Nucléosynthèse des élémentsIA VIIIB

1.00 1

H 1

IIA IIIB IVB VB VIB VIIB 4.00 2

He 0

6.94 3

Li 1

9.01 4

Be 2

10.8 5

B 6

12.0 6

C –4 –2 0

4

14.0 7

N –3 0 3 5

16.0 8

O –2 0

19.0 9

F –1

20.2 10

Ne 0

23.0 11

Na 1

24.3 12

Mg 2

IIIA IVA VA VIA VIIA VIIIA IB IIB 27.0 13

Al 3

28.1 14

Si 4

30.1 15

P –3 5

32.1 16

S –2 0 4 6

35.5 17

Cl –1

40.0 18

Ar 0

39.1 19

K 1

40.1 20

Ca 2

45.0 21

Sc 3

47.9 22

Ti 4

50.9 23

V 5

52.0 24

Cr 3

54.9 25

Mn 4 3 2

55.8 26

Fe 2 3

58.9 27

Co 2 3

58.7 28

Ni 2

63.5 29

Cu 1 2

65.4 30

Zn 2

69.7 31

Ga 3

72.6 32

Ge 4

74.9 33

As 3,5

79.0 34

Se –2 0 4 6

79.9 35

Br –1

83.8 36

Kr 0

85.5 37

Rb 1

87.6 38

Sr 2

88.9 39

Y 3

91.2 40

Zr 4

92.9 41

Nb 3 5

95.9 42

Mo 4 6

98 43

Tc 7

101 44

Ru 3 4

103 45

Rh 2 3 4

106 46

Pd 2 4

108 47

Ag 1

112 48

Cd 2

115 49

In 3

119 50

Sn 4,2

122 51

Sb 3,5

128 52

Te –2 0 4 6

127 53

I –1

131 54

Xe 0

133 55

Cs 1

137 56

Ba 2

139 57

La 3

178 72

Hf 4

181 73

Ta 5

184 74

W 4 6

186 75

Re 7

190 76

Os 3 4

192 77

Ir 2 4 6

195 78

Pt 2 4

197 79

Au 1 3

200 80

Hg 2

204 81

Ti 1 3

207 82

Pb 2

209 83

Bi 3 5

209 84

Po 2 4

210 85

At –1

222 86

Rn 0

223 87

Fr 1

226 88

Ra 2

227 89

Ac 3

140 58

Ce 3

141 59

Pr 3

141 59

Nd 3

145 61

Pm 3

150 62

Sm 3

152 63

Eu 3

157 64

Gd 3

159 65

Tb 3

163 66

Dy 3

165 67

Ho 3

167 68

Er 3

169 69

Tm 3

173 70

Yb 3

175 71

Lu 3

232 90

Th 4

231 91

Pa 5

238 92

U 4 6

237 93

Np 4 5

244 94

Pu 4

243 95

Am 3

247 96

Cm 3

247 97

Bk

3 4

251 98

Cf 3

252 99

Es

257 100

Fm

258 101

Md

259 102

No

260 103

Lr

L’abondance cosmique des éléments

Mass number

-2

0

2

4

6

8

10

12

0 10 20 30 40 50 60 70 80 90 100

log

ab

on

da

nce

(ato

me

s / 1

06 Si)

H

He

Li

Be

B

Fe

Ca

Sc

CO

UTh

PbPt

Ni

Tc Pm

N

NeSiS

Chart

Tableau des nucléides

0

10

20

30

40

50

0 10 20 30 40 50

Neutrons (N)

Ato

mic

Nu

mb

er

(Z)

m

Very unstable nuclides (T½ < 1 day)

Unstable nuclides (T½ > 1 day)

Stable nuclides

Isotopes

Isotones

Isobars

Z = N

Physique nucléaireZ = nombre atomique = no. protons dans le noyauN = nombre de neutrons = no. neutrons dans le noyauA = nombre de masse atomique = N + Zp = proton = 1.007593 u (dalton) = 1.6726234 E–27 kgn = neutron = 1.008982 u = 1.6749287 E–27 kge– = électron = 0.000548756 daltons = 9.10093897 E–31 kg u = 1 Unité de Masse Atomique = 1/12 de la masse du 12C = radiation gamma = photon d’haute énergie (radiation électromagnétique)v = neutrino = particule sans (pratiquement) masse– = négative particule bêta (électron extra-nuclear)+ = positive particule bêta (positron)= alpha particule = 4He nucleus (2p2n)

136C7 = 13C

AZElN

Nucléosynthèse

• Big Bang – ca 12 000 Ma

• Supernova – ca 5 000 Ma

• Condensation de matière et synthèse de éléments . . .

Dans des secondes après leBig Bang

Condensation de matière en noyau: p (1H), e– et nEt formation du carburant des étoiles de première

génération . . . H et HeT 3 x 109 K

1H + e– n + v1H + n 2H + 2H + 1H 3He + 3He + n 4He +

0E+00

3E+10

1 2 3

Nombre de masse

Ab

on

dan

ce(a

tom

es /

106

Si)

H

He

Etoiles de 1ère Génération - Réaction H – Het production de 4He

1H + 1H 2H + + + v(neutrino) 0.422 MeV2H + 1H 3He + (photon) 5.493 MeV3He + 3He 4He + 1H + 1H 12.859 MeV

Combustion de 3He :avec Li, B et Be (éléments instables)

3He + 4He 7Be 7Be 7Li + – + v

7Li + 1H 2 4He 7Be + 1H 8B + 8B 8Be + + + v8Be 2 4He

12C + 4 1H 12C + 3 + 2 + + 2 v

12C + 1H 13N + 13N 13C + + + v13C + 1H 14N + 14N + 1H 15O + 15O 15N + + + v15N + 1H 12C + 4He

Etoiles de 2ème Génération (Soleil aujourd’hui)Fusion par réaction CNO

Diagramme Hertzprung-Russel

Hydrogen burning

Helium burning

Fin de fusion d’H et debut de fusion d’He – essentielle pour nucléosynthèse

0

0.5

1

1.5

2

2.5

3

3.5

4

3.53.553.63.653.73.753.83.853.93.95

log T

log

L

Star of 1.7 solar masses

Noyau d’hélium (pas assezchaud pour fusion)

Dans la séquence principale 10x Sun

Noyau se diminue par gravitéjusqu’au fusion de heliumextérieur commence

Étoile s’agrandi et se refroidi,devenant une géante rouge (1000x soleil)

1.61 Gyr

1.65 Gyr

1.69 Gyr

1.76 Gyr

Fusion He – He – He dans les géantes rouges.Durété d’environ 106 à 107 ans

4He + 4He 8Be

8Be + 4He 12C +

consommation du carburant – Heproduction de C

chart

Combustion de 12C et dans les géantes rougespendant <1000 ans

12C + 4He 16O

12C + 12C 20Ne + 4He +

chart

Suit par la combustion de 16O ( < 1 an ), une réaction qui produit un noyau de Si

16O + 16O 28Si + 4He +

12C + 16O 24Mg + 4He +

chart

A la fin de la vie des géantes rouges, même le silicium est brulé:

processus “e” qui dure 1 jour28Si + 4He 32S + 32S + 4He 36Ar + 36Ar + 4He 40Ca + 40Ca + 4He 44Ti + 44Ca + 2

44Ti + 4He 48Cr + 48Ti + 2

48Cr + 4He 52Fe 52Cr + 2

52Fe + 4He 56Ni + 56Fe + 2 56Ni / 56Fe + 4He impossible . . .

fin de synthese par fusion

chart

Fusion est limitée à 56Fe par l’énergie de liason nucléaire

p = proton = 1.007593 u = 1.6726234 E–27 kgn = neutron = 1.008982 u = 1.6749287 E–27 kgu = 1 atomic mass unit = 1/12 12C = 1.660018 E–27 kg

5626Fe30 = 26p + 30n

A 56Fe = 56 Mais le poid atomique de 56Fe = 55.934942

(http://csnwww.in2p3.fr/AMDC/web/masseval.html)26 x 1.007593 = 26.197418 u30 x 1.008982 = 30.269460 u

56.466878 u56.466878 – 55.934942 = 0.531936 u = 0.883 E–27 kg = masse perdue

Converti en énergie de liason nucléaire: E = mc2

Énergie de liason nucléaire

• maximum à 56Fe• après, fusion est une réaction endothermique• nucléosynthèse au délà 56Fe par des réactions de capture de neutron et par fission des nucléides Z > 90 (uranium et plus)

http://www.chem.uidaho.edu/~honors/nucbind.html

Fin des géantes rouges en supernova

Supernova remnantsCas A in x-rays (Chandra)

Vela

SN1998bu

Remnant of SN386, with central pulsar (Chandra)

Cygnus Loop (HST): green=H, red=S+, blue=O++

Nucléosynthèse dans les étoiles de 2eme génération:

Inventoire – 1H, 4He, 12C, 13C, 14N, 15N, 16O, 20Ne, 24Mg, 28Si, 32S, 36Ar, 40Ca, 44Ca,48Ti, 52Cr, 56Fe

Production de neutron: 13C + 4He 16O + n

Nucléosynthèse par capture de neutrons et protons

Processus S – capture de neutron lent (étoiles de 2eme génération)Production des éléments jusqu’au Bi

Processus R – capture de neutron rapide (fin des géantes rouges)Production des élements lourds – à U. Après, c’estlimité par fission

Processus P – capture de proton (1H)Production des nucléides pauvres en neutron

s

Nucléosynthèse par Processus “s” : Capture de neutrons libre et formation des

nucléides plus lourdes que 56Fe

Nucléides stables (Oddo Hardkins)

A Z N Quantité

Pair Pair Pair 159

Impair Pair Impair 53

Impair Impair Pair 50

Pair Impair Impair 4

Somme 266

-2

0

2

4

6

8

10

12

0 10 20 30 40 50 60 70 80 90 100

log

ab

on

da

nce

(ato

me

s / 1

06 Si)

H

He

Li

Be

B

Fe

Ca

Sc

CO

UTh

PbPt

Ni

Tc Pm

N

NeSiS

Fe:produit dans la dernière phase

de fusionÉléments > Fe:activation par

neutrons

Instables

CNO

Éléments fissionables

0E+00

3E+07

1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11

Nombre de masse

Ab

on

dan

ce(a

tom

es /

106

Si)

H He

Li Be B

C

N

O

F

Ne

Na

0E+00

2E+06

1 3 5 7 9 11

13

15

17

19

Nombre de masse

Ab

on

dan

ce

(ato

mes / 1

06 S

i)HHe

LiBe B

C N O

F

Ne

Na

Mg

Al

Si

P

S

ClAr

L’abondance cosmique des éléments

Mass number

-2

0

2

4

6

8

10

12

0 10 20 30 40 50 60 70 80 90 100

log

ab

on

da

nce

(ato

me

s / 1

06 Si)

H

He

Li

Be

B

Fe

Ca

Sc

CO

UTh

PbPt

Ni

Tc Pm

N

NeSiS

H et He – les plus abondants

décroissance exponentielle en abondance

Z >40 faible abondance

pair-impair (Oddo-Harkins rule)

Li, Be, B – faible abondance

Fe - forte abondance

Pas d’isotope stableTc et Pm pas stables