l’astrophysique nucléaire à l’irfu et à l’in2p3 – 2 pare · le processus de formaon des...
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L’astrophysiquenucléaireàl’IRFUetàl’IN2P3–2èmepar@e
V.Ta@scheff(CSNSM/IN2P3)pourlegroupedetravail:M.Assié(IPNO),B.Bas<n(GANIL),D.Bernard(LLR),J.‐P.Chièze(Irfu/SAp),A.Coc (CSNSM), S.Cour<n (IPHC),A.Decourchelle (Irfu/SAp), J. E.Ducret (Irfu/SAp),M.Dufour(IPHC),J.Duprat(CSNSM),T.Foglizzo(Irfu/SAp),D.Gilles(Irfu/SAp), F. Gulminelli (LPC Caen), F. Gunsing (Irfu/SPhN), F. Haas (IPHC), F.Hammache (IPNO), E. Khan (IPNO), J. Kiener (CSNSM), A. Lefebvre‐Schuhl(CSNSM),J.Margueron(IPNO),D.Maurin(LPSC),A.Obertelli(Irfu/SPhN),F.deOliveiraSantos(GANIL),M.Ploszajczak(GANIL),M.Renaud(LUPM),S.Schanne(Irfu/SAp),N.de Séréville (IPNO),N. Smirnova (CENBG),O. Sorlin (GANIL),V.Ta<scheff(CSNSM),S.Turck‐Chièze(Irfu/SAp)
Journéesdeprospec<veIN2P3‐IRFU,Presqu’îledeGiens,2–5avril2012
Desprobléma@quesvariées
Outre laques<onde l’originedesnucléidesdans l’Univers (cf. exposédeFrançoisdeOliveira):
• Lesconstantesdecouplagedesinterac<onsfondamentalesont‐ellesvariéavecletempsdepuisleBig‐Bang?
• Comment se forment les étoiles à neutrons et quelle est leurstructureinterne?
• OùsontproduitslesrayonscosmiquesdebasseénergiedanslaVoielactéeetquelrôlejouent‐ilsdansl’écosystèmegalac<que?
• Dansquelcontexteastrophysiquelesystèmesolaires’est‐ilformé?• …
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Cosmologieetphysiquenucléaire
• Une fois fixée la densité baryonique del’Univers (anisotropies du CMB), lemodèle standard de la nucléosynthèseprimordialen’aplusdeparamètreslibres
• LesabondancesprimordialesdeD,3Heet4He sont bien reproduitesmais pas cellede7Li(problèmenucléaire?)
➥ Testdenouvellesloisdelaphysique‐Nouvellespar<cules(SUSY,axions…)‐ Modèles alterna<fs de la gravita<on(théoriesdetypetenseur‐scalaire)
‐Varia<ondesconstantesfondamentales(αEM,ΛQCD…)aucoursdutemps
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Testsdelavaria@ondesconstantesfondamentales
• ANRVACOUL(2011–2015,INSU/IAP,INSU/LERMA,IN2P3/CSNSM)
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Lesétoilesetprotoétoilesàneutrons
• De très nombreuses données enondesradioetenrayonsXetγ
• Rôle de l’équa<on d’état dans leprocessusdeforma<ondesétoilesà neutrons (dureté, excita<onsnucléaires…)
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Pageetal.(2011)
CassiopeiaA Chandra(red,green&blue)Hubble(gold)
• Effetsnucléairessurlerefroidissementdes étoiles à neutrons (processusd’émission et d’interac<on desneutr inos , cha leur spéc ifique,conduc<vitéthermique…)
Donnéesnucléairesenmilieudense
• Equa<on d’état de la ma<èredense et chaude (modèlessta<s<quespour lemélangedenoyaux à température finie,ma<èrehadroniqueexo<que…)
• Propriétés superfluides de lama<ère dense e t f ro ide(=> refroidissement des étoilesà neutrons, propriétés des"glitches")
• Processusélectro‐faibles(CE,ν)• Réac<onspycnonucléaires
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Descrip<onthéoriqued’étatsdelama<èrenonreproduc<blesenlaboratoire.Condi<onsextrêmesdedensité,detempératureetd’asymétried’isospin.
AdaptedfromDemorestetal.(2010)
Nucleonic matter
Exotic hadronic matter
Strange-quark matter
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Modélisa@ondel’effondrementstellaire
Blondin&Mezzacappa,Nature2009
ANRSN2NS(2010–2014,Irfu/SAp,IN2P3/IPNO,INSU/LUTH):développementdu1er code français d’effondrement gravita<onnel (3D, rela<vité générale)incluantunemodélisa<ontrèsavancéedel’équa<ond’étatnucléaire• Objec@fs:Caractérisa<on théoriquede lamasse cri<que supérieure de forma<ond’étoiles à neutrons, de leur vitessed’expulsion et du moment ciné<que desétoilesàneutronsetdestrousnoirs• Propriétés géométriques et asphéricité,comparaison aux observa<ons desupernovae extragalac<ques, prédic<onsde la détec<on d’ondes gravita<onnellesetdeneutrinos…• 2014–2022 : traitement améliorédu transport desneutrinos, effetsdeschampsmagné<quesetdelarota<on
Rayonscosmiquesetastrophysiquenucléaire
• PropriétésdesRCsgalac<ques(spectre source, transport…) :astrophysiqueetma<èrenoire=> sec<ons efficaces defragmenta<on sur H et HepourE<10GeV/n(=>AMS‐02)
• Rayons cosmiques de basseénergie (< 1 GeV/nucléon) :nucléosynthèseduLi,BeetB,ionisa<on et chauffage desnuages interstellaires denses= > f o rma<on s t e l l a i r e ,astrochimie
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Fermi‐LAT
ANRCOSMIS(2011–2015,INSU/LERMA,Irfu/SAp,IN2P3/LUPM,IN2P3/CSNSM)
L’astronomiegammanucléaire
• Nucléosynthèse en cours dans laGalaxie (26Al, 44Ti, 56Co, 57Co, 60Fe)=>modèlesstellaires• Origine des positrons galac<ques(radioac<vités β+, binaires X, trounoirsupermassif,ma<èrenoire…)• Accéléra<on de par<cules auvoisinaged’objetscompacts
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INTEGRAL–511keV Enjeuxpourlefutur:• Emissions de raies γ des rayonscosmiquesdebasseénergie• Radioac<vitésdesSNedetypeIaetdesnovaeclassiques• Cartographie de la Voie lactée à1157keV(44Ti)=>jeunesSNe
AdaptédeBouchetetal.(2010)
Lefuturdel’astronomiegammanucléaire
• Plusieurs concepts demission ont été proposéspour assurer la successiond’INTEGRAL(2002–≥2014)• Futurdelamissionfranco‐chinoise SVOM et de sontélescopeX/γ(ΔE=4–250keV) ECLAIRs (Irfu/SAp,INSU/IRAP,APC)?
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CollimatorinTaSi(DSSDs)trackerLaBr3modulesElectronics
• Projet Télescope Compton(2011 – 2016, APC, CSNSM, Irfu/SAp,IPNO,LAL):développementd’un prototype pour vol ballon(échéancesatellite>2025)
©F.Lebrun
L’astronomieX
• Supernovaeetrestesdesupernovae‐Composi<onetdynamiquedeséjectaissusdelanucléosynthèseexplosive‐Accéléra<ondiffusiveparondedechocdesrayonscosmiques• Processusd’explosiondessursautsX(étoilesàneutrons)etdesnovae(nainesblanches)
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Tycho’SNR Chandra
SNejecta Blastwave
• Mécanismes de refroidissement etéqua<on d’état des étoiles à neutrons(détermina<ondelamasseetdurayon)• Coll isions atomiques des rayonscosmiquesdebasseénergiedansleMIS
ATHENA day February 3rd , 2012, Institut d’Astrophysique de Paris
X-ray spatially resolved spectroscopy: a path to shocked ejecta
Tycho’SNR : an historical SN Ia supernova remnant (SN 1572)
X-ray spectra constrain SN type and
explosion mechanism:
•! delayed detonation favored for Tycho (Badenes et al. 06)
•! normal type Ia confirmed by optical
light echo spectrum (Krause et al. 08)
437 yr
8 arcmin Warren et al. 05
Chandra
XMM-Newton
Optical light echo image and spectrum of SN 1572 compared with spectra of normal extragalactic SNe Ia
Krause et al. 08, nature
Tycho’SNR
Lefuturdel’astronomieX
Deuxprojetsétudiésàl’ESA:• LOFT (mission de classe M),satellite dédié aux étudestemporel les de sourcesvariables,successeurdeRXTE.Par@cipa@onAPCetIrfu• A t h e n a ( m i s s i o n L ) ,observatoire X généraliste,successeurdeXMM‐NewtonPar@cipa@onIrfu:‐ Electronique de l’unité dedétec<ondesévènements
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‐Electroniquedelectureducooler‐ Développement de détecteurs microcalorimètres de technologie MIS(Metal‐InsulatorSensor)purementSi
Astro-H SXSATHENA XMS XMM-Newton EPIC pn
0 1000 2000 3000 4000 50000
10
20
30
40
50
Velocity (km/s)
3-D Hydro Simulation Silicon in Tycho-like SNR
Coun
ts/1
00 k
sec
30’’
30’’80’’
30’’
Ferrand et al. (2010)
Si
Si lines @ ~1.8 keV
Laforma@ondusystèmesolaire
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• Originenucléosynthé<quedes isotopes à courte duréede vie (~106 ans ;26Al,41Ca,10Be,60Fe,26Al…)présentsdansledisqueprotoplanétaire
Thor’sHelmet
➥ Contexte astrophysique de forma<on dusystèmesolaire
➥ Chronologie isotopique des premiers solidesàl’originedesplanètes
➥ Spécificitédenotresystèmeplanétaire
Lesmétéoritesetmicrométéorites
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AstéroïdeItokawaMissionHayabusa(2010)
STARDUSTmission(2006)
ROSETTAmission(2014)
Astéroïdes&Comètes,l’informa<onestdanslespe<tscorps
Collecteetconserva@ondesmicrométéorites
Lacollec@onCONCORDIA,micrométéoritespolaires
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2010:Découvertedepar@culescométairesdanslaneigedesrégionscentralesantarc<ques2012‐2017:ProjetMARVIN(CSNSM,AachenUniv.,MPI,…)2012‐2015:plateformedeconserva@ondelacollec@on
Analyseisotopiquedema@èreextraterrestre
Spectrométriedemasseparémissionioniquesecondaire(SIMS)
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ANROGRESSE(2012‐2015,CSNSM,IPNO,MNHN,IAS)U<lisa<on des ions polyatomiques (OD/OH, …) pourl’analysedesD/Hdescomposantesdelama<èrecométaire
MNHNdata
! D = D H( )sample
D H( )SMOW
-1"
#$$
%
&''(1000
Synthèsedesprojets
•
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• Contribu<onIN2P3+CEA(horspersonnel)totale(10projets):5,84M€
Conclusions
• Diversifica<ondes grandesques<onsdudomaine et enrichissementconcomitant de disciplines connexes : "Univers haute énergie","Structureetdynamiquenucléaire","Neutrino:masses,oscilla<ons","Ma<èrenoire,énergienoire,cosmologie"…
• Développementsimultanéd’ou<lsconcernant lathéorie, lesmoyensd’observa<onetlesmesuresenlaboratoire
➥ 10projetspour~50chercheursetingénieurs(équivalenttempsplein)
• Sourcesdefinancementmul<ples (IN2P3etCEApourunpeumoinsdelamoi<é–horspersonnel)
✓ Nécessairerenouvellementdupersonneld’ici2022
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