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,…

•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)

Big-Bang

« Spallation »

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

Processus s,r,p

Réactions avec particules chargées : difficultés

Sous la barrière coulombienne !

Sections efficaces très faibles : (E) lorsque E

Pénétrabilité des barrières coulombienne et centrifuge

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

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+xB+)

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

18F 15O

p

ER

19Ne* E- ER >>ER

18F

p

d

ER

E>>ER

19Ne*

n •Résonances : DWBA et ANC

•Hors résonances (« écrantage »): Cheval de Troie

Souvent la seule possibilité !

Nuclear

Astrophysics

Compilation of

REaction Rates

Bruxelles (Astro.), BE Bruxelles (Nucl.), BEOrsay (CSNSM), FR Bochum, DEStuttgart, DE Athens, GRFerrara, IT Lisboa, PTBucharest, RO Edinburgh, UK

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

htm

Compilation de taux de réactions thermonucléaires avec particules

chargées sur H à Si

Réseau « Capital Humain et Mobilité » de l’UE

(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

AVENIR: GENERALISATION AUTRES ETOILES COROT, EDDINGTON

Exposé de J.-P. Chièze

Hélioséismologie

Vitesse du son: théorie vs observations

•Contraintes sur la réaction pp

•Neutrinos solaires réaction 7Be(p,)8B

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 stabilitéCaptures 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 neutronsPhotoérosion des noyaux « s » et « r »

Etoiles massives (O/Ne), Sub-Chandrasekar SN, (pré-)supernovae

•du processus « r » pour les riches en neutronsCapture rapide de neutrons

Vent neutrinique dans les SN II (?), coalescence d’étoiles à neutrons (???)

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)

Problématiques liées aux supernovae II

Explosion convective

Aspects hydrodynamiques,Nucléosynthèse éléments lourds

Interaction -noyaux

Equation d'état matière chaude asymétrique,Interaction -matière

Onde de choc

Résidu central

Exposé de J. Margueron

SN1987A (Janka et al.)

Astronomie gamma: raies gamma nucléaires

radioactivité

22Na7Be 56Co44Ti26Al18F 60Fe57Co

novae étoiles massives(Wolf-Rayet, AGB)

•calibration de la nucléosynthèse

•dynamique de l'explosion

•distribution spatiale

e+e-

supernovae

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

raies d'interaction

rayonnement cosmique,éruptions solaires, disques d'accrétion

SN 1987A

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,...

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

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

Balayage du plan galactique, Vela

SAp, CESR, CSNSM, IEEC, IPNO, MPE

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 (retardée) des isotopes synthétisés: 7Be, 18F, 22Na, 26Al

Scénario connu mais questions ouvertes : masse éjectée, mélange hydrodynamique,…

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

Astronomie gamma : Novae

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)

Exemple : émission gamma liée aux positrons

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

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 réactions 18F+p et 17O+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(,’)]

Astronomie gamma – raies de collisions nucléaires 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...

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

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

Astronomie gamma: perspectives instrumentales

gamma: combler le "trou de sensibilité"

lentille gamma (e.g.MAX)

bandes passantes 511, 847 keV

e+e-,SNe (Ia!)

P.v. Ballmoos, CESR, 200410-7

10-6

10-5

10-4

3

narr

ow

lin

e s

en

siti

vit

y [

ph

cm

-2 s

-1]

Advanced Compton Tel.

champ de vue, sensibilité raies + continuum

nucléosynthèse, RC!

con

tin

uu

m s

en

siti

vit

y [

ph

cm

-2 s

-1 M

eV

-1]

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

Duprat, Engrand et al., LPSC (2003)

Polar MicrometeoriteCONCORDIA-Collection

CSNSM-CNRS

Stratospheric IDPCosmic Dust program

(NASA)

Searching for Cometary samples

Signature extraterrestre (chondritique)

Nucléosynthèse et Système Solaire Primitif

Nucleus T1/2 (My)10Be 1.5126Al 0.74

41Ca 0.1053Mn

 3.74

60Fe  1.51

2 scenarios :

A last-minute stellar nucleosynthesis (SNII, AGB,…) Wasserburg et al 1998, Cameron et al. 1995, …

An in-situ irradiation by the proto-sun (p, , 3He)Shu et al 1996, Lee et al 1998, Gounelle et al. 2002

Météorites (CAI et chondres)

Une phase réfractaire (CAI) dans une micrométéorite

Recherche de radioactivités éteintes et de grains présolaires dans les micrométéorites …

IMS Orsay (microsonde ionique)Duprat, Engrand et al 2004 (CSNSM)

1

Comparaison CMB et SBBN

Abondances primordiales :

•4He: 80 observations (H II dans galaxie bleues compactes)•D: 6 observations (nuages à grand redshift)

•Li: 30 observations (étoiles du halo)Incompatibilité?

•4He + Li

•CMB + D

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

Collaboration CSNSM/IAP

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

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

Anisotropies du CMB (WMAP)

Bh2=0.02240.0009

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,…

Paramétrisation du taux d’expansion au temps du BBN

BBN non standard

Ech

elle

pré

céd

ente

Les perspectivesCollaboration physiciens nucléaires - astrophysiciens

ObservationsAstronomie photonique : gamma, X, optique, CMB

Hélio(/astéro)séismologie (GOLFNG, exposé de J.P. Chièze)

Météorites / grains présolaires

Astronomie des neutrinos

Physique nucléaireMaintien 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 astrophysiqueCodes hydrodynamiques multidimensionnels (exposé de J.P. Chièze)

Processus r et s}

CARINA : Challenges and Advanced Research In Nuclear Astrophysics

• 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)

• 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)

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

Moyens : organisation de workshops et groupes de travails pour

1. Identifier grâce aux astrophysiciens les besoins en données nucléaires

2. Etudier les moyens expérimentaux pour les satisfaire (comment? où?..)

Coordonatrice : Carmen Angulo (Louvain-la-Neuve)

« Pic du Fer »

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

Fermetures de couches en neutrons, N=82 et 126