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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=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 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