Introduction à l astrophysique des particules

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1 1 Introduction à l astrophysique des particules (Quelques notes et figures en marge du cours )

2 2 Physique / Astrophysique Astrophysique Physique et Physique Astrophysique astroparticules Que peut-on apprendre du monde physique en observant le cosmos? Terre cosmos Mais en pratique, science mise en œuvre et développée sur Terre science tournée vers le cosmos, avec cosmos comme objet expérience observation Que peut-on apprendre sur le cosmos en observant le cosmos? «astrophysique générale» (connaissance des lois requise!) Que peut-on apprendre sur la Nature, son contenu, ses lois, en observant le cosmos? «astrophysique fondamentale» (connaissance de l astro. requise!)

3 3 Astrophysique Astronomie Astrophysique Étapes clés Immuabilité événements «La Lune est Terreuse!» phénomènes processus physiques La physique concerne aussi le cosmos! Spectroscopie découverte de l hélium! physique du cosmos (astrophysique) «astroparticules» Astronomie non visible Astronomie non photonique multi-longueur d onde multi-messager

4 4 L univers a une histoire! Fait majeur, extrêmement profond, difficile à appréhender Plusieurs types d histoire, en parallèle Cosmologie, histoire de l évolution des structures Évolution chimique, histoire des noyaux, atomes, molécules Vie! etc. «Écologie galactique», dans un monde en évolution Objets clés : supernovæ Composante clé : RC + AGN + événements locaux : sources HE (GRB, pulsars ), collisions, merging (contingence!)

5 5 La nucléosynthèse primordiale (BBN: Big Bang Nucleosynthesis)

6 Rappel : thermodynamique Fonction de distribution des particules Densité numérique des particules et densité d énergie Équation d état Entropie Univers primordial 6 Équation de Friedmann-Lemaître Expansion de l univers Expansion et histoire thermique Densité d énergie totale Particules et degrés de liberté dans le Modèle Standard Nucléosynthèse Asymétrie baryonique et rapport baryons/photons Principe de la BBN Rapport neutrons/protons Fraction d hélium Accord avec les observations, et implications!!!

7 7 Nucléosynthèse primordiale Exemple de réactions, conduisant à 3 He

8 Évolution des abondances Valeurs primordiales mesurées : 8 Y He = ± ± D/H ~ (3.40±0.25) Li/H ~

9 Nucléosynthèse primordiale 9 Abondances en fonction de la densité baryonique

10 10 Corinne Charbonnel, Nature 415, (2002)

11 Nécessité de matière non baryonique! 11 BBN D/H = (3.40 ± 0.25) 10-5 η = (5.1 ± 0.5) Ω b = η h -2 Ω b = ± NB: à partir de l étude du CMB (WMAP) : Ω b = ± 0.004

12 Nombre de familles de neutrinos : N ν = 3 12

13 13 Nucléosynthèse stellaire et évolution chimique

14 14 Abondances atomiques Ag, Pt, Au... Très rare (et très cher!) Mg, Al, Fe... (métaux usuels) H, C, N, O... (éléments vitaux) Plus abondants Très abondants! Pourquoi???!!!

15 15 Abondances solaires log(abundance) H He Solar abundances of the Elements (data: Anders & Grevesse, 1989) (normalized to Si = 10 6 ) O C Ne MgSi N SAr Fe Ca Ni Cr Na Ti P Mn Zn Cl K Co F Ge V Cu Kr Li B S c Ga Zr Sn Xe Ba Mo Pb A s Rb Pd Ce O sp t Gd Er Be Nb I Hf Rh I nsb Cs Pr Au Eu Ho Bi LuTa Re Atomic number Pourquoi si peu de LiBeB ou pourquoi autant?! Th U

16 16 Les étoiles «Réacteurs nucléaires à confinement gravitationnel» Environ étoiles dans la Voie Lactée Source d énergie : réactions nucléaires Prolongement de l œuvre nucléosynthétique universelle Enrichissement progressif de la galaxie, génération d étoiles après génération d étoiles NB: étoiles de masses, températures et durées de vie très variées

17 Énergie de liaison des noyaux 17

18 Un modèle du Soleil 18

19 Diagramme de Herzsprung-Russell 19

20 20 Nucléosynthèse Arithmétique nucléaire H D 3 He 4 He 6 Li 7 Li 9 Be 10 B 11 B 12 C 13 C 14 N 15 N 16 O 238 U Big Bang LiBeB Stars, SNe = = 8??? 3 4 = 12 H, He + 10% du 7 Li actuel réactions 3 α C, N, O... Fe... jusqu à U (SNe...)

21 Big Bang gaz primordial (90% H, 10% He) Enrichissement progressif en éléments lourds 21 gaz et poussières éjection de gaz enrichi (vents, SNe...) galaxie Condensation stars Terre, roches, plantes, êtres humains...

22 22 Le temps chimique Du point de vue de la nucléosynthèse, l évolution Galactique consiste à transformer le H et le He primordiaux en noyaux lourds (C, O, Fe, etc.). X abondance de H. Y abondance de He. Z abondance de tous les éléments plus lourds, appelés métaux. Z est aussi appelé métallicité. C est une fonction croissante du temps, pouvant servir à définir un temps chimique : au début de l évolution Galactique, Z = 0, à la naissance du soleil, Z Z = 0.020, aujourd hui, Z Z. L univers est jeune! t chim t 0 t

23 Nucléosynthèse des éléments légers (LiBeB) H D 3 He 4 He 6 Li 7 Li 9 Be 10 B 11 B 12 C 13 C 14 N 15 N 16 O 238 U La nucléosynthèse primordiale, la nucléosynthèse stellaire, la nucléosynthèse explosive... sont toutes des processus thermiques. Mais les processus thermiques détruisent le LiBeB, plutôt qu ils ne le produise. processus non thermiques particules non thermiques Fusion de noyaux plus légers ne fonctionne pas procéder de façon inverse : spallation de noyaux plus lourds (C,N,O). les éléments légers sont des noyaux secondaires Li burning temperatures 7 Li (in 10 6 K) 9 Be 10 B 11 B 0 isotopes

24 24 Origine du LiBeB Le LiBeB est synthétisé par spallation du CNO, mais Quel est l agent de spallation? rayons γ nucléons Produit seulement 7 Li et 11 B: SNe 11 B/ 10 B ~ 4 Donne les bons rapport d éléments: B/Be ~ 30 ± 5 Li/Be ~ 100 ± 20 neutrinos électrons

25 25 Les rayons cosmiques (Au cœur de l écologie Galactique)

26 26 L astronomie multilongueur d onde (Ô vaste spectre électromagnétique!)

27 L univers «visible» 27 M31 (Andromède)

28 La Galaxie en rayons gamma 28 EGRET (> 100 MeV)

29 La Galaxie en rayons gamma 29 sources EGRET

30 La Galaxie en rayons X 30 sources X (HEAO-1)

31 La Galaxie en rayons X 31 ROSAT ( kev)

32 La Galaxie dans le visible 32 La Voie Lactée! étoiles, amas, lumière absorbée

33 La Galaxie en infrarouge 33 COBE/DIRBE 60 µm, 100µm, 240µm poussière interstellaire, nuages en volutes, lumière zodiacale

34 La Galaxie en infrarouge proche 34 COBE/DIRBE

35 La Galaxie dans la raie de l hydrogène à 21 cm (1420 MHz) 35 Transition parallèle/antiparallèle des spins de p et e dans H neutre

36 La Galaxie en radio, à 480 MHz 36 Synchrotron des électrons dans le champ magnétique SNRs, bulles, superbulles, radio galaxies, LMC

37 37

38 Nébuleuse de l œil de chat 38 «nébuleuse planétaire» (éjections d une étoile de type solaire en fin de vie)

39 L «œil de chat» : "Nébuleuse planétaire" (HST) 39 (~1000 ans)

40 Vestige de supernova : Tycho (1572) 40 Chandra (satellite X) Red kev, Green kev, Blue kev

41 Vestige de supernova : Cas A (~300 ans) 41 Image radio (VLA)

42 Vestige de supernova : Cas A (~300 ans) 42 X (Chandra) visible (DSS) visible (couleurs) IR µm (ISO) IR proche (2MASS) IR moyen (Spitzer) IR lointain (IRAS) radio (VLA)

43 La nébuleuse du Crabe 43 Image dans le visible (VLT, ESO)

44 La nébuleuse du Crabe (Supernova en 1054) 44 X (Chandra) UV (Astro-1) visible (DSS) visible (VLT) IR proche (2MASS) IR moyen (Spitzer) IR lointain (IRAS) radio (VLA)

45 La nébuleuse du Crabe (Chandra) 45

46 rayons X (Chandra) 46

47 Hubble Space Telescope 47

48 48

49 La nébuleuse du Crabe 49 Image composite

50 Région du centre Galactique (4 4 ) 50 radio, 330 MHz ou 90 cm (VLA)

51 Région du centre Galactique en radio (4 4 ) 51

52 Région du centre Galactique 52 Image SIGMA (3000 h, de ) rayons X rayons γ

53 Région du centre Galactique (Sgr A*) 53 Image Chandra (rayons X)

54 Région du centre Galactique "au TeV" 54 Images HESS (après soustraction des 2 sources principales)