DE L ’ORIGINE DES ELEMENTS

CHIMIQUES

Leçon 2

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

Eagle

Nebula

(M16)

Picture Credit: J. Hester & P. Scowen

Eagle

Nebula

(M16)

Picture Credit: J. Hester & P. Scowen

Picture Credit: J. Hester & P. Scowen

Eagle

Nebula

(M16)

size of our solar system

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

2.3.4

JET DE MATIERE AUX POLES DE l ’ETOILE T-TAURI

Stade T-Tauri

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

2.4.1

LE DIAGRAMME DE HERTZSPRUNG-RUSSEL (HR)

30-50 MO

1 MO

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)

infrarouge

2.6.2

LES NOVAE (SYSTEMES D ’ETOILES DOUBLES)

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)

Vallée de la stabilité

2.7.1

LA VALLEE DE LA STABILITE

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

2.8.4

L’EAU DANS LE COSMOS

H20 sous forme de gaz ou

de glace

2.8.5

LA SYNTHESE COSMIQUE DES MOLECULES: une chimie à 3 K!

Découvertes de la radioastronomie

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

La Galaxie NCG 891

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

13 Nov 2012

Découverte de la galaxie la

plus lointaine: 13.3 Ga