La nucléosynthèse primordiale est une théorie d'astrophysique qui permet d'expliquer la présence de certains atomes dont l'existence n'était pas prévue par le modèle de nucléosynthèse stellaire, comme le deutérium, l'hélium 4 et le lithium 7.Selon ce modèle, lors des premiers instants de l'univers, grâce à la chaleur de l'ordre du milliard de degrés, des atomes légers se seraient formés par les interactions de particules élémentaires.

PropertyValue
dbpedia-owl:abstract
  • La nucléosynthèse primordiale est une théorie d'astrophysique qui permet d'expliquer la présence de certains atomes dont l'existence n'était pas prévue par le modèle de nucléosynthèse stellaire, comme le deutérium, l'hélium 4 et le lithium 7.Selon ce modèle, lors des premiers instants de l'univers, grâce à la chaleur de l'ordre du milliard de degrés, des atomes légers se seraient formés par les interactions de particules élémentaires.
  • Em Cosmologia, a nucleossíntese primordial (ou nucleossíntese do Big Bang) se refere ao período durante o qual se formaram determinados elementos químicos leves: o abundante H-1 (ou hidrogênio "leve"), seu isótopo o deutério (H-2 ou D), os isótopos do hélio He-3 e He-4, o isótopo do lítio Li-7 e o Berílio. A surpreendente coincidência entre os valores previstos e as abundâncias destos elementos determinadas a partir das observações podem se considerar um completo êxito da teoria.
  • In physical cosmology, Big Bang nucleosynthesis (abbreviated BBN, also known as primordial nucleosynthesis) refers to the production of nuclei other than those of the lightest isotope of hydrogen during the early phases of the universe. Primordial nucleosynthesis is believed by most cosmologists to have taken place from 10 seconds to 20 minutes after the Big Bang, and is calculated to be responsible for the formation of most of the universe's helium as isotope He-4, along with small amounts of deuterium (H-2 or D), the helium isotope He-3, and a very small amount of the lithium isotope Li-7. In addition to these stable nuclei, two unstable or radioactive isotopes were also produced: tritium or H-3; and beryllium-7 (Be-7); but these unstable isotopes later decayed into He-3 and Li-7, as above. Essentially all of the elements that are heavier than lithium were created much later, by stellar nucleosynthesis in evolving and exploding stars.
  • Pierwotna nukleosynteza – nukleosynteza, która zachodziła we wczesnej fazie ewolucji Wszechświata, w wyniku czego doszło do powstania jąder atomowych innych niż proton (jądro wodoru 1H).Według modelu Wielkiego Wybuchu, Wszechświat w początkach swego istnienia miał dużą gęstość i temperaturę, które systematycznie malały. Pierwotna nukleosynteza zaszła pod koniec ery leptonowej, gdy istniały tylko cząstki elementarne i nukleony (czyli protony i neutrony), będące w równowadze termodynamicznej. Później, w miarę spadku temperatury Wszechświata, procesy syntezy jądrowej pomiędzy nukleonami doprowadziły do utworzenia jąder deuteru 2H, helu 3He i 4He oraz nieznacznych ilości litu i berylu. Szybki spadek temperatury i gęstości w miarę rozszerzania się Wszechświata spowodował zahamowanie tego procesu. Brak stabilnych jąder o liczbie masowej 8 praktycznie uniemożliwił powstanie w tym procesie jąder pierwiastków cięższych niż beryl. Pierwiastki o liczbach masowych większych od 8 powstają w wyniku syntezy w gwiazdach, wybuchach supernowych lub są otrzymywane w laboratoriach.Stosunek zawartości helu, deuteru i litu do zawartości wodoru w obserwowanym Wszechświecie zgadza się z przewidywaniami modelu Wielkiego Wybuchu.
  • En cosmología física, la nucleosíntesis primordial (nucleosíntesis del Big Bang o nucleosíntesis cosmológica) se refiere al periodo durante el cual se formaron determinados elementos ligeros: el usual 1H (el hidrógeno ligero), su isótopo el deuterio (²H o D), los isótopos del helio ³He y 4He y los isótopos del litio 7Li y 6Li y algunos isótopos inestables o radiactivos como el tritio ³H, y los isótopos del berilio, 7Be y 8Be, en cantidades despreciables.
  • Als primordiale Nukleosynthese bezeichnet man in der Kosmologie den Vorgang der Bildung der ersten zusammengesetzten Atomkerne kurz nach dem Urknall. Dadurch entsteht Deuterium, Helium sowie Spuren von Lithium. Die heute zu beobachtenden schwereren Elemente stammen aus Fusions- und anderen Kernreaktionen in Sternen und damit aus viel späterer Zeit. Die innerhalb der ersten drei Minuten nach dem Urknall entstehenden Elemente verteilen sich zu 75 % auf Wasserstoff-, 24 % Helium- und 1 % Lithiumisotope. Später fielen Temperatur und Dichte des Universums unter die kritischen Werte, die für die Kernfusion nötig sind. Die kurze Zeitdauer erklärt zum einen, warum sich schwerere Elemente nicht schon beim Urknall gebildet haben, und zum anderen, warum reaktive leichte Elemente wie Deuterium übrig bleiben konnten. Die primordiale Nukleosynthese fand lokal, aber gleichzeitig überall im gesamten Universum statt.
  • 빅뱅 핵합성(Big Bang nucleosynthesis) 혹은 원시 핵합성(primordial nucleosynthesis)은 빅뱅이라는 우주의 초기 탄생 과정 동안 수소-1 이외의 원자핵이 생성되던 과정을 일컫는다. 빅뱅 핵합성은 수소의 동위원소인 중수소, 헬륨 동위원소인 헬륨-3, 헬륨-4, 그리고 리튬의 동위원소인 리튬-7이 생성된 이유로 지목받고 있다.
  • Dalam kosmologi, nukleosintesis Big Bang atau nukleosintesis primordial (bahasa Inggris Big Bang Nucleosynthesis = BBN) merujuk pada produksi inti selain H-1, hidrogen normal, selama fase awal alam semesta, beberapa saat setelah Big Bang. Dipercaya bahwa peristiwa ini bertangungjawab pada pembentukan hidrogen (H-1 atau H) dan isotopnya yaitu deuterium (H-2 atau D), isotop helium He-3 dan He-4, dan isotop lithium Li-7.
  • In cosmologia, la nucleosintesi (detta anche nucleosintesi primordiale) denomina il processo della produzione degli elementi durante le prime fasi dell'universo, subito dopo il Big Bang. Si crede che la nucleosintesi sia responsabile della formazione dell'idrogeno (H-1 oppure H), del suo isotopo deuterio (H-2 o D), degli isotopi dell'elio, He-3 e He-4, e dell'isotopo del litio, Li-7.
  • Büyük Patlama nükleosentezi Büyük Patlama'dan sonraki birkaç dakika içinde meydana gelen, bir protondan fazla protona sahip olan elementlerin üretimine denir. Oldukça kısa bir sürede gerçekleşen bu süreçte yalnız hidrojen, helyum ve lityum elementleri oluşmuştur; bir protondan daha büyük çekirdeklere sahip diğer elementler üretilmemiştir. Büyük Patlama Teorisi'ne göre bu süreçte üretilen ilkel elementlerin kütle olarak %75'i hidrojen, %25'i ise helyumdur. Eser miktarda da lityum üretilmiştir.
  • En cosmologia, la nucleosíntesi primordial és el període entre 200 i 1000 segons després del Big Bang, durant el que es van formar determinats elements lleugers.En aquest període, la temperatura de l'Univers primigeni permeté la formació de determinats elements : l'hidrogen (H), el deuteri (D), els isòtops 3He, 4He i 7Li). La sorprenent coincidència entre els valors predits i les abundàncies d'aquests elements inferides a partir de les observacions es pot considerar un complet èxit de la teoria. El model estàndard del Big Bang assumeix l'existència de tres famílies de neutrins (associades a: l'electró, el muó, i el tau), així com un valor concret de la vida mitjana del neutró (una de les avaluacions més recents és τn = 886,7±1,9 s). En aquest context, els càlculs de nucleosíntesi primordial depenen principalment d'un sol paràmetre: la proporció entre el nombre de barions, i fotons en l'Univers, η.Els primers estudis de nucleosíntesi primordial s'iniciaren amb els treballs de George Gamow, Ralph Alpher, i Robert Hermann en els anys 40, consideraven l'Univers primigeni com un forn nuclear en el qual podia cuinar-se la totalitat de la taula periòdica dels elements, especulació incorrecte, però que els va dur a predir l'existència de la radiació de fons. Els càlculs esmentats parteixen de dues hipòtesis: la primera, que l'Univers homogeni i isòtrop es pot descriure mitjançant la teoria de la relativitat general, i la segona, que la temperatura de l'Univers en les seves fases inicials era suficientment elevada com per presentar un estat d'equilibri estadístic nuclear entre les distintes espècies. Després de 10-4 segons la temperatura era 1012 K (uns 100 MeV). En aquests moments (era leptònica), l'Univers era una mescla de diferents partícules, on la proporció aproximada entre barions, i fotons era η = 10-10. En aquesta fase, el ritme d'expansió de l'Univers era major que les escales de temps de les diverses interaccions (electromagnètica, forta, o dèbil), i per tant les reaccions nuclears es produïen tant en un sentit, com a la inversa, i mantenien l'equilibri entre les espècies. Quan el ritme d'expansió és inferior a alguna interacció es produeix el desacoblament. Als 0,1 segons l'Univers s'havia refredat fins a una temperatura T = 3·1010 K (uns 4 MeV). El temps característic de les interaccions dèbils, és proporcional a T5, i per tant menys sensible als canvis de temperatura: els neutrins deixaren d'estar en equilibri, i es desacoblaren, i començaren a expandir-se adiabàticament a una temperatura inversament proporcional a la mida de l'Univers. Altres formes d'interacció dèbil com neutró + positró ↔ protó + antineutrí eren encara suficientment ràpides com per mantenir un equilibri entre neutrons i protons. Alguns autors han suggerit escenaris alternatius. L'existència d'inhomogeneitats hauria tingut una notable repercussió en la nucleosíntesi primordial. Passat 1 segon després del big bang (T = 10 10 K, 1 MeV), les reaccions que mantenien l'equilibri entre neutrons, i protons tornaren més lentes que l'expansió. La proporció n/p es "congelà" en torn a 0,18. D'aquesta manera el major contingut de protons donaria com a resultat l'abundància d'hidrogen, i heli. Als 10 segons (T = 3·109 k, 0,5 MeV) els fotons deixaren de ser suficientment energètics per crear parells electró-positró. Es produí una aniquilació que dóna lloc a una proporció d'un electró per cada 1000 milions de fotons. Va ser el fi de l'era leptònica, donant lloc a l'era de la radiació, que durà fins passats 100.000 anys del Big Bang, moment en què matèria i energia es desacoblaren, a uns 3000 K , i produïren la radiació de fons, que degut al desplaçament al roig, ara tenen una temperatura d'antena d'uns 2,7 K. Durant l'era de la radiació no es va poder produir deuteri, o nuclis més pesants, fins que la temperatura descendí a 9·108 K (0,1 MeV) uns 200 segons després de l'explosió. En aquest moment la síntesi del deuteri es produí en quantitats apreciables i comença la nucleosíntesi primordial. El deuteri es combinà amb els protons: D+p↔3He. Poc després la major part dels neutrons lliures s'integraren en 4He. Amb una proporcio n/p = 0,15, lleugerament a la congelació la proporció de d'hidrogen, i heli-4, és d'un 75%, i un 25% respectivament. Tal com anticiparen Enrico Fermi, i els seus col·laboradors, com que hi ha nuclis atòmics estables de massa atòmica A = 5, o A = 8, l'activitat nuclear pràcticament s'aturà en e l'Heli-4, a causa del fet que la combinació de les espècies més abundants: hidrogen, i heli-4 produeixen un nucli inestable de massa A = 5. La síntesi acaba cap als 1.000 segons després del big bang, amb una temperatura de 3·108 K. Posteriorment la desintegració del triti en Heli-3, mentre els nuclis de massa A = 7 acabaren transformats en Liti-7, produïren un Univers compost majorment per hidrogen, i Heli-4; amb traces de deuteri, Heli-3, i liti-7. La contribució del big bang a la síntesi de liti-6, beril·li-9, bor-10, o bor-11, és purament marginal, amb comparació a altres processos de síntesi. La resta d'elements de la taula periòdica haurien d'esperar a ser sintetitzats dins el si dels estels, autèntics forns nuclears.
  • Oerknal-nucleosynthese is de vorming van lichte atoomkernen kort na de oerknal. Niet te verwarren met nucleosynthese wat pas 200 miljoen jaar later begon in sterren.Toen het heelal nog klein en heet was, ontstonden uit een kwantumfluctuatie in vacuüm fotonen. Bij uitzetting en de daarmee verbonden afkoeling ontstonden daaruit eerst quarks en dan daaruit protonen en neutronen. Protonen zijn stabiel, maar een neutron vervalt met vervaltijd 886 seconden door de zwakke kernkracht met bètaverval tot een proton, een elektron en een elektron-antineutrino. Zo ontstond een verhouding protonen:neutronen 7:1. Toen het heelal door uitzetting kouder werd, gingen neutronen zich binden aan protonen, waardoor die verhouding 7:1 ingevroren werd. Die verhouding is nu nog terug te vinden in de massaverhouding waterstof:helium 3:1. Inderdaad: dit betekent 12 waterstofkernen met massa 1 van 1 proton tegen 1 heliumkern met massa 4 van 2 protonen en 2 neutronen, dus 12 + 2 = 14 protonen : 2 neutronen of 7:1. Eerst werd gedacht, dat de optredende reactie enkel vorming van deuterium was: n + p → D. Latere metingen en berekeningen toonden aan, dat in dit vroeg stadium ook al tritium, helium-3, helium-4 en lithium-7 ontstaan moeten zijn. Alle zwaardere elementen zijn pas later door nucleosynthese in sterren ontstaan.
  • ビッグバン原子核合成(ビッグバンげんしかくごうせい、Big Bang nucleosynthesis)とは、現代宇宙論において、水素1以外の元素の原子核が宇宙の発展の各段階で形成されたことを表すものである。宇宙の元素合成の基本原理は、ビッグバンの数分後から始まり、重水素、ヘリウム3およびヘリウム4、リチウム6およびリチウム7の形成に関与したと考えられている。さらに、これらの安定原子核の他に、三重水素、ベリリウム7、ベリリウム8等の不安定原子核、放射性原子核も形成された。不安定原子核は、崩壊するか、他の原子核と融合して安定な原子核を作るのに用いられた。
dbpedia-owl:wikiPageID
  • 377616 (xsd:integer)
dbpedia-owl:wikiPageLength
  • 19030 (xsd:integer)
dbpedia-owl:wikiPageOutDegree
  • 77 (xsd:integer)
dbpedia-owl:wikiPageRevisionID
  • 110318288 (xsd:integer)
dbpedia-owl:wikiPageWikiLink
prop-fr:wikiPageUsesTemplate
dcterms:subject
rdfs:comment
  • La nucléosynthèse primordiale est une théorie d'astrophysique qui permet d'expliquer la présence de certains atomes dont l'existence n'était pas prévue par le modèle de nucléosynthèse stellaire, comme le deutérium, l'hélium 4 et le lithium 7.Selon ce modèle, lors des premiers instants de l'univers, grâce à la chaleur de l'ordre du milliard de degrés, des atomes légers se seraient formés par les interactions de particules élémentaires.
  • Em Cosmologia, a nucleossíntese primordial (ou nucleossíntese do Big Bang) se refere ao período durante o qual se formaram determinados elementos químicos leves: o abundante H-1 (ou hidrogênio "leve"), seu isótopo o deutério (H-2 ou D), os isótopos do hélio He-3 e He-4, o isótopo do lítio Li-7 e o Berílio. A surpreendente coincidência entre os valores previstos e as abundâncias destos elementos determinadas a partir das observações podem se considerar um completo êxito da teoria.
  • En cosmología física, la nucleosíntesis primordial (nucleosíntesis del Big Bang o nucleosíntesis cosmológica) se refiere al periodo durante el cual se formaron determinados elementos ligeros: el usual 1H (el hidrógeno ligero), su isótopo el deuterio (²H o D), los isótopos del helio ³He y 4He y los isótopos del litio 7Li y 6Li y algunos isótopos inestables o radiactivos como el tritio ³H, y los isótopos del berilio, 7Be y 8Be, en cantidades despreciables.
  • 빅뱅 핵합성(Big Bang nucleosynthesis) 혹은 원시 핵합성(primordial nucleosynthesis)은 빅뱅이라는 우주의 초기 탄생 과정 동안 수소-1 이외의 원자핵이 생성되던 과정을 일컫는다. 빅뱅 핵합성은 수소의 동위원소인 중수소, 헬륨 동위원소인 헬륨-3, 헬륨-4, 그리고 리튬의 동위원소인 리튬-7이 생성된 이유로 지목받고 있다.
  • Dalam kosmologi, nukleosintesis Big Bang atau nukleosintesis primordial (bahasa Inggris Big Bang Nucleosynthesis = BBN) merujuk pada produksi inti selain H-1, hidrogen normal, selama fase awal alam semesta, beberapa saat setelah Big Bang. Dipercaya bahwa peristiwa ini bertangungjawab pada pembentukan hidrogen (H-1 atau H) dan isotopnya yaitu deuterium (H-2 atau D), isotop helium He-3 dan He-4, dan isotop lithium Li-7.
  • In cosmologia, la nucleosintesi (detta anche nucleosintesi primordiale) denomina il processo della produzione degli elementi durante le prime fasi dell'universo, subito dopo il Big Bang. Si crede che la nucleosintesi sia responsabile della formazione dell'idrogeno (H-1 oppure H), del suo isotopo deuterio (H-2 o D), degli isotopi dell'elio, He-3 e He-4, e dell'isotopo del litio, Li-7.
  • Büyük Patlama nükleosentezi Büyük Patlama'dan sonraki birkaç dakika içinde meydana gelen, bir protondan fazla protona sahip olan elementlerin üretimine denir. Oldukça kısa bir sürede gerçekleşen bu süreçte yalnız hidrojen, helyum ve lityum elementleri oluşmuştur; bir protondan daha büyük çekirdeklere sahip diğer elementler üretilmemiştir. Büyük Patlama Teorisi'ne göre bu süreçte üretilen ilkel elementlerin kütle olarak %75'i hidrojen, %25'i ise helyumdur. Eser miktarda da lityum üretilmiştir.
  • ビッグバン原子核合成(ビッグバンげんしかくごうせい、Big Bang nucleosynthesis)とは、現代宇宙論において、水素1以外の元素の原子核が宇宙の発展の各段階で形成されたことを表すものである。宇宙の元素合成の基本原理は、ビッグバンの数分後から始まり、重水素、ヘリウム3およびヘリウム4、リチウム6およびリチウム7の形成に関与したと考えられている。さらに、これらの安定原子核の他に、三重水素、ベリリウム7、ベリリウム8等の不安定原子核、放射性原子核も形成された。不安定原子核は、崩壊するか、他の原子核と融合して安定な原子核を作るのに用いられた。
  • En cosmologia, la nucleosíntesi primordial és el període entre 200 i 1000 segons després del Big Bang, durant el que es van formar determinats elements lleugers.En aquest període, la temperatura de l'Univers primigeni permeté la formació de determinats elements : l'hidrogen (H), el deuteri (D), els isòtops 3He, 4He i 7Li).
  • Oerknal-nucleosynthese is de vorming van lichte atoomkernen kort na de oerknal. Niet te verwarren met nucleosynthese wat pas 200 miljoen jaar later begon in sterren.Toen het heelal nog klein en heet was, ontstonden uit een kwantumfluctuatie in vacuüm fotonen. Bij uitzetting en de daarmee verbonden afkoeling ontstonden daaruit eerst quarks en dan daaruit protonen en neutronen.
  • Als primordiale Nukleosynthese bezeichnet man in der Kosmologie den Vorgang der Bildung der ersten zusammengesetzten Atomkerne kurz nach dem Urknall. Dadurch entsteht Deuterium, Helium sowie Spuren von Lithium. Die heute zu beobachtenden schwereren Elemente stammen aus Fusions- und anderen Kernreaktionen in Sternen und damit aus viel späterer Zeit.
  • In physical cosmology, Big Bang nucleosynthesis (abbreviated BBN, also known as primordial nucleosynthesis) refers to the production of nuclei other than those of the lightest isotope of hydrogen during the early phases of the universe.
  • Pierwotna nukleosynteza – nukleosynteza, która zachodziła we wczesnej fazie ewolucji Wszechświata, w wyniku czego doszło do powstania jąder atomowych innych niż proton (jądro wodoru 1H).Według modelu Wielkiego Wybuchu, Wszechświat w początkach swego istnienia miał dużą gęstość i temperaturę, które systematycznie malały. Pierwotna nukleosynteza zaszła pod koniec ery leptonowej, gdy istniały tylko cząstki elementarne i nukleony (czyli protony i neutrony), będące w równowadze termodynamicznej.
rdfs:label
  • Nucléosynthèse primordiale
  • Big Bang nucleosynthesis
  • Büyük Patlama nükleosentezi
  • Nucleosintesi
  • Nucleossíntese primordial
  • Nucleosíntesi primordial
  • Nucleosíntesis primordial
  • Nukleosintesis Big Bang
  • Oerknal-nucleosynthese
  • Pierwotna nukleosynteza
  • Primordiale Nukleosynthese
  • ビッグバン原子核合成
  • 빅뱅 핵합성
owl:sameAs
http://www.w3.org/ns/prov#wasDerivedFrom
foaf:isPrimaryTopicOf
is dbpedia-owl:wikiPageDisambiguates of
is dbpedia-owl:wikiPageRedirects of
is dbpedia-owl:wikiPageWikiLink of
is foaf:primaryTopic of