Aujourd'hui nous connaissons approximativement l'abondance des éléments chimiques dans l'Univers, cette valeur mesure l'abondance ou la rareté des éléments.
L'abondance est un rapport de masse ou un rapport de molécules présentes dans un environnement donné par rapport aux autres éléments. La plupart des abondances exprimées sont des rapports de masse. Par exemple, l'abondance massique de l'oxygène dans l'eau est d'environ 89 %, c'est la fraction de la masse d'eau qui est composée d'oxygène. Dans l'univers observable, l'abondance massique de l'hydrogène est de 74 %. Les analyses du ciel par le satellite WMAP, indiquent que l'Univers est vieux de 13,8 milliards d'années (avec une précision de 1%), qu'il est composé de 73 % d'énergie sombre, de 23 % de matière sombre froide, et de seulement 4 % d'atomes (éléments chimiques). Les éléments constituent la matière baryonique habituelle, faite de protons, de neutrons et d'électrons, même si parfois dans certaines régions de l'Univers comme les étoiles à neutrons, la matière est sous forme d'ions.
Dans cette image de droite, l'hydrogène est l'élément le plus abondant dans l'univers, suivi par l'hélium, l'oxygène, le carbone, le néon, l'azote, le magnésium,...
L'abondance de l'hydrogène et de l'hélium, c'est-à-dire des éléments les plus légers, de numéro atomique 1 et 2, dominent les autres éléments qui sont rares par rapport à eux. Ces deux éléments ont été produits très peu de temps après le Big Bang, pendant la nucléosynthèse primordiale. Tous les autres éléments, les plus lourds, ont été produits beaucoup plus tard, dans les étoiles pendant la nucléosynthèse stellaire.
Bien que l'hydrogène et l'hélium composent respectivement ≈92 et ≈7 % de toute la matière baryonique de l'univers, les autres éléments c'est-à-dire le 1 % restant, constitue des masses considérables qui ont permis l'apparition de la vie.
L'abondance des éléments diminue de façon exponentielle avec le nombre atomique Le numéro atomique (Z) représente le nombre de protons du noyau d'un atome. Les protons sont des particules électriquement chargées, le numéro atomique indique le nombre de charges électriques du noyau et aussi le nombre d'électrons seulement dans un atome de charge électrique neutre et non dans un isotope. (Z). Le Lithium, le Béryllium, le Bore sont des exceptions qui montrent un appauvrissement malgré leur faible nombre atomique. Il y a un pic d'abondance prononcé au voisinage du fer (Fe). Les Z pairs sont plus abondants que leurs voisins impairs, c'est ce qui produit sur la courbe, cet effet en dents de scie (effet pair-impair). | |  Image : Abondance relative des éléments chimiques dans l'Univers, sur la base des données numériques de AGW Cameron: abondances des éléments dans le système solaire. Z est le nombre atomique de l'élément. L'abondance des éléments diminue de façon exponentielle avec le nombre atomique (Z). Le Lithium, le Béryllium, le Bore sont des exceptions qui montrent un appauvrissement malgré leur faible nombre atomique. Il y a un pic d'abondance prononcé au voisinage du fer (Fe). Les Z pairs sont plus abondants que leurs voisins impairs. Crédit domaine publique.
| Z |
Symbol |
Elements |
Universe |
Sun |
Earth |
| 1 |
H |
Hydrogen |
92 % |
94 % |
0.2 % |
| 2 |
He |
Helium |
7.1% |
6 % |
|
| 8 |
O |
Oxygen |
0.1 % |
0.06 % |
48.8 % |
| 6 |
C |
Carbon |
0.06 % |
0.04 % |
0.02 % |
| 10 |
Ne |
Neon |
0.012 % |
0.004 % |
|
| 7 |
N |
Nitrogen |
0.015 % |
0.007 % |
0.004 % |
| 14 |
Si |
Silicon |
0.005 % |
0.005 % |
13.8 % |
| 12 |
Mg |
Magnesium |
0.005 % |
0.004 % |
16.5 % |
| 26 |
Fe |
Iron |
0.004 % |
0.003 % |
14.3 % |
| 16 |
S |
Sulfur |
0.002 % |
0.001 % |
3.7 % |
Image : tableaux d’abondance relative des éléments chimiques dans l’Univers, le Soleil et la Terre, les % sont approximatifs. Notre corps est constitué à 99% de CHON (Carbone, Hydrogène, Oxygène et Azote). |
Dans la nébuleuse solaire primitive, l'hydrogène (H) et l'hélium (He) constituent 99,8 % en nombre, du total des éléments présents. Dans les 0,2 % restant, on y trouve dans l'ordre après H et He, l'oxygène, le carbone, le néon, l'azote, le silicium, le magnésium, le soufre, l'argon, le fer, le sodium, le chlore, l'aluminium, le calcium,...
Lorsque le nuage primitif en rotation s'est refroidi, les éléments ont commencé à se condenser. Le passage d'un état de la matière à un autre est appelé changement d'état. Lorsque la matière se condense, elle change d'état, elle passe directement d'un état gazeux à un état solide, sans passer par l'état liquide, c'est ce que l'on appelle en thermodynamique, la condensation. Ce changement se fait sous l'effet d'une modification du volume, de la température et/ou de la pression. Ainsi, près du centre on y trouve les matériaux réfractaires, ceux qui ont une bonne résistance à la chaleur comme les métaux et les roches. Plus loin, on va y trouver les matériaux volatils, comme la glace d'eau (H2O). Encore plus loin, il y aura les molécules de dioxyde de carbone (CO2), le méthane (CH4), le diazote (N2) et les glaces. Ainsi, les planètes telluriques et gazeuses « avec un noyau solide » se forment près de l'étoile. Celles qui ont un cœur très massif (deux à quatre fois la masse de la Terre) ont retenu le gaz primitif de la nébuleuse, ce sont les géantes gazeuses. Les petites planètes, pas assez massives n'ont retenu que peu de gaz. | |  Image : Abondance décroissante (du plus chaud vers le plus froid), des éléments chimiques dans la nébuleuse proto-solaire qui s'est condensée, il y a 4,5 milliards d'années. |
