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L’Astrophysique Nucléaire

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Présentation au sujet: "L’Astrophysique Nucléaire"— Transcription de la présentation:

1 L’Astrophysique Nucléaire
Objectifs: Source d’énergie stellaire Origine des éléments chimiques Abondances (éléments, isotopes) Contraindre les modèles des sites astrophysiques : Abondances de surfaces, émission gamma nucléaire, météorites,… Applications « astroparticules » : Neutrinos, nucléosynthèse primordiale, rayonnement cosmique,.… Domaine interdisciplinaire par nature Une discipline déjà ancienne! [Burbridge, Burbridge, Fowler & Hoyle, RvMP (1957)], y compris en France (dans les années 60)

2 Combustion (H, He, C, Ne, O, Si)
Big-Bang Combustion (H, He, C, Ne, O, Si)  Processus s,r,p  « Spallation »

3 Réactions avec particules chargées : difficultés
Variation de la section efficace (E) : ordres de grandeur entre 25 et 340 keV Sous la barrière coulombienne ! Sections efficaces très faibles : (E)    lorsque E  Pénétrabilité des barrières coulombienne et centrifuge

4 Méthodes indirectes Sections efficaces beaucoup plus élevées
Possibilité de captures de neutrons sur noyau instable Résultats modèle dépendants S’appliquent aussi aux faisceaux radioactifs Dissociation coulombienne (captures radiatives : A+xB+) B+*A+x où * est un photon virtuel/équivalent Réactions de transfert (IPNO, CSNSM) (DWBA, Assymptotic Normalization Coefficient, « Cheval de Troie », « Surrogate ») A haute énergie avec un projectile composite Souvent la seule possibilité ! E- ER >>ER 18F p d ER E>>ER 19Ne* n Résonances : DWBA et ANC Hors résonances (« écrantage »): Cheval de Troie 18F 15O p ER 19Ne*

5 Réseau « Capital Humain et Mobilité » de l’UE
Angulo et al., Nucl. Phys., (1999) Bruxelles (Astro.), BE Bruxelles (Nucl.), BE Orsay (CSNSM), FR Bochum, DE Stuttgart, DE Athens, GR Ferrara, IT Lisboa, PT Bucharest, RO Edinburgh, UK Compilation de taux de réactions thermonucléaires avec particules chargées sur H à Si (Pour les éléments lourds, les taux viennent en général de la théorie : Bruxelles ULB, Uni Basel) Taux relativement bien connus avec des exceptions notables: 12C(,)16O, 22Ne(,n)25Mg, 12C+12C,….., écrantage électronique et certaines réactions impliquant des noyaux instables

6 Vitesse du son: théorie vs observations
 Exposé de J.-P. Chièze Hélioséismologie Vitesse du son: théorie vs observations Contraintes sur la réaction pp Neutrinos solaires  réaction 7Be(p,)8B AVENIR: GENERALISATION AUTRES ETOILES COROT, EDDINGTON

7 Production des éléments au delà du fer
Capture de neutrons et photodissociation Schématiquement les noyaux lourds proviennent : du processus « s » au centre de la vallée de stabilité Captures lente de neutrons Etoiles AGB et cœur des étoiles massives Sources de neutrons : 13C(,n)16O et 22Ne(,n)25Mg Branchements (n,)/  mesures avec noyaux instables (SPIRAL2) du processus « p » pour les déficients en neutrons Photoérosion des noyaux « s » et « r » Etoiles massives (O/Ne), Sub-Chandrasekar SN, (pré-)supernovae du processus « r » pour les riches en neutrons Capture rapide de neutrons Vent neutrinique dans les SN II (?), coalescence d’étoiles à neutrons (???)

8 Exemple de calcul de processus r dynamique dans le cadre du modèle du « vent neutrinique » [S. Goriely, ULB] Pas de chemin du processus « r ». Milliers de noyaux, réactions de captures, périodes, fission, induites par neutrinos,… Théorie : modèles phénoménologiques  microscopique Mesures ciblées (SPIRAL2, EURISOL) (Exposé de J. Margueron)

9 Problématiques liées aux supernovae II
 Exposé de J. Margueron Explosion convective Onde de choc Interaction n-noyaux Résidu central SN1987A (Janka et al.) Equation d'état matière chaude asymétrique, Interaction n-matière Aspects hydrodynamiques, Nucléosynthèse éléments lourds

10 Astronomie gamma: raies gamma nucléaires
radioactivité calibration de la nucléosynthèse dynamique de l'explosion distribution spatiale 7Be 18F 22Na 26Al 44Ti 56Co 57Co 60Fe étoiles massives (Wolf-Rayet, AGB) novae supernovae SN 1987A e+e- raies d'interaction super/hypernovae, novae, objets compacts, rayonnement cosmique, matière noire légère? rayonnement cosmique, éruptions solaires, disques d'accrétion

11 INTEGRAL (2002-2007) Spectromètre SPI étalonnage au sol: SAp, DSM,
Domaine d’énergie 20 keV – 8 MeV Résolution en énergie 2 1 MeV Détecteurs 19 HP 85 K Résolution angulaire 2˚ FWHM Champ 16˚ Surface des détecteurs 500cm2 étalonnage au sol: SAp, DSM, CESR, CNES, étalonnage en vol: MPE, IN2P3,... SAp CO-I (SPI), P-I (IBIS) Temps garanti Balayage du plan galactique, Vela observations astroph. nucléaire CEA + IN2P3: éruptions solaires novae Orion SAp, CESR, CSNSM, IEEC, IPNO, MPE

12 Astronomie gamma : Novae
Collaboration avec l’IEEC (Barcelone) et le CESR (Toulouse) Modélisation des novae (explosion thermonucléaire à la surface d’une naine blanche) Origine de quelques isotopes rares : 7Li(?), 13C, 15N, 17O Etude de l’émission g (retardée) des isotopes synthétisés: 7Be, 18F, 22Na, 26Al Scénario connu mais questions ouvertes : masse éjectée, mélange hydrodynamique,… Etude systématique des incertitudes nucléaires avec code hydrodynamique (A&A 1995, ApJ 1999, A&A 2000, ApJ 2001) Réactions importantes : 17O+p, 18F+p, 25Al(p,)26Si, 21Na(p,)22Mg (astronomie gamma), 30P(p,)31S (grains présolaires). Etudes expérimentales en cours (Europe/USA/Canada) Novae: seul site explosif dont tous les taux de réactions viendront bientôt de l’expérience. « Revue » en préparation (CSNSM/IEEC/TUNL)

13 Exemple : émission gamma liée aux positrons
Emission liées à l’annihilation des positrons de décroissance du 18F (T1/2 = 110 mn) Modèles (Barcelone) et nucléosynthèse (Orsay): les incertitudes dominantes (ordres de grandeur!) proviennent des réactions 18F+p et 17O+p (A&A 2000) Etudes expérimentales : Tandem d’Orsay (1989), Cyclotron de Louvain la Neuve (2001 et 2005), van de Graff du CENBG (2003) et de LENA (2003), PAPAP du CSNSM ( ), SPIRAL1 (2005), à suivre…. Méthodes : directes [17O(p,)18F et 1H(18F,)15O] et indirectes [D(18F,p)19F, 14N(,)18F, 15O(,’)] 1 thème astrophysique = 6 accélérateurs (4 faisceaux stables, 2 radioactifs) Diversité des moyens pour l’astrophysique nucléaire

14 Astronomie gamma – raies de collisions nucléaires
Distributions en énergie et abondances des noyaux accélérés Densité et composition isotopique des milieux cibles Rayonnement cosmique (< 1 GeV) Sources astrophysiques (!) Propagation dans la galaxie Composition du milieu interstellaire Observations : INTEGRAL ? Advanced Compton Telescope ? Eruptions solaires Mécanismes d’accélération Composition isotopique et dynamique de l’atmosphère solaire Observations : OSO 7 (1972), SMM, OSSE, RHESSI, INTEGRAL...

15 Exemple : spectroscopie à haute résolution
Profil de la raie à 4.44 MeV (12C*) Observation de l'éruption du 28 octobre 2003 avec SPI/INTEGRAL analyse de données et modélisation de l'interaction dans l'atmosphère solaire SAp-Dapnia, CSNSM, (+CESR, ...) Autres raies observées le 28 octobre 2003 avec SPI/INTEGRAL : , 6.92, 7.12 MeV (16O*), ….  C/O, spectre en énergie Expériences au Tandem d'Orsay (1997, 2000, 2002) et modélisation de réactions nucléaires : p,3He,  + C, O, Mg etc. CSNSM, IPNO

16 Astronomie gamma: perspectives instrumentales
gamma: combler le "trou de sensibilité" lentille gamma (e.g.MAX) Advanced Compton Tel. bandes passantes 511, 847 keV champ de vue, sensibilité raies + continuum e+e-,SNe (Ia!) nucléosynthèse, RC! P.v. Ballmoos, CESR, 2004 10-7 10-6 10-5 10-4 3s narrow line sensitivity [ph cm-2 s-1] continuum sensitivity [ph cm-2 s-1 MeV-1]

17 CONCORDIA-Collection
Collecte de Micrométéorites dans les régions centrales Antarctique CONCORDIA- Dome C (CSNSM, collaboration : IN2P3-INSUE-IPEV) Searching for Cometary samples Polar Micrometeorite CONCORDIA-Collection CSNSM-CNRS Stratospheric IDP Cosmic Dust program (NASA) Duprat, Engrand et al., LPSC (2003) Signature extraterrestre (chondritique)

18 Nucléosynthèse et Système Solaire Primitif
Météorites (CAI et chondres) 2 scenarios : 1 Nucleus T1/2 (My) 10Be 1.51 26Al 0.74 41Ca 0.10 53Mn 3.74 60Fe  1.51 A last-minute stellar nucleosynthesis (SNII, AGB,…) Wasserburg et al 1998, Cameron et al. 1995, … Une phase réfractaire (CAI) dans une micrométéorite An in-situ irradiation by the proto-sun (p, a, 3He) Shu et al 1996, Lee et al 1998, Gounelle et al. 2002 Recherche de radioactivités éteintes et de grains présolaires dans les micrométéorites … IMS Orsay (microsonde ionique) Duprat, Engrand et al 2004 (CSNSM)

19 Comparaison CMB et SBBN
Abondances primordiales : 4He: 80 observations (H II dans galaxie bleues compactes) Anisotropies du CMB (WMAP) Bh2=0.02240.0009 Collaboration CSNSM/IAP D: observations (nuages à grand redshift) Réanalyse des taux de réactions en « matrice-R » (+Bruxelles/Louvain-la-N.) Li: 30 observations (étoiles du halo) Importance de la section efficace 7Be+d (ApJ Janvier 2004) Mesure 7Be+d (Mai 2004 Louvain-la-N.) Incompatibilité? 4He + Li CMB + D

20 BBN non standard Les réactions nucléaire du BBN étant sous contrôle
Paramétrisation du taux d’expansion au temps du BBN Echelle précédente Les réactions nucléaire du BBN étant sous contrôle Perspectives CSNSM, IAP : Test de nouvelle physique en collaboration avec Minnesota U., LAPP, IAP/GReCO Extension de la Relativité Générale, Quintessence, Branes, Variations des constantes fondamentales,… Kazuhide Ichikawa, Masahiro Kawasaki, Phys.Rev. D69 (2004)

21 Les perspectives Collaboration physiciens nucléaires - astrophysiciens Observations Astronomie photonique : gamma, X, optique, CMB Hélio(/astéro)séismologie (GOLFNG, exposé de J.P. Chièze) Météorites / grains présolaires Astronomie des neutrinos Physique nucléaire Maintien de la diversité des accélérateurs Futurs instruments : SPIRAL2, EURISOL, ALTO Théorie  modèles microscopiques Matière dense, objets compacts (exposé J. Margueron) Nouvelle méthodes indirectes, -beams Modèlisation astrophysique Codes hydrodynamiques multidimensionnels (exposé de J.P. Chièze) } Processus r et s

22 Coordonatrice : Carmen Angulo (Louvain-la-Neuve)
CARINA : Challenges and Advanced Research In Nuclear Astrophysics Un réseau pour harmoniser la recherche en Astrophysique Nucléaire en Europe 6th European Research Framework Program 2005 – 2009 Coordonatrice : Carmen Angulo (Louvain-la-Neuve) Moyens : organisation de workshops et groupes de travails pour Identifier grâce aux astrophysiciens les besoins en données nucléaires Etudier les moyens expérimentaux pour les satisfaire (comment? où?..) Pierre Leleux (CRC, Louvain-la-Neuve) Alberto Mengoni (CERN) François de Oliveira (GANIL) Alexander Murphy (University of Edinburgh) Thomas Rauscher (Universityof Basel) Claus Rolfs (University of Bochum) Olivier Sorlin (IPN, Orsay) Claudio Spitalieri (LNS Catania) Klaus Sümmerer (GSI, Darmstadt) Friedrich-Karl Thielemann (University of Basel) Adriaan van den Berg (KVI, Groningen) Cyriellus Wagemans (University of Gent) Alain Coc (CSNSM, Orsay) Pierre Descouvemont (PNTPM, ULB, Brussels) Roland Diehl (MPE, Garching) Gianni Fiorentini (INFN Ferrara) Zsolt Fülöp (ATOMKI, Debrecen) Brian Fulton (University of York) Sotiris Harissopoulos (NCSR Demokritos, Athens) Michael Hass (Weizmann Institute, Rehovot) Jordi José (IEEC, Barcelona) Franz Käppeler (KFZ Karlsruhe) Karl-Ludwig Kratz (University of Mainz) Karlheinz Langanke (University of Århus)

23 Processus « s » et « r » (captures de neutrons)
« Pic du Fer » Processus « s » et « r » (captures de neutrons) Fermetures de couches en neutrons, N=82 et 126


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