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Nucléosynthèse des éléments

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Présentation au sujet: "Nucléosynthèse des éléments"— Transcription de la présentation:

1 Nucléosynthèse des éléments

2 L’abondance 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 12C g = radiation gamma = photon d’haute énergie (radiation électromagnétique) v = neutrino = particule sans (pratiquement) masse b– = négative particule bêta (électron extra-nuclear) b+ = positive particule bêta (positron) = alpha particule = 4He nucleus (2p2n)

6 AZElN 136C7 = 13C

7 Nucléosynthèse Big Bang – ca 12 000 Ma Supernova – ca 5 000 Ma
Condensation de matière et synthèse de éléments . . .

8 Dans des secondes après le Big Bang
Condensation de matière en noyau: p (1H), e– et n Et formation du carburant des étoiles de première génération H et He T  3 x 109 K 1H + e–  n + v 1H + n  2H + g 2H + 1H  3He + g 3He + n  4He + g

9

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

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

12 Etoiles de 2ème Génération (Soleil aujourd’hui) Fusion par réaction CNO
12C + 1H  13N + g 13N  13C + b+ + v 13C + 1H  14N + g 14N + 1H  15O + g 15O  15N + b+ + v 15N + 1H  12C + 4He 12C + 4 1H  12C + 3 g + 2 b+ + 2 v

13 Diagramme Hertzprung-Russel
Helium burning Hydrogen burning

14 Fin de fusion d’H et debut de fusion d’He – essentielle pour nucléosynthèse
Étoile s’agrandi et se refroidi, devenant une géante rouge (1000x soleil) 1.76 Gyr Noyau se diminue par gravité jusqu’au fusion de helium extérieur commence 1.65 Gyr 1.69 Gyr Dans la séquence principale 10x Sun Noyau d’hélium (pas assez chaud pour fusion) 1.61 Gyr

15 Fusion He – He – He dans les géantes rouges
Fusion He – He – He dans les géantes rouges. Durété d’environ 106 à 107 ans 4He + 4He  8Be 8Be + 4He  12C + g consommation du carburant – He production de C chart

16

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

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

19 A la fin de la vie des géantes rouges, même le silicium est brulé: processus “e” qui dure  1 jour
28Si + 4He  32S + g 32S + 4He  36Ar + g 36Ar + 4He  40Ca + g 40Ca + 4He  44Ti + g  44Ca + 2b+ 44Ti + 4He  48Cr + g  48Ti + 2b+ 48Cr + 4He  52Fe  52Cr + 2b+ 52Fe + 4He  56Ni + g  56Fe + 2b+ 56Ni / 56Fe + 4He  impossible . . .  fin de synthese par fusion chart

20 Fusion est limitée à 56Fe par l’énergie de liason nucléaire
p = proton = u = E–27 kg n = neutron = u = E–27 kg u = 1 atomic mass unit = 1/12 12C = E–27 kg 5626Fe30 = 26p + 30n A 56Fe = 56 Mais le poid atomique de 56Fe = (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 = mc2

21 Énergie de liason nucléaire
maximum à 56Fe après, fusion est une réaction endothermique nucléosynthèse au délà 56Fe 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 Cygnus Loop (HST): green=H, red=S+, blue=O++
Cas A in x-rays (Chandra) Vela Remnant of SN386, with central pulsar (Chandra) SN1998bu

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

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

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

27 Nucléides stables (Oddo Hardkins)
A Z N Quantité Pair Pair Pair 159 Impair Pair Impair 53 Impair Impair Pair 50 Pair Impair Impair 4 Somme 266

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

29

30

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


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