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

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

Nucléosynthèse des éléments. Labondance cosmique des éléments Mass number.

Présentations similaires


Présentation au sujet: "Nucléosynthèse des éléments. Labondance cosmique des éléments Mass number."— Transcription de la présentation:

1 Nucléosynthèse des éléments

2 Labondance cosmique des éléments Mass number

3 Chart

4 Tableau des nucléides

5 Physique nucléaire Z = nombre atomique = no. protons dans le noyau N = nombre de neutrons = no. neutrons dans le noyau A = nombre de masse atomique = N + Z p = proton = u (dalton) = E–27 kg n = neutron = u = E–27 kg e – = électron = daltons = E–31 kg u = 1 Unité de Masse Atomique = 1/12 de la masse du 12 C = radiation gamma = photon dhaute énergie (radiation électromagnétique) v = neutrino = particule sans (pratiquement) masse – = négative particule bêta (électron extra-nuclear) + = positive particule bêta (positron) = alpha particule = 4 He nucleus (2p2n)

6 13 6 C 7 = 13 C A Z El N

7 Nucléosynthèse Big Bang – ca Ma Supernova – ca Ma Condensation de matière et synthèse de éléments...

8 Dans des secondes après le Big Bang Condensation de matière en noyau: p ( 1 H), e – et n Et formation du carburant des étoiles de première génération... H et He T 3 x 10 9 K 1 H + e – n + v 1 H + n 2 H + 2 H + 1 H 3 He + 3 He + n 4 He +

9

10 Etoiles de 1 ère Génération - Réaction H – H et production de 4 He 1 H + 1 H 2 H v (neutrino) MeV MeV 2 H + 1 H 3 He + (photon) MeV MeV 3 He + 3 He 4 He + 1 H + 1 H MeV MeV

11 Combustion de 3 He : avec Li, B et Be (éléments instables) 3 He + 4 He 7 Be 7 Be 7 Li + – + v 7 Li + 1 H 2 4 He 7 Be + 1 H 8 B + 8 B 8 Be v 8 Be 2 4 He

12 12 C H 12 C v 12 C + 1 H 13 N + 13 N 13 C v 13 C + 1 H 14 N + 14 N + 1 H 15 O + 15 O 15 N v 15 N + 1 H 12 C + 4 He Etoiles de 2 ème Génération (Soleil aujourdhui) Fusion par réaction CNO

13 Diagramme Hertzprung-Russel Hydrogen burning Helium burning

14 Fin de fusion dH et debut de fusion dHe – essentielle pour nucléosynthèse Noyau dhélium (pas assez chaud pour fusion) Dans la séquence principale 10x Sun Noyau se diminue par gravité jusquau fusion de helium extérieur commence Étoile sagrandi et se refroidi, devenant une géante rouge (1000x soleil) 1.61 Gyr 1.65 Gyr 1.69 Gyr 1.76 Gyr

15 Fusion He – He – He dans les géantes rouges. Durété denviron 10 6 à 10 7 ans 4 He + 4 He 8 Be 8 Be + 4 He 12 C + consommation du carburant – He production de C chart

16

17 Combustion de 12 C et dans les géantes rouges pendant <1000 ans 12 C + 4 He 16 O 12 C + 12 C 20 Ne + 4 He + chart

18 Suit par la combustion de 16 O ( < 1 an ), une réaction qui produit un noyau de Si 16 O + 16 O 28 Si + 4 He + 12 C + 16 O 24 Mg + 4 He + chart

19 A la fin de la vie des géantes rouges, même le silicium est brulé: processus e qui dure 1 jour 28 Si + 4 He 32 S + 32 S + 4 He 36 Ar + 36 Ar + 4 He 40 Ca + 40 Ca + 4 He 44 Ti + 44 Ca Ti + 4 He 48 Cr + 48 Ti Cr + 4 He 52 Fe 52 Cr Fe + 4 He 56 Ni + 56 Fe Ni / 56 Fe + 4 He impossible... fin de synthese par fusion chart

20 Fusion est limitée à 56 Fe par lénergie de liason nucléaire p = proton = u = E–27 kg n = neutron = u = E–27 kg u = 1 atomic mass unit = 1/12 12 C = E–27 kg Fe 30 = 26p + 30n A 56 Fe = 56 Mais le poid atomique de 56 Fe = (http://csnwww.in2p3.fr/AMDC/web/masseval.html) 26 x = u 30 x = u u – = u = E–27 kg = masse perdue Converti en énergie de liason nucléaire: E = mc 2

21 Énergie de liason nucléaire maximum à 56 Fe après, fusion est une réaction endothermique nucléosynthèse au délà 56 Fe par des réactions de capture de neutron et par fission des nucléides Z > 90 (uranium et plus)

22 Fin des géantes rouges en supernova

23 Supernova remnants Cas A in x-rays (Chandra) Vela SN1998bu Remnant of SN386, with central pulsar (Chandra) Cygnus Loop (HST): green=H, red=S +, blue=O ++

24 Nucléosynthèse dans les étoiles de 2 eme génération: Inventoire – 1 H, 4 He, 12 C, 13 C, 14 N, 15 N, 16 O, 20 Ne, 24 Mg, 28 Si, 32 S, 36 Ar, 40 Ca, 44 Ca, 48 Ti, 52 Cr, 56 Fe Production de neutron: 13 C + 4 He 16 O + n

25 Nucléosynthèse par capture de neutrons et protons Processus S – capture de neutron lent (étoiles de 2 eme génération) Production des éléments jusquau Bi Processus R – capture de neutron rapide (fin des géantes rouges) Production des élements lourds – à U. Après, cest limité par fission Processus P – capture de proton ( 1 H) Production des nucléides pauvres en neutron s

26 Nucléosynthèse par Processus s : Capture de neutrons libre et formation des nucléides plus lourdes que 56 Fe

27 Nucléides stables (Oddo Hardkins) AZNQuantité PairPairPair159 ImpairPairImpair53 ImpairImpairPair50 PairImpairImpair4 Somme266

28 Fe: produit dans la dernière phase de fusion Éléments > Fe: activation par neutrons Instables CNO Éléments fissionables

29

30

31 Labondance cosmique des éléments Mass number H et He – les plus abondants décroissance exponentielle en abondance Z >40 faible abondance pair-impair (Oddo-Harkins rule) Li, Be, B – faible abondance Fe - forte abondance Pas disotope stable Tc et Pm pas stables


Télécharger ppt "Nucléosynthèse des éléments. Labondance cosmique des éléments Mass number."

Présentations similaires


Annonces Google