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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,…

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Presentation Transcript
slide1

L’Astrophysique Nucléaire

  • Objectifs:
    • Source d’énergie stellaire
    • Origine des éléments chimiquesAbondances (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)
slide2

Big-Bang

Combustion (H, He, C, Ne, O, Si)

 Processus s,r,p 

« Spallation »

slide3

Réactions avec particules chargées : difficultés

Variation de la section efficace (E): 9 ordres de grandeur entre 25 et 340 keV

  • Sous la barrière coulombienne !
  • Sections efficaces très faibles : (E)    lorsque E 

Pénétrabilité des barrières coulombienne et centrifuge

slide4

n

d

p

E- ER >>ER

E>>ER

19Ne*

p

ER

ER

18F

15O

18F

19Ne*

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+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

Souvent la seule possibilité !

  • Résonances : DWBA et ANC
  • Hors résonances (« écrantage »): Cheval de Troie
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Réseau « Capital Humain et Mobilité » de l’UE

Angulo et al., Nucl. Phys., (1999) http://pntpm.ulb.ac.be/nacre.htm

Bruxelles (Astro.), BE Bruxelles (Nucl.), BE

Orsay (CSNSM), FR Bochum, DE

Stuttgart, DE Athens, GR

Ferrara, IT Lisboa, PT

Bucharest, RO Edinburgh, UK

Compilation de taux de réactions thermonucléaires avec particules chargéessur H à Si

(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

slide6

 Exposé de J.-P. Chièze

Hélioséismologie

Vitesse du son: théorie vs observations

  • Contraintes sur la réaction pp
  • Neutrinos solaires  réaction 7Be(p,)8B

AVENIR: GENERALISATION AUTRES ETOILES COROT, EDDINGTON

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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 : 13C(,n)16O et 22Ne(,n)25Mg
    • 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 d’étoiles à neutrons (???)
slide8

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)

probl matiques li es aux supernovae ii
Problématiques liées aux supernovae II

 Exposé de J. Margueron

Explosion convective

Onde de choc

Interaction

n-noyaux

Résidu central

SN1987A (Janka et al.)

Equation d'état matière chaude asymétrique,

Interaction n-matière

Aspects hydrodynamiques,

Nucléosynthèse éléments lourds

slide10

Astronomie gamma: raies gamma nucléaires

radioactivité

  • calibration de la nucléosynthèse
  • dynamique de l'explosion
  • distribution spatiale

26Al

44Ti

56Co

57Co

60Fe

7Be

18F

22Na

étoiles massives

(Wolf-Rayet, AGB)

novae

supernovae

SN 1987A

e+e-

raies d'interaction

super/hypernovae, novae, objets compacts, rayonnement cosmique, matière noire légère?

rayonnement cosmique,

éruptions solaires, disques

d'accrétion

slide11

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,...

SAp CO-I (SPI), P-I (IBIS) Temps garanti

Balayage du plan galactique, Vela

  • observations astroph. nucléaire CEA + IN2P3:
  • éruptions solaires
  • novae
  • Orion

SAp, CESR, CSNSM, IEEC, IPNO, MPE

slide12

Astronomie gamma : Novae

Collaboration avec l’IEEC (Barcelone) et le CESR (Toulouse)

  • 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 g (retardée) des isotopes synthétisés: 7Be, 18F, 22Na, 26Al
  • Scénario connu mais questions ouvertes : masse éjectée, mélange hydrodynamique,…
  • 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)
slide13

Exemple : émission gamma liée aux positrons

  • 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 réactions18F+p et17O+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(,’)]

1 thème astrophysique = 6 accélérateurs (4 faisceaux stables, 2 radioactifs) Diversité des moyens pour l’astrophysique nucléaire

astronomie gamma raies de collisions nucl aires

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...

Astronomie gamma – raies de collisions nucléaires

slide15

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

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

slide16

10-4

10-5

10-6

P.v. Ballmoos, CESR, 2004

10-7

Astronomie gamma: perspectives instrumentales

gamma: combler le "trou de sensibilité"

lentille gamma

(e.g.MAX)

Advanced Compton Tel.

bandes passantes 511, 847 keV

champ de vue, sensibilité raies + continuum

e+e-,SNe (Ia!)

nucléosynthèse, RC!

3s narrow line sensitivity [ph cm-2 s-1]

continuum sensitivity [ph cm-2 s-1 MeV-1]

slide17

Searching for Cometary samples

Collecte de Micrométéorites dans les régions centrales AntarctiqueCONCORDIA- Dome C (CSNSM, collaboration : IN2P3-INSUE-IPEV)

Polar Micrometeorite

CONCORDIA-Collection

CSNSM-CNRS

Stratospheric IDP

Cosmic Dust program

(NASA)

Duprat, Engrandet al., LPSC (2003)

Signature extraterrestre (chondritique)

nucl osynth se et syst me solaire primitif

Nucleus

T1/2 (My)

10Be

1.51

26Al

0.74

41Ca

0.10

53Mn

3.74

60Fe

1.51

Météorites (CAI et chondres)

1

2 scenarios :

Nucléosynthèse et Système Solaire Primitif

A last-minutestellar nucleosynthesis

(SNII, AGB,…)

Wasserburg et al 1998, Cameron et al. 1995, …

Une phase réfractaire (CAI) dans une micrométéorite

An in-situ irradiation by the proto-sun

(p, a, 3He)

Shu et al 1996, Lee et al 1998, Gounelle et al. 2002

Recherche de radioactivités éteintes et de grains présolaires dans les micrométéorites …IMS Orsay (microsonde ionique)

Duprat, Engrand et al 2004 (CSNSM)

slide19

Comparaison CMB et SBBN

  • Abondances primordiales :
  • 4He:80 observations (H II dans galaxie bleues compactes)

Anisotropies du CMB (WMAP) Bh2=0.02240.0009

Collaboration CSNSM/IAP

  • D:6 observations (nuages à grand redshift)

Réanalyse des taux de réactions en « matrice-R » (+Bruxelles/Louvain-la-N.)

  • Li:30 observations (étoiles du halo)

Importance de la section efficace 7Be+d (ApJ Janvier 2004)

Mesure 7Be+d (Mai 2004 Louvain-la-N.)

  • Incompatibilité?
  • 4He + Li
  • CMB + D
slide20

Paramétrisation du taux d’expansion au temps du BBN

BBN non standard

Echelle précédente

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,…

slide21

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

slide22

CARINA : Challenges and Advanced Research In Nuclear Astrophysics

Un réseau pour harmoniser la recherche en Astrophysique Nucléaire en Europe 6th European Research Framework Program 2005 – 2009

Coordonatrice : Carmen Angulo (Louvain-la-Neuve)

  • Moyens : organisation de workshops et groupes de travails pour
  • Identifier grâce aux astrophysiciens les besoins en données nucléaires
  • Etudier les moyens expérimentaux pour les satisfaire (comment? où?..)
  • 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)
  • 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)
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« Pic du Fer »

Processus « s » et « r » (captures de neutrons)

Fermetures de couches en neutrons, N=82 et 126