D’où vient la matière ? Vincent Boudry Crédit : O. Drapier.

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1 D’où vient la matière ? Vincent Boudry Crédit : O. Drapier

2 16±1 ans Quel âge a votre corps ? Comment sait-on cela ?
Mais quel âge à la matière de votre corps ? au niveau intermédiaire: molécules, etc: très variable … au niveau élémentaire, les constituants « élémentaires » de votre corps ? Noyaux & électrons entre ~1 jour, et 5–10 milliard d’années pour les noyaux complexes. 13,798±0,037 milliard d’années s pour les électrons… 13,798±0,037 milliards d’années μs pour les noyaux d’H Comment sait-on cela ? C'est ce que je vais essayer de vous montrer dans l'heure qui vient 1ere fois pour cet exposé: N'hésitez pas à me poser des questions sur un point en particulier qui ne vous semblerait pas clair: pas seul ! questions de fond pour la discussion à la fin… ( ce qui demande plus d’une minute de réponse).

3 De quoi est-on fait ? 1900 ~ 20 cm 2010 – 27 km «Microscopes» Nucléons 10-15 m 10-10 m qq m Quarks <10-18 m Électrons <10-18 m À l’échelle  (1013) 1 atome d’hydrogène Noyau/proton [10-15 m = 1 femtomètre] ⇒ 1 bille (1 cm) 1 atome [10-10 m = 0.1 nm = fm] ⇒ ~ 1km de là… 1 cheveu [0.1 mm = 10-4 m] ⇒ 1 Million de km (3× la distance Terre-Lune) Électrons & Quarks au moins mille fois plus petits que le proton

4 Les éléments chimiques classés par leur nombre de charge
La table périodique des éléments de Mendeleev 1 élément = 1 nombre de charge (électrons ou protons)

5 Les isotopes de l’Hydrogène
1 électron 1 proton Deutérium 2H 1 électron 1 proton 1 neutron Tritium 3H 1 électron 1 proton 2 neutrons

6 U Isotopes uranium 238 uranium 238 92 Nombre de masse
(neutrons + protons) 238 Masse = 238 uranium 238 uranium U Numéro atomique (protons) 92 Protons = 92 Neutrons = 146 CSNSM CNRS-IN2P3

7 Carte des isotopes Classement en nombre de neutrons & de protons
Temps de ½ vie: N = N0 / 2 t/T Protons 1000 a 1 a 1 s Neutrons

8 Donc de quoi est-on fait ?
En résumé : beaucoup, beaucoup de vide… qq grains de matière, … arrangés de manière plus ou moins complexe .. un peu (ou beaucoup) d’énergie … Mais quel âge a et d’où vient la matière ?

9 Le plus récent: le carbone 14
Le 14C est produit dans l’atmosphère en permanence, intégré au CO2, consommé par les plantes et par les humains Les autres forces: Interaction faible: ~1900 146C → 147N + e- + anti-ν (Conservation…): T½ = 5730 a Physique nucléaire ~ seulement entre les nucléons à haute énergie (10 MeV = énergie cinétique d’un flocon de neige…) n N → 146C + p → : la charge est conservée, → : le nombre de nucléons (n+p)

10 Le Rayonnement cosmique
Bombardement de rayons cosmiques: 1 muon par surface de main par seconde… Résidus de Supernova (explosion d’étoile): 90 % de protons (H+, 90%) , et 10% de particules α (He2+, 10%) Certains on 1J d’énergie! ≫ ce quoi sait faire dans 1 accélérateur (6×1011) neutrinos /s en direct du soleil. 0.03μSv/h mer... 0.1μSv/h à 2000m 5 μSv/h à 10 km (vol comm.) 10μSv à 15 km (Concorde) 40 μSv/h sur ISS

11 L’abondance des éléments
Spectres de lumière des étoiles et du soleil Echantillons de terre, lune, météorites, matière interstellaire Rayonnement cosmique H He D Li Be B groupe du fer Abondance relative 1 0,01 104 100 108 106 1010 Masse atomique 50 150 200 250 L’abondance des éléments dans le système solaire et dans les étoiles proches est très similaire. Pour obtenir la courbe ci-dessus, on mesure en particulier la composition de la lumière émise par le soleil et les étoiles car à chaque élément sont associées des raies d’absorption et d’émission caractéristiques qui permettent de l’identifier et de mesurer son abondance relative. On voit que l’univers est essentiellement composé d’hydrogène (un proton, un électron : l'atome le plus simple) et d’hélium (deux protons, deux neutrons, deux électrons). L’abondance des éléments chute ensuite très rapidement : 10 millions de fois moins de calcium que d’hydrogène. Puis on observe une remontée autour du fer, et enfin une décroissance plus lente, mais avec plusieurs petites remontées autour des noyaux à 50, 82 et 126 neutrons, que l’on dit « magiques ». On voit aussi que le lithium (Z=3), le béryllium(Z=4) et le bore(Z=5) sont très rares. Il nous faut arriver à comprendre cette courbe étrange… Et pour cela, il va falloir faire intervenir des mécanismes très différents qui se produisent dans des sites très variés.

12 Les noyaux « moyens » : Poussières d'étoiles...
Les étoiles sont formées essentiellement d'Hydrogène (et un peu d’Hélium) + traces [Raies des Spectre] Chauds Surface du soleil ~ 6000°C Centre du soleil ~ 15 Millions °C D’ou vient l’énergie du Soleil ? chimique : quelques millions d’années, réactions < 5700 degrés contraction gravitationnelle : 50 millions d’années

13 Fusion de l’Hydrogène Le cycle proton – proton
cycle PP I (≥ 10 Millions de °C) p + p → ²H + e+ + νe ²H + p → ³He + γ ³He + ³He → 4He + 2p + γ

14 Allumage Principalement de l’hydrogène et de l’hélium
Contraction gravitationnelle → Fusion de l’hydrogène Equilibre gravitation – rayonnement Augmentation de la concentration en hélium au cœur hydrogène hélium

15 Fin de la combustion Peu d’hydrogène au cœur:
hélium Peu d’hydrogène au cœur: Fin de la combustion de l’hydrogène Contraction du cœur d’hélium Contraction de l’étoile Augmentation de la température au cœur et en périphérie ; Eventuelle combustion en couche de l’hydrogène ;

16 Étoile Géante Rouge Combustion centrale de l’hélium
hydrogène hélium Combustion centrale de l’hélium Combustion en couche de l’hydrogène ; Augmentation considérable de la taille de l’étoile Diminution de la température de surface ⇒ ROUGE

17 Le classement des étoiles
3000° 5000° 7500° 30000° 1 100 10000 0,01 0,0001 luminosité Séquence principale Géantes Naines soleil Super géantes rouges Fin XIXème, on mesure Les luminosités, Les distances, les couleurs des étoiles La couleur des étoiles permet de connaître la température de leur surface en se référant au spectre d’émission du corps noir. En effet, tout corps chauffé émet de la lumière dont la couleur varie avec sa température. L’échelle des abscisses donne la température. Elle croît de la droite vers la gauche. A droite les étoiles sont rouges, et leur surface assez froide. A gauche elles sont beaucoup plus blanches et leur surface est chaude. En ordonnée, la luminosité est relative à celle du soleil. Le soleil se trouve donc à 1 avec une température de surface de 6000°K. Constatons que les étoiles se groupent en plusieurs zones. Les plus nombreuses se trouvent concentrées dans une zone traditionnellement appelée séquence principale. Sur la séquence principale, plus les étoiles sont massives, et plus elles sont lumineuses. En haut, à gauche se trouvent les étoiles de plus de 10 masses solaires, tandis qu’en bas, à droite se trouvent les étoiles ayant une fraction de masse solaire. Au-dessus se trouvent des étoiles rouges très grosses et très lumineuses : les géantes rouges, avec encore au-dessus des supergéantes rouges. En bas, à gauche se trouvent des étoiles très chaudes mais peu lumineuses. Très petites, ce sont les naines blanches. En 1905, Hertzsprung au Danemark, Russel aux USA, placent les étoiles sur un diagramme selon leur luminosité et leur température

18 Le destin du soleil 3000° 5000° 7500° 30000° 1 100 10000 0,01 0,0001
luminosité Séquence principale Géantes rouges Naines blanches Le destin du soleil Dans le diagramme de Hertzsprung-Russell, une masse gazeuse légèrement plus lourde qu’une masse solaire se déplacera lentement. Elle se mettra à rayonner dans le domaine visible au voisinage de la séquence principale. Le soleil sera alors né. Il va d’abord se déplacer lentement dans la séquence principale, dans la direction des températures plus élevées. Il y restera environ 10 milliards d’années. Aujourd’hui il lui reste 5 à 6 milliards d’années. Il deviendra ensuite une géante rouge, puis finalement évoluera vers l’état de naine blanche. Ces dernières étapes ne prendront qu’une centaine de millions d’années.

19 Les spectres lumineux A très haute température chaque élément émet un spectre de lumière caractéristique des éléments chimiques présents Les étoiles, les nébuleuses, émettent des spectres caractéristiques des éléments chimiques qui les composent. Mais si la lumière traverse de la matière chaude, comme la coquille extérieure des étoiles, on observe à la place un spectre d’absorption. Les raies sombres caractérisent alors les éléments présents dans la matière traversée. Si la lumière traverse de la matière chaude, comme à la surface des étoiles, on peut observer à la place un spectre d’absorption

20 Etoile massive supergéante rouge
H He C,O Ne,Na,Mg Al, Si, P, S Fe Etoile massive supergéante rouge H He C,O Ne,Na,Mg Al, Si, P, S H He C,O Ne,Na,Mg C,O He H H He C,O H He H Chaque étape produit de nouveaux éléments, plus stables, et de numéros atomiques plus élevés. Quand un combustible est épuisé, l'étoile s'effondre sur elle-même. Nouvelle compression, et nouvel échauffement se succèdent de plus en plus rapidement. L'élévation de température a deux effets : d'une part, dissocier les noyaux formés les plus fragiles, d'autre part, initier la fusion de noyaux de numéro atomique plus élevé, dont la répulsion coulombienne est de plus en plus forte. Quand son centre - le coeur, soit 10-20% de l'étoile - est devenu du fer, aucune réaction nucléaire n'est énergétiquement avantageuse. On ne peut donc pas fabriquer ainsi d’éléments plus lourds que le fer. L'étoile se présente ainsi comme une succession de couches distinctes, riches d'éléments d'autant plus lourds qu'on va vers son centre (chaque couche est composée principalement d'un seul élément, les gradients de densité sont assez élevés pour que les couches ne se mélangent pas par convection ). Cette structure en "pelure d'oignon" est atteinte d’autant plus vite que la masse de l'étoile est plus élevée. H

21 Étoile massive géante bleue
H He C,O Ne,Na,Mg Al, Si, P, S Fe H He C,O Ne,Na,Mg H He C,O Ne,Na,Mg Al, Si, P, S H He C,O He H Certaines étoiles massives perdront toute leur enveloppe d’hydrogène et même d’hélium Certaines étoiles massives vont perdre une grande quantité de matière au cours des différentes étapes décrites précédemment. Du fait de leur taille, la gravitation ne suffira pas à maintenir les couches extérieures de l’étoile, en particulier lors de leur passage au stade de géantes. Suivant leur masse initiale, certaines garderont une partie de leur enveloppe d’hydrogène. D’autres pourront la perdre complètement rendant visible la couche d’hélium. Certaines perdront même tout ou partie de leur hélium. Les étoiles de Wolf-Rayet sont de telles étoiles et leur température extérieure est très supérieure à celle des géantes ou super-géantes rouges. Elles se situent dans le diagramme de Hertzsprung-Russel dans les étoiles géantes bleues. CSNSM CNRS-IN2P3

22 Le destin des étoiles… Naine blanche brune Géante rouge supergéantes
Séquence principale H Température Millions ° 10 Durée (ans) 10 milliards 100 millions Densité/cm3 blanche 1 M • supernova Quelques secondes 100 100 kg Géante rouge He supergéantes 2 M • 600 10 000 1  100 tonnes C,O Fe 1000… 1  100  1000 tonnes Reprenons l’évolution des étoiles : L'effondrement des supergéantes s'arrête lorsque le cœur atteint une densité voisine de celle de la densité nucléaire (1014 g/cm3) et constitue alors un gigantesque noyau, totalement incompressible. La matière extérieure au cœur continuant à être attirée par le cœur à des vitesses importantes, un rebond a lieu (comme un ressort très raide et comprimé qu'on lâche). Une onde de compression se dirige alors vers l'extérieur, rencontre des régions de densité moindre, qu'elle traverse comme une onde de choc. C'est le phénomène de supernova, explosion caractéristique d'une étoile massive, et qui laisse derrière lui une étoile à neutrons, ou un trou noir. L'explosion de la supernova est un événement extrêmement rapide, qui n'excède pas la seconde. Elle libère des flux considérables de neutrons vers l'extérieur de l'étoile, ce qui doit permettre le développement du processus rapide. Actuellement la principale question vient du fait de la complexité des processus intervenant à ce stade d’évolution de l’étoile. Aujourd’hui encore, aucune modélisation n’arrive à reproduire une explosion de supernova. CSNSM CNRS-IN2P3

23 Explosion d’une supernova
février 1987 © Anglo-Australian Observatory © Anglo-Australian Observatory Et pourtant, elles sont observées… L’explosion d’une supernova constitue l'événement le plus violent et le plus grandiose de l'astronomie. Elle a aussi pour effet de changer la composition du matériau qui va être projeté dans l'espace (nucléosynthèse explosive), grâce au flux très important de neutrons projetés avec les couches extérieures de l'étoile qui sont éjectées. La photo de gauche, prise en 1985 montre le grand nuage de Magellan. L’étoile indiquée par la flèche est très près de mourir… Sur la photo de droite, prise en février 1987, elle vient d’exploser en supernova. Elle s’appelle désormais SN1987A. A dire vrai, son explosion a été observée deux semaines auparavant, mais en réalité, l’événement s’est passé environ ans plus tôt ! 1985

24 2 semaines après l’explosion
La supernova SN1987A En 2003 RC L’étoile la plus brillante de la photo de 1987 est la première supernova visible à l’œil nu depuis plus de 400 ans. La photo a été prise en février 1987, 2 semaines environ après son explosion. Elle est dans le grand nuage de Magellan qui n’est visible que depuis l’hémisphère sud. A droite, la photo de 2003 a été prise par le télescope spatial Hubble. On pense que l’anneau très brillant est constitué de gaz et de poussières chauffés par la supernova. En février 1987 2 semaines après l’explosion Il a fallu ans pour que la lumière nous parvienne !

25 Abondances des éléments
Li Be B H D Abondance relative 1 0,01 104 100 108 106 1010 Masse atomique 50 150 200 250 N=50 N=82 N=126 C, O, Ne, Mg, Si… He groupe du fer L Dans les supernovae L’existence des éléments lourds est donc expliquée, ainsi que les pics de droite de la courbe d’abondance pour les noyaux à 50, 82 et 126 neutrons.

26 Le système solaire: Soleil = étoile de 3e génération :
éléments lourds (jusqu’au Fer) → la terre (et ce qui vit dessus). Création du système solaire: ~ 4.6 Ga désintégrations radioactive des éléments produits dans la supernova ~ âge de nos os (C, O, Ca, etc…)

27 Et l'hydrogène ? Observation que les galaxies s’éloignent de nous:
~ 100 Milliard d’étoile Observation que les galaxies s’éloignent de nous: → plus loin = plus vite. Comme sur un élastique (1D) ou un ballon (2D), ou un cake qui gonfle (3D). Si on remonte dans le temps : les galaxies se rapprochent… jusqu’à se toucher, les étoiles aussi, etc. Théorie BigBang : «Tout» était dans un point extrêmement dense et chaud… il y a 13,798±0,037 ans

28 Au chaud Température (Kelvin) Temps (s) depuis le big-bang Objets 3
5 × 1017 = 13,77 Mds d’année = Aujourd’hui 1017 = 13,77 Mds d’année = Aujourd’hui 1eres galaxies (1 mds d’année) 1eres étoiles 3000 1013 ( ans) Atomes 109 100 s Noyaux légers (He, Li, ...) 1010 1 s Électrons–Positrons* (Anti-électrons) 1013 10-6 = 1 μs Protons 1016 10-12 Autres particles → Bosons de Higgs ??? ??? Dimensions supplémentaires ???? Cordes ??

29 O. Drapier Illustration du concept des oscillations acoustiques de baryons, empreintes de l'Univers primordial. Crédit : Chris Blake/ Sam Moorfield

30 Fin de l’histoire... ? Retour sur terre Noyaux & électrons
entre ~1 jour, et 5–10 milliard d’années pour les noyaux complexes. 13,798±0,037 milliard d’années s pour les électrons… 13,798±0,037 milliards d’années μs pour les noyaux d’H donc en moyenne (en poids) la matière de votre corps a >~5 milliards d’années (C, O) Fin de l’histoire... ?

31 Composition du cosmos Inconnu Connu Matière noire Énergie noire
Planck (2013) Inconnu Connu Matière noire Peut-être que VOUS ferez partie de ceux qui vont découvrir ce que c’est Énergie noire

32 ?

33 Introduction à la cosmologie (S2816) - Chap4
Introduction à la cosmologie (S2816) - Chap4

34 L'univers subatomique / sub-nucléaire / sub-nucléonique
A1/ m 10-15 m 10-10 m <10-18 m Matière Interactions

35 Le Soleil Puissance reçue sur Terre , hors atmosphère 1396 W / m²
Distance km Rayon km Masse 2 × 1030 kg Densité 1,41 Puissance reçue sur Terre , hors atmosphère 1396 W / m² Puissance du Soleil 3,9 × 1026 W Centrale nucléaire 1400 MW = 1 km² surface terrestre m² solaire Corps noir (Planck) : loi de Wien λm T = 2897 μm K T = 5800 K loi de Stefan P = S σ T4

36 Dans 5-6 milliards d’années
Le destin du soleil Maintenant, après 4-5 milliards d’années Une naine sombre Dans 5-6 milliards d’années Une géante rouge Une naine blanche © Gregory C. Sloan Séquence principale Evolution de la taille du soleil à l’échelle vraie : la dimension des carrés correspond au diamètre de l’orbite terrestre autour du soleil. CSNSM CNRS-IN2P3