2 ) Model difference (MeV/c

(1)

II. Vie et mort des étoiles : nucléosynthèse des éléments

Naissance d ’une étoile :

1) contraction gravitationnelle de matière « proto-étoile » ou étoile « T-Tauri »

2) contraction T° ↑

nuage interstellaire hydrogène

Répulsion électrique vaincue, association par interaction forte, désintégration par interaction faible (= « bottleneck »)

Gain en énergie = 1.44 MeV ( 1 eV = 1.602 10^-19 J)

réaction de fusion Qd T° ~ 10⁷ K : répulsion électrique entre p vaincue

Mais p+p ²He p+p !!!!

p + p (p+n) + e⁺ + ν_e d + e⁺ + ν_e

1

(2)

d + p ³He + γ

2

capture radiative Gain en énergie = 5.49 MeV

3He + ³He ⁴He + 2p + γ

3

Gain en énergie = 12.86 MeV Ensuite ?

1) ³He + p ⁴Li ³He + p !!!

2) deutons rapidement brûlés par ²

Fusion de p en

⁴

He par chaîne proton-proton

(3)

Bilans :

1) 4p ⁴He + 2e⁺ + 2ν_e + 2γ

2) Energie dégagée : 2* 1.44 MeV +2* 5.49 MeV +1*12.86 MeV 26.72 MeV

(4)

Conséquences

Cœur d’une étoile = réacteur nucléaire

Energie produite énergie gravitationnelle

Energie transmise par radiation vers l’atmosphère de l’étoile sa T° couleur

Exemple : T° (atm. solaire) ~ 5300K couleur jaune

Stabilité

(5)

A ce stade, luminosité = f(T°)

« Séquence principale » sur un diagramme H-R

(Hertzsprung-Russel 1914)

(6)

Après H, fusion de He

H s’épuise

T° ↓

Contraction de l’étoile

T° ↑

Qd T ~ 10⁸ K, répulsion électrique entre ⁴He vaincue Mais ⁴He + ⁴He ⁸Be ⁴He + ⁴He !!!

3 ⁴He ¹²C + γ

(7)

Energie libérée (~ 8 MeV)

⇒

Etoile grossit pour se stabiliser Géante Rouge Exemple :

R_S ~ 100 R_actuel !!

- Disparition de Venus et Mercure !!

- T°(Terre) ~ 1700 K !!

Disparition de l’espèce humaine sur terre dans

~ 5 Gy !!!!!

(8)

Avec le ¹²C, production de ¹⁶O, ²⁰Ne et ²⁴Mg

12C + ⁴He ¹⁶O + γ

16O + ⁴He ²⁰Ne + γ

20Ne + ⁴He ²⁴Mg + γ

Durée du processus : ~ million d’année (soleil) Après combustion de l’He ?

T° ↓

Nouvelle contraction de l’étoile…

… la suite dépend de la masse initiale de l’étoile utile à la vie

(9)

Si M < 10 M

« Naine blanche »

- Etoile morte

- C, O, Mg ∈ cœur

- t (refroidissement) ~ My

Avenir du soleil

Les couches externes sont dispersées dans l’espace Etoile contractée au maximum (Exemple : R ~ R_T)

Mais T° insuffisante pour démarrer nouvelles fusions

(10)

Si M > 10 M

Le scénario contraction-réaction se répètent plusieurs fois

1) Fusion de ¹²C et ¹⁶O ²⁰Ne, ²³Na et ²⁸Si, ³¹P 2) ²⁸Si …. ²⁴Mg, ³²S,…, ⁵⁶Fe

Elément le plus stable

Dernier produit dans la nucléosynthèse…

SN

Evolution ~ qq My

ex. : t (Fe) ~ qq mois !!

Taille : Supergéante rouge

Fin : phénomène de Supernova (SN)

(11)

Supernova

Après la production de fer, effondrement du cœur de l’étoile

E ~ 10⁴⁶ J, densité ~ densité nucléaire (noyaux « se touchent ») Etat incompressible : arrêt de l’effondrement

Effet de rebond (// ressort comprimé lâché) : onde de choc du centre vers l’extérieur, éjection violente des couches externes

Supernova : explosion de l ’étoile + grosse + lumineuse

observable dans le ciel : SN1054 SN1987A (Crabe) (Magellan)

Matière éjectée nébuleuse planétaire (visible ~ 50000ans)

(12)

Nébuleuses planétaires

La nébuleuse planétaire IC 418.

L'étoile au centre s'est transformée en nébuleuse planétaire il y a quelques milliers d'années. Le diamètre de la nébuleuse atteint maintenant 0,2 années-lumière. Crédit : NASA/STScI

(13)

En 1987 : SN dans le nuage de Magellan

(14)

Que devient le cœur de l’étoile ?

Si M < 30 M : PULSAR ou « Etoile à neutrons »

- Rayons émis par les pôles du champ magnétique

- Vitesse rapide de rotation autour des pôles géographiques

- Axes magnétiques et géographiques décalés

« Gyrophare »

(15)

Que devient le cœur de l’étoile ?

Si M < 30 M : PULSAR ou « Etoile à neutrons »

- Noyaux « explosés » p + e- n + ν

- Cœur : ~ 99% de neutrons

à identifier sur terre…

(16)

Caractéristiques globales d’un pulsar

ρ_moyenne ~ ρ_nucléaire= 3 10¹⁴ g/cm³ m ~ m , R ~ 10 km

T° (cœur) ~ 10⁸ – 10⁹ K

t_rotation ~ 5 10^-4 s (SN1987A)

Ejection de particules à v ~ c

décélération du système : ky ou My

(17)

Que devient le cœur de l’étoile ?

Si M > 30 M : TROU NOIR

- Force de gravitation exceptionnelle tout est absorbé, rien n’est émis - « Vitesse de libération » > c

la lumière est piégée (« trou noir »)

- Mise en évidence : étoile double sans compagnon (2 ∈notre galaxie)

Etoile double normale Etoile double dont un membre est un trou noir

(18)

(19)

Phénomène cyclique

Etoile de 2^ème – 3^ème génération présence d’éléments lourds

cycles de production alternatifs

Exemple : cycle CNO (carbone-azote-oxygène) carbone = catalyseur

synthèse d’autres éléments

(20)

Résumé

Etoile = équilibre entre interaction gravitationnelle (effondrement) et interaction nucléaire (fusion des noyaux)

Séquence principale H He

m < 10 m

Géante rouge He C, O, …

naine blanche

matière dispersée dans l’espace m >

10 m

Supergéante rouge He C, O,…

C, O Ne, Si Si ⁵⁶Fe

SN m < 30 m

pulsar / étoile à n

Trou noir m >

30 m

matière expulsée = nébuleuse

t_caract Gy

My

(21)

Quelques calculs…

1) Gain en énergie dans une réaction nucléaire. Application au cycle p-p 2) Calcul de la densité nucléaire et applications (terre, pulsar)

3) Période de rotation et vitesse de rotation d’un pulsar 4) Vitesse de libération et trou noir

(22)

Nucléosynthèse des éléments lourds

Bilan de la production :

- nucléosynthèse primordiale : H, D, T, He, Li, Be - nucléosynthèse stellaire : He, C, O, …, Fe

Au-delà du fer :

- fusion de noyaux inhibée par la répulsion coulombienne

- capture de neutrons = processus très probable pour produire : des éléments légers riches en neutrons

des éléments plus lourds que le fer isotopes de + en + instables

désintégration β = Z ↑

(23)

S Cl Ar K

Ca 46

46 47

43 44 45

44 45

46 47

45 48

46 48

48

β-decay n capture delayed n emission

(24)

s et r_process r^p_process

- le processus-s (s comme slow : lent) plusieurs millions d'années ! - le processus-r (r comme rapide) de l'ordre de la seconde

(25)

Dans quels sites ?

Dans les supergéantes rouges, après la combustion de l’He : Production de neutrons

¹³C(⁴He,n)¹⁶O taux : 10⁸ n/cm³

température pas très élevée

Processus de capture lent (processus s) Compétition capture – désintégration β

Noyaux peu riches en neutrons Arrêt au Pb, Bi

209

Bi + n →

²¹⁰

Bi + γ

210

Bi →

²¹⁰

Po + β

^- ⁺^ν

210

Po →

²⁰⁶

Pb + α

(26)

Dans quels sites ?

Dans les supernovae :

Production de neutrons ( étoiles à neutrons) taux : 10²⁰ n/cm³

température très élevée

Processus de capture rapide (processus r) Compétition capture – désintégration β

Noyaux très riches en neutrons

Production des noyaux les plus lourds : U, Pu, Cf

Remarque :

Processus R_p : capture rapide de protons

Processus moins probable (répulsion coulombienne)

(27)

Modèles de synthèse des éléments ?

Scénarios complexes :

via noyaux très exotiques (+10-20n !!!)

Tests des modèles :

- météorite = cadeau tombé du ciel !

- recherche en physique nucléaire (GANIL/SPIRAL/SPIRAL2) très mal connus !!

caractéristiques issues de modèles nucléaires incertains scénarios astrophysiques difficiles à établir

(28)

Exemple : rapport isotopique [

⁴⁸

Ca]/ [

⁴⁶

Ca]

S Cl Ar K

Ca 46

46 47

43 44 45

44 45

46 47

45 48

46 48

48

Modèle (< 1993)

(+8-9 neutrons)

désintégration β suivie de l’émission d’un n

[⁴⁸Ca]/[⁴⁶Ca] < 1

(29)

Processus statistiques :

Probabilité de capture dépend de la T°

Probabilité de décroissance dépend de la période du noyau

temps au bout duquel la moitié des noyaux d’un échantillon s’est désintégrée (T_1/2)

Si T_1/2 ↓ probabilité β > probabilité de capture…

(30)

Météorite ALLENDE

- Météorite tombée au Mexique en 1969 (chondrite)

- Masse totale > 2 tonnes !

- Origine : nébuleuse origine du système solaire ?

- Minéralogie très complexe

[⁴⁸Ca]/[⁴⁶Ca] = 250 !!!

En 1993 : Mesures de T_1/2 et P_n au GANIL

(31)

S Cl Ar K

Ca 46

46 47

43 44 45

44 45

46 47

45 48

46 48

48

Modèle

46

46 47

43 44 45

44 45

46 47

45 48

46 48

48

45 47

Après 1993

Expérience au GANIL en 1993 - T_1/2(⁴⁵Cl) ↓

- P_n(⁴⁶Cl) ↑ - …

(32)

Processus-s, -r Nucléosynthèse stellaire Nucléosynthèse primordiale

(33)

H, He dominants : 94% et 5.9%

Structure en dents de scie (Z > 6) : N(Z pair) > N(Z impair) Effet nucléaire (force d’appariement)

Comportement pour Z < 6 :

- H, He produits en nucléosynthèse primordiale

- Be, Li aussi en + faible quantité, puis détruits dans les étoiles Pic du Fe : fin de la nucléosynthèse stellaire

(34)

Abondance des éléments

( en masse )

INSTITUT NATIONAL DE PHYSIQUE NUCLÉAIRE E T D E PH Y S I Q U E D E S PA R T I C U L E S

T4

(35)

(36)

r-process

35 40 45 50 55 60 65 70 75 80

-6 -4 -2 0 2 4 6

Janecke, Masson

&

1988 Aboussir et al.,

1992 Duflo

& Zuker, 1996

Moeller et al., 1995 Comay et al.,

1988 Tachibana

et al., 1988 Janecke &

Masson, 1988 Groote et al., 1976

Measured masses

Model difference (MeV/c2 )

N (Z = 37)