Leçon 2 DE L ’ORIGINE DES ELEMENTS CHIMIQUES QUELLES SONT LES INTERROGATIONS? 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 L’HERITAGE DES GEANTS EINSTEIN ET LES AUTRES 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 LA RELATIVITE GENERALE champ de gravitation: 2GM/rc2 Trou noir: Horizon de Schwarzschild for a 1 MSun object is 2.95 km. 2G M Rs 2 c LES QUATRE FORCES GOUVERNANT L’UNIVERS portée par des bosons appelés gluons Structure du noyau Maxwell portée par des photons Radioactivité b portée par les bosons W et Z Einstein portée par les gravitons?? Grand Unification Theory 2.1 LA NUCLEOSYNTHESE PRIMORDIALE - 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 2.1.1 LE BIG BANG • • • • 1922 : solutions de courbure positive, singularité Einstein : « C’est faux ! » 1924 : solutions de courbure négative Einstein : « C’est abominable ! » Georges Lemaître (1894-1966) 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=Hd 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 préexistant. 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… 4 GRANDES INTERACTIONS • 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 2.1.4 L’ERE DE LA GRANDE UNIFICATION (10-43 s < t < 10-38 s ) • • 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). 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’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. 10–10s si T > 1012 K • L’Univers à cette époque ne contient que trois interactions naturelles: gravitationelle, nucléaire forte et électrofaible matière p+ n e- p - n e+ antimatière TRANSITION QUARKS – HADRONS 2.1.6 L’ERE DES PARTICULES (10-10 s < t < 10-3 s ) • 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. –4 t = 10 sec, les quarks se combinent pour former des protons, neutrons, & leurs antiparticules. 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 E = m c2 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. 2.1.7 L’ERE DE LA NUCLEOSYNTHESE (10-3 s < t < 3 mn) Plasma formé de noyaux d’éléments légers + électrons + radiations UNIVERS OPAQUE p + p D + e+ + n D: deutérium T D p + D T + e+ + n T: tritium 4 D T D + T 4He + n He: hélium 2.1.8 LA COMPOSITION DE L’UNIVERS PRIMORDIAL (t = 3 mn) • • • • 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. 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 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 • 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 DARK AGES RECOMBINAISON PLASMA 2.1.10 L’ERE STELLAIRE (3,8 105 yr < t < 13,7 1,6 109 yr) 3000 K - 380 000 yrs Dark Ages Univers transparent Mais non lumineux First Light (Reionization of neutral H: 21 cm signal) Z>6 13 Nov 2012 : Découverte de la galaxie la plus lointaine: 13.3 Ga 2.1.11 ETOILES PREMIERE GENERATION (100 105 yr < t < 1 109 yr) z ~ 1000 z ~ 30 Condensation gravitaire dans les nuages d ’hydrogène et d ’hélium: probablement des étoiles massives toutes disparues. Aucun témoin visible. z~6 z~0 - 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. 2.1.12 L ’ABONDANCE RELATIVE DES ELEMENTS DANS LA NUCLEOSYNTHESE PRIMORDIALE 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. DE LA MATIERE MANQUE! 3.10-31 g/cm3 10-29 g/cm3 2.1.13 LA ROTATION DES GALAXIES VITESSE RADIALE (km s -1) 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). 200 mesures de vitesse 150 halo de matière noire 100 50 disque de matière visible 10 20 30 RAYON (kparsec) 40 50 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 2.2- LA STRUCTURE DE L’UNIVERS - 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 2.2.1 LE RAYONNEMENT FOSSILE DE L’UNIVERS MAX PLANCK 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. 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) 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 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 Carte thermique du ciel par COBE Les contrastes de température sont les plus grands entre taches de taille 1’ d ’arc. Code génétique de l ’Univers 2.2.3 DECOUPLAGE MATIERE - RAYONNEMENT (3000 K) Collapse of baryonic matter into stars and galaxies Springel & Hernquist 2003 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 2.2.4 LES MIRAGES GRAVITATIONNELS Les plus vieilles galaxies (> 10 Ga): les quasars visibles par les mirages gravitation nels 2.2.5 LES QUASARS: LES PREMIERES DES GALAXIES? présence de Mg dans le spectre d ’un quasar 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. 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 2.3.2a LA NAISSANCE DES ETOILES: exemple actuel (nieme génération) Observation dans l ’infrarouge (nébuleuse M20 constellation du Sagittaire) zoom sur la nébuleuse trifide 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) 2.3.3 CROISSANCE DE LA PROTO-ETOILE 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). 2.4- 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 hypernova 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. 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) 2.5.2 LA FUSION DANS LE SOLEIL. 1 - la combustion de H La fusion proton-proton hydrogène 1 H deutérium 2H 3 e+ n hélium 3 He e+ 1 milliard d'années n hélium 4 4He 1 million d'années 1 seconde Probabilité de la fusion Hans BETHE 2.5.3 LA FUSION DANS LE SOLEIL. 2 - fin de la combustion de H Core burning in Main Sequence stars Shell burning in red giants. T ~ 1.5 x107 K contraction gravitationnelle fusion de H - séquence principale équilibre gravitation - pression rayonnement fin de la combustion de H au coeur contraction du coeur de He augmentation de la température Combustion de H en couche 2.5.4 LA FUSION DANS LE SOLEIL 3 - la géante rouge et la nébuleuse planétaire He C&O H AGB: Asymptotic Giant Branch RGB: Red Giant Branch combustion centrale de He et combustion de H en couche augmentation considérable de la taille de l'étoile diminution 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) Séquence principale 2.5.5 NUCLEOSYNTHESE DE 4He PAR LE CYCLE CNO 1 12C (carbone léger) 13C (carbone lourd) (6p+, 6n) + 1p+ 13N (7p+, 6n: azote léger instable) 13N 13C (6p+, 7n) + e+ (positron) + neutrino 12C 2 carbone lourd azote ordinaire 13C + 1p+ 14N 3 azote ordinaire oxygène léger + 1p+ 15O instable 15O 15N (7p+, 8n) + e+ (positron) + neutrino 14N 4 azote lourd carbone + hélium + 1p+ 12C + 4He (le carbone est régénéré et peut recommencer le cycle) 15N Shell burning in red giants Core burning in massive stars T ~ 1.8 x107 K 2.5.6 LA FUSION DANS LES ETOILES MASSIVES: de H à Fe Structure en « pelures d ’oignon » des étoiles massives Étoiles massives supergéantes rouges H H He C, O H He C, O Étoiles massives géantes bleues He C, O Na, Ne, Mg Na, Ne, Mg Al, Si, P, S Al, Si, P, S Fe Fe 2.5.7 LES FLASHS DANS LES ETOILES 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 2.6- NEBULEUSES PLANETAIRES, NOVA ET SUPERNOVA - 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 2.6.1 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=200 000 K). L ’étoile ionise l ’enveloppe circumstellaire (nébuleuse planétaire) La température et la luminosité chutent (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 corps 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. 2.6.2 LES SUPERNOVA DE TYPE I (NOVAE: SYSTEMES D ’ETOILES DOUBLES) Pas d’hydrogène dans leur spectre infrarouge 2.6.3 PETIT APERçU DES ETATS DEGENERES ELECTRONS DEGENERES 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. NEUTRONS DEGENERES Fusion électron + proton à T = 7,1 109 °C e- + p+ n0 + n (neutrino) 2.6.4 SUPERNOVAE DE TYPE II Présence d’hydrogène dans leur spectre 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). 2.6.5 LA NUCLEOSYNTHESE DANS LES SUPERNOVAE Supernova 1987A (Grand nuage de Magellan) 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. 2.6.6 LES RESIDUS DES EXPLOSIONS: ETOILES A NEUTRONS ET PULSARS 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 ellemême 30 fois par seconde. C’est un pulsar Pulsar Crabe 2.6.7 FIN DE LA SUPERNOVA: UN NUAGE INTERSTELLAIRE 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 2.7 - LA NUCLEOSYNTHESE DANS LES SUPERNOVA Margaret & Geoffrey BURBIDGE F. HOYLE W. A. FOWLER LES PIONNIERS ET L ’ARTICLE FONDATEUR B2FH - Juillet 1971 « Synthesis of the elements in stars » 1957, Reviews of Modern Physics - 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) 2.7.1 LA VALLEE DE LA STABILITE 2.7.1 LA NUCLEOSYNTHESE DES ELEMENTS PLUS LOURDS QUE LE FER. 1 - le principe 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 bramène les produits aussi près de la vallée que possible. 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. 2.7.4 LA NUCLEOSYNTHESE DES ELEMENTS PLUS LOURDS QUE LE FER. 4 - les éléments formés par le processus rapide (r) 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. 2.8 L’ABONDANCE RELATIVE DES ELEMENTS CHIMIQUES DANS LE COSMOS Ophiuchus Giant Molecular Cloud (by Loke Tan) - 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 2.8.1 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 2.8.2 RECAPITULATIF: 2 LES DIFFERENTS PROCESSUS s process Pb (82) p process Sn (50) Fe (26) stellar burning Supernovae Cosmic Rays protons H(1) neutrons Big Bang Mass known Half-life known nothing known 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. Si = 106 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 Les éléments les plus abondants ont une masse atomique A multiple de 4: 12C, 16O, 20N, 24Mg, 28Si, 32S, 56Fe,... 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 H2, SiC, NO, C2… H2O, HCN, SO2… NH3, C2H2, C3N… HCOOH, H3CN, SiH4… Nébuleuse M16 HC9N… Des molécules de plus en plus complexes sont découvertes tels les acides aminés. Elles rendent probable une origine cosmique des matériaux de la vie! 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