leçon 2 de l ’origine des elements - sfa.univ...
Post on 16-Sep-2018
215 Views
Preview:
TRANSCRIPT
Les questions:
- comment se sont formés les atomes aux premiers âges de l’Univers?
- comment “l’usine atomique” stellaire fonctionne-t-elle?
- comment la matière est-elle répartie dans l’Univers?
Le plan de la leçon:
- 2.1 la nucléosynthèse primordiale
- 2.2 la structure de l’Univers
- 2.3 les premiers nuages interstellaires: source de matière des étoiles
- 2.4 l’évolution des étoiles
- 2.5 la nucléosynthèse stellaire
- 2.6 nébuleuses planétaires, nova et supernova
- 2.7 la nucléosynthèse dans les supernova
- 2.8 l’abondance relative des éléments chimiques dans le cosmos
QUELLES SONT LES INTERROGATIONS?
Les éléments chimiques qui composent
une roche, un être vivant, la Terre se
sont formés au cours de l ’histoire du
Cosmos. Analyser la composition d ’un
échantillon, dater un minéral imposent
que l ’on applique les grandes lois de la
physique moderne.
Ce que le géologue utilise de l ’héritage
d ’Einstein (parfois sans le savoir!):
1) la théorie de la relativité restreinte:
E = mc2
2 - la théorie de la relativité générale:
- la structure de l ’Univers
- les principes des nucléosynthèses
primordiale et stellaire
L’HERITAGE DES GEANTS EINSTEIN
ET LES AUTRES
LA RELATIVITE GENERALE
Cyg X-1 Evolved star
Black hole
champ de gravitation: 2GM/rc2
Trou noir:
Horizon de Schwarzschild for a 1 MSun object is 2.95 km.
2
2c
MGRs
LES QUATRE FORCES GOUVERNANT L’UNIVERS
Maxwell
Radioactivité b
Structure du noyau
Einstein
Grand Unification
Theory
portée par les bosons W et Z
portée par des bosons
appelés gluons
portée par des photons
portée par les gravitons??
- le Big Bang
- l’expansion de l’Univers
- l’ère de Planck (t<10-43 s)
- l’ère de la Grande Unification (10-43 s < t < 10-38 s )
- l’ère de la force électrofaible (10-38 s < t < 10-10 s )
- l’ère des particules (10-10 s < t < 10-3 s)
- l’ère de la nucléosynthèse (10-3 s < t < 3 mn)
- la composition de l’Univers primordial (t = 3 mn)
- l’ère des atomes (3 mn < t < 3,8 105 yr)
- l’ère stellaire (3,8 105 yr < t < 13,4 1,6 109 yr)
- étoiles de première génération (1 105 yr < t < 1 109 yr)
- l’abondance relative des éléments dans la nucléosynthèse primordiale
- la rotation des galaxies
- matière et énergie noires
2.1
LA NUCLEOSYNTHESE PRIMORDIALE
2.1.1
LE BIG BANG
Georges Lemaître (1894-1966)
• 1922 : solutions de courbure positive, singularité
• Einstein : « C’est faux ! »
• 1924 : solutions de courbure négative
• Einstein : « C’est abominable ! »
Alexandre Friedmann
(mort en 1922)
Edwin Hubble
2.1.2
L’EXPANSION DE L’UNIVERS
Les galaxies s ’éloignent de nous d ’autant plus rapidement qu ’elles sont plus lointaines. On
calcule la distance par le décalage z vers le rouge de la lumière émise (redshift):
vitesse de récession v = H d H 72 ± 8 km s-1 (constante de Hubble) ; 1 Mégaparsec (1 Mpc 3.1022 m)
En remontant le temps, on arrive à l ’idée
d ’un « atome primordial »: le Big Bang.
Age de l ’Univers 13,7 0,2 Ga
ATTENTION! Le Big Bang n ’est pas de
la matière et du rayonnement en
expansion dans un espace vide et pré-
existant.
Le Big Bang est l ’apparition de l ’espace
- temps dans lequel matière et
rayonnement se diluent et se refroidissent
à mesure de l ’expansion.
2.1.3
L’ERE DE PLANCK (t<10-43 s)
• Because we are as yet unable to link…
• quantum mechanics (our successful theory of the
very small)
• general relativity (our successful theory of the
very large)
• We are powerless to describe what happened in this
era. 10–43
sec after the Big Bang is as far back as our
current science will allow us to go.
• We suppose that all four natural interactions were
unified during this era.
Distance de Planck: lP 1,6 10-35 m Distance où la théorie de gravitation d ’Einstein, la relativité générale,
devient caduque car elle suppose un espace lisse alors que les petites
distances sont gouvernées par la mécanique quantique.
Le temps de Planck: tP 5,4 10-45 s C ’est le temps mis par la lumière pour parcourir lP. En dessous de ce
temps, l âge de l ’univers n ’a pas de sens.
La densité de Planck: rP 5,1 1096 kg m-3
4 GRANDES INTERACTIONS
• L’interaction gravitationnelle se sépare des autres
interactions naturelles (électromagnétique +
nucléaire forte + nucléaire faible = Grand
Unification Theory ou GUT)
• A t= 10–38
sec, l’Univers s‘est refroidi à 1029
K
• l’interaction nucléaire forte se sépare de GUT
• l’énergie libérée provoque une INFLATION
brutale de la taille de l’Univers (facteur 1050:
de la taille d’un atome au delà de celle d’une
galaxie).
2.1.4
L’ERE DE LA GRANDE UNIFICATION (10-43 s < t < 10-38 s )
Alan Guth of MIT was only 32 when he developed the theory of inflation in 1979
L ’INFLATION: 1050
2.1.5
L’ERE DE L’INTERACTION ELECTROFAIBLE
(10-38 s < t < 10-10 s )
• L’Univers à cette époque ne contient que
trois interactions naturelles:
gravitationelle, nucléaire forte et
électrofaible
10–10s
L’énergie cinétique des quarks
après l’inflation n’est plus
suffisante pour combattre
l’interaction nucléaire forte. Ils
s’agglomèrent par 3 pour
former des nucléons. C’est LA
TRANSITION QUARKS –
HADRONS.
TRANSITION QUARKS – HADRONS
si T > 1012 K
p+
p-
n
n
e-
e+
matière
antimatière
2.1.6
L’ERE DES PARTICULES (10-10 s < t < 10-3 s )
E = m c2
• L’Univers primordial est un mélange de radiation et de matière qui se convertissent l’une dans l’autre selon la loi d’Einstein
• la quantité totale masse-énergie reste constante
PETIT RESUME
t = 10–10 sec, l’Univers s’est refroidi à 1015 K.
L’interaction électromagnétique se sépare
de l’interaction nucléaire faible. Séparation
vérifiée expérimentalement en 1983 par la
découverte des bosons W et Z.
t = 10–4
sec, les quarks se combinent pour
former des protons, neutrons, & leurs
antiparticules.
t = 10–3 sec, l’Univers s’est refroidi à 1012 K. Les 4 interactions sont maintenant séparées:
protons, antiprotons, neutrons, & antineutrons ne peuvent plus être créés par deux photons
(radiation).
les particules restantes s’annihilent avec leurs antiparticules redonnant une radiation
les particules étant légèrement plus abondantes que leurs antiparticules, protons et neutrons
subsistent formant l’Univers. Electrons & positrons sont toujours formés par les photons.
p + p D + e+ + n
D: deutérium
p + D T + e+ + n
T: tritium
D + T 4He + n
He: hélium
Plasma formé de noyaux d’éléments légers + électrons + radiations
UNIVERS OPAQUE
2.1.7
L’ERE DE LA NUCLEOSYNTHESE (10-3 s < t < 3 mn)
D T
D
T
4
2.1.8
LA COMPOSITION DE L’UNIVERS PRIMORDIAL (t = 3 mn)
Protons et neutrons fusionnent
formant les premiers noyaux. La
température très élevée détruit ces
noyaux.
A t = 3 mn, l ’Univers est
suffisamment froid (109 K) pour que
la fusion s ’arrête. La matière est
alors composée de:
~ 75% noyaux d ’hydrogène
~ 25% noyaux d ’Hélium
- traces de 2H, 3H, 3He, 7Be, 7Li
• Le nombre de protons est à peu près le même que
celui de neutrons tant que T > 1011 K.
• A T < 1011 K, la réaction de transformation des
protons en neutrons cesse alors que la
transformation des neutrons en protons continue.
• A T < 1010 K, les produits de la fusion ne se
détruisent plus. Helium, Deuterium, & Lithium
demeurent stables
• 7 fois plus de protons que de neutrons. Chaque 2
n & 2 p+ fusionnant en un noyau d’Hélium, il
reste 12 p+ soit 12 noyaux d’hydrogène.
• L’Univers était un plasma très chaud de
noyaux de H et He et d’électrons:
• les photons heurtant les électrons
ne pouvaient voyager loin,
• l’Univers était opaque.
• A t = 380 000 yrs, l’Univers s’est
refroidi à 3000 K, les électrons sont
capturés par les noyaux pour former
des atomes stables de H et He
(RECOMBINAISON). L‘univers
devient transparent mais sans sources
de lumière: Dark ages
2.1.9
L’ERE DES ATOMES (3 mn < t < 3,8 105 yr)
Les 4 interactions sont maintenant séparées
telles que nous le connaissons encore
RECOMBINAISON
DARK AGES
PLASMA
Dark Ages
2.1.10
L’ERE STELLAIRE (3,8 105 yr < t < 13,7 1,6 109 yr)
3000 K - 380 000 yrs
Univers transparent
Mais non lumineux
WMAP
VLA CO 3-2
5kpc
Quasar SDSS J114816 13 Ga
Z>6 13 Nov 2012 : Découverte de la
galaxie la plus lointaine: 13.3 Ga
First Light (Reionization of
neutral H: 21 cm signal)
z ~ 1000 z ~ 30 z ~ 6 z ~ 0
2.1.11
ETOILES PREMIERE GENERATION (100 105 yr < t < 1 109 yr)
Condensation gravitaire dans les nuages
d ’hydrogène et d ’hélium: probablement des
étoiles massives toutes disparues. Aucun
témoin visible. - consommation d ’une petite partie de H et He
- disparition de Li et Be
- formation des éléments plus lourds
- ensemencement des nuages interstellaires qui
donneront les étoiles de deuxième génération que
nous observons maintenant.
Les courbes représentent les
abondances calculées à
l ’équilibre en fonction de la
densité de l ’Univers. La bande
grise représente les abondances
mesurées en astrophysique.
Les abondances mesurées
correspondent à une densité de
3 10-31 g/cm3 qui est voisine
de la densité de la masse
détectable mais loin de la
densité critique 10-29 g/cm3.
2.1.12
L ’ABONDANCE RELATIVE DES ELEMENTS DANS LA
NUCLEOSYNTHESE PRIMORDIALE
DE LA MATIERE
MANQUE! 3.10-31 g/cm3 10-29 g/cm3
halo de matière noire
10 20 30 40 50
50
100
150
200
RAYON (kparsec)
VIT
ES
SE
RA
DIA
LE
(km
s
)-1
disque de matière visible
mesures de vitesse
2.1.13
LA ROTATION DES GALAXIES
La vitesse des étoiles loin du centre de la galaxie
est trop rapide pour respecter la loi de Newton. Il
manque donc de la matière dans ces zones: la
fameuse matière noire! Ou alors, la gravitation
n’est pas la même aux grandes distances (Théorie
MOND: MOdified Newtonian Dynamics).
Vitesse théorique calculée
2.1.14
MATIERE ET ENERGIE NOIRES
Matière détectée (normale): 5%
Matière Sombre: 33% - Energie Sombre: 62 %
Dark Matter and MOND should be treated equally
- le rayonnement thermique à 3K
- les hétérogénéités du rayonnement thermique
- le découplage matière – rayonnement
- les grumeaux sont peut-être des trous noirs
- les premières galaxies
- les quasars
2.2- LA STRUCTURE DE L’UNIVERS L'observatoire de La Silla (Chili)
2.2.1
LE RAYONNEMENT FOSSILE DE
L’UNIVERS
Penzias & Wilson
Prix Nobel 1978
Rayonnement d ’un corps noir à 3000 K: une
preuve pour le Big Bang
T=2.728 ± 0.004 K
h = 6.626 × 10-34 joule•second.
MAX PLANCK
Voulez-vous voir le rayonnement à 3K?
Allumez votre TV et débranchez l ’antenne:
radiation micro-onde: l = hc/kBT 5 mm
l: longueur d ’onde (m)
h: constante de Planck
(6.626 10-34 J s)
c: vitesse de la lumière
(2.997 108 m s-1)
kB = constante de Boltzman
(1,38 10-23 JK-1)
T: température absolue (K)
Carte thermique du ciel par COBE
Le rayonnement « fossile » à
2,728 0,004 K n ’est pas
aussi homogène qu ’on le
pensait. Il y a donc une
hétérogénéité primordiale
2.2.2
LES HETEROGENEITES DU RAYONNEMENT THERMIQUE
Carte thermique du ciel WMAP 2002
Wilkinson Microwave Anisotropy Probe
couleurs: variation de l’ordre de 10-5 K
Les contrastes de température
sont les plus grands entre
taches de taille 1’ d ’arc.
Code génétique de l ’Univers
Collapse of baryonic matter into stars and galaxies
Springel & Hernquist 2003
2.2.3
DECOUPLAGE MATIERE - RAYONNEMENT (3000 K)
C ’est uniquement à partir du découplage matière rayonnement que l ’Univers devient
« transparent » c ’est-à-dire accessible à l ’observation. Après t = 380 000 ans, les
petites fluctuations du rayonnement sont figées. A partir de ce moment, ces petites
fluctuations de la distribution de matière sont amplifiées par le gravitation. C ’est la
naissance des premières étoiles et galaxies.
2.2.3
LES GRUMEAUX SONT PEUT ETRE DES TROUS NOIRS
LES TROUS NOIRS A L’ORIGINE DES GALAXIES? Découvertes récentes
http://www.lestrousnoirs.net/2-1.html
Les plus
vieilles
galaxies
(> 10 Ga):
les quasars
visibles par
les mirages
gravitation
nels
2.2.4
LES MIRAGES GRAVITATIONNELS
2.2.5
LES QUASARS: LES PREMIERES DES GALAXIES?
The spectra of quasars, the most distant
and presumably the oldest objects in the
Universe, contain H as we would expect,
but their spectra also reveals S, O and C.
This means that an ancient generation of
stars must have produced the heavy
elements seen in quasars.
présence de Mg dans le spectre d ’un quasar
VLA CO 3-2
5kpc
Quasar CFHQS J2329 13 Ga
Quasar SDSS J114816 13 Ga
Jupiter
M16
(Eagle)
M17 (Horseshoe)
M8
(Lagoon)
Milky Way
Hale-Bopp
Zoom-in
Picture credit: W. Keel
2.3
LES NUAGES INTERSTELLAIRES:
SOURCE DE MATIERE DES ETOILES
- la taille des nuages interstellaires actuels: un exemple
- les naissance des étoiles: exemple actuel (nieme génération)
- croissance de la proto-étoile
- jet de matière non accrétée
Eagle
Nebula
(M16)
Picture credit: T.A. Rector & B.A. Wolpa
2.3.1
LA TAILLE DES NUAGES INTERSTELLAIRES ACTUELS:
un exemple
Les étoiles se forment dans des nuages interstellaires très froids donc optiquement
opaques. Seuls les télescopes infrarouges permettent d ’identifier leur lieu de naissance
(points plus chauds que le nuage environnant)
2.3.2
LA NAISSANCE DES ETOILES: exemple actuel (nieme génération)
Observation dans
l ’infrarouge
(nébuleuse M20
constellation du
Sagittaire)
zoom sur la
nébuleuse trifide
Nebula Mc Neil janvier 2004
Nouvelle étoile
La chute de matière sur la proto-étoile est énergétique: émission de différentes
radiations. La plupart des radiations observées sont dans le visible et l’infrarouge mais
accompagnées par une émission brutale de rayons X (outburst).
2.3.3
CROISSANCE DE LA PROTO-ETOILE
2.4- L’EVOLUTION DES ETOILES
- le diagramme de Hertzsprung-Russel
- le trajet d’une étoile peu massive dans HR
- le destin des étoiles massives: les supernovas
2.4.2
LE TRAJET D’UNE ETOILE PEU MASSIVE DANS HR
Asymptotic Giant
Branch (AGB):
late stage of
evolution of low- to
intermediate-mass
stars
(1 M 8 M
)
2.4.3
LE DESTIN DES ETOILES MASSIVES: LES SUPERNOVAS
Les nébuleuses planétaires et les supernovas dispersent dans les nuages interstellaires
des éléments plus lourds que ceux provenant de la nucléosynthèse primordiale. Les
étoiles de seconde génération se formant dans ces nuages contiennent donc des
éléments plus lourds que H et He.
hypernova
2.5 - LA NUCLEOSYNTHESE STELLAIRE
- le secret de l ’allumage des réactions thermonucléaires:
l ’équivalence température - vitesse
- la fusion dans le Soleil. 1 - la combustion de H
- la fusion dans le Soleil. 2 - fin de la combustion de H
- la fusion dans le Soleil. 3 - la géante rouge
- nucléosynthèse de 4He par le cycle CNO
- la fusion dans les étoiles massives: de H à Fe
- les flashs dans les étoiles massives
2.5.1
LE SECRET DE L’ALLUMAGE DES REACTIONS
THERMONUCLEAIRES:
L’EQUIVALENCE TEMPERATURE - VITESSE
1/2 mv2 = 3/2 kBT
m: masse des particules (kg)
T: température absolue (Kelvin)
v: vitesse des particules (m.s-1)
kB: constante de Boltzmann (1.38 10-23 joule.Kelvin-1)
n
e+
ne+
1 milliard d'années
1 seconde
1 million d'années
hydrogène H1
deutérium H2
hélium 3 He3
hélium 4 He4
Hans BETHE
2.5.2
LA FUSION DANS LE SOLEIL. 1 - la combustion de H
La fusion proton-proton
Core burning in Main Sequence stars
Shell burning in red giants. T ~ 1.5 x107 K
fin de la combustion de H au coeurcontraction du coeur de Heaugmentation de la températureCombustion de H en couche
contraction gravitationnellefusion de H - séquence principaleéquilibre gravitation - pression rayonnement
2.5.3
LA FUSION DANS LE SOLEIL. 2 - fin de la combustion de H
AGB: Asymptotic Giant Branch
RGB: Red Giant Branch
Séquence principale
2.5.4
LA FUSION DANS LE SOLEIL 3 - la géante
rouge et la nébuleuse planétaire
C & O
He
H
combustion centrale de He et combustion de H en coucheaugmentation considérable de la taille de l'étoilediminution de la température en surface (rouge)
Après une centaine de
millions d ’années,
la géante rouge évolue
vers le stade naine
blanche. Elle aura perdu
ses enveloppes
externes (nébuleuse
planétaire)
2.5.5
NUCLEOSYNTHESE DE 4He PAR LE CYCLE CNO
1 12C (carbone léger) 13C (carbone lourd) 12C (6p+, 6n) + 1p+ 13N (7p+, 6n: azote léger instable) 13N 13C (6p+, 7n) + e+ (positron) + neutrino
2 carbone lourd azote ordinaire 13C + 1p+ 14N
3 azote ordinaire oxygène léger 14N + 1p+ 15O instable 15O 15N (7p+, 8n) + e+ (positron) + neutrino
4 azote lourd carbone + hélium 15N + 1p+ 12C + 4He
(le carbone est régénéré et peut recommencer le cycle)
Shell burning in red giants
Core burning in massive stars
T ~ 1.8 x107 K
H
He
C, O
H
HeC, O
Na, Ne, Mg
Al, Si, P, S
Fe
H
He
C, ONa, Ne, Mg
Al, Si, P, S
Fe
Étoiles massives
supergéantes rouges
Étoiles massives
géantes bleues
2.5.6
LA FUSION DANS LES ETOILES MASSIVES: de H à Fe
Structure en « pelures d ’oignon »
des étoiles massives
Triple Alpha Process, M < 2 Msolar
He flash in degenerate cores, Core burning in HB red giants
Shell burning: T ~ 1 – 2 x108 K
Successive Nuclear Fuel in massive
red giants, M > 9 Msolar
T ~ 0.6 – 5 x109 K
C12 burning: Ne20
Ne20 burning: O16
O16 burning: Si28
Si28 burning: Fe56
core burning timescales:
H ~ 107 – 1010 yrs
He ~ 106 – 108 yrs
C ~ 300 yrs
Ne ~ 1 yr
O ~ 8 mo.
Si ~ 4 days
2.5.7
LES FLASHS DANS LES ETOILES MASSIVES
A cause du principe
d’exclusion de Pauli, d'après
lequel deux électrons, ou plus
généralement deux fermions, ne peuvent se
trouver dans le même état quantique, le noyau ne
peut plus
s’éffondrer. Les couches successives d’électrons se
remplissent– le gaz devient dégéneré.
•Elles ont des rayons de l’ordre du rayon de la Terre
• Le noyau résultant s’appelle une naine blanche •Plus la naine blanche est massive plus elle devient petite • A leur formation elles sont très chaudes (~3x105K) et l’émission rayonnée est celle d’un corp noir • Après ~ 1 siècle, la température a diminué de ~90% • Elle a une densité de ~109 kg m- 3 , 1x106 fois celle de l’eau
- les nébuleuses planétaires: géantes rouges puis naines blanches
- les novae (systèmes d ’étoiles doubles)
- les explosions gigantesques des étoiles massives (supernovae)
- la nucléosynthèse dans les supernovae
- les résidus des explosions: étoiles à neutrons et pulsars
- fin de la supernova: un nuage interstellaire
2.6- NEBULEUSES PLANETAIRES,
NOVA ET SUPERNOVA
2.6.1
LES NEBULEUSES PLANETAIRES: géante rouge, naine blanche
A la fin de sa vie, l ’étoile commence à pulser (instabilité des
transferts d ’énergie dans les couches extérieures). Dilatation des
couches extérieures - diminution de la gravité Perte de masse donc
diminution du rayon à luminosité constante (branche horizontale
dans le diagramme H-R) ce qui implique une augmentation de
température effective (les couches internes émergent T=200 000K).
L ’étoile ionise l ’enveloppe circumstellaire (nébuleuse planétaire) La
température et la luminosité chutent (naine blanche).
Helix nebula (NGC 7293)
2.6.3
LES EXPLOSIONS GIGANTESQUES DES ETOILES MASSIVES
(SUPERNOVAE DE TYPES Ia ET II)
Le cœur en fer de l ’étoile se contracte jusqu ’à une densité telle que les électrons sont dégénérés.
A 1,4 masses solaires (limite de Chandrasekhar), le cœur s ’effondre, protons et électrons
fusionnent en donnant des neutrons. L ’onde de choc souffle les couches externes. Si l ’étoile fait
plus que 25 masses solaires, les couches externes s ’effondrent sur l ’étoile à neutrons qui devient
un TROU NOIR (hypernova).
Supernova 1987A
(Grand nuage de Magellan)
2.6.4
LA NUCLEOSYNTHESE DANS LES SUPERNOVAE
Prix Nobel 2002
Koshiba
Avalanche de neutrinos
Près du cœur de fer la température atteint plusieurs
milliards de degrés sous l ’effet de l ’onde de choc due
à l ’explosion de l ’étoile massive. L ’explosion rejette
les couches externes à plus de 10 000 km/s. Durant les
premières 15 minutes, le nombre de neutrons augmente
très vite (formés par la destruction des noyaux lourds).
Certains neutrons se combinent avec le fer et donnent
des éléments plus lourds. De nouveaux noyaux
atomiques sont formés mais en faibles quantités car ce
processus dure peu de temps. Beaucoup sont radioactifs
et émettent des rayons gamma en se désintégrant.
2.6.5
LES RESIDUS DES EXPLOSIONS:
ETOILES A NEUTRONS ET PULSARS
Pulsar Crabe
Exemple: la nébuleuse du
Crabe (Messier 1), 6000
années-lumière. Observée à
l ’œil nu en 1054.
Au centre, une étoile à neutrons
qui tourne sur elle-même 30
fois par seconde. C’est un
pulsar
2.6.6
FIN DE LA SUPERNOVA: UN NUAGE INTERSTELLAIRE
V838…
Un nuage interstellaire est composé
de 99% de gaz et 1% de poussières
La densité moyenne d ’un nuage est
de 1 atome par cm3
Gaz: H, He + atomes neutres +
molécules + ions + électrons
Poussières: solides (SiC,
microdiamants, silicates …) +
glaces H2O, CO2, CH4
LES PIONNIERS ET L ’ARTICLE FONDATEUR B2FH - Juillet 1971
« Synthesis of the elements in stars » 1957, Reviews of Modern Physics
Margaret & Geoffrey BURBIDGE W. A. FOWLER
F. HOYLE 2.7 - LA NUCLEOSYNTHESE
DANS LES SUPERNOVA
- la « vallée de la stabilité »
- la nucléosynthèse des éléments plus lourds que le fer. 1 - le principe
- la nucléosynthèse des éléments plus lourds que le fer. 2 - le processus lent (s)
- la nucléosynthèse des éléments plus lourds que le fer. 3 - le principe du processus
rapide (r)
- la nucléosynthèse des éléments plus lourds que le fer. 4 - les éléments formés par
processus rapide (r)
En noir les éléments de la « vallée de stabilité ». Pour être formés, les éléments hors de la vallée
nécessitent un surcroît d ’énergie. L ’augmentation du nombre de neutrons produit des isotopes
instables « exotiques » de durée de vie très courte (milliseconde à seconde). La désintégration b-
ramène les produits aussi près de la vallée que possible.
2.7.1
LA NUCLEOSYNTHESE DES ELEMENTS PLUS LOURDS QUE
LE FER. 1 - le principe
2.7.2
LA NUCLEOSYNTHESE DES ELEMENTS PLUS LOURDS
QUE LE FER. 2 - le processus lent (s)
Quand peu de neutrons sont disponibles, le noyau met du temps à en capturer un. Il ne
peut donc pas en capturer beaucoup avant que la désintégration b ne le ramène vers la
vallée de la stabilité (tout isotope instable se désintègre avant de capturer un nouveau
neutron).
Ce processus fabrique tous les éléments du fer
au plomb et au bismuth (208Pb et 209Bi). 56Fe
57Fe 58Fe 59Fe (captures de neutrons sur noyaux
stables) puis: 59Fe 59Co + e- + ne (désintegration beta -)
2.7.3
LA NUCLEOSYNTHESE DES ELEMENTS PLUS LOURDS
QUE LE FER. 3 - le principe du processus rapide (r)
Quand il y a beaucoup de neutrons, le noyau a le temps d’en capturer un grand nombre avant que
la désintégration b ne le ramène vers la vallée de stabilité.
Les noyaux ayant 50, 82 et 126 neutrons (nombres « magiques ») sont plus stables
que les autres isotopes (chemin indiqué en rose). L ’explosion de la supernova est
un événement brutal (1 seconde). Les flux énormes de neutrons libérés vers
l ’extérieur de l ’étoile déclenchent le processus rapide.
2.7.4
LA NUCLEOSYNTHESE DES ELEMENTS PLUS LOURDS
QUE LE FER. 4 - les éléments formés par le processus rapide (r)
- récapitulatif: 1 - les différentes nucléosynthèses
- récapitulatif: 2 - les différents processus
- l’abondance relative des éléments chimiques
- l’eau dans le cosmos
- la synthèse cosmique des molécules: une chimie à 3 K
- le rôle des grains dans la synthèse des molécules
- la composition chimique des poussières dans les nuages interstellaires
2.8 L’ABONDANCE RELATIVE DES
ELEMENTS CHIMIQUES DANS
LE COSMOS
Ophiuchus Giant Molecular Cloud (by Loke Tan)
2.8.1
RECAPITULATIF: 1 - LES DIFFERENTES NUCLEOSYNTHESES
spallation
Fe: élément le plus stable
Nucléosynthèse primordiale (Big Bang):
H, D, 3He, peu de 7Li
Fusion de H dans les étoiles massives ou non:
4He
Fusion de 4He dans les géantes rouges:
C et O
Fusion de C et O dans les supergéantes:
Ne, Na, Mg, Si
Fusion de Si dans les étoiles massives:
Fe, Co et Ni
Capture de neutrons lents dans les géantes rouges:
Cu, Zn et Pb
Capture de neutrons rapides dans les supernova:
Au, Pt et U
Spallation:
Li, Be et B
neutrons
protons
Mass known
Half-life known nothing known
s process
stellar burning
Big Bang
p process
Supernovae
Cosmic Rays H(1)
Fe (26)
Sn (50)
Pb (82)
2.8.2
RECAPITULATIF: 2 -
LES DIFFERENTS PROCESSUS
2.8.3
L ’ABONDANCE RELATIVE DES ELEMENTS CHIMIQUES
L ’Univers est formé essentiellement de H (l ’atome le plus simple: 1p + 1e) et de He
(2p + 2n + 2e). H (73%) & He (25%) soit 10 millions de fois moins de Ca que de H.
Les éléments les plus abondants
ont une masse atomique A multiple de 4: 12C, 16O, 20N, 24Mg, 28Si, 32S, 56Fe,...
Pics d ’abondance pour Fe et les noyaux
ayant 50, 82 et 126 neutrons.
Li (Z=3), Be (Z=4) et B (Z=5) sont très rares
Si = 106
2.8.6
LE ROLE DES GRAINS DANS LA SYNTHESE DES MOLECULES
Des grains de poussières se
forment à partir de solides
condensés à plus de 100 K. A
moins de 100 K, ils se couvrent
de glaces de H2O, CO2, CH4.
La surface des grains de
poussière interstellaire
fixe les molécules simples
puis aide à leur transformation
en molécules plus complexes
sous l ’influence des rayons
ultraviolets émis par les étoiles
2.8.7
LA COMPOSITION CHIMIQUE DES POUSSIERES DANS
LES NUAGES INTERSTELLAIRES
H 2 , SiC, NO, C 2 …
H 2 O, HCN, SO 2 …
NH 3 , C 2 H 2 , C 3 N…
HCOOH, H 3 CN, SiH 4 …
HC 9 N…
Des molécules de plus en plus complexes sont découvertes tels les acides aminés.
Elles rendent probable une origine cosmique des matériaux de la vie!
Nébuleuse M16
La prochaine leçon….
Atomes et molécules sont dispersés dans les nuages
interstellaires. L ’effondrement gravitaire de ces nuages
est à l ’origine de la formation de nouvelles étoiles….
LA FORMATION DU SYSTEME SOLAIRE
Parfois les galaxies sont regroupées en amas :
Les endroits qui étaient un peu plus denses que le reste après le big-bang.
What is the Universe Made of?
• 4% Atoms The building blocks
of stars & planets.
• 22% Dark Matter This
matter, distinct from atoms, does not
emit or absorb light. It has only been
detected indirectly by its gravity.*
• 74% Dark Energy A sort of
anti-gravity. This energy, distinct
from dark matter, is responsible for
the present-day acceleration of the
universal expansion.*
* The nature of 96% of the contents of the universe remain unknown! http://map.gsfc.nasa.gov/m_mm.html
Planck a été lancé avec Herschel le
14 mai par Ariane 5 depuis le
Centre Spatial Guyanais à Kourou.
Après le lancement, il a fallu
refroidir les instruments pour qu'ils
atteignent leur température de
fonctionnement optimale, et en
parallèle les régler et les calibrer.
Les premières observations du ciel
ont commencé le 13 août 2009 avec
deux semaines d'observations sans
interruption. Cette phase a ainsi
permis de mettre à l'épreuve le
matériel et de vérifier la stabilité des
instruments ainsi que la capacité à
les étalonner avec une extrême
précision
Hu & White, Sci. Am., 290 44 (2004)
CMB temperature power spectrum Primordial perturbations + later physics
diffusion
damping acoustic oscillations
primordial power
spectrum
finite thickness
top related