L’Univers Thermonucléaire

Présentation au sujet: "L’Univers Thermonucléaire"— Transcription de la présentation:

1 L’Univers Thermonucléaire
Jean-Pierre CHIEZE DSM/DAPNIA/SAp Journées de Prospective DSM/DAPNIA-IN2P3 10-15 octobre 2004

2 De l’Univers calme à l’Univers violent : vers le stade pré-supernova introduction de la dynamique interne Développement de calculs hydrodynamiques et magnétohydrodynamiques Meilleures prédictions des abondances de surface (observable) Effet de la métallicité

3 De la sismologie solaire et stellaire à l’analyse des raies nucléaires
De l’Univers calme à l’Univers violent Contraintes observationnelles spatiales De la sismologie solaire et stellaire à l’analyse des raies nucléaires COROT 2006 SDO: 2009  GOLFNG 2010 ? SoHO  2009 MAX : vol en formation après 2010 ?

4 Introduction des effets de rotation et champ magnétique
Déformation de l’étoile, Géométrie complexe, meilleure représentation de la convection Important pour les conditions initiales de l’explosion Le Soleil est la seule étoile où les processus dynamiques peuvent être étudiés en détail il faut continuer l’effort... Modes de gravité ? Renfort de la modélisation 1D, 2D et 3D au cours des prochains 5 ans et retour aux étoiles massives: collaboration DAPNIA, Bruxelles, Suisse Profil de rotation interne du Soleil

5 Estimation des incertitudes sur les taux de réactions (a,g) T = 2
Estimation des incertitudes sur les taux de réactions (a,g) T = K D’après S. Goriely (IAA, ULB)

6 Estimation des incertitudes sur les taux de réactions (p,g) T = 2
Estimation des incertitudes sur les taux de réactions (p,g) T = K D’après S. Goriely (IAA, ULB)

7 Impact des incertitudes d’origine nucléaire sur la nucléosynthèse par processus p dans les SNIa
D’après S. Goriely (IAA, ULB)

8 Impact sur la nucléosynthèse par processus p de deux modèles différents de SNIa
D’après S. Goriely (IAA, ULB)

9 Le reste de SN1572, distant de 7 500 a.l.
Image en rayons X prise par le satellite Chandra Onde de choc T ≈ 2 107 K 20 a.l. Pas de source centrale SN Ia !

10 Chandelles Standard? La relation de Phillips est approchée.
De nombreuses supernovae s’écartent du comportement moyen : c’est une cause importanted’incertitude dans la détermination des paramètres cosmologiques. Comprendre le(s) mécanisme(s) de l’explosion pour comprendre la « diversité » des supernovae. SNLS a Hawai acquiert des données a plus grandes distances mais de moins bonnes info spectroscopiques. SNAP, delais importants, budget SN factory Collecte depuis le sol des SN proches en spectro-photometrie precise donc une mine de comparaisons / modèles DUNE, projet de mesure de cisaillement , devrait inclure des SN (alerte photométrique photométrie)

11 Détonation Combustion supersonique propagation d’un choc fort
Combustion complète Corrélation « brighter-slower »  Synthèse de 1,4 Msol {Fe}ENS  Pas d’éléments de masses intermédiaires {Mg, Si, S, Ar, Ca}

12 Déflagration Combustion subsonique conduction thermique, turbulence, convection, ...
Nucléosynthèse : couches internes {Fe} - intermédiaires {Mg-Ca } – externes Ø}  Corrélation « brighter-faster »  Faible vitesse des couches productrices d’éléments intermédiaires : km/s vs km/s obs.  Surproduction d’éléments riches en neutrons : 54Fe  Faible hétérogénéité

13 Détonation Retardée Transition d’une déflagration centrale vers une détonation
Combustion totale : synthèse de {Fe} et des éléments intermédiaires {Mg, Si, S, Ca} Pas de surproduction d ’éléments riches en neutrons Hétérogénéité, uexp = km/s  Transition ad hoc déflagration / détonation  Propagation ad hoc de la chaleur ( K) ...

14 SNIa, Combustion Thermonucléaire, Fusion par Confinement Inertiel
L’objectif du Laser Mégajoule est de parvenir à l’ignition thermonucléaire et à la combustion. Cela entraîne un effort important concernant la modélisation physique et l’expérimentation dans le domaine de la combustion thermonucléaire. Thème transverse de la FR 2707, au sein de l’Institut Lasers et Plasmas Groupe « Combustion et Supernovae » multidisciplinaire : Astrophysique : DAPNIA, IAA (ULB), CRAL Combustion théorie/expériences : LCD, IRPHE, IUSTI Thermique : LET Mathématiques appliquées : MAB …

15 Détonations

16 Visualisations latérale et frontale
d’une détonation naturelle cellulaire Presles (LCD-CNRS) Desbordes (LCD-CNRS)

17 Détonations cellulaires
Audit, Chièze, Vidal

18 Une évolution multicellulaire

19 Trois échelles emboîtées

20 FLAMMES et DEFLAGRATIONS

21 Flammes en gravité Faible gravité Forte gravité Gravité moyenne

22 Un Modèle de Déflagration
L’explosion débute comme une déflagration au centre naine blanche (WD) de carbone et d’oxygène d’une masse de Chandrasekhar Composition initiale C O Densité centrale x 109 g cm-3 Rayon initial x 108 cm Modèle numérique 3D fondé sur les équations d’ Euler de la dynamique des fluides, Équation d’état de la matière dégénérée, Débit d’énergie simplifié. Le modèle de la combustion turbulente aux échelles non résolues suppose que la combustion aux petites échelles est dominée par l’instabilité de Rayleigh-Taylor. Taille minimum d’une cellule AMR : cm, 108 cellules de calcul. Les grandes structures s’élèvent, les matériaux non brûlés s’enfoncent ; La combustion atteint la surface : r ~ 5-6 x 108 cm. Environ 50% est brûlée, et libère 1.3 x 1051 ergs d’énergie nucléaire. La vitesse d’expansion atteint cm s-1 .... Gamezo, Khokhlov, Oran, Chtchelkanova, Rosenberg

23 Gamezo, Khokhlov, Oran, Chtchelkanova, Rosenberg

24 Le reste de SN G292.0+1.8, vieux de 1 600 ans
Image en rayons X prise par le satellite Chandra Filaments riches en O, Ne, Mg Pulsar ! SN II… Taille du reste = 32 a.l.