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LAstrophysique Nucléaire Objectifs: Source dénergie stellaire Origine des éléments chimiques Abondances (éléments, isotopes) Contraindre les modèles des.

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1 LAstrophysique Nucléaire Objectifs: Source dénergie 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 Big-Bang « Spallation » Combustion (H, He, C, Ne, O, Si) Processus s,r,p

3 Réactions avec particules chargées : difficultés Sous la barrière coulombienne ! Sections efficaces très faibles : (E) lorsque E Pénétrabilité des barrières coulombienne et centrifuge Variation de la section efficace (E) : 9 ordres de grandeur entre 25 et 340 keV

4 Méthodes indirectes Sections efficaces beaucoup plus élevées Possibilité de captures de neutrons sur noyau instable Résultats modèle dépendants Sappliquent 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 18 F 15 O p ERER 19 Ne* E- E R >>E R 18 F p d ERER E>>E R 19 Ne* n Résonances : DWBA et ANC Hors résonances (« écrantage »): Cheval de Troie Souvent la seule possibilité !

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

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

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 : 13 C(,n) 16 O et 22 Ne(,n) 25 Mg 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 détoiles 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 Explosion convective Aspects hydrodynamiques, Nucléosynthèse éléments lourds Interaction -noyaux Equation d'état matière chaude asymétrique, Interaction -matière Onde de choc Résidu central Exposé de J. Margueron SN1987A (Janka et al.)

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

11 INTEGRAL ( ) Spectromètre SPI Domaine dénergie 20 keV – 8 MeV Résolution en énergie2 1 MeV Détecteurs 19 HP 85 K Résolution angulaire2˚ FWHM Champ 16˚ Surface des détecteurs500cm 2 étalonnage au sol: SAp, DSM, + CESR, CNES, étalonnage en vol: MPE, IN2P3,... observations astroph. nucléaire CEA + IN2P3: éruptions solaires novae Orion SAp CO-I (SPI), P-I (IBIS) Temps garanti Balayage du plan galactique, Vela SAp, CESR, CSNSM, IEEC, IPNO, MPE

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

13 Exemple : émission gamma liée aux positrons 1 thème astrophysique = 6 accélérateurs (4 faisceaux stables, 2 radioactifs) Diversité des moyens pour lastrophysique nucléaire Emission liées à lannihilation des positrons de décroissance du 18 F (T 1/2 = 110 mn) Modèles (Barcelone) et nucléosynthèse (Orsay): les incertitudes dominantes (ordres de grandeur!) proviennent des réactions 18 F+p et 17 O+p (A&A 2000) Etudes expérimentales : Tandem dOrsay (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 [ 17 O(p, ) 18 F et 1 H( 18 F, ) 15 O] et indirectes [D( 18 F,p) 19 F, 14 N(, ) 18 F, 15 O(, )]

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 daccélération - Composition isotopique et dynamique de latmosphère solaire Observations : OSO 7 (1972), SMM, OSSE, RHESSI, INTEGRAL...

15 Exemple : spectroscopie à haute résolution Profil de la raie à 4.44 MeV ( 12 C*) Expériences au Tandem d'Orsay (1997, 2000, 2002) et modélisation de réactions nucléaires : p, 3 He, + C, O, Mg etc. CSNSM, IPNO 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 : 6.13, 6.92, 7.12 MeV ( 16 O*), …. C/O, spectre en énergie

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

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

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

19 Comparaison CMB et SBBN Abondances primordiales : 4 He: 80 observations (H II dans galaxie bleues compactes) D: 6 observations (nuages à grand redshift) Li: 30 observations (étoiles du halo) Incompatibilité? 4 He + Li CMB + D Réanalyse des taux de réactions en « matrice-R » (+Bruxelles/Louvain-la-N.) Collaboration CSNSM/IAP Importance de la section efficace 7 Be+d (ApJ Janvier 2004) Mesure 7 Be+d (Mai 2004 Louvain-la-N.) Anisotropies du CMB (WMAP) B h 2 =

20 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,… Paramétrisation du taux dexpansion au temps du BBN BBN non standard Echelle précédente

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 CARINA : Challenges and Advanced Research In Nuclear Astrophysics 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) 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) Un réseau pour harmoniser la recherche en Astrophysique Nucléaire en Europe 6 th European Research Framework Program 2005 – 2009 Moyens : organisation de workshops et groupes de travails pour 1.Identifier grâce aux astrophysiciens les besoins en données nucléaires 2.Etudier les moyens expérimentaux pour les satisfaire (comment? où?..) Coordonatrice : Carmen Angulo (Louvain-la-Neuve)

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


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