La présentation est en train de télécharger. S'il vous plaît, attendez

La présentation est en train de télécharger. S'il vous plaît, attendez

Initiation à lAstrophysique nucléaire : la synthèse des éléments -- Première partie -- G. Comte Observatoire Astronomique Marseille-Provence Octobre 2011.

Présentations similaires


Présentation au sujet: "Initiation à lAstrophysique nucléaire : la synthèse des éléments -- Première partie -- G. Comte Observatoire Astronomique Marseille-Provence Octobre 2011."— Transcription de la présentation:

1 Initiation à lAstrophysique nucléaire : la synthèse des éléments -- Première partie -- G. Comte Observatoire Astronomique Marseille-Provence Octobre 2011

2 Introduction bref historique: I - la notion déléments et les questions sur leur origine

3 Comprendre le contenu matériel de lUnivers: les éléments La chimie moderne naît dans la deuxième moitié du 18ème siècle, grâce à l'introduction systématique du quantitatif (balance de précision, mesure des volumes des gaz) dans l'étude des réactions. (Cavendish, Lavoisier, Scheele, Berthollet, J. Dalton) La notion d'élément prend corps peu à peu, en liaison avec l'essor, puis le triomphe définitif de la théorie atomistique vers 1800, un siècle avant le début de la révolution quantique. Aujourdhui, lélément est défini par le nombre de protons (nombre de charge Z du noyau) Lavoisier Berthollet Scheele J. Dalton

4 1766 : Henry Cavendish découvre l'hydrogène (H) 1868 : Jules Janssen, Joseph Norman Lockyer et Edward Frankland découvrent l'hélium (He)

5 Océans et nuages: H, O Roches : Si, O, Al, C, Ca, Mg, Fe, Mn, etc… Atmosphère : N, O Il n'existe pas de H libre; la quantité totale de H combiné (H 2 O) n'est pas très grande par rapport à la masse totale de la Terre. He est à peu près totalement absent ! Intérieur profond: Fe, Ni, Si,O, Mn …

6 Composition chimique globale de la Terre (en masse) : Fer ,8 % Oxygène ,7 % Silicium ,5 % Magnésium ,7 % Nickel ,2 % Calcium ,5 % Aluminium ,8 % soit 97,5 % pour ces seuls 7 éléments !

7 Matière interstellaire Matière vivante : et étoiles : sur 100 atomes: sur 100 atomes: hydrogène 90,76 61 hélium 4 9,09 - oxygène 0,01 27,5 azote 0,003 1,5 carbone 0,015 10

8 Compositions chimiques, en % du nombre d'atomes total TerreEau de mer Soleil (surface) Univers Hydrogène 0, Hélium (Quasi- absent) Absent69 Oxygène 49330,060,1 Carbone 0,020,00140,040,06 Magnésium 160,0330,0040,005 Fer 14traces0,0030,004

9 Lhélium, qui « pèse » pour 25 % de la masse de matière « ordinaire » (baryonique) de lUnivers, est à peu près absent du globe terrestre. Lhydrogène et lhélium ont été produits au début de la formation de lUnivers (400 secondes après le Big Bang). Pendant les premiers âges de la Terre, ces éléments légers ont été « soufflés » par le vent du jeune Soleil, à lexception de la fraction de H qui était combinée en glace dans les poussières de la nébuleuse primitive … et quon retrouve aujourdhui dans nos océans (?).

10 Le tableau périodique des éléments de Mendeleïev

11

12

13 Fraction de masse de lhydrogène : notée X Fraction de masse de lhélium : notée Y Fraction de masse de tous les autres éléments (dits « métaux ») : notée Z par définition X + Y + Z = 1 Matière primordiale de lUnivers, avant la formation des premières étoiles : X = Y = Z = Soleil : (formation il y a 4.62 Gyr) : X = Y = Z ~ 0.02 ( ?) Milieu interstellaire galactique actuel : X = Y = Z ~ 0.03 Évolution chimique due au recyclage des produits de nucléosynthèse

14 Quelques questions, en vrac, quon peut se poser : - les étoiles ont apparemment une source dénergie « illimitée » à léchelle de la vie humaine, et même à léchelle « géologique » - les astrophysiciens nous assurent que lhydrogène et lhélium sont les constituants essentiels de la matière ordinaire dans lUnivers - on connaît une centaine déléments chimiques différents, et de nombreux isotopes de ces éléments - notre planète est surtout constituée, en surface, de silicium, de calcium, daluminium et doxygène, et son atmosphère dazote; lhydrogène ny est guère présent que sous forme deau - les êtres vivants sont constitués de carbone, dazote et doxygène chimiquement liés à lhydrogène, mais ce dernier nest pas le seul principal élément constituant de la matière vivante

15 Introduction bref historique: II – le problème de la source dénergie des étoiles

16 Jusque vers 1880, hypothèses fantaisistes Fin 19 e siècle, la thermodynamique classique sempare du problème et donne une solution: le Soleil, en se contractant sous linfluence de sa propre gravité, peut briller avec la luminosité observée pendant ~ ans (temps de Kelvin – Helmholtz) Problème : la paléontologie montre quil y avait de la vie sur Terre longtemps avant, cette vie nayant pu se développer que grâce à un apport régulier dénergie solaire pendant très longtemps (au moins plusieurs 10 8 ans) Conflit entre Jeans et Eddington : la source dénergie du Soleil naît-elle parce que la structure de létoile le permet (température et densité centrales) et maintient-elle cette structure à léquilibre ensuite ou létoile a-t-elle la structure quelle a parce que sa source dénergie la « forcée » ? Compréhension progressive des interactions nucléaires de 1920 à Découverte de leffet tunnel (fin des années 20) (Gamow) Prédiction du neutrino (Pauli & Fermi, ), « vu » seulement en 1950 ! Description du cycle CNO (Bethe & Weiszäcker, 1930) [pas besoin de neutron] Découverte du neutron (Chadwick, 1932) Description complète des cycles pp (Bethe, Crichtfield, Weiszäcker – )

17 Généralités Rappels des grandeurs utiles !

18 Masse du proton : m p = kg ou MeV / c 2 Masse du neutron : m n = kg ou MeV / c 2 Masse de lélectron: m e = kg ou MeV / c 2 Charge de lélectron: e = C (Très souvent : e / 4 0 = unités at. ) Unité dénergie: 1 eV = J Cste. de Boltzmann : k B = J / K = eV / K Cste. de Planck : h = J s ou m 2 kg / s Conversion énergie – température : ( 1 eV / k B ) = K Conversion énergie – masse : ( 1 eV / c 2 ) = kg Système international des masses atomiques : 1 uma = 1 dalton = 1 / 12 de la masse de latome de 12 C = kg = MeV / c 2

19 Nombre dAvogadro : N av = atomes par mol Permittivité du vide : 0 = C 2 s 2 kg -1 m -3 avec 1 / 4 0 = (S.I.) Longueur donde de de Broglie : dimension spatiale dune particule de vitesse v, par agitation thermique therm = ħ / ( mk B T )

20 Généralités Le noyau atomique: lessentiel pour comprendre la suite … (Voir développements dans le cours dO. Sérot)

21 Le noyau est constitué de A « nucléons » dont Z protons (symboles usuels) Il porte donc une charge positive de + Ze Masse du noyau : masse totale des nucléons - énergie de liaison soit M (A,Z) = Z * m p + (A - Z) * m n - B (A,Z) Relation masse du noyau – masse atomique : masse = masse + masse - énergie de liaison de latome du noyau des électrons des électrons M (A,Z) nucl. = M (A,Z) at. - Z * m e * Z 7/3 ( Pour les éléments légers, lénergie de liaison des électrons est négligeable devant les autres termes ) Pour les calculs de bilan dénergie des réactions, sauf pour les noyaux les plus légers, on peut en général utiliser les masses atomiques et leur conversion : 1 uma = MeV

22 Le noyau de latome dhydrogène 1 H étant réduit à un seul proton, son énergie de liaison est évidemment nulle. Dès le deutérium ( 2 H : 1 p + 1 n ) lénergie de liaison apparaît : A nucléons pris séparément ont une plus grande masse que sils sont liés dans un noyau par linteraction forte. TOUS LES NOYAUX PLUS LOURDS QUE 1 H ONT UNE MASSE : M (A,Z) nucl < Z * m p + (A - Z) * m n Les réactions nucléaires, en modifiant le nombre et /ou la nature des nucléons, changent lénergie de liaison totale du noyau. Selon la réaction, il est possible : - de libérer une partie de lénergie de liaison dans lenvironnement (réaction EXOTHERMIQUE) - dutiliser un apport extérieur dénergie (par ex. énergie cinétique dun « projectile » ) pour lintégrer à la masse du noyau (réaction ENDOTHERMIQUE)

23 Lénergie de liaison par nucléon croît rapidement avec A puis se stabilise et décroît ensuite. On remarque un « creux » pour Li Be B, éléments rares !

24 Généralités Les plasmas astrophysiques dans les sites de nucléosynthèse

25 Les deux sites astrophysiques principaux où des réactions nucléaires synthétisent les éléments sont : - lUnivers primitif, quelques secondes après le Big Bang : plasma dense de haute énergie à haute température, occupant un volume en expansion très rapide. Cest le lieu de la nucléosynthèse primordiale, qui, après la recombinaison des quarks en protons et neutrons, produit essentiellement 4 He, ainsi que, en quantités bien plus faibles, 2 H et 3 He, et quelques traces de 7 Li. - les cœurs et zones profondes des étoiles non dégénérées, à divers degrés dévolution : plasmas chimiquement complexes, à densités et températures « moyennes », en général en équilibre thermodynamique. Ces plasmas stellaires sont des lieux de réactions de fusion « à basse énergie » produisant lénergie permettant léquilibre hydrostatique de létoile, énergie qui est finalement dissipée par rayonnement dans lespace. Dautres réactions nucléaires ont lieu dans dautres sites (milieu interstellaire p.ex.) : ce ne sont pas des réactions de fusion à basse énergie. Les couches profondes des étoiles sont aussi le siège de réactions nucléaires par captures de neutrons, qui ne produisent pas dénergie mais synthétisent des éléments lourds.

26 On suppose les plasmas stellaires non relativistes et non dégénérés, en équilibre thermodynamique local (i.e. T et quasi-constants par rapport au libre parcours moyen des particules entre collisions successives). La distribution de vitesse des particules est alors une distribution de Maxwell- Boltzmann. (n.b. : La température pendant lépisode de nucléosynthèse primordiale va de K à K - les énergies moyennes des particules sont = 3/2 (k B T) soit de 1.3 MeV (à K) à 0.07 MeV (à 10 9 K) le plasma est relativiste au début, mais pas à la fin Les températures au cœur des étoiles vont de quelques 10 6 K (étoiles de masse plus faible que le Soleil) à ~10 9 K (supergéantes en fin de vie). - les énergies moyennes des particules sont = 1.3 keV à 120 keV ( vitesse moyenne à m/s non relativiste)

27 Généralités Les réactions nucléaires de fusion

28 On va considérer uniquement les réactions à deux corps (celles à 3 corps sont hautement improbables) du type : X + a Y + b où X est un noyau (A, Z), a une « particule » qui peut être un autre noyau, identique à X ou différent. Les produits de la « fusion » de a avec X sont le noyau Y (A, Z) et la « particule » b. Celle-ci peut être un autre noyau, un nucléon seul, un photon, etc…, ou ne pas être produite. On note par convention une telle réaction : X (a, b) Y - si a est un proton ( 1 H), la réaction est dite de « combustion » de l H - si a est un noyau d 4 He (dit noyau « alpha »), « combustion » de He - si X = a « fusion » - si b est un photon (noté ), on a une « capture radiative » Exemple : 18 O (p, ) 19 F = 18 O + 1 H 19 F +

29 La « réaction » (si elle se produit) met en jeu les interactions nucléaires (forte et parfois faible) et on a une COLLISION INELASTIQUE avec conservation, dans le système du centre de masse : - de la quantité de mouvement (impulsion) - de lénergie - du moment angulaire Cette conservation de lénergie est, de fait, « assurée » par la non-conservation de la masse des particules : m X + m a # m Y + m b. E aX + (m X + m a ) c 2 = E bY + (m Y + m b ) c 2 Energie libérée (Q >0, exothermique) ou soustraite à lenvironnement (Q<0, endothermique) : Q = E bY - E aX = (m X + m a ) c 2 - (m Y + m b ) c 2 Énergies cinétiques des particules dans le centre de masse 1 m X. m a E aX = ( | v(X) – v (a) |) 2 2 m X + m a 1 m Y. m b E bY = ( | v(Y) – v (b) |) 2 2 m Y + m b

30 Lénergie de liaison, exprimée par nucléon, croît jusquà A = 56, et décroît ensuite. Si m Y > m X, une réaction de fusion de type X ( a,b) Y sera en général (il y a des exceptions) EXOTHERMIQUE jusquà A Y ~ 56 ENDOTHERMIQUE au-delà - La nucléosynthèse « naturelle » dans les étoiles déléments plus lourds que Fe – Ni ne seffectue pas par fusion de noyaux X plus légers que les produits Y. - Les noyaux des isotopes stables du groupe du fer (Fe, Ni, Co) étant les plus fortement liés, il est naturel que ces éléments soient « relativement » abondants car ils proviennent de laboutissement de chaînes de réaction qui ne peuvent se poursuivre au-delà. - Au-delà du groupe du Fe, (bien au-delà …) le moyen de libérer lénergie de liaison est de « casser » le noyau en composants moins massifs : ceci sobtient par FISSION mais aussi, souvent, dans les plasmas stellaires chauds, par PHOTODESINTEGRATION (réactions de type X (, b) Y avec A (Y) < A (X) )

31 Fusion exothermique Cas du fer: bilan de fusion ou de fission nul A < 56 A = 56 Fusion endothermique Fission exothermique (lorsquelle est possible) A > 56 La « vallée » du fer

32 Courbe dAston

33 « Fonctionnement » dune réaction de fusion (au sens large) X (a,b) Y : (description phénoménologique) 1) rapprochement des deux noyaux X et a : les deux noyaux étant chargés positivement, il y a répulsion coulombienne: force de Coulomb : f c = (1/ 4π 0 ). Z a Z X e 2. (1 / r 2 ) potentiel associé : U c = (1/ 4π 0 ). Z a Z X e 2 / r r étant la distance séparant les noyaux X et a lorsque r r nuc ( r nuc de lordre du fermi soit m ) le potentiel U c peut sécrire : avec r nuc 1.24 A 1/3 ( en fm ) en première approximation U c (1/ 4π 0 ). Z a Z X e 2. [ 1 / ( A 1/3 ) ] U c 18.6 Z a Z X. (1/ A 1/3 ) J U c 1.16 Z a Z X. (1/ A 1/3 ) MeV n.b. : une expression plus précise sobtient en utilisant le rayon dinteraction forte : r = r B = ( A X 1/3 + A a 1/3 ) ( en fm ) doù: U c 1.44 Z a Z X / r B MeV

34 2) Assemblage dun « noyau composé » (dans un état excité) noté W* X + a W* Ce noyau composé apparaît lorsque a sest rapproché de X à la distance critique (voisine de r nuc ) où linteraction nucléaire forte prend le pas sur linteraction coulombienne (électromagnétique). Linteraction forte est décrite, empiriquement ou semi-empiriquement, par un potentiel U nuc, de forme inconnue (on peut lassimiler à un puits rectangulaire en première approximation). 3) Désexcitation du noyau composé, à travers un « canal de sortie » : W* X + a pas de réaction, collision élastique ou W* W** + changement détat excité avec émission dun photon ou W* Y 1 + b 1 « réaction » # 1 avec produits différents de X et a ou W* Y 2 + b 2 « réaction » # 2 avec produits différents de X et a et de Y 1 et b 1 etc…

35 Section efficace de réaction: Définition: nombre de réactions par noyau X par seconde = flux de noyaux a (par unité de surface) a la dimension dune surface et est exprimée en barn ( m 2 ) En règle générale, dépend de la vitesse relative v: = (v) Dans lunité de volume, le TAUX de réaction sécrit : r aX (v) = ( 1 / (1 + aX ) ). (v) n X n a v 0 si a # X nombre de 1 si a = X de noyaux X flux de noyaux a par unité de vol. v est la vitesse relative des noyaux X et a

36 Plasma non relativiste, non dégénéré : les particules ont une distribution de vitesse (donc dénergie cinétique) de Maxwell-Boltzmann : Proba. pour quune particule de masse m ait une vitesse comprise entre v et v+dv: P (v).dv = (m / 2 k B T) 3/2. exp( - mv 2 /2k B T). 4 v 2 dv la vitesse moyenne est alors = (3k B T / m) et lénergie cinétique moyenne : = 0.5 m 2 = 1.5 k B T Ceci sapplique aux vitesses relatives des particules (dans le centre de masse) en remplaçant m par la masse réduite m R = m(X). m(a) / (m(X) + m(a)) En énergie cinétique E dans le centre de masse : P (E).dE = ( 2 / ) ( E / (k B T) 3/2 ) exp ( - E / k B T ) dE Exemple : collision proton-proton ; pour quil y ait réaction (par ex. synthèse de 2 H ), il faudrait « en principe » que soit suffisante pour franchir la barrière coulombienne, soit : 1.5 k B T > ( 1 / 4 0 ) ( e 2 / r nuc ) avec U c ~ 0.27 MeV on trouve T > K !!!!!

37 Heureusement pour les étoiles, (et pour la fusion contrôlée…) G. Gamow vint et découvrit que la mécanique quantique contenait dans ses principes le phénomène de l « Effet Tunnel ». Si leffet tunnel permet lémission spontanée dun noyau d 4 He (radioactivité alpha) par un noyau lourd, il fonctionne aussi dans lautre sens et permet à quelques particules dune population de pénétrer la barrière coulombienne à des énergies cinétiques inférieures au potentiel coulombien. Gamow a montré que le « facteur de pénétration » de la barrière coulombienne, qui est une probabilité, est: P l = p l. ( 1/ E ). exp (- 2 = ( m R / 2 ) 1/2. Z a Z X e 2 / ( ħ E ) (paramètre de Sommerfeld) avec m R = m a.m X / (m a + m X ) p l dépend des nuclides a et X p l = U C(r = r0). exp [ ( 32 m R Z a Z X e 2 r 0 / ħ 2 ) 1/2 ]

38 Pour une distribution des vitesses v de Maxwell-Boltzmann, on aura un taux de réaction total par unité de volume, obtenu en intégrant sur lensemble du spectre des vitesses de la distribution : r aX = r aX (v) dv = (1 / (1 + aX ) n a n X aX aX = 4. ( m R / 2 k B T ) 3/2 exp (-m R v 2 / 2k B T). v 3. (v) dv 0 ou, en utilisant lénergie cinétique (dans le centre de masse) plutôt que la vitesse: aX = 8. (1 / m R ). (1 / 2 k B T ) 3/2 exp (-E / k B T). E. (E) dE 0 Section efficace fonction de E 0

39 Pour les réactions non-résonantes (cas simple où le seul effet tunnel intervient pour le passage de la barrière coulombienne), on sépare les termes dépendant peu de lénergie cinétique du facteur de pénétration, qui, lui, en dépend très fortement. Dautre part, la section efficace MAXIMALE est la section efficace « géométrique » cest-à-dire celle dont le rayon est la longueur donde de de Broglie de la particule. max (E) = ( th ) 2 =. (ħ 2 / 2m R E) On écrit : (E) =. ( th ) 2. P l (E). f (E) = S (E). ( 1 / E ) exp (-2 long. de facteur de « facteur astrophysique » de Broglie pénétration

40 Lintégrale sur les énergies dans le facteur aX du taux de réaction total va alors sécrire : exp ( - E / k B T). E. S (E). exp (- 2 ). dE 0 Lintégrant peut être mis sous la forme : S (E). exp [ - ( E/k B T) – / E ] Les réactions nucléaires ne vont concerner que les particules : - assez énergétiques pour tunneler - assez nombreuses pour que le taux de réaction soit significatif. Facteur astrophysique Facteur de Facteur de (dépend très peu de E) Boltzmann pénétration de décroît très vite la barrière Coul. avec E augmente avec E

41 Il existe une énergie cinétique optimale E 0 (dite « énergie de Gamow » ) où lintégrant est maximum. Cette valeur définit le centre du « pic de Gamow » (i.e. le produit des deux fonctions exponentielles dans lintégrant) qui est le domaine dénergie des noyaux qui produiront des réactions nucléaires « à basse énergie » non résonantes. Le pic de Gamow a une forme approximable par une gaussienne. (n.b. : si une résonance avec un état quasi-lié du noyau composé est proche du pic de Gamow, la section efficace est énormément augmentée ) Numériquement : E 0 = m R 1/3. ( Z a.Z X. T 9 ) 2/3 en MeV avec T 9 = T (K) et m R = m a. m X / (m a + m X ) en u.m.a. largeur du pic à 1/e : E 0 = 4.( E 0.k B.T / 3 ) 1/2 soit : E 0 = (Z a 2.Z X 2.m R ) 1/6 T 9 5/6 en MeV

42 E0E0 E 0 Le pic de Gamow: Cest le produit de la distribution de Maxwell-Boltzmann des énergies cinétiques des particules (dans le centre de masse) par la probabilité de franchissement de la barrière coulombienne par effet tunnel. * à plus basse énergie, leffet tunnel a une probabilité trop faible * à plus haute énergie, le nombre de particules disponibles est trop petit pour quil y ait un nombre de réactions significatif.

43 Un facteur de complication: lécrantage électronique Dans un plasma siège de réactions nucléaires, les noyaux, chargés positivement, se déplacent au sein dune « mer » délectrons libres. Les barrières coulombiennes entourant chaque noyau sont affaiblies par linfluence des charges négatives portées par les électrons disséminés partout. La charge « sentie » par un noyau chargé +Z a e sapprochant dun noyau chargé +Z X e va de fait être inférieure à +Z X e, la force de répulsion coulombienne réelle va être plus petite que (1/4 0 ) Z a Z X e 2 et le potentiel de la barrière va être abaissé. Le résultat est que davantage de noyaux a vont pouvoir tunneler à une énergie cinétique donnée. Il est strictement équivalent de considérer que ces particules ont une énergie cinétique plus grande que la valeur canonique de Boltzmann pour attaquer le potentiel coulombien canonique de X non environné délectrons. Le résultat est une augmentation du taux de la réaction X (a,b) Y : - faibles masses volumiques et/ou T grand (noyaux légers dans un plasma chaud) : la correction de potentiel reste faible devant k B T. Les taux de réaction peuvent être augmentés de quelques pourcents. ( 20%) - fortes masses volumiques (noyaux plus lourds ou grandes densités): les électrons ont tendance à entourer la charge positive et les taux de réaction peuvent être multipliés par 100 ou plus ! - cas intermédiaires: calculs très difficiles, incertitudes sur les taux de réaction.

44 La photodissociation, « ennemie » de la fusion. Dans les plasmas chauds ( T > 10 9 K ) les noyaux coexistent avec un gaz de photons très énergétiques capables dinteragir directement avec les noyaux, par des réactions de type X + Y + b où A (Y) < A (X) Ces réactions de photodésintégration sont naturellement ENDOTHERMIQUES. Les plus importantes sont : - la réaction 2 H + 1 H + n inverse de la synthèse primordiale du deutérium, qui inhibe complètement celle-ci jusquà ce que T ~ 1 MeV et empêche le démarrage de la nucléosynthèse primordiale à très haute T - les réactions de type 4n X + 4(n-1) Y + 4 He qui entrent en compétition avec les captures alpha inverses au-delà de la synthèse du 28 Si dans les coeurs stellaires évolués, - les réactions de type 4n X + 4n-1 Y + 1 H qui modifient les produits de captures alpha pour créer des isotopes nouveaux à nombre de masse impair et libèrent des protons

45 Le début de lhistoire: La nucléosynthèse primordiale

46 Les étoiles transmutent lhydrogène en hélium (voir la suite!), mais cette production, même assurée pendant 12 milliards dannées, ne peut rendre compte que de quelques pour cents de labondance de He observée. La spectroscopie des quasars très distants (donc vus très loin dans le passé, montre que labondance de lhydrogène était la même quaujourdhui, à très peu près, il y a 10 milliards dannées. -->> H et He ont été synthétisés au tout début de lhistoire, bien avant lapparition des premières étoiles !!! Lun des grands succès de la théorie du Big Bang est justement dexpliquer correctement cette nucléosynthèse « primordiale »

47 À l instant t = secondes, T = K et = kg/m 3 toute la matière est sous forme dune « soupe » de quarks et danti-quarks en permanente interaction, les annihilations équilibrant à peu près les créations de paires de particules. Une très faible dissymétrie au profit des particules et au détriment des antiparticules fait que la matière « normale » va survivre aux dépens de lantimatière. Mais lexpansion est très rapide, T et chutent vertigineusement ! t = secondes, T = K et = kg/m 3 les quarks survivants se recombinent en protons et neutrons. Les deux réactions : p + e - n + n + e + p + sont en équilibre statistique et maintiennent des populations égales

48 t = secondes, T = K et = kg/m 3 le nombre de neutrons commence à diminuer, car lénergie disponible diminue (T baisse) et la capture de positons est plus facile que la capture électronique t = 1 seconde, T = K et = 10 9 kg/m 3 il ne reste plus quun neutron pour 3 protons: leur incorporation dans des noyaux complexes ( 3 He ou 4 He) est très peu probable, (collisions à plus de 2 particules) et le deutérium ne peut encore être stable. (se photodésintègre par : 2 H + 1 H + n, les photons étant trop énergétiques) t = 100 secondes, T = 10 9 K et = 10 5 kg/m 3 stabilité du deutérium 2 H et création du nombre de noyaux 2 H correspondant à labondance des neutrons (1 n pour 7 p). T et sont telles que les deutérons fusionnent instantanément pour donner de l 4 He (dans la proportion de 25 % en masse) 1 H + n 2 H + puis 2 H + 2 H 3 He + n ou 2 H + 2 H 3 H + 1 H puis 3 He + 2 H 4 He + 1 H ou 3 H + 2 H 4 He + n

49 A Z543210Z H 2 H 3 H n 3 He 4 He [ 6 Li] 7 Li 7 Be [( 8 Be)] [ 9 Be] [ 10 B] captures de protons de neutrons de deutons 2 H d alphas 4 He Le réseau des 12 plus importantes réactions primordiales

50 Les 14 réactions essentielles de la nucléosynthèse primordiale : n + e+ p + e réversible p + e- n + e réversible n p + e- + e réversible 1 H + n 2 H + 2 H + 1 H 3 He + 2 H + 2 H 3 He + n 2 H + 2 H 3 H + 1 H 3 H + 2 H 4 He + n 3 H + 4 He 7 Li + 3 He + n 3 H + 1 H 3 He + 2 H 4 He + 1 H 3 He + 4 He 7 Be + 7 Li + 1 H 4 He + 4 He 7 Be + n 7 Li + 1 H

51 abondance

52 Remarques : 1) un peu d 3 He subsistera avant davoir eu la possibilité dêtre détruit par le deutérium devenu rare. 2) le 3 H disparaîtra très rapidement et complètement (radioactif ) 3) une faible quantité de lithium 7 (et uniquement celui-là) est créée: 4 He + 3 H 7 Li + ou 4 He + 3 He 7 Be + 7 Be + n 7 Li + 1 H 4) Dans les dernières secondes de cet épisode, T et auront juste assez diminué pour quune faible quantité de 2 H (deutérium) survive. Il ne sera plus détruit que par les étoiles. La nucléosynthèse primordiale sarrête ici, et T seffondrent trop vite pour permettre de synthétiser des éléments plus lourds


Télécharger ppt "Initiation à lAstrophysique nucléaire : la synthèse des éléments -- Première partie -- G. Comte Observatoire Astronomique Marseille-Provence Octobre 2011."

Présentations similaires


Annonces Google