HAL Id: tel-00426878
https://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00426878
Submitted on 28 Oct 2009
HAL is a multi-disciplinary open access
archive for the deposit and dissemination of
sci-entific research documents, whether they are
pub-lished or not. The documents may come from
teaching and research institutions in France or
abroad, or from public or private research centers.
L’archive ouverte pluridisciplinaire HAL, est
destinée au dépôt et à la diffusion de documents
scientifiques de niveau recherche, publiés ou non,
émanant des établissements d’enseignement et de
recherche français ou étrangers, des laboratoires
publics ou privés.
autour de l’énergie de Fermi.
G. Lehaut
To cite this version:
U.F.R. des SCIENCES
ÉCOLE DOCTORALESIMEM
THÈSE
présentée par
Monsieur Grégory LEHAUT
et soutenue le 14 o tobre 2009
en vue de l'obtention du
DOCTORAT de l'UNIVERSITÉ de CAEN
Spé ialité : Constituants Élémentaires et Physique Théorique
(Arrété du 7 août 2006)
Titre :
Liens entre les propriétés statistiques et
dynamiques des fragments produits lors
des ollisions d'ions lourds autour
de l'énergie de Fermi
JURY
M. Bernard BORDERIE, Dire teur de re her he CNRS, IPN Orsay (Rapporteur)
M. Fouad RAMI, Chargé de re her he CNRS, IPHC Strasbourg (Rapporteur)
M. RémiBOUGAULT, Dire teur de re her he CNRS, LPC Caen (Dire teur de thèse)
M. Giuseppe CARDELLA, Physi iens INFN, Catanes
M. Jean COLIN, ProfesseurUCBN, UCBN Caen
dynamiques des fragments produits lors des
ollisions d'ions lourds autour de l'énergie de
Fermi.
Grégory Lehaut
Enpremierlieu, je tiensà remer ier Jean-ClaudeSte kmeyer, dire teur du LPC
Caen, pour m'avoir a ueilliau sein du laboratoire.
Mer iàJeanColind'avoirprésidémonjurydethèse.Jeremer ieFouadRamiet
Bernard Borderie d'avoir a epté de rapporter e manus ript, et d'y avoir apporté
des orre tions pour sa ompréhension. Je remer ie Giuseppe Cardella d'avoir fait
ledépla ementdepuis Catanepour fairepartie du jury de ette thèse.
Mer i à Rémi Bougault d'avoir été le dire teur de ette thèse, ainsi que le hef
du groupe "dynamique et thermodynamique du noyau" au LPC. J'en prote pour
remer ierl'ensembledesmembresde egroupepour leursdisponibilités:Emmanuel
(ave quij'aipassédetrèsbonmomentslorsdustagedeM2),Marian,Ni olas,Paolo,
Bernard, Damien, Mohammad.
Et elui sans qui les pages suivantes n'auraient au un sens (le man hot é rit
n'étant pas très répandu) : Olivier Lopez; mer i à toi pour tout e que tu m'as
transmi (ta bonne humeur, ton appro he des données expérimentales et la passion
de la ommuni ation grand publi ) ettoutes les a tivités que nous avons partagées
( onféren es, é ole d'été etfête de la s ien e), mer i pour es trois ans.
Fran es a, je te remer ie d'avoir a epté d'en adrer la partie théorique de ma
thèse, d'avoir onsa ré une grande partiede ton temps àmeformer àla
thermody-namique (que e soit en ours ou pendant nos réunions) et de ton soutien.
Mer i Dominique, de m'avoir proposé l'étude du pouvoir d'arrêt de la matière
nu léaire et d'avoir été là pour répondre à toutes mes questions plus ou moins
farfelues.
Et eluiquim'aintroduit àlaphysiquedes ollisionsnu léairesautourde
l'éner-gie de Fermi : Denis. Mer i de m'avoir pris omme stagiaire, et de m'avoir donné
mapremière arme pour aborder e domaine: HIPSE.
Etmer iàFrançoisdem'avoirfaitdé ouvrirlesjoiesde lamodélisationetde la
programmationobjet.
Mer i à l'ensemble des membres du LPC de faire de e laboratoire un endroit
agréable permettant de travailler dans de bonnes onditions, et mer i à l'ensemble
dela ollaborationINDRApourlaqualitéetlaquantitédes donnéesexpérimentales
disponibles.
Sans transition, an d'éviter un oubli éventuel, je remer ie tous eux et elles
quim'ont onsa ré du tempspour toutesles a tivitésextérieures auxdomaines des
ollisions d'ions lourds, lors de mes journées de thésard. Journées rythmées par les
pauses aféde 10h et16h, momentsjoyeuxs'apparentant àune transhuman eplus
oumoinsbruyantede lama hineà aféjusqu'aunoyau entraloù ha unapportesa
note d'humour, d'histoire,de ulture,de toutetde n'importe quoi.À haquepause
solitaire, mon bureau étant situé au fond du laboratoire, mon hemin m'amenait à
gardé votre porte grande ouverte.
Lajournée a hevée, il est toujours possible de trouver des volontairespour aller
prendre une bière et refaire lemonde du Highlandà l'É ume des nuits; pour
orga-niser des Pasta parties, barbe ues (ave andouillettes bien-sûr). Mer i à tout mes
ompagnons du répus ule.
Remer iements appuyés à elui qui, en plus d'être présents aux moments
lu-diques, était présent lorsque j'étais dans lebureau : le hef de bureau,
JL
2
.
Etenn mer i à eux extérieurs àla physique qui ont toujours été là pour
par-tager de bons moments : mon Biquet, mon Mathieu, Paulin et Cha ha, ...; mer i
d'être de bons amis. Je remer ie mes parents de m'avoirlaissé hoisir mavoie.
Ça y est 'est la n de mathèse, mer i de m'avoir soutenu et maintenant
L'objet d'étude de e travailest le noyau atomique soumis à des onditions
ex-trêmes en terme de densité, températureet isospin.Dans e travail,on her hera à
déterminer les ara téristiques de l'équation d'état de la matière nu léaire,
notam-menten e qui on erne le termed'énergie de symétrie. L'étudese dé omposera en
deuxparties.Lapremières'intéresseraauxpropriétésstatistiquesdesnoyauxformés
durantles ollisionsen termesdetempératureetdensitéàl'aided'un modèledegaz
sur réseau ( hapitre 1 et2). Lase onde sera onsa rée aux données expérimentales
a quises par le multidéte teur INDRA, nous essaierons de mettre en éviden e les
liensexistantentre lespropriétés dynamiquesetstatistiquesdes fragmentsproduits
lorsdes ollisions d'ionslourds.
Le noyau atomique en onditions extrêmes
La matière qui nous entoure est onstituée d'atomes, dont
99.95%
de la masse est ontenue dans le noyau. Sur Terre, les noyaux atomiques sont dans leur étatfondamentalqui est ara térisépar uneénergie de liaisonde leurs onstituants,par
leur rayonetleur durée de vie.Dans une étoilemassive oulorsde l'explosion d'une
étoile, lesnoyaux sont dans des onditions extrêmes, loinde leur état fondamental.
La matièrenu léaireà l'intérieur d'une étoile massive subit la gravitation,agissant
omme une pression qui peut omprimer la matière nu léaire à une densité
supé-rieureàladensitédesaturation(
ρ
0
= 0.17
nu léon.f m
−3
)etàtempératurenonnulle
(
T
de quelques MeV). Lors de l'explosion d'une étoile massive,l'expansion spatiale va onduire le système nu léaire d'une densité élevée (ρ > ρ
0
) à une densité infé-rieure àρ
0
.Noyaux en ollision
Sur Terre, le seul moyen d'observer des systèmes nu léaires à des densités
dif-férentes de
ρ
0
et à température non-nulle est de les réer en laboratoire. L'énergie d'ex itation peut être apportée par la ollision d'un proje tile (parti ule ounoyau)surunnoyau iblequi,suivantsanatureetsonénergie,vasonderdiérentes
ara té-ristiquesdusystème nu léaireentermede pression,température,momentangulaire
ouen oreisospin.Unproje tileleptonique hargé(e
−
,µ
+
,µ
−
)vasonderlaréponsedusystème nu léaireàune ex itationpurementéle tromagnétique, alorsqu'un pro
Une ollisionentre une parti ule hadronique etun noyauvaex iter le système sans
ompression ni ex itation mé anique, alors que pour des ollisions entre deux
sys-tèmesnu léairesde grandetaille(
A + A
),lesystème vaêtresoumisàuneex itation nu léaire,mé anique (rotation, ompression) et oulombienne.Cette thèse s'intéresse aux ollisions d'ions lourds aux énergies intermediaires
(autour de l'énergie de Fermi soit
E
≈ 38MeV/A
, 'est-à-dire des systèmes nu- léaires subissantune ex itation nu léaireetmé anique, dansune gamme d'énergieoù les degrés de liberté du système sont les protons et les neutrons. Ce travail
es-saiera d'apporter des élémentsde réponse à la question : Comment sont formés les
fragments produits lors des ollisionsd'ions lourds?
Le noyau en tant que système quantique à N- orps
Le noyau atomique est omposé de neutrons et de protons 1
. Les neutrons sont
des parti ulesde hargenullesubissantl'intera tionforte(for erésiduelledelafor e
de ouleurdeQCD),lesprotonssontdes parti ules hargéespositivementsubissant
l'intera tionforteetl'intera tion oulombienne.L'intera tion oulombienneest une
intera tiontrèsbien onnue, elleagitsur lesparti ules hargéesave une portée
in-nie. La onstantede ouplageentre lesprotonsetlesneutrons àl'intérieurdu noyau
est mal onnue, on sait que ette intera tion agitsur les hadrons (proton,neutron)
et est de portée nie. Le noyau est don un système à N- orps (quantique), dont
l'intera tion prin ipale est mal onnue. Pour dé rire e système théoriquement, il
faut don se pla er dans le formalisme quantique et résoudre les équations du
sys-tème à N- orps, e qui onstitue un problème à l'heure a tuelle. En utilisant des
approximations, e problème peut être abordé pour dé rireles propriétés du noyau
àdiérentsdegrésdedes ription,partantd'uneappro he detypegoutteliquide
jus-qu'aux modèles de parti ules en intera tion en passant par lesmodèles à parti ules
indépendantes.
Appro he ma ros opique du noyau : modèle de la goutte
li-quide
Le modèle de la goutte liquide est une appro he ma ros opique des noyaux à
T = 0
. Dans e modèle, lenoyau atomiqueest représenté par unegoutte de matièrenu léaire homogène. Cette goutte est ara térisée par un rayon et une énergie de
liaison
E
liaison
. L'énergétique de ette goutte peut être dé omposée en plusieurs parties :1
Lesneutronset lesprotonssontdessystèmes omposésdequarks.Cesquarkssontles
onsti-tuantsélémentaires detoute lamatière hadronique (neutron,proton, noyauxatomiques,
π
−,0,+
,
K
−,0,+
...) et interagissent entre-eux grâ e à l'intera tion forte. La théorie qui dé rit ette
in-tera tion est la hromodynamique quantique QCD. Nous onsidèreronssouvent dans e travail,
les neutrons et les protons omme les onstituants élémentaires de la matière nu léaire (noyaux
l'énergiede volume, proportionnelle au volume ouau nombre de nu léon :
A
, l'énergiede surfa e, proportionnelleà lasurfa eA
2/3
. Ce terme traduitle fait
quela goutte est de taillenie,
l'énergie oulombienne, quiest dû aufait que lesprotons sont hargés,
l'énergiede symétrie,qui reèteladiéren ede l'intera tion neutron-neutron,
proton-proton, neutron-proton (isove torielle),
l'énergiede pairing, e termeprend en omptelefait quelesnoyaux ayant un
nombre de proton et neutron pairs sont plus stables que les noyaux ave un
nombre de neutron et protonimpairs.
Ce i donne une paramétrisationde l'énergie de liaison par nu léon quis'é rit :
E
liaison
A
=
−a
v
+ a
s
A
−1/3
+ a
c
Z
2
A
−4/3
+ a
sym
(A
− 2Z)
2
A
2
+ δ
p
a
p
A
−3/2
(1)où
a
v
est letermede volume,a
s
est leterme de surfa e,a
c
leterme oulombien,a
sym
letermede symétrieeta
p
letermede pairing.δ
p
est égalà+1
pourlesnoyaux ave un nombre pair de neutron et proton,−1
pour les noyaux ayant un nombre impairde protonet neutron,0
dans lesautres as.Cette paramétrisation permet de reproduire de manière remarquable la masse
des noyaux atomiquesstables mesurés. Nouspouvons voiren ette paramétrisation
ma ros opique une équation d'état des noyaux à température nulle et à la densité
de saturation.
Modèle à parti ules indépendantes
L'étapesuivantl'appro hema ros opiqueestl'appro hemi ros opique,qui
onsi-dére le noyau omposé de nu léons. Le plus simple de es modèles est le modèle
du gaz de Fermi. Dans e modèle, les nu léons sont représentés par des fon tions
d'ondeplanes, ara tériséespar un ve teur d'onde
~k
. Lesniveaux d'énergie asso iés auxve teurs d'onde ne sontpas quantiés, autrementdit~k
peut prendre n'importe quelle valeur. Par ontre, la nature fermionique des nu léons intervient en limitantlenombre d'o upation des diérentes valeurs de
~k
à1, respe tant ainsi le prin ipe d'ex lusion de Pauli2 .
Le gaz de Fermi est ara térisé par son énergie de Fermi
E
F
. À température nulle, ette énergieest reliée àla densitéρ
du système par :ρ =
4
6π
2
2m
ℏ
2
3/2
E
F
3/2
où
ℏ
estle onstantedeplan k(divisépar2π
).Pourun noyausymétrique(N=Z) età densité de saturationρ
0
= 0.17f m
−3
,
E
F
vaut approximativement38MeV
. Dans e modèle, les nu léons sont alors en mouvement à l'intérieur du noyaude manière indépendante, ave une énergie inétique maximale de
38
MeV. Ce i revient à dire que les nu léons n'interagissent pas à l'intérieurdu noyau; ils y sontsimplement onnés.
2
Ce prin ipe interdità deux fermions de posséder stri tementle même ensemble de nombres
Modèle de nu léons en intera tion
Dans les modèles de nu léons en intera tion, le point de départ est le système
àN- orps,ensuitedestron aturesysontee tuéesanderendreleproblèmesoluble.
Nous nous limiterons i i à un modèle lassique mi ros opique, qui peut être
résolu de manière exa te numériquement sans au une approximation, en prenant
en ompte toutesles orrélations à N- orps. Ce modèle sera étudié dans l'ensemble
statistique anonique-isobare ( onservationdu nombre de onstituantset ontrainte
sur levolumepar la pression),an de ara tériserun système lassique de neutrons
et de protons en fon tion de la pression et la température. Ce i nous amènera à
parler de l'équation d'étatde la matièrenu léairedans lasuite.
L'équation d'état de la matière nu léaire.
L'équation d'état d'un système à l'équilibre thermodynamique est une relation
entre diérentsparamètresphysiquesquidéterminentsonétat.Lamatièrenu léaire
est l'idéalisation d'un milieu homogène inni (sans eets de bords, éle triquement
neutre et onstitué de degrés de liberté nu léoniques).
L'équationd'état de lamatière nu léairerelie l'état d'unsystème nu léaire(son
énergie, sa densité) à la température, la pression, l'isospin (variable qui
ara té-rise l'asymétrie neutron-proton du système). Pour ela, l'équation d'état ontient
plusieurs termesreliant es grandeurs entre elles :
le terme d'énergie de symétrie :
E
sym
(ρ, T ) =
1
2
∂
2
E/A
∂I
2
ρ,T,I=0
où
E
est l'énergie du système etI =
N −Z
A
est l'isospin du système. Ce terme orrespond don à la variation de l'énergiedu système àρ
etT
xe pour un hangement de omposition himique (neutron-proton) autour de l'équilibre(
I = 0
). le terme de ompressibilité:K
∞
= 9
∂
∂ρ
ρ
2
∂E/A
∂ρ
−1
ρ=ρ
0
,I=0
Ce terme mesure la réponse du système à omposition himique xe pour un
hangement de densité, autourde ladensité de saturation.
Sa onnaissan e permet de modéliser ma ros opiquement la matière nu léaire,
telle qu'elle peut être vue dans lamatière d'étoiles.
La problématique de l'énergie de symétrie
Le terme d'énergie de symétrie de la matière nu léaire intervient en physique
Ce terme apparaittrès viteen physique nu léaire dans la paramétrisationde la
massedes noyaux(modélede lagoutteliquide), quipermet de ontraindrel'énergie
desymétrieàdensitédesaturation ettempératurenulle.L'énergiede symétriepour
lesétatsfondamentauxdétermineaussil'épaisseurdelapeaudeneutronsdesnoyaux
lourds [Typ01 ℄.
Le programme expérimentalPREX à J-Lab a pour obje tif de mesurer
l'épais-seurde lapeaude neutronsde
208
Pbàl'aided'unfais eaud'éle trons.Cettemesure
devrait permettre de ontraindre la dérivée de l'énergie de symétrie par la densité
[Hor01℄.
Au GSI,des mesures de résonan es géantes dipolairesisove toriellesetPygmées
permettent de ontraindre
E
sym
[Aum08℄.Les ollisions d'ions lourds aux énergies intermédiaires permettent d'explorer
la matière nu léaire à basse densité et température non nulle. Des analyses des
propriétésdesfragmentsproduitspeuventdon ontraindreladépendan eendensité
ettempératurede l'énergiede symétrie.
Des ription d'une ollision
Les diérentes phasesqui interviennent lorsde la ollision sont (gure 1):
laphased'appro he: ettephaseest gouvernéeparl'intera tion oulombienne.
laphasede onta t etd'é hange dematière:l'intera tion nu léaireest
l'inter-a tion prin ipale, l'intera tion oulombienne est ependant toujours là. Cette
phase dure entre 100 et 200 fm/ .
la phase de désex itation : les produits de la ollision sont dans des états
fortementex ités,ilsvontsedésex iterparémissiondeparti ulesetfragments,
onparlede désex itationse ondaire.Lestemps ara téristiquesde ettephase
sontde l'ordrede 1000 fm/ .
Suivant l'énergie et le paramètre d'impa t, nous allons avoir diérents types
de ollisions, et don diérents s énarii pour la produ tion des parti ules, omme
l'illustrele s héma de la gure1.
Les ollisions périphériques de basse énergie (
E
peripheriques
1
≈ 5 − 20MeV/A
) :lesdeux noyauxvontfusionnerdansun réferentielen rotation,quipeut mener
lesystème forméà ssionner ou à évaporer des parti ules, suivant sa ssilité.
Lespartitionsdusystème 3
vontdon être onstituéesde deuxnoyauxde taille
inférieureauxparti ipants(quasi-proje tileQP etquasi- ibleQC,QT)
a om-pagnés de quelques parti ules légères(LCP : proton, neutron, deuton, triton,
X
He
).
Les ollisions périphériques à haute énergie (
E
peripheriques
2
≈ 70 − 80MeV/A
)[Luk03℄ : nous sommes i i dans le régime parti ipant-spe tateur. La zone de
re ouvrement entre les deux noyaux va orrespondre à la zone parti ipante,
oùles nu léons des deux noyaux vont interagir entre eux. La zone spe tateur
3
Distributiondesdiérentes ara téristiquesdusystème( harge,masse,énergie,angle,isospin
se ontente d'éva uer l'énergie d'ex itation dûe à la perturbation de la zone
parti ipante.
Les ollisions entrales àbasse énergie(
E
centrales
1
≈ 15 − 20MeV/A
):lesdeuxparti ipantsdela ollisionfusionnent,etensuitelenoyaudefusionvase
désex- iter. Nous observons dans la voie de sortie un résidu de fusion a ompagné
de parti ules légères.
Les ollisions entrales àénergie intermédiaire (
E
centrales
2
≈ 35 − 50MeV/A
) :i i, les deux noyaux fusionnent de manièrein omplète à ause de la
transpa-ren e et l'énergie d'ex itation enmagasinée va faire passer le système par une
phase à basse densité, pour obtenir en voie de sortie plusieurs fragments de
taillevariable dûs au hangement de volume du système.
Les ollisions entrales àhauteénergie(
E
centrales
3
> 50MeV /A
): lesdeuxpar-ti ipants de la ollision enmagasinent susament d'énergie pour se vaporiser
en parti ules légères.
Toutes es ollisions vont former des systèmes nu léaires de taille et d'énergie
d'ex itation variés. Cettevariétéde système nous oreun observatoireex eptionnel
pour étudier la matière nu léaire loin de son état fondamental et de sa densité de
saturation (
ρ
0
= 0.17 nucleon.f m
−3
). Mais pour haque énergie, nous observerons
diérentsphénomènessuivantles paramètresd'impa t(b).Ladi ulté sera de
dis- riminer esdiérentsphénomènesande ré upérer des informationssur lamatière
nu léaireà l'instantde la réation des fragments (temps ditde freeze-out).
Diérents a élerateurs permettent d'ee tuer es ollisions (GANIL, GSI,
RI-KEN, NSCL), etdiérentsdispositifsde déte tion ontété developpéspour déte ter
de manièreex lusive lesproduits de la ollision(INDRA,CHIMERA,Isis,Lassa,...).
INDRA
Le multidéte teur INDRA est le fruit d'une ollaboration de plusieurs
labora-toires du CNRS-IN2P3 qui a ommen é en 1989. L'obje tif de la ollaboration
INDRA est l'étude des noyaux formés lors des ollisions d'ions lourds autour de
l'énergie de Fermi. La mise en éviden e des modes de dé roissan e tels que la
mul-tifragmentation, ou en ore l'apparition d'eets dynamiques ( ol, prééquilibre) sont
poursuivies. Ce sont les données a quises au ours des diérentes expérien es, qui
?
E
1
périphérique
E
2
périphérique
E
1
centrale
E
2
centrale
E
3
centrale
?
t = 0
t = 100−200 fm/c
t = 500fm/c
collisions périphériques :
phase de contact
phase d’approche
phase de désexcitation
collisions centrales :
Fig. 1 Des ription s hématiquedes ollisions d'ions autour de l'énergie de Fermi
en fon tion du temps. En haut : ollisions périphériques ave
E
peripheriques
1
<
E
2
peripheriques
,en bas : ollisions entrales aveE
centrales
I Degré de liberté d'isospin dans un modèle mi ros opique
statistique 17
1 Le modèle de gaz sur réseau 23
1.1 Des ription du modèlede gaz sur réseau . . . 23
1.2 Ensemblestatistique . . . 24
1.3 Mise en oeuvre numérique . . . 26
1.3.1 Algorithme . . . 26
1.3.2 Validation de l'appli ationnumérique . . . 26
1.4 Le gaz sur réseauà températurenulle . . . 30
1.4.1 Re uit simuléadaptatif . . . 30
1.4.2 États fondamentaux . . . 32
2 Thermodynamique du modèle de gaz sur réseau 37 2.1 Observation de la transitionliquide-gaz . . . 37
2.1.1 Hamiltoniens alaire . . . 37
2.1.2 Hamiltonienisove toriel . . . 38
2.1.3 Hamiltonien omplet . . . 41
2.1.4 Températures de transitions . . . 41
2.2 Transitionssion-évaporation . . . 43
2.3 Diagramme des phases . . . 47
2.4 Fon tionnellede l'énergie . . . 49
2.5 Propriétés isotopiquesdes fragments . . . 54
2.5.1 Contenu isotopiquedes fragments . . . 54
2.5.2 Observationdel'isos alingetsonlienave l'énergiedesymmétrie 55 2.6 Con lusion . . . 58
II Données expérimentales 61 3 INDRA et la mesure de systèmes nu léaires ex ités 67 3.1 Déte teur INDRA . . . 67
3.1.1 Cara téristiques géométriques . . . 67
3.1.2 Prin ipes de déte tion . . . 71
3.1.3 Modules de déte tion . . . 71
3.1.4 Éle tronique etlogique de dé len hement . . . 73
3.2.1 Identi ationChIo-Si . . . 74
3.2.2 Identi ationSi-CsI . . . 75
3.2.3 Identi ationCsI rapide-lente . . . 75
3.2.4 Identi ationChIo-CsI . . . 77
3.3 Résumé du jeu de données disponibles . . . 78
3.4 La 5ème Campagne . . . 78
3.4.1 Améliorationde l'identi ationen masse . . . 80
3.4.2 Introdu tiondu degré de liberté d'isospin. . . 80
3.5 Lesautres expérien es . . . 81
4 Étude expérimentale des ollisions entrales 83 4.1 Présentation des données expérimentales . . . 83
4.1.1 Se tion e a e de réa tion . . . 83
4.1.2 Cara téristiques des événements déte tés . . . 85
4.1.3 Séle tions des événements omplets . . . 87
4.1.4 Séle tion des ollisions entrales . . . 91
4.1.5 Collisionsles plus violentes . . . 96
4.1.6 Évolutiondes valeurs moyennes . . . 97
4.2 Mesure du pouvoird'arrêt dans les ollisions entrales . . . 101
4.2.1 Isotropie de l'émission des parti ules . . . 101
4.2.2 Comparaison etsystematique du stopping . . . 103
4.3 In lusion du degré de libertéd'isospin . . . 105
4.3.1 Séle tion des ollisions entrales . . . 106
4.3.2 Mesure de l'isostropie des ollisions entrales . . . 106
4.3.3 Diusion de l'isospin dans les ollisionsles plus violentes . . . 108
4.4 Con lusion . . . 108
5 Des ollisions entrales aux ollisions périphériques 115 5.1 Mé anisme de réa tion . . . 115
5.1.1 Séle tion en paramètre d'impa t . . . 115
5.1.2 Tri en mé anisme . . . 121
5.1.3 Cara téristiques des lasses A, B1 etB2 . . . 125
5.1.4 Proportion des diérentes lasses . . . 130
5.2 Propriétés des parti ules légères . . . 130
5.2.1 Diusion d'isospinpour les parti ules légères . . . 134
5.2.2 Isos aling . . . 138
5.3 Perspe tives . . . 139
5.3.1 Identi ationen masse . . . 140
5.3.2 Mesure de l'isospindans l'espa e des vitesses . . . 141
Degré de liberté d'isospin dans un
Géneralités
Pendant laphase nale d'une étoile massive,de l'explosionde lasupernova
jus-qu'àsonrefroidissementenproto-étoileàneutrons,lamatièreexploreàtempérature
nie des densités baryoniques diérentes de la densité de saturation. Pour
om-prendre e phénomène omplexeladéterminationdelafon tionnelleénergie-densité
de la matière nu léaire est né essaire [Li08℄. En parti ulier, la ompréhension des
propriétés des étoiles à neutrons ou de la dynamique des supernovae requièrent la
dépendan e en températureet en densité du terme d'énergie de symétrie [Ste08℄.
Dans ette partie,nous allons baser notre étudesur lemodèle de gaz sur réseau
ave uneintera tiondépendantedel'isospinentrepro hesvoisins(quenousappelons
isove toriellepar abus de langage)etune intera tion oulombienneàlongueportée,
dontla des ription etla mise en ÷uvre seront faiteslorsdu premier hapitre.
Nous étudierons ensuite la thermodynamique du modèle et onstruirons le
dia-grammedes phases d'un système de taillenie subissant à lafois l'intera tion
ou-lombienneet dépendantede l'isospin.
Nous ee tuerons enn une paramétrisation de type hamp moyen prenant en
ompte expli itement le terme de symétrie an d'étudier sa dépendan e en terme
de températureetde densité.Ce i fait,nouspourronsalors omparer lesdiérentes
méthodesexpérimentalesproposéespourévaluerletermedesymétriedanslese ond
hapitre.
Fragmentation et équilibre statistique
La fragmentation d'un noyau ex ité est un phénomène omplexe dépendant du
temps.Cependant, ettefragmentationpeutêtrevue ommeunsystèmeàl'équilibre
thermodynamique onstitué de parti ules en intera tion, dans ertaines onditions
expérimentales [Bor96℄.
D'unpointdevuethéorique,ilestaussiadmisdans ertaines ir onstan es[Cvi02,
Cho05℄ qu'un pro essus dépendant du temps puisse être abordé ave le formalisme
de la mé anique statistique à l'équilibre. Ainsi, la fragmentation peut être utilisée
pour étudier lespropriétés thermodynamiquesdes systèmes nu léaires.
transition de phases liquide-gaz
La forme de l'intera tion nu léon-nu léon, attra tive à ourte distan e ave un
÷urrépulsif, ressemble àl'intera tion de Lennard-Jonesqui lielesmolé ules d'eau
dans laphase uide. Cette similaritéa onduitlesauteurs de la référen e [Ber83℄ à
supposer l'existen e d'une transition de phases de type liquide-gaz dans la matière
nu léaire.Ilest lairquelephénomènede multifragmentationdu systèmenu léaire,
largementobservé depuislesannées 80[Jak82, Biz93,Mor93, Mar95,Bel00,Dur01,
Man08℄, apparaît alors omme une transition, au sens d'un hangement de régime
dans le mode de désex itation. L'ordre de ette transition reste à dénir, mais de
ré entes étudesmontrentque ettetransitionsembleêtreunetransitiondupremière
Dans la référen e [Car98℄, les auteurs proposent une étude du diagramme des
phases et de la distribution des fragments à l'aide d'une simulation d'un modèle
d'Isingànombre onstantdeparti ules.Lathermodynamique omplètede emodèle
a été évaluéedans laréferen e [Gul03a℄ etmontre quela transitionde phasesayant
lieudans e modèleest delamême lassed'universalitéquelatransitionliquide-gaz.
Uneétude des transitions de phases dans lessystèmes nis a montré l'existen e
d'une distribution bimodale des paramètres d'ordre du système lorsdes transitions
de phases du premier ordre (y ompris la transition liquide-gaz) [Cho01℄. Mais e
signaldebimodalitéapparaitaussipouruneautretransition,latransitiondeJa obi,
leparamètrede ontrlede ettetransitionduse ondordren'estpas latempérature
mais lemoment angulaire[Lop05℄. Ce signal de bimodalité seul est né essaire mais
pas susant pour signer la transition liquide-gaz. Ce signal de bimodalité pour la
harge du plus gros fragment et de l'énergie d'ex itation a été observé du point
de vue expérimental pour lesquasi-proje tiles réeslorsdes ollisions périphériques
entre ions lourds [Pi 06,?, Mer08℄.
Maisquedevientlatransitiondephaseslorsquelesystèmeestsoumisàdes
inter-a tions de longue portée répulsives omme l'intera tion oulombienne? Diérentes
études montrent que ette transitionsemblesurvivre [Rad01, Gul03b, Iso04℄. Dans
ette partie nous allons don nous intéresser à l'inuen e oulombienne et
isove to-rielle sur lanature de la transition.
Dépendan e du terme d'énergie de symétrie nu léaire
Les auteurs de l'arti le [Pan97℄ ont étudié un modèle de gaz sur réseau ave
une intera tion dépendante de l'isospin. Ave l'ajout du degré de liberté d'isospin
dans e type de modèle, nous pouvons avoir a ès à des informations sur le terme
d'asymétrie neutron-proton
c
sym
.En eetle terme d'asymétrie est déni omme:c
sym
=
1
2
∂
2
E
∂δ
2
|
A,<V >,T,δ=0
(2)où
E
est l'énergie d'un noyau de masseA
, de volume moyen< V >
, à une températureT
, etδ = (N
− Z)
orrespond à l'asymétrieneutron-proton.Si l'énergie des noyaux (dans leur état fondamental ou ex ité) peut être
repro-duite par une fon tionnelle de la densité omme dans les appro hes de type hamp
moyen (
E =
R d
3
rǫ(ρ
n
(r), ρ
p
(r), T )
), il est alors lair quec
sym
= c
sym
(ρ
p
, ρ
n
, T ) =
c
sym
(ρ, δ, T )
.À températurenulle, letermede symétriede laplupartdes appro heshamp moyen de l'équation d'état de la matière nu léaire peut être reproduit par
une fon tionnelleen densitéde laforme[Che05 ℄ :
c
sym
(ρ) = c
0
sym
ρ
ρ
0
γ
(3) oùρ
0
= 0.17f m
−3
n'est même pas lair qu'une des riptionen terme de fon tionnelle de la densitésoit
orre te et que
c
sym
ne dépende que deρ
etT
. La dépendan e enT
de l'énergiede symétrie n'est pas non plus très bien onnue.Isos aling et énergie de symétrie
Il est apparu expérimentalement que le rapport (
R
21
) des taux de produ tion d'isotopesY
i
(N, Z)
dans deux ollisionsdiérentes en isospin (i = 1, 2
) suit une loi d'é helle appelée Isos aling [Tsa01 ℄ :R
21
(Z, N) =
Y
2
(N, Z)
Y
1
(N, Z)
∝ exp (αN + βZ)
(4)
où
α
etβ
sont les oe ients d'isos aling.Plusieurs analyses expérimentales montrent que le paramètre
α
dé roit ave l'augmentation de la violen e de la ollision [Tsa01, Lef05, She07℄. Uneaugmen-tation de la violen e de la ollisionest asso iée à une augmentationde la
tempéra-ture/une diminution de la densité lors de la réation des fragments, e qui suggère
quenouspuissionsremonter àladépendan e de l'énergiede symétrieen fon tionde
la densité et de la température. En ore faut-il que le paramètre d'isos aling
α
soit bien relié àc
sym
. Dans des modèles statistiques ma ros opiques et dans l'ensemble grand anonique, e lienaété fait[Bot02, Ono04,Rad06℄.Nousallonspoursuivre etyped'étude dans le hapitre2grâ e àune appro he mi ros opiquede typegaz sur
Des ription du modèle de gaz sur
réseau et mise en ÷uvre numérique
1.1 Des ription du modèle de gaz sur réseau
Un réseau ubique de 8000 sites (
L = 20
) est utilisé pour dé rire l'espa e des positions. Le paramètre de maillea
0
du réseau est égal à1.8f m
an de reproduire la densité de saturation de la matière nu léaire (ρ
0
= 0.17f m
−3
) dans le as d'une
onguration ompa te.Chaquesite est ara tériséparquatredegrésde liberté:un
dis retpourl'isospin
σ
i
(σ
0
= 0
;σ
n
=
−1
;σ
p
= 1
),ettrois ontinuspour l'impulsion~p
i
= (p
x
i
, p
y
i
, p
z
i
)
.L'énergétique du système est dé ritepar l'hamiltonien
H
:H =
X
<i,j>
ǫ
σ
i
σ
j
σ
i
σ
j
+
σ
i
=σ
j
=1
X
i6=j
I
c
r
ij
+
L
3
X
i
p
2
i
2m
σ
2
i
(1.1)où
< i, j >
orrespond aux paires de plus pro hes voisins (i
,j
),ǫ
σ
i
σ
j
est le ou-plagedépendantdel'isospinentre lessitesi
etj
(ǫ
0,0
= ǫ
−1,−1
= 0
,ǫ
−1,1
= 5.5MeV
) qui simulel'intera tion nu léaire[Pan97℄.I
c
estl'intensitédel'intera tion oulombienneentredeuxprotons(I
c
= 1.44MeV.f m
) etr
ij
est la distan e entre es deux protons. Le dernier terme est le terme d'éner-gie inétique oùm = 939MeV
est la masse d'un nu léon etp
i
l'impulsion, qui à l'équilibresuit une distributionde Maxwell-Boltzmann de laforme :f
M B
(p
q
) = (2πmT )
−1/2
exp
−
p
2
q
2mT
(1.2)où
p
q
est l'impulsionsuivant l'axeq
(= x, y, z
),etT
est latempérature.Par la suite, la ontribution énergétique du ouplage entre plus pro hes voisins
seraappelée
E
bulk
,E
coul
serala ontributionde l'intera tion oulombienne,et l'éner-gied'intera tionseranotéeE
int
= E
bulk
+ E
coul
.L'énergie inétiquemoyenneE
cin
du systèmesedéduitdelafon tionde distributiondel'impulsion(equ 1.2),etest égaleà
3T /2
;elle ne ontribuequ'en un termedépendant uniquement de la températuretermes :
E
total
= E
bulk
+ E
coul
+ E
cin
.Les fragments, onstitués de nu léons, seront re onstruits à partir de la règle
suivante :deux nu léons (
i
,j
)voisins appartiennent au mêmefragmentsi :E
rel
<
|ǫ
σ
i
σ
j
|
(1.3) aveE
rel
=
µ
2
v
2
rel
où
µ
est lamasse réduite des deux nu léons etv
rel
lavitesse relativeentre es deux nu léons.Lesfragmentsformés sontdes fragments liéspar dénition [Sat03℄; ela signie
quesil'on onsidéraitune évolutiondynamiquedu systèmesous l'a tionde
l'hamil-tonien 1.1, les fragments resteraient tels qu'ils sontjusqu'à un temps inni.
1.2 Ensemble statistique
Notrebutestd'étudier lespropriétésstatistiquesdusystèmenu léairefortement
ex ité autemps dit de freeze-out à partirduquel la omposition himique des
frag-ments est établie et ne sera plus modiée par l'évolution libre jusqu'aux déte teurs
(hormisla désex itationse ondaire). Cettesituationest ara térisée par une
exten-sion spatiale bien dénie (volume de freeze-out) qui toutefois n'est onnue qu'en
moyenne ar elleu tue événement par événement.
Un tel système peut être dé rit de façon statistique en le onnant dans un
puit de potentiel [Cho01℄. De plus, le nombre de parti ules doit être onstant. Un
ensemblestatistiquerespe tant es ontraintes est l'ensembleisobare- anonique.La
fon tion de partition de et ensembles'é rit :
Z
β,P
=
X
(n)
exp
−β E
(n)
+ P V
(n)
(1.4)
La somme est ee tuée sur l'ensemble des réalisations
(n)
.β =
1
kT
est l'inverse de latempératureetk
est la onstantede Boltzmann(qui vaut 1 sila température est expriméeen MeV).P
est la pressionqui ontraint levolumeV
, levolume étant estimé par :V =
4
3
πR
3
=
4
3
π
2
P
L
3
i
r
i
3
|σ
i
|
P
L
3
i
|σ
i
|
(1.5)où
r
i
est la distan e entre lesitei
etle entre du réseau 1,
L
est lataillelinéaire du réseau.1
Dans le as d'un système sphérique et homogène, ette dénition de
R
est exa te (R
3
=
2
R
V
r
3
ρdr
3
R
V
ρdr
3
),danslesautres as,elledoitêtreinterprétée ommel'undesestimateurspossiblesdeLa probabilté
p
(n)
d'une réalisation
(n)
,d'énergieE
(n)
etde volume
V
(n)
, àune
température
β
et une pressionP
se déduitde l'équation1.4 :p
(n)
(β,P )
=
1
Z
β,P
exp
−β E
(n)
+ P V
(n)
(1.6)
Etlaprobabilité
p(E, V )
d'observerlesystèmeàune énergieE
etun volumeV
:p
(β,P )
(E, V ) =
W
(β,P )
(E, V )
exp (
−β (E + P V ))
Z
β,P
(1.7)
où
W(E, V )
est lenombre d'états d'énergieE
etvolumeV
:W
(β,P )
(E, V ) =
X
(n)
δ(V
(n)
− V )δ(E
(n)
− E)
(1.8)
où
δ
est la fon tionde Dira .Les valeurs moyennesde diérentes observables
O
sont al ulées par :< O >
β,P
=
X
(n)
p
(n)
O
(n)
=
1
Z
β,P
X
(n)
O
(n)
exp (
−β (E + P V ))
(1.9)L'entropie thermodynamique
S
(β,P )
du système est déniepar :S
(β,P )
=
−k
X
(n)
p
(n)
(β,P )
ln p
(n)
(β,P )
(1.10)Onpeut aussiexprimerl'enthalpie
H
,lagrandeur thermodynamiquequi ara térise lesystème à une énergieE
,volumeV
etpressionP
:H = E + P V
(1.11)etsa probabilité s'exprime omme :
p
(β,P )
(H) =
W(H)
exp (
−βH)
Z
β,P
(1.12) aveW(H) =
X
E,V
W(E, V )δ(H − E − P V )
(1.13)Latempératuremi ro anoniqueasso iée peut être al uléede lamanière suivante :
∂S
∂H
=
∂ ln
W(H)
∂H
=
1
T
P
=
∂ ln p
β,P
∂H
− β
(1.14)Maintenant que les relations de l'ensemble statistique isobare- anonique sont
1.3 Mise en oeuvre numérique
1.3.1 Algorithme
And'explorerl'espa edes phasesa essibles par lesystèmepourune
tempéra-ture etunepressiondonnées, nousutilisonsl'algorithmede Metropolis[Met53℄.Cet
algorithme est basé sur le prin ipe de la balan edétaillée soit:
p
(i)
t
p
(j)
t+dt
= p
(j)
t
p
(i)
t+dt
, où(i)
et(j)
sont deux ongurations distin tes. Nous partons d'un système oùles nu léons sont distribués de façon aléatoire à l'intérieur du réseau et nous passonsd'une onguration
(1)
àune onguration(2)
enee tuantunepermutationde l'o - upation de deux sites (g 1.1). La probabilité d'a epter la nouvelle ongurationest donnée par :
p
(1)→(2)
=
p
(1)
p
(2)
= exp
−β E
(1)
− E
(2)
+ P V
(1)
− V
(2)
(1.15)
Notons que le hoix de et algorithme onserve exa tement le nombre de
parti- ules ainsi quel'isospin total. Les deux sites sont hoisis aléatoirement.Un nombre
susamment grand d'itérations permet le al ul exa t de la fon tion de partition
(eq. 1.4) etdes valeurs moyennes des observables (eq.1.9). Nous allons dénir dans
la partie suivante le nombre d'itérations permettant d'explorer l'espa e des phases
de manière susante et don de pouvoir évaluer numériquement par la suite les
observables du système.
configuration (2)
configuration (1)
Fig.1.1Représentationdupassaged'une onguration(1)àune onguration(2),
où la onguration(2) est a eptée ave laprobabilité donnée par l'équation1.15.
1.3.2 Validation de l'appli ation numérique
Nous allons maintenant présenter l'appli ation numérique de e modèle sur un
système de 75 neutrons et 54 protonsreprésentant un noyau de
129
Xe
à diérentes
températures et pressions. Ce hoix est di té par la volonté de omparer les
Établissement du régime d'équilibre
La gure 1.2 représente l'évolution d'un système de
75
neutrons et54
protons pourdeuxtempératures2
(
2
MeVenbleuet3
MeVenrouge)etunepressionP = 2.5
10
−5
A.MeV.f m
−3
.(MeV)
int
E
−800
−600
−400
−200
0
T=3MeV
T=2MeV
nombre de permutations
1
10
10
2
10
3
10
4
10
5
10
6
R (fm)
16
17
18
19
20
21
22
23
Fig. 1.2 Évolution de l'énergie(en haut) et du rayon moyen (en bas) en fon tion
du nombre de permutations pour un système de
75
neutrons et54
protons à deux températures diérentes (2
MeVen bleuet3
MeVenrouge)etunepressionP = 2.5
10
−5
A.MeV.f m
−3
.Lesdroitestiretéesindiquentlesvaleursmoyennes,etlesdroites
en pointilléesreprésentent l'é art-type autour de lavaleur moyenne.
Nous observons deux régimes : un premier régime, qui est le régime transitoire
orrespondant au temps né essaire pour que le système arrive à l'équilibre; le
se- ond régime est le régime d'équilibre qui va faire l'objet de notre étude; e régime
étant dénipar lefaitquele al uldes diérentes valeursmoyennesdes observables
ne dépend plus du hoix de temps initial. La durée du régime transitoire varie en
fon tion de la température et de la onguration initiale; plus la température est
élevée, plus lerégime transitoire est ourt.
Le régime transitoire est un régime hors-équilibre qui sera ex lu des analyses.
Pour nous en aran hir, nous supposerons que e temps varie de façon linéaire en
fon tionde latempératurepour unepression onstante (
t
transitoire
= aT + b
), e qui aétévalidépar diérentstests.Les oe ientsutilisés sont reportés dansletableau1.1.Onnoteraquelefaitde prendreen ompteuneintera tionplus omplexe
(Cou-lombet/ou isove torielleaugmente onsidérablement letemps transitoire (
×10
).2
Nousprenons es valeursde pressionet detempérature ar ellesnouspermettentd'explorer
Hamiltonien
a
b
s alaire -16 A 147 A
s alaire+ oulomb -160 A 1000 A
isove torielle -165 A 1000 A
omplet -300 A 1500 A
Tab. 1.1 Valeurs des oe ients utiliséspour une pression onstante de
2.5 10
−5
A.MeV.f m
−3
dans laparamétrisation du temps du régimetransitoire (
t
transitoire
=
aT + b
).A
est le nombre de nu léons du système.É hantillonnage des événements
Pour passer d'une onguration
(1)
à une onguration(2)
, nousee tuons une permutation de l'o upation entre deux sites. Cette façon de pro éder entraîne defortes orrélationsentre deux ongurationssu essives. And'atténuer e biais sur
nos mesures, nous al ulons la fon tion d'auto orrélation
f
du système qui s'é rit [Duf99℄ :f (τ ) =
1
σ
E
(T
− τ)
Z
T −τ
0
dt (E(t)
− < E >
T
) (E(t + τ )
− < E >
T
)
(1.16)où
τ
est l'intervalleentre deux mesures,T
est lapériode sur laquelle nous ee -tuons nos mesures,σ
E
(T
− τ)
orrespond aux u tuations de l'énergie du système sur l'intervalleT
− τ
.Lorsque lafon tiond'auto orrélationvaut1
,lesdeux ongu-rationssontfortement orrélées,par ontre lorsqu'ellevaut0
lesdeux ongurations sont omplètementdé orrélées.L'évolutionde lafon tion d'auto orrélationest représentée sur lagure1.3pour
un système de
54
protons et75
neutrons à deux températures (2
MeV en bleu et3
MeV en rouge). Cette gure nous permet de dénir la période raisonnable (é hantillonnage) à laisser entre deux mesures (i i une valeur inférieure à0.1
pour la fon tion d'auto orrélation, ligneen pointillésur la gure).Là en ore, la période est fon tion de la température, les faibles températures
orrespondant à de longues périodes. Nous supposerons par la suite que ette
pé-riodedépend linéairementde latempérature(
τ = a
′
T + b
′
).Lesévénementsétudiés
orrespondront alors aux événements é hantillonnés ave la période pré onisée par
les valeurs du tableau 1.2.
É hantillonnage de l'espa e des phases
Nousavonsdé riti il'évolutiondusystèmeversl'équilibre(ainsiquelafréquen e
d'é hantillonnage), il nous reste à dénir le nombre d'é hantillons né essaires an
d'avoirune représentation orre te de l'espa edes phases.
Nousavons hoisi troisobservables, orrespondantàtroisniveauxde des ription
du système : unedes ription des valeurs moyennes, une des riptiondes u tuations
τ
0
20
40
60
80
100
3
10
×
)
τ
f(
0
0.2
0.4
0.6
0.8
1
T=2 MeV
T=3 MeV
Fig.1.3Évolutiondelafon tiond'auto orrélation
f (τ )
(eq.1.16)en fon tionde la période d'é hantillonnageτ
(en milliers) pour un système de75
neutrons et54
pro-tons àdeux températures (2
et3
MeV) etune pressionP = 2.5 10
−5
A.MeV.f m
−3
.
Laligne tiretéeindique la valeur de
f (τ )
orrespondantà une dé orrélation raison-nable entre deux mesures (10%
).Hamiltonien
a
′
b
′
s alaire -7A 70A s alaire+ oulomb -50A 300 A isove torielle -50A 300 A omplet -40A 500 ATab. 1.2 Valeurs des oe ients utilisés pour une pression onstante de
2.5 10
−5
A.MeV.f m
−3
dans la paramétrisationde lafréquen e d'é hantillonnage(
τ = a
′
T +
b
′
ave leurs valeurs pour deux millions d'é hantillons (que nous onsidérons
repré-sentatifs 3
), notés ave un exposant
∞
. Ces tests ont été ee tués sur un système de 75 neutrons et 54 protons, à une pression deP = 5.10
−5
A/2MeV.f m
−3
et une
température
T = 2MeV
. Dans es onditions le système se trouve dans une phase ordonnée (liquide typeII
p.49), phase dans laquelleles onditions numériquessont les plus drastiques (systèmedense et ordonnée).Le premier niveau de des ription est la des ription du système en terme de
moyenne d'observable, et nous avons représenté en haut de la gure1.4 l'évolution
de l'énergied'intera tion :
test
1 =
|hE
int
i
[0;n]
− hE
int
i
∞
|
hE
int
i
∞
en fon tion de
n
(le nombre d'é hantillons). Nous observons qu'à partir de50 000
é hantillons, l'é art entre la valeur moyenne asymptotique et la moyenne pourn
é hantillons dière de moins de0.3%
.Le deuxième niveau de des ription est la des ription en terme de u tuations
σ
du système autour de la valeur moyenne. Au milieu de la gure 1.4 est tra é l'évolutionde : test2 =
|σ
E
[0;n]
int
− σ
∞
E
int
|
σ
∞
E
int
Nousobservons qu'àpartir de
500 000
é hantillons,nous nousé artons de moins de1%
de la valeur asymptotique.Enn, le dernier niveau de des ription est la forme des distributions des
obser-vables.Pour ela,nousavons représentélaprobabilité devraisemblan e
p
KS
donnée par letest de Kolmogorov-Smirnov [Jam06, Por08℄ entre la distribution nale etladistribution à l'instant
n
(en bas sur la gure1.4). Nous observons qu'àpartir de1
000 000
d'é hantillons, la probabilité n'évolue plus de façon signi ative etorres-pond àdes probabilitéspro hes de 1.
Ces diérentes observations nous permettent de valider l'algorithme Metropolis
ave l'hamiltonien utilisé, etde dénir le nombre d'itérations né essaires suivant le
niveau de des ription souhaité. Pour une étude des systèmes en valeur moyenne,
50
000
é hantillonspar valeursdeT
etP
susent pour une pré isionà1%
;par ontre sil'ons'intéresseauxdistributionsdesobservables,ilfaudraprendreaumoins1 000
000
é hantillons.1.4 Le gaz sur réseau à température nulle
1.4.1 Re uit simulé adaptatif
Andetesterledegrédedes riptiondu modèle,nousallonsétudierl'énergétique
de quelques systèmes dans leurs états fondamentaux.
3
Des tests ee tués ave une statistique plus grande (
> 2.10
6
) n'ont pas montré d'évolution
nombre d’echantillons
0
500
1000
1500
2000
3
10
×
KS
E
int
p
0
0.2
0.4
0.6
0.8
1
test1
0
0.001
0.002
0.003
test2
0
0.01
0.02
0.03
Fig.1.4Enhaut:évolutiondel'é artrelatifdelavaleurmoyenneparrapportàla
valeurmoyennenaleen fon tiondu nombre d'é hantillons(enmilliers).Aumilieu:
évolution de l'é art relatifdes u tuations par rapport à la valeur des u tuations
nales en fon tion du nombre d'é hantillons. En bas : évolution de la probabilité
de vraisemblan e de la distribution par rapport à la distribution nale toujours en
fon tion du nombre d'é hantillons. Les ourbes sont obtenues pour un système de
75
neutrons et54
protonsàune températurede2
MeV etune pressionP = 2.5 10
−5
A.MeV.f m
−3
L'algorithme de Metropolis ne peut pas être utilisé à températurenulle, ar et
algorithme ne peut pas sortir des minima lo aux de lasurfa e d'énergie potentielle
(
p
(1)→(2)
T =0
= 1
⇔ E
2
< E
1
).Pour obtenirlesétats fondamentauxdusystème, onpeututiliserlaméthode dere uitsimulé; etteméthode onsisteàrefroidirlesystème de
façon lente et à le ré hauer progressivement lorsque le système est piégé dans un
minimum lo al. I i, nous utilisons une méthode un peu plus sophistiquée, le re uit
simulé adaptatif.
Pour ette méthode, nous utilisonsune période
k
, que nousdivisons en 10 sous-plateaux de périodek
′
. Nous notons
hHi
sous−plateau
i
=
k
1
′
P
j=kn+(i+1)k
′
j=kn+ik
′
H
j
, la valeur moyenne de l'énergie dui
eme
sous-plateau. EthHi
plateau
n
=
10
1
P
i=9
i=0
hHi
sous−plateau
i
la valeur moyenne de l'énergie du plateau
n
. La température du plateaun + 1
est al ulée de la manièresuivante:T
n+1
=
1
a
n
T
n
si ♯
n
hHi
sous−plateau
i
≤ hHi
plateau
n−1
o
= 0
eta
n+1
= a
1
r
n
a
n
T
n
si ♯
n
hHi
sous−plateau
i
≤ hHi
plateau
n−1
o
∈ [1, 4]
eta
n+1
= a
n
a
n
T
n
si ♯
n
hHi
sous−plateau
i
≤ hHi
plateau
n−1
o
≥ 5
eta
n+1
= a
r
n
(1.17)où
r = 0.9
eta
n
∈]0.96, 0.996[
[Per05℄, et♯
{test}
orrespond au nombre de foisoùletestest vérié. Latempérature tive
T
n
déniepar l'équation1.17 estensuite utilisée dans l'algorithme Metropolis dé rit auparagraphe pré édent (p. 26).L'évolution de l'énergie d'intera tion et de la température Metropolis 4
est
re-présentée sur la gure 1.5; nous observons dans un premier temps une diminution
de l'énergied'intera tion a ompagnée d'une diminution de la températurejusqu'à
e que l'énergie d'intera tion sature. Ensuite, nous observons des os illationsde la
température a ompagnée d'une diminution progressive de l'énergie d'intera tion
jusqu'à lavaleur nale orrespondant à
E
int
minimale.Les ara téristiques des états fondamentaux de diérentssystèmes ontété ainsi
mesurées grâ e à ette méthode très e a e, qui permet ainsi d'obtenir les minima
absolus d'énergie et don lesétats fondamentaux des systèmes.
1.4.2 États fondamentaux
Pour représenter l'énergie d'intera tion du système à
T = 0
et vérier le degré d'adéquationdumodèleàlades riptiondesystèmesnu léaires,nousavons hoisiuneparamètrisationdel'énergiedeliaisonselonlaformulestandarddeBethe-Weizsa ker
[Wei35, Bet36℄:
E
0
int
(A, Z)
A
≈ a
0
v
+ a
0
s
A
−1/3
+ c
0
sym
(A
− 2Z)
2
A
2
+ α
c
Z(Z
− 1)
r
0
A
4/3
(1.18) 4Nous parlons i i de température Metropolis ar il ne s'agit plus d'unetempérature au sens
thermodynamiquemaisunetempératurealgorithmique:lorsqu'elles'appro hedezéro,lesystème
(MeV)
Metropolis
T
0
0.5
1
1.5
2
2.5
3
(MeV)
int
E
−1200
−1000
−800
−600
−400
−200
0
Fig.1.5Représentationde l'évolutiondelatempératureMetropolis etdel'énergie
d'intera tion, lors de l'appli ation de l'algorithme de re uit simulé (eq.1.17), pour
un système de
75
neutrons et54
protons.où
a
0
v(s)
est la onstante de volume (surfa e),c
0
sym
le terme de symétrie etα
c
la onstantede ouplage oulombienne.Lesdiérents paramètressontextraitsgrâ e àune pro édure d'ajustement sur les diérentes variables:
E
bulk
(A) = a
0
v
A + a
0
s
A
2/3
pour les systèmes symétriques (N = Z
) permetd'extraireles paramètres
a
0
v,s
(gure 1.6a).
E
bulk
(N
− Z, A = cst) = c
0
sym
(N
− Z)
2
permetd'obtenirc
0
sym
(gure 1.6b).
R(A) = r
0
A
1/3
donnele paramètre
r
0
(gure 1.6 ).
E
coul
(Z, A) = α
c
Z
2
/R
permet d'extrairele oe ient
α
c
(gure 1.6d).La qualité de l'ajustement visible sur la gure 1.6(a-d) montre que l'expression
fon tionnelle 1.18 est très bien adaptée à la des ription de l'énergétique du modèle
pour l'étatfondamental.Lesvaleursnumériquesdesparamètressontreportéesdans
le tableau 1.3. On peut noter que la omparaison des valeurs ave elles extraites
des mesures expérimentales des masses des noyaux est remarquable. Les ourbes
isoénergétiques des états fondamentaux évaluées à l'aide de l'équation 1.18 où les
paramètres sont extraits par l'ajustement aux énergies du modèle omme expliqué
plushaut,sontreprésentéesdanslapartiedroitedelagure1.6. Onpeutremarquer
que les élements les plus stables du modèle (ligne noire) suivent le même
ompor-tement que les noyaux atomiques, à savoir un dé alage vers les noyaux ri hes en
neutrons (à droite de la ligne
N = Z
en pointillé sur la gure) pour les noyaux deZ
élevés. Nous observons aussi que pour desZ
élevés, il n'y apas d'états stables à ause de la ssion symétrique induite par l'intera tion oulombienne (zone en noirsurlagure1.6);pour ettezonel'énergétiquen'estpas évaluée orre tementparle
modèle,laligne rougeest lalignede ssilité expérimentale [Dur01℄.Nousobservons
un dé alage ave la zone noire de ssibilité, e i est dû au fait que le on ept de
barrière de ssion, qui est un on ept dynamique, n'est pas pris en ompte par le
A
40
50
60
70
80
90 100
bulk
E
−1200
−1000
−800
−600
−400
a
N−Z
−5
0
5
10
15
20
bulk
E
−1200
−1000
−800
−600
−400
b
A
40
50
60
70
80
90 100
R
4
4.5
5
5.5
6
c
/R
2
Z
100
200
300
400
coul
E
50
100
150
200
250
d
N
20
40
60
80 100 120 140
Z
20
40
60
80
100
120
Fig. 1.6 À gau he : Évolution des diérentes ontributions énergétiques
E
bulk
etE
coul
enfon tiondesdiérentssystèmesàtempératurenulle.Àdroite:extrapolation des énergies par nu léon en fon tion du nombre de protons et neutrons, la zone ennoir orrespond auxnoyaux quisontinstablespar ssion symétrique àtempérature
Nous pouvons dire en on lusion que laparamètrisationde type Bethe et W
eiz-sa ker(goutteliquide),dé rit orre tementl'énergétiquedessystèmesquenous
étu-dions dans le adre de l'appro he statistique de gaz sur réseau. Ce i nous permet
d'envisager d'utiliser e modèle pour dé rire les systèmes nu léaires à température
non nulle, et 'est lebut du hapitre suivant.
Paramètres
a
0
v
a
0
s
c
0
sym
α
c
r
0
isoLGM -15.9
MeV
14.8MeV
20.4MeV
0.554MeV.f m
1.17f m
[Mye66 ℄ -15.68
MeV
18.56MeV
28.1MeV
0.717MeV.f m
1.25f m
Tab. 1.3 Valeurs des diérents paramètres utilisés dans la fon tionnelle 1.18, la
premièreligne orrespondauxrésultatsobtenusenajustantlesparamètresde
l'équa-tion 1.18 ave l'énergie d'intera tion à
T = 0
. À omparer ave les résultats d'un ajustement sur des données de masses expérimentales [Mye66 ℄.Dans ettepartie,nousavonssimplementtestélamise en÷uvredes algorithmes
de onvergen e, et nous avons étudié les propriétés de l'hamiltonienà température
nulle. Nous allons maintenant nous intéresser à l'évolution du système pour
dié-rentestempératures etpressions an dedéterminer omplètementlediagrammedes
phasesdes systèmesétudiésdansle adredenotreimplémentationdugaz surréseau
Thermodynamique du modèle de gaz
sur réseau
Il est établi que le modèle de gaz sur réseau, ave une intera tion à ourte
dis-tan e indépendante de la nature des parti ules (intera tion s alaire) et sans
inter-a tion oulombienne, présente une transition de phases du premier ordre et une
transitionduse ondordre(point ritique)analogueàlatransitionliquide-gaz(nous
l'appelleronspar lasuite
LG
) [Gul03a℄.Ave l'ajoutdel'intera tion oulombienneetisove torielle, onpeutsedemander
silatransition
LG
survit et/ou ommentelleest modiée.Étant donnélasimilarité de l'énergétique du modèle ave elle des noyaux, ainsi que les propriétésd'uni-versalité des transitions de phases, on s'attend à e que le diagramme de phases
asso iés'appro he onsidérablementde eluidesnoyaux.Demême,ilest primordial
de onnaître l'évolution des ara téristiques du système en fon tion des variables
d'état,pression
P
ettempératureT
.Bienque esvariablesne soientpasmesurables dire tement, une ara térisationthermodynamiquedu système auniveau théoriquevapouvoiràtermepermettreuneinterprétationthermodynamiquedesobservations
parlebiaisdeséquationsd'état, 'est-à-direla onnexionentre
P
,T
etleurvariables extensives onjuguées< V >
et< E >
qui sont elles des quantitésdire tement me-surablesexpérimentalement.Dansunse ondtemps,nousétudieronsl'évolutiondesdiérentstermesde
l'éner-giedusystèmeandefournirdesprédi tionssurladépendan een
ρ
etT
del'énergie de symétrie et proposer des observables mesurables expérimentalement.2.1 Observation de la transition liquide-gaz
2.1.1 Hamiltonien s alaire
Dans un premier temps, nous allons étudier l'évolution d'un système de 129
nu léons (
129
Xe
) en fon tion de la température, à pression onstante
P = 2.5 10
−5
A.MeV.f m
−3
, ave une intera tion s alaire ( 'est-à-dire indépendante de l'isospin
des parti ules) et sans terme oulombien.
L'évolution de l'énergied'intera tionmoyenne en fon tionde latempératureest