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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)
Big-Bang
« Spallation »
Combustion (H, He, C, Ne, O, Si)
Processus s,r,p
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
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+xB+)
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
18F 15O
p
ER
19Ne* E- ER >>ER
18F
p
d
ER
E>>ER
19Ne*
n •Résonances : DWBA et ANC
•Hors résonances (« écrantage »): Cheval de Troie
Souvent la seule possibilité !
Nuclear
Astrophysics
Compilation of
REaction Rates
Bruxelles (Astro.), BE Bruxelles (Nucl.), BEOrsay (CSNSM), FR Bochum, DEStuttgart, DE Athens, GRFerrara, IT Lisboa, PTBucharest, RO Edinburgh, UK
Angulo et al., Nucl. Phys., (1999) http://pntpm.ulb.ac.be/nacre.
htm
Compilation de taux de réactions thermonucléaires avec particules
chargées sur H à Si
Réseau « Capital Humain et Mobilité » de l’UE
(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
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 7Be(p,)8B
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 stabilitéCaptures 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 neutronsPhotoérosion des noyaux « s » et « r »
Etoiles massives (O/Ne), Sub-Chandrasekar SN, (pré-)supernovae
•du processus « r » pour les riches en neutronsCapture rapide de neutrons
Vent neutrinique dans les SN II (?), coalescence d’étoiles à neutrons (???)
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)
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.)
Astronomie gamma: raies gamma nucléaires
radioactivité
22Na7Be 56Co44Ti26Al18F 60Fe57Co
novae étoiles massives(Wolf-Rayet, AGB)
•calibration de la nucléosynthèse
•dynamique de l'explosion
•distribution spatiale
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
INTEGRAL (2002-2007)
Spectromètre SPI Domaine d’énergie 20 keV – 8 MeV
Résolution en énergie 2 keV @ 1 MeV
Détecteurs 19 HP Ge @ 85 K
Résolution angulaire 2˚ FWHM
Champ 16˚
Surface des détecteurs 500cm2
•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
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 (retardée) des isotopes synthétisés: 7Be, 18F, 22Na, 26Al
Scénario connu mais questions ouvertes : masse éjectée, mélange hydrodynamique,…
Collaboration avec l’IEEC (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 : 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)
Exemple : émission gamma liée aux positrons
1 thème astrophysique = 6 accélérateurs (4 faisceaux stables, 2 radioactifs) Diversité des moyens pour l’astrophysique nucléaire
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 (2003-2004), SPIRAL1 (2005), à suivre….
Méthodes : directes [17O(p,)18F et 1H(18F,)15O] et indirectes [D(18F,p)19F, 14N(,)18F, 15O(,’)]
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...
Exemple : spectroscopie à haute résolution
Profil de la raie à 4.44 MeV (12C*)
Expériences au Tandem d'Orsay (1997, 2000, 2002) et modélisation de réactions nucléaires : p,3He, + 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 (16O*), …. C/O, spectre en énergie
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, 200410-7
10-6
10-5
10-4
3
narr
ow
lin
e s
en
siti
vit
y [
ph
cm
-2 s
-1]
Advanced Compton Tel.
champ de vue, sensibilité raies + continuum
nucléosynthèse, RC!
con
tin
uu
m s
en
siti
vit
y [
ph
cm
-2 s
-1 M
eV
-1]
Collecte de Micrométéorites dans les régions centrales AntarctiqueCONCORDIA- Dome C (CSNSM, collaboration : IN2P3-INSUE-IPEV)
Duprat, Engrand et al., LPSC (2003)
Polar MicrometeoriteCONCORDIA-Collection
CSNSM-CNRS
Stratospheric IDPCosmic Dust program
(NASA)
Searching for Cometary samples
Signature extraterrestre (chondritique)
Nucléosynthèse et Système Solaire Primitif
Nucleus T1/2 (My)10Be 1.5126Al 0.74
41Ca 0.1053Mn
3.74
60Fe 1.51
2 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, , 3He)Shu et al 1996, Lee et al 1998, Gounelle et al. 2002
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
Comparaison CMB et SBBN
Abondances primordiales :
•4He: 80 observations (H II dans galaxie bleues compactes)•D: 6 observations (nuages à grand redshift)
•Li: 30 observations (étoiles du halo)Incompatibilité?
•4He + Li
•CMB + D
Réanalyse des taux de réactions en « matrice-R » (+Bruxelles/Louvain-la-N.)
Collaboration CSNSM/IAP
Importance de la section efficace 7Be+d (ApJ Janvier 2004)
Mesure 7Be+d (Mai 2004 Louvain-la-N.)
Anisotropies du CMB (WMAP)
Bh2=0.02240.0009
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 d’expansion au temps du BBN
BBN non standard
Ech
elle
pré
céd
ente
Les perspectivesCollaboration physiciens nucléaires - astrophysiciens
ObservationsAstronomie photonique : gamma, X, optique, CMB
Hélio(/astéro)séismologie (GOLFNG, exposé de J.P. Chièze)
Météorites / grains présolaires
Astronomie des neutrinos
Physique nucléaireMaintien 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 astrophysiqueCodes hydrodynamiques multidimensionnels (exposé de J.P. Chièze)
Processus r et s}
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 6th 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)
« Pic du Fer »
Processus « s » et « r » (captures de neutrons)
Fermetures de couches en neutrons, N=82 et 126