côté moderne), la fusion de l'hydrogène en hélium est efficace. En passant ce point (en nous éloignant du présent), les noyaux deviennent plus chauds et plus denses — si chauds et si denses que les éléments lourds, comme l'oxygène et le carbone, sont désintégrés lors des collisions au moins aussi vite qu'ils sont assemblés par les processus de fusion. Beaucoup plus tôt, il n'y a pas encore de particules nucléaires à se soucier. En tout cas, le résultat de cette phase de noyau stellaire dans l'histoire de l'univers est qu'elle efface tout ce qui aurait pu être formé plus tôt et nous laisse avec une seule distribution (calculable et observée) d'hydrogène, d'hélium et d'une trace de lithium.

Puis il examine comment les choses évoluent actuellement :

Tous les éléments plus lourds que ceux-là (il faut peut-être tenir compte des quantités infimes de béryllium) ne sont pas du tout répartis de manière uniforme dans l'univers. Ils sont tous produits dans les cœurs stellaires et dispersés par les novae et les supernovae. Ni l'emplacement des étoiles, ni la répartition de ces éruptions ne sont aléatoires dans l'espace. Les étoiles, par exemple, sont beaucoup plus communes à l'intérieur des galaxies qu'à l'extérieur, et les galaxies elles-mêmes ne sont pas réparties de manière uniforme. De plus, les galaxies évoluent. De nouvelles étoiles (tel que notre soleil) se forment à partir des cendres des vieilles étoiles. Cela se produit avec une fréquence plus élevée là où il y a plus d'étoiles (et plus grandes — afin de produire des supernovae). C'est encore plus fréquent vers les cœurs des galaxies ou les bras des galaxies spirales.

Maintenant, attendez un peu après le bang pour que certains éléments lourds, comme l'oxygène, le carbone, etc., se forment et soient projetés dans le milieu interstellaire d'une galaxie d'intérêt. La grande majorité des atomes sont _toujours_ de l'hydrogène et de l'hélium. Les novae et les supernovae n'apportent qu'une trace (en masse, encore moins en nombre) d'éléments lourds aux nuages.

Passons directement à l'examen d'un véritable nuage. (Cela représente plusieurs étapes en avance par rapport à votre niveau actuel.) Les vrais nuages (je sélectionne, d'ailleurs, ceux qui sont les plus pertinents) sont froids, relativement sombres en raison du blindage par des grains de poussière et des particules de glace, et demeurent essentiellement à une densité de vide. Certes, un vide de meilleure qualité que celui que nous produisons ici sur Terre dans les laboratoires. Froid signifie 10-100 K, ce que nous pouvons reproduire en laboratoire.

Quels types de phénomènes se produisent à l'intérieur de ce nuage ? Eh bien, l'hydrogène était depuis longtemps largement piégé dans des molécules de H2 (à mesure que le nuage refroidissait). Mais ignorons cela et considérons (malgré la réalité) que tous les atomes sont seuls. Considérons un milliard d'unités de masse atomique à la fois (cf. http://www.orionsarm.com/science/Abundance_of_Elements.html) : 93 % sont des atomes d'hydrogène, avec la plupart du reste étant de l'hélium. Comme je l'ai dit, seule une trace d'autres éléments est ajoutée au mélange. Donc, principalement, ce qui se passe dans notre nuage atomique, c'est que les atomes d'hydrogène entrent en collision avec des atomes d'hydrogène. S'ils se déplacent assez vite, ils « collent » et deviennent une molécule de H2. S'ils se déplacent trop vite, ils rebondissent les uns contre les autres (ionisant peut-être l'un d'eux). Et s'ils se déplacent trop lentement, ils, encore une fois, rebondissent simplement les uns contre les autres. S'ils (ou n'importe quoi d'autre) entrent en collision avec de l'hélium, ils rebondissent. Idem pour des atomes d'hélium rencontrant des atomes d'hélium.

Le qualificatif « assez rapide » signifie que vous devez étudier la chimie si vous souhaitez comprendre ce qui se passe en plus de détail. Le sujet en question est la cinétique des réactions et/ou la thermodynamique.

Parmi ces traces d'éléments lourds, les mêmes règles s'appliquent. Si elles entrent en collision avec quelque chose avec lequel il est chimiquement permis de se combiner (un O et un H), elles se combinent avec une probabilité liée aux conditions (pression, vitesse relative, état électronique excité possible dans un participant) de la collision. Cela s'applique également aux collisions entre les molécules de H2 et les atomes lourds encore nus (dans notre conceptualisation). En un temps astrophysiquement court, les atomes d'H se combinent pour former des molécules de H2.

Les molécules d'éléments lourds se forment plus lentement. Les particules se forment là où il est facile d'empiler simplement une autre molécule sur une structure – comme pour la glace de H2O ou de CO2, qui sont assez stables dans les conditions astrophysiques pour s'agglutiner les unes aux autres. Une fois qu'il y a un bouclier de ces molécules, les réactions peuvent se produire sans entrave à l'intérieur du nuage. Des températures basses s'ensuivent, ce qui ralentit les choses, mais cela est compensé par la densité accrue et l'absence de photodissociation des molécules par la lumière stellaire extérieure.

Comme mentionné précédemment, une grande variété de molécules ont été découvertes dans l'espace, en particulier dans la grande nébuleuse d'Orion (relativement proche et facile à observer).

Rien de tout cela n'est instantané, rien n'est une « chose absolument unique qui puisse se produire », malgré votre lecture malveillante des gens à cet égard. La cinétique est statistique. Certains résultats sont plus probables et se produisent à des taux dépendant de leurs conditions. Changez les conditions, et d'autres choses deviennent plus probables. Dans un univers de nuages où les réactions peuvent se dérouler, un certain nombre de choses sont susceptibles de se produire.

Plus, peut-être, à propos, il est que le nuage de gaz a une pertinence limitée pour les préoccupations relatives à la formation de la vie terrestre. Nous ne vivons pas dans d'immenses nuages de gaz moléculaire. Nous vivons sur une planète, dont la formation a impliqué un processus sérieusement non aléatoire différent ^[1] -- formant un lieu dans l'univers où des éléments astrophysiquement très mineurs, comme le silicium, l'oxygène, le carbone, le fer, etc., ont été rendus beaucoup plus communs que l'hydrogène et l'hélium. De plus, pour former un lieu où le gaz n'était pas la phase dominante de la matière, mais en établissant un système à trois phases où le gaz, le liquide et les solides pouvaient interagir physiquement et chimiquement.

1. Formation du système solaire, c'est-à-dire. La gravité, la thermodynamique et la chimie suffisent, cependant, pour construire des planètes semblables à la Terre. (Et les plus courantes non semblables à la Terre, bien sûr.)

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