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1 LA COLLECTION w 1 w L atome 2 w La radioactivité 3 w L homme et les rayonnements 4 w L énergie 5 w L énergie nucléaire : fusion et fission 6 w Le fonctionnement d un réacteur nucléaire 7 w Le cycle du combustible nucléaire 8 w La microélectronique 9 w Le laser 10 w L imagerie médicale 11 w L astrophysique nucléaire DE LA RECHERCHE À L INDUSTRIE 11 > L astrophysique nucléaire PRINCIPE DE LA NUCLÉOSYNTHÈSE LES ÉTOILES LE SOLEIL LES SUPERNOVAE LA RADIOACTIVITÉ COSMIQUE VUE PAR LE SATELLITE INTEGRAL Commissariat à l Énergie Atomique, 2003 Direction de la communication Bâtiment 31-33, rue Siège de la Fédération Gif-sur-Yvette cedex Paris Cedex 15 ISSN

2 2 w SOMMAIRE w INTRODUCTION 3 L astrophysique nucléaire a pour vocation d expliquer l origine, l évolution et l abondance des éléments dans l Univers. ESA/Soho - Hubble/AURA/STScI/Nasa - PhotoDisc L astrophysique nucléaire PRINCIPE DE LA NUCLÉOSYNTHÈSE 4 Qu est-ce qu une réaction nucléaire de fusion? 5 Table de Mendeleïev et table d abondance 6 et 7 D où vient l énergie? 8 Les différents types de nucléosynthèse 8 LES ÉTOILES 9 Qu est-ce qu une étoile? 10 Pourquoi les étoiles brillent-elles? 10 La naissance des étoiles 12 La vie des étoiles 13 La mort des étoiles 13 LE SOLEIL 15 De quoi est fait le Soleil? 16 Le Soleil modélisé 16 Espérance de vie du Soleil et des étoiles 19 LES SUPERNOVAE 20 Qu est-ce qu une supernova? 21 Les différents types de supernovae 21 Les supernovae thermonucléaires et gravitationnelles 22 PhotoDisc Les supernovae à l origine des éléments lourds 23 Les supernovae à l origine du rayonnement cosmique 24 LA RADIOACTIVITÉ COSMIQUE VUE PAR LE SATELLITE INTEGRAL 25 Amas globulaire. Nuage éclairé de l intérieur. Conception et réalisation: Spécifique - Photo de couverture: Digital Vision - Illustrations: YUVANOE - Impression: Imprimerie de Montligeon - 11/2003 D. Malin/Anglo-Australian Observatory introduction traite de la position et de l obser- L astronomie vation des objets qui peuplent notre Univers: des planètes jusqu aux galaxies. C est la plus ancienne des sciences. L astrophysique étudie les propriétés physiques de ces objets. Elle date du début du XX e siècle. L astrophysique nucléaire est le mariage de la physique nucléaire, science de laboratoire et de l infiniment petit, et de l astrophysique, science du lointain et de l infiniment grand, et a pour vocation d expliquer l origine, l évolution et l abondance des éléments dans l Univers. Elle est née en 1938 avec les travaux de Hans Bethe, physicien américain, prix Nobel de physique en 1967, sur les réactions nucléaires qui peuvent avoir lieu au centre des étoiles. Elle explique d où provient l énergie formidable des étoiles et du Soleil et permet de comprendre comment elles naissent, vivent et meurent. La matière qui nous entoure et nous constitue est faite de quatre-vingt-douze éléments chimiques que nous retrouvons jusqu aux confins de l Univers. L astrophysique nucléaire explique l origine de ces éléments chimiques par la nucléosynthèse, c est-à-dire la synthèse des noyaux d atomes dans différents sites astrophysiques comme les étoiles. L astrophysique nucléaire apporte des réponses à des questions fondamentales: Notre Soleil et les étoiles en général brillent parce que des réactions nucléaires ont lieu en leur centre. Les étoiles enchaînent des cycles de réactions nucléaires. La nucléosynthèse dans les étoiles permet ainsi d expliquer l origine et l abondance des éléments indispensables à la vie comme le carbone, l oxygène, l azote et le fer. Les explosions d étoiles, sous la forme de supernovae, diffusent les noyaux formés par la nucléosynthèse dans l espace et expliquent la formation des éléments chimiques les plus lourds comme l or, le platine ou le plomb. L astrophysique nucléaire est une science encore en pleine expansion.

3 4 w PRINCIPE DE LA NUCLÉOSYNTHÈSE 5 IL EXISTE UN LIEN ÉTROIT ENTRE MICROCOSME NUCLÉAIRE ET MACROCOSME ASTRONOMIQUE. Principe de la nucléosynthèse La nucléosynthèse est la formation des noyaux atomiques dans les différents sites astrophysiques. Elle est intimement liée à la physique nucléaire. QU EST-CE QU UNE RÉACTION NUCLÉAIRE DE FUSION? La réaction nucléaire de fusion donne naissance, à partir de deux noyaux d atomes légers, à un noyau plus lourd. Elle s accompagne d une forte libération d énergie. La fusion est difficile à obtenir car deux forces différentes et opposées interviennent dans son mécanisme: l interaction nucléaire forte, qui lie les neutrons et les protons dans le noyau. Très intense, elle n agit qu à très faible distance, pas plus loin que le rayon du noyau; l interaction électromagnétique à laquelle sont soumises toutes les particules chargées, qui agit à longue distance. Elle empêche les noyaux des atomes, chargés positivement, de s approcher assez près les uns des autres. Elle crée en quelque sorte une barrière répulsive. Pour arriver à franchir cette barrière et se rapprocher suffisamment pour fusionner, les noyaux doivent se trouver dans un état d agitation très L ATOME Digital Vision La matière est constituée d atomes comprenant un noyau et des électrons qui tournent autour, en orbite. Le noyau de l atome est un assemblage de protons et de neutrons concentrés dans un très petit volume. Les neutrons sont électriquement neutres, les protons sont de charge électrique positive (e +). Les électrons ont une charge électrique négative (e -). Pour assurer la neutralité électrique de l atome, le nombre de protons doit être exactement égal au nombre d électrons en orbite. Les protons et les neutrons ont quasiment la même masse. Elle est mille fois supérieure à celle de l électron. Un élément chimique est défini par son nombre de protons (par exemple, l élément oxygène possède 8 protons). Des atomes d un élément chimique comportant un nombre différent de neutrons sont des isotopes de cet élément. Par exemple, dans la famille de l hydrogène, l hydrogène lui-même est composé d un proton unique, alors que le deutérium est constitué d un proton et d un neutron, et le tritium d un proton et de deux neutrons. Le deutérium et le tritium sont deux isotopes de l hydrogène (voir aussi le livret L atome). Représentation du nuage électronique de l atome de l oxygène Noyau atomique constitué de 8 protons + 8 neutrons Nuage électronique 8 électrons

4 6 w PRINCIPE DE LA NUCLÉOSYNTHÈSE w PRINCIPE DE LA NUCLÉOSYNTHÈSE 7 Abondance relative (Si = 10 6 ) Période 1 1 H 1, Li Be 2 6,941 9, Na Mg 22, , Table d abondance des éléments Table de Mendeleïv K 39, Ca 40, Rb Sr 85,468 87,62 * Le nom et le symbole de ces éléments sont provisoires. Li H He 21 Sc 44, La 138,906 O C Ne N Mg Si Be B Y 88, Cs Ba 132, , Fr Ra (223) 226, Ac à 227,028 à F 22 Ti 47,88 40 Zr 91, Ce 140, Hf 178, Rf 90 Th 232,038 A Na 59 Pr (261,11) 91 Pa B 140, ,036 P 23 Ar Ca V 50, Nb 92, Nd 144,24 73 Ta 180, Db 262,11 C 238,029 Ti 24 Cr 51, Mo 95,94 61 Pm (145) 93 Np 74 W 183,85 Fe Ni 25 Mn 54, Tc (98) 26 Fe 55, Ru 101, Re Os 186, ,2 Zn Ge Kr Kr Se 27 Co 58, Rh 102, Ir 192,22 28 Ni 58,69 46 Pd 106,42 78 Pt 195,08 Sn 29 Cu 63, Ag 107, Au 196,967 Th U Nombre de nucléons (protons + neutrons) dans le noyau Te 30 Zn 65,39 48 Cd 112, Hg 200,59 92 U 94 Pu 96 Cm 98 Cf 100 Fm 102 No 237, Sm 150, Sg 263,12 (244) 63 Eu 151, Bh 264,12 95 Am (243) 64 Gd 157,25 (247) 65 Tb 108 Hs 265,13 97 Bk 158,925 (247) 66 Dy 162, Mt 268 (251) 99 Es D 67 Ho 164, Uun* 269 (252) 68 Er 167,26 (257) 69 Tm 101 Md 168, Uuu* 272 (258) Ba 2 He 4, B C N O F Ne 10,811 12,011 14, , , , Al 26, Ga 69, In 114,82 81 Tl 204, Sn Sb 118, ,75 82 Pb 207,2 Dy 14 Si 28, Ge 72,61 Yb Hf 15 P 30, As 74, S 32, Se 78, Te 127, Bi Po 208,980 (209) Pb Pt Hg 17 Cl 35, Br 79,904 I 126, At (210) 18 Ar 39, Kr 83,80 54 Xe 131,29 86 Rn (222) LÉGENDE 277 Numéro atomique = nombre de protons = nombre d'électrons 1 Symbole H Masse atomique = nombre de protons 1, neutrons = nombre de nucléons dans le noyau Les chiffres entre parenthèses indiquent le nombre de masse de l'isotope le plus stable. (259) 70 Yb 173, Uub* 71 Lu 103 Lr 174,967 (260) D'après Handbook of chemistry and physics, 74 st Ed. 1993, CRC Press et Pure and Applied Chemistry, 1997, 69, 2471 TABLE DE MENDELEÏEV ET TABLE D ABONDANCE La table périodique des éléments de Mendeleïev permet de classer et de nommer les différents éléments chimiques découverts à ce jour par nombre de protons dans le noyau, allant de 1 pour l hydrogène à 92 pour l uranium, et même plus pour des noyaux n existant pas à l état naturel et fabriqués en laboratoire. Elle spécifie les propriétés chimiques des éléments qui dépendent du nombre d électrons de l atome. La table des abondances des éléments dans le système solaire indique pour chaque élément de la table périodique, la quantité trouvée de cet élément dans le système solaire. Ces abondances ont comme base de référence l abondance d un élément, le silicium. Son abondance est arbitrairement donnée à Les abondances des autres éléments sont données relativement à l abondance du silicium en puissance de dix: 10-2 = un centième, 1, 10 2 = 100, 10 4 = 10000, 10 6 = (un million), 10 8 = cent millions, = dix milliards. Elle est élaborée à partir de mesures et d observations et est très précieuse pour les astrophysiciens. On y constate que: A les éléments les plus abondants sont l hydrogène H et l hélium He (un gramme de matière en contient 98 %). On trouve cette situation dans tout l Univers observable; B une carence importante apparaît entre l hélium He et le carbone C liée à la fragilité nucléaire des noyaux de lithium Li, de béryllium Be et de bore B; C les noyaux les plus abondants sont ensuite, le carbone C (avec 12 neutrons et protons), l oxygène O (16), le néon Ne (20), le magnésium Mg (24), le silicium Si (26), le fer Fe (56). Ce sont aussi les noyaux les plus stables de l Univers; D les noyaux plus lourds que le fer (Fe) sont beaucoup plus rares. Le fer est le noyau le plus stable de l Univers. PhotoDisc Un amas globulaire est une concentration de milliers d étoiles, liées par la gravitation. grand. C est le cas lorsqu ils sont portés à très haute température. La fusion, à l état naturel, existe donc dans les environnements extrêmement chauds que sont les étoiles, comme le Soleil. Au centre du Soleil, la température atteint 15 millions de degrés, température qui permet la fusion des noyaux les plus légers, comme ceux de l hydrogène (un proton) et de l hélium (deux protons et deux neutrons). Dans des étoiles plus massives que le Soleil, les températures en leur centre sont encore plus grandes. Elles permettent la fusion de noyaux plus lourds que l hydrogène. Ces réactions produisent des noyaux de carbone, d oxygène et de fer.

5 8 w PRINCIPE DE LA NUCLÉOSYNTHÈSE 9 LES ÉTOILES FONCTIONNENT SUR LE MODE DE LA FUSION THERMONUCLÉAIRE. D OÙ VIENT L ÉNERGIE? Le résultat de la fusion de l hydrogène dans le Soleil est le suivant: quatre noyaux d hydrogène forment un noyau d hélium (voir schéma p. 18). De l énergie est libérée. Dans cette réaction, la somme des masses des quatre noyaux d origine est supérieure à la masse du noyau final. En vertu de l équation d équivalence entre la masse et l énergie dite équation d Einstein, E = mc 2, la masse manquante, m, s est transformée en énergie, E. Où est passée l énergie? Elle a été émise essentiellement sous forme de lumière et de chaleur. Sous forme de lumière, cette énergie rayonnée suffit à faire briller le Soleil et, sous forme de chaleur, à entretenir la vie sur Terre (voir aussi le livret Énergie nucléaire: fusion et fission). Paradoxalement, la puissance émise dans l espace par le Soleil est très faible: 0,2 microwatt par gramme, soit fois moins que l énergie mise en jeu par un être humain, quelques milliwatts par gramme. LES DIFFÉRENTS TYPES DE NUCLÉOSYNTHÈSE Les synthèses des noyaux d atomes dans différents sites astrophysiques peuvent être définies de la façon suivante: Au cours des trois premières minutes de l existence de l Univers, a eu lieu la nucléosynthèse primordiale. Elle permet d expliquer l abondance de l hydrogène, de son isotope (voir encadré p. 5) le deutérium (1 proton, 1 neutron) et des deux isotopes stables de l hélium La fusion de l hydrogène dans le Soleil libère l énergie qui suffit à le faire briller et à entretenir la vie sur Terre. (l hélium 3 [2 protons, 1 neutron] et 4 [2 protons, 2 neutrons]). La formation de certains noyaux moins légers tels que le lithium (Li), le béryllium (Be) et le bore (B) s explique par des réactions de spallation. Au sein des étoiles, les réactions de fusion se produisent et transforment les noyaux d atomes. C est la nucléosynthèse stellaire. Pour les noyaux plus lourds que le fer, les réactions de fusion ne sont plus possibles, les éléments sont plus rares et leur synthèse est due à un autre type de réaction nucléaire: la capture de neutrons qui a lieu dans les Un noyau capture un ou plusieurs neutrons successivement. Il devient alors instable et se désintègre par réaction b durant laquelle un neutron se transforme en proton. On accède ainsi à un noyau plus lourd (un proton de plus). Elles se caractérisent par l action d un flux naturel de particules de haute énergie présent dans l espace, le rayonnement cosmique. Ce flux fait éclater des noyaux plus lourds, présents dans le milieu interstellaire (carbone, azote, etc.) et les noyaux produits (lithium, béryllium, bore) sont dispersés. supernovae. Ainsi tous les éléments chimiques de la table de Mendeleïev (voir p. 6) sont présents dans l Univers. Nasa/A. Schaller Les étoiles

6 10 w LES ÉTOILES w LES ÉTOILES 11 Les étoiles sont des réacteurs nucléaires célestes. Hubble/AURA/STScI/Nasa Un objectif de l astrophysique nucléaire est de comprendre comment naissent, vivent et meurent les étoiles. Amas globulaire. QU EST-CE QU UNE ÉTOILE? Les étoiles sont des boules de gaz à très haute température. Ce gaz est ionisé, c est-à-dire que les électrons électriquement chargés négativement sont totalement ou partiellement séparés des noyaux électriquement chargés positivement. On appelle aussi ce gaz, un plasma. À l œil nu ou au télescope, on ne voit que la surface lumineuse des astres. En astrophysique, de nombreuses découvertes ont été faites ces dernières années grâce à des télescopes au sol ou embarqués à bord de satellites. L ensemble du spectre électromagnétique est utilisé, depuis les ondes radio jusqu aux rayons X ou gamma (voir livret La radioactivité), chaque domaine spectral apportant des informations spécifiques: les rayons infrarouges nous apprennent où et comment les étoiles et les planètes se forment; la lumière visible renseigne sur les différentes réactions nucléaires qui se produisent au sein des étoiles tout au long de leur vie; les ondes radio, les rayons X et gamma révèlent les phénomènes parfois très violents qui adviennent à la fin de la vie d une étoile: supernovae, pulsars, étoiles à neutrons, trous noirs. L interprétation des données de tous ces rayonnements permet de déterminer l énergie produite par l étoile, la température à sa surface et sa composition chimique. Dans le gaz stellaire, l hydrogène et l hélium sont de loin les éléments chimiques les plus nombreux, suivis de l oxygène, du carbone et de l azote. Pour milliards d atomes d hydrogène, il y a 100 milliards d atomes d hélium et environ 1 milliard d atomes d oxygène. POURQUOI LES ÉTOILES BRILLENT-ELLES? Les étoiles sont habituellement des objets stables de l Univers. Une étoile est une énorme sphère de gaz chaud dont l équilibre est régi par deux effets opposés: d une part, la gravitation qui empêche le gaz D. Malin (AAO)/ROE/UKS Telescope Les étoiles naissent par lignée. de se disperser et tend à attirer les particules vers le centre; d autre part, la pression interne due à l agitation thermique du gaz qui s oppose à ce confinement. La gravitation dépend de la masse de l étoile et la pression de sa température. Le cœur de l étoile est extrêmement chaud (plusieurs millions de degrés) et sa surface plus froide (plusieurs milliers de degrés). La différence de température entraîne un flux de chaleur, donc d énergie, du centre vers la surface. C est cette chaleur qui est rayonnée par l étoile et fait que nous la voyons briller. D où vient l énergie de l étoile? Des réactions nucléaires de fusion qui ont lieu en son centre encore nommées réactions thermonucléaires. Parce que ces réactions génèrent de l énergie à partir de la matière que sont les noyaux qui composent l étoile (essentiellement de l hydrogène), ces noyaux sont appelés combustibles, par analogie à d autres formes d énergie. L étoile évolue en brûlant doucement son combustible (hydrogène). La chaleur engendrée par les réactions nucléaires empêche l effondrement de l étoile, la gravité empêche la dispersion. ÉTAPES NON-EXPLOSIVES DE FUSION THERMONUCLÉAIRE DANS UNE ÉTOILE DE 25 FOIS LA MASSE DU SOLEIL (25 M J *) COMBUSTIBLE TEMPÉRATURE PRODUITS DE FUSION DURÉE DE L ÉTAPE (matière première) (degrés) LES PLUS ABONDANTS Hydrogène 20 millions hélium, azote 7 millions d années Hélium 200 millions carbone, oxygène ans Carbone 800 millions oxygène, néon, magnésium 600 ans Néon 1,5 milliard oxygène, magnésium, silicium 1 an Oxygène 2 milliards silicium, soufre 6 mois Silicium 3,5 milliards fer, nickel 1 jour * Masse du Soleil = M J = 1, kg comparée à la masse de la Terre = kg, la masse du Soleil est fois plus élevée que celle de la Terre.

7 12 w LES ÉTOILES w LES ÉTOILES 13 Coupe d une étoile Coupe de la partie centrale d une étoile, ayant une masse 25 fois plus élevée que celle du Soleil (25 M J ), en passe d exploser (d après le physicien américain S. Woosley). Les étoiles brillent longtemps, car dans leur cœur les réactions thermonucléaires dégagent lentement leurs énormes quantités d énergie. LA NAISSANCE DES ÉTOILES À l intérieur des galaxies, les nébuleuses sont de gigantesques nuages de gaz et de poussières. La gravitation ou un événement extérieur peut conduire une partie de ces nuages à se contracter. La masse de gaz se concentre et les molécules de gaz s entrechoquent, la température monte jusqu à ce que la fusion de l hydrogène se produise. Une étoile est née. La naissance des étoiles est perçue par les astro- ÉVOLUTION DES ÉTOILES (DIAGRAMME COULEUR ET LUMINOSITÉ D HERZSPRUNG-RUSSELL) Luminosité (Soleil = 1) ,2 lhélium 3,7 M J lcarbone 0,2 M J loxygène 1,6 M J lnéon 0,06 M J lmagnésium 0,02 M J lsilicium-calcium 0,6 M J lcœur de fer 1,4 M J 7000 Super géantes rouges Géantes rouges 1,8 1,5 1,3 1 Séquence Soleil principale Naines blanches ,7 Température de surface (K) 0,5 0, ,008 0,08 0, Temps de séjour sur la séquence principale (milliards d années) Ce diagramme représente la luminosité d une étoile en fonction de la température à la surface de l étoile dans notre galaxie (la luminosité a pour base de référence la luminosité du Soleil = 1). On voit que les étoiles se regroupent en plusieurs régions: La bande centrale appelée séquence principale qui correspond aux étoiles dans la phase la plus longue de leur vie, celle où elles transforment l hydrogène en hélium en leur centre. En haut, à droite, on trouve les étoiles dans les phases de combustion nucléaires plus avancées: fusion de l hélium en carbone et oxygène, et fusion du carbone en éléments plus lourds, néon, magnésium et silicium. Ce sont des géantes rouges et des supergéantes rouges. En bas, à gauche, les naines blanches, phase finale des étoiles de petite masse comme notre Soleil. La supernova : une explosion très brillante marquant la mort d une étoile. physiciens grâce au rayonnement infrarouge émis par les étoiles au travers des nuages. LA VIE DES ÉTOILES Les étoiles sont des réacteurs nucléaires autocontrôlés. Qu une réaction nucléaire s emballe en leur cœur, alors celui-ci, gazeux et souple, se dilate légèrement, la température tombe et la réaction se modère. Et inversement, qu une réaction défaille, le cœur se contracte, la température monte et les réactions nucléaires redémarrent. L étoile perdure aussi longtemps que son cœur reste souple et gazeux. La vie d une étoile est une succession de contractions gravitationnelles et de cycles de combustion nucléaire. Une étoile en bon état de fonctionnement est une étoile qui brille, et si elle brille, elle brûle lentement. Le cycle du combustible dans les étoiles est particulièrement économique: les produits d un cycle de combustion servent de combustible au cycle suivant. Ainsi, l hélium, issu de la fusion de l hydrogène, brûle pour donner, par fusion thermonucléaire, le carbone et l oxygène, lesquels seront ultérieurement transformés en silicium. Au fur et à mesure, les FORS Team/VLT/ESO Vestige de la supernova de 1054 (nébuleuse du Crabe). durées des cycles raccourcissent considérablement, car le combustible devient de moins en moins énergétique. LA MORT DES ÉTOILES Les étoiles de petite masse, comme le Soleil, ne parviennent à brûler que l hydrogène et l hélium. Puis une partie de leur enveloppe est expulsée et elles deviennent des naines blanches, étoiles ayant épuisé leurs ressources nucléaires. Les étoiles plus massives, de dix à des centaines de fois plus grosses que le Soleil, ont des températures plus élevées en leur centre. La combustion nucléaire est plus rapide et va plus loin que la combustion de l hélium. Au-delà de la fusion du carbone, une forte perte

8 14 w LES ÉTOILES 15 L ESSENTIEL DE LA PHYSIQUE DU SOLEIL EST AUJOURD HUI COMPRIS. Il existe deux populations d étoiles dans notre galaxie. Le Soleil PhotoDisc Amas globulaire. d énergie, occasionnée par une émission importante de neutrinos engendrée par la chaleur, Particule électriquement neutre, de masse faible et qui interagit très peu avec la matière. épuise littéralement l étoile. La combustion thermonucléaire s arrête au fer, noyau le plus stable de l Univers, il est non combustible. Si bien que lorsque cet élément s accumule au cœur des étoiles massives, celles-ci sont condamnées. Leur cœur, ayant atteint une densité importante, se détend comme un ressort, engendrant une onde de choc qui balaie la matière qui l entoure. L implosion du cœur se double d une explosion de l étoile. Celle-ci, nommée supernova, émet une lumière vive, que les astrophysiciens perçoivent en observant la galaxie à laquelle appartient l étoile. Une étoile DigitalVision Supernova. à neutrons ou un trou noir reste au centre de la supernova. On constate que les étoiles de notre galaxie se répartissent en deux populations qui se distinguent par leur composition chimique et par leur répartition dans l espace: des étoiles qui renferment des éléments lourds, dans les mêmes proportions que le Soleil, des étoiles, pauvres en éléments plus lourds que l hélium (elles peuvent contenir mille fois moins de fer par exemple). Elles constituent les amas globulaires qui circulent autour de la galaxie. PhotoDisc

9 16 w LE SOLEIL Le Soleil est la plus proche et la mieux étudiée des étoiles. w LE SOLEIL 17 Structure interne du Soleil Le Soleil est l une des cent milliards d étoiles de notre galaxie mais c est l étoile la plus proche de nous à quelque cent cinquante millions de kilomètres, et donc la mieux observée. DE QUOI EST FAIT LE SOLEIL? Les proportions relatives des divers éléments chimiques du système solaire et du Soleil sont connues grâce à deux sources principales : L analyse du rayonnement émanant de la photosphère du Soleil. On ne peut observer La surface lumineuse de l étoile et seule partie observable. directement l intérieur du Soleil. On analyse la lumière visible, mais aussi les rayonnements non visibles à l œil nu : les ondes radio, l infrarouge, l ultraviolet, les rayons X et gamma. Tous ces rayonnements forment le spectre du Soleil. L analyse en laboratoire des météorites permet de déterminer la composition isotopique de la matière qui constitue le système solaire. Globalement, un gramme de matière du Soleil est composé de 0,70 g Composition en isotopes, éléments chimiques dont les atomes ont le même nombre de protons et un nombre différent de neutrons, par ex.: carbone 12 (6 protons et 6 neutrons) et carbone 14 (6 protons et 8 neutrons) sont deux isotopes du carbone. d hydrogène, de 0,28 g d hélium et de 0,02 g de tous les autres éléments chimiques de la table périodique de Mendeleïev (voir p. 6). Mais l observation ne suffit pas, elle doit s accompagner d études théoriques de physique. CEA/National Solar Observatory LE SOLEIL MODÉLISÉ Les chercheurs élaborent un modèle physique Conforme aux lois de la physique. du Soleil. Celui-ci permet de déterminer les paramètres physiques (densité, température, pression, composition chimique, bilan d énergie ) à toutes les profondeurs, depuis sa surface jusqu à son cœur. Les caractéristiques physiques calculées par le modèle de la surface observable du Soleil rayon, luminosité, température sont comparées et mises en conformité avec les caractéristiques correspondantes du Soleil réellement observées. D autres grandeurs permettent de vérifier que le modèle est bon: l une des plus pertinentes Les oscillations solaires représentent les mouvements superficiels à la surface du Soleil. En bleu, les zones qui se rapprochent de l observateur, en rouge celles qui s en éloignent. est le flux de neutrinos qui transporte l énergie du centre du Soleil vers sa surface et que les physiciens sont maintenant capables de détecter et d étudier. Ce flux est le témoin du bon fonctionnement du réacteur nucléaire solaire. De plus, le Soleil est une sphère gazeuse en perpétuels mouvements, il oscille. Ces oscillations sont étudiées notamment à l aide du satellite Golf, auquel a largement contribué le CEA. Ainsi lorsque le modèle est finement ajusté et est en accord avec les observations, les propriétés internes du Soleil peuvent être déduites. La même opération de modélisation (simulation numérique) peut être répétée sur des étoiles de masse et de composition initiales variées. La simulation numérique est l instrument privilégié de l étude de la nucléosynthèse dans le big-bang et les étoiles. LES NEUTRINOS SOLAIRES Le neutrino est une particule de la même famille que l électron, transportant de l énergie, sa masse est très faible. Les neutrinos sont produits lorsque les protons se transforment en neutrons. Le flux de neutrinos détecté sur Terre, plus faible que celui calculé, a longtemps préoccupé les astrophysiciens. Mais nous savons aujourd hui, grâce à des mesures précises effectuées par des détecteurs souterrains (expériences Gallex en Europe, Superkamiokande au Japon, SNO au Canada), que le déficit de neutrinos n est pas imputable au Soleil. Il s explique par le fait que ces particules oscillent entre trois états, et que les détecteurs, sensibles à seulement l un d entre eux, n en capturent qu un tiers. 0 Températures et densités au sein du Soleil Densité (g/cm 3 ) 0 0,07 1,3 2,0 Température ( K) millions Profondeur (km) Cœur de l étoile Trajet des photons (hors d échelle) Flux de rayonnement Force de pression (dirigée vers l extérieur) Force gravitationnelle (dirigée vers l intérieur) 7 millions 3 millions 1,5 million 6000 Neutrino

10 18 w LE SOLEIL w LE SOLEIL 19 Transformation de l hydrogène en hélium dans le Soleil Étape n 1 Deutérium e + Neutrino: ν Étape n 2 Deutérium Hélium 3 Rayonnement gamma Étape n 3 On peut reconstituer et suivre ainsi l évolution du Soleil de sa naissance jusqu au moment où son enveloppe se détachera et où subsistera un objet compact et dense: la naine blanche. ESPÉRANCE DE VIE DU SOLEIL ET DES ÉTOILES La fusion de l hydrogène est suffisante pour alimenter le Soleil durant la plus grande partie de sa vie lumineuse. Pour chiffrer son espérance de vie, il faut comparer ses réserves et sa consommation d énergie. Les calculs, pratiqués au moyen du modèle solaire, indiquent que la quantité d énergie nucléaire totale dont dispose le Soleil sera épuisée au bout de dix milliards d années Le Soleil, âgé de 4,6 milliards d années, est au milieu de sa vie. environ. Ce chiffre est deux fois supérieur à l âge des plus vieilles roches terrestres, lunaires et météoritiques (4,6 milliards d années). On estime que tous les corps du système solaire sont nés quasiment en même temps. Ainsi le Soleil, âgé de 4,6 milliards d années, est au milieu de sa vie. Hélium 3 Hélium 3 Hélium 4 CALCUL DE L ESPÉRANCE DE VIE DU SOLEIL Comme toute étoile, le Soleil est un gigantesque réacteur nucléaire. En son cœur, des réactions nucléaires de fusion ont lieu, au cours desquelles, l hydrogène est transformé en hélium en libérant de l énergie. La température au centre du Soleil est de quinze millions de degrés et la densité est de cent cinquante fois celle de l eau (150 g/cm 3 ). La transformation de l hydrogène en hélium est complexe, elle se déroule en trois étapes: Première étape: deux protons interagissent pour former du deutérium. Au cours de ce processus, un proton est transformé en neutron, en émettant un positron ou électron de charge positive et un neutrino, particule de la même famille que l électron transportant de l énergie, de masse très faible. Deuxième étape: un deutérium se combine avec un proton pour former de l hélium 3 en libérant de l énergie sous la forme d un rayonnement gamma (ou photon). Troisième étape: deux noyaux d hélium 3 fusionnent pour former l hélium 4 en éjectant deux protons. Lorsque le cœur solaire aura transformé tout son hydrogène en hélium, le Soleil se contractera sous l effet de l énergie de gravitation. La température en son centre augmentera jusqu à déclencher la fusion nucléaire de l hélium. Eso/ANTU/UT1 Plus de 10% de la masse du Soleil est convertie en hélium. On peut, en première approximation, considérer qu il est constitué, au départ, d hydrogène pur. Comme 0,7 % de la masse d hydrogène sera convertie en énergie par la formation des noyaux d hélium, la quantité d énergie nucléaire totale dont dispose le Soleil est E nuc = 0,1 x 0,007 x M J c 2 = 2, Mev. La durée de vie du Soleil est obtenue en divisant la réserve par la consommation. On obtient dix milliards d années, environ. Un électronvolt est une unité de mesure = 1, joules (1 MeV = 1 million d électronvolts). M J = masse solaire = 1, kg (voir p. 11). Mort d une étoile de type Soleil.

11 20 w LES SUPERNOVAE 21 SPECTACULAIRES MAIS RARES, CE SONT DES EXPLOSIONS CATACLYSMIQUES DE CERTAINS TYPES D ÉTOILES. Les supernovae De génération d étoiles en génération d étoiles, la galaxie s enrichit en éléments lourds. Les plus puissants moteurs de l évolution chimique des galaxies sont les supernovae. QU EST-CE QU UNE SUPERNOVA? Une supernova est une étoile qui explose après implosion, ou effondrement, de son cœur. Elle devient aussi brillante que des milliards d étoiles. Les supernovae sont les résultats d événements spectaculaires mais rares, leur fréquence est de l ordre de trois par siècle dans les galaxies semblables à la nôtre. Les supernovae sont importantes pour la compréhension de notre galaxie. En effet, elles chauffent le milieu interstellaire, elles y dispersent les éléments lourds et elles accélèrent les rayons cosmiques (voir p. 23 et 24). Les observations des supernovae sont basées sur leur courbe de lumière, c est-à-dire l évolution de leur luminosité au cours du temps, de leur luminosité maximale et de leur spectre, La comparaison de ces différentes données permet de classifier les supernovae. Le spectre est l analyse de la lumière émise, il permet de déterminer les éléments chimiques présents et leur abondance. LES DIFFÉRENTS TYPES DE SUPERNOVAE Dans un premier temps, la présence, ou non, d hydrogène dans le spectre permet de classifier les supernovae en deux types : I (absence d hydrogène) et II (présence d hydrogène). Mais à cette classification spectroscopique traditionnelle, s est substituée récemment une distinction physique caractérisant le mode d explosion: thermonucléaire ou gravitationnel. Explosion d une supernova Hubble/Aura/STScI/Nasa Étoile préexplosive Effondrement du cœur Interaction de l onde de choc avec l enveloppe en chute vers le cœur Éjection explosive de l enveloppe Enveloppe en expansion

12 22 w LES SUPERNOVAE w LES SUPERNOVAE 23 LES SUPERNOVAE THERMONUCLÉAIRES Lorsque deux étoiles cohabitent, elles gravitent l une autour de l autre, c est un système binaire. Les supernovae de type thermonucléaire surviennent dans les systèmes binaires lorsqu une des deux étoiles est une naine blanche. La matière de la première tombe sur la naine blanche, dont la masse atteint alors 1,4 fois celle du Soleil. Elle s effondre et explose. Toute la matière est dispersée dans l espace, il ne reste rien au centre de la supernova. LES SUPERNOVAE GRAVITATIONNELLES Une supernova de type gravitationnelle correspond à l explosion d une étoile en fin de vie. Elle explique la formation des éléments les plus lourds de l Univers. L énergie libérée en une journée correspond à celle de notre Soleil durant ces trois derniers millions d années. Elle éjecte d énormes quantités de gaz et de poussière. L implosion du cœur d une étoile massive, suivie immédiatement d une expulsion de l enveloppe, libère une fabuleuse énergie, essentiellement SN1987A, LA SUPERNOVA DU SIÈCLE L étude des supernovae nous renseigne sur les taux de formation d étoiles à toutes les phases d évolution de l Univers. sous forme de neutrinos. Seul un dix millième de l énergie totale se manifeste sous forme de lumière visible. Selon la masse initiale de l étoile qui explose, l implosion du cœur de fer d une étoile massive laisse subsister un objet dense que l on peut identifier à une étoile à neutrons ou à un trou noir. dans les couches externes de la supernova qui explose. C est le phénomène de nucléosynthèse explosive. Par exemple, les études ont permis de comprendre la production de l or dans l Univers par une succession de captures de neutrons et de désintégrations. Les deux variétés de supernovae ne produisent pas les éléments dans les mêmes proportions, ni n explosent au même rythme (une thermonucléaire pour cinq gravitationnelles). Les supernovae gravitationnelles produisent efficacement quantité d éléments entre le carbone et le calcium, l oxygène étant le plus abondant, alors que les supernovae thermonucléaires fournissent le fer et les éléments voisins. Selon les estimations, environ 50% du fer viendrait de ce type de supernovae. Hubble Heritage Team/W. Blair/D. Malin/Nasa Onde de choc engendrée par une supernova. Une supernova peut être visible à l œil nu, de la Terre, si elle explose dans le périmètre de notre galaxie ou dans les galaxies satellites, les nuages de Magellan. La dernière fois que cela est arrivé, c était le 24 février 1987 quand la supernova baptisée SN1987A est apparue dans le Grand nuage de Magellan. Elle a permis, en raison de sa proximité d effectuer une vaste moisson de résultats scientifiques. Les observatoires et les satellites du monde entier ont immédiatement pointé leurs instruments et leurs détecteurs dans sa direction. Plusieurs rayonnements émis ont pu être observés: la lumière visible, les ondes radio, l ultraviolet et l infrarouge. Mais, pour la première fois, un flux de neutrinos a pu être détecté et mesuré. C était une supernova gravitationnelle. Dr C. Burrows/ESA/STScI/Nasa LES SUPERNOVAE À L ORIGINE DES ÉLÉMENTS LOURDS Au centre de l étoile massive qui va devenir supernova, la densité est telle que le proton se transforme en neutrons en capturant un électron. Cette boule de neutrons d un diamètre d une trentaine de kilomètres restera après l explosion à l emplacement de la supernova, c est une étoile à neutrons. La matière qui est projetée dans l espace lors de l explosion est soumise à un très important flux de neutrons qui s échappe de l étoile à neutrons. Les noyaux les plus lourds de la nature (jusqu à l uranium) sont ainsi formés par capture rapide de neutrons par les noyaux issus de différentes phases de combustion de l étoile J. Hugues/Nasa/CXC/SOA Émission de rayons X de la supernova de Cassiopée.

13 24 w LES SUPERNOVAE 25 Cycle de vie des étoiles LE SATELLITE INTEGRAL OUVRE UN NOUVEL ÂGE D OR DE L ASTROPHYSIQUE NUCLÉAIRE. Naine blanche Géante rouge Naissance d une étoile Nébuleuse La radioactivité cosmique vue par le satellite Integral Supernova Étoile à neutrons Naine noire Pulsar Trou noir LES SUPERNOVAE À L ORIGINE DU RAYONNEMENT COSMIQUE Les ondes de choc produites par les supernovae brassent, agitent et échauffent le milieu interstellaire. Elles accélèrent sur leur passage des noyaux d atomes et des électrons et sont à l origine du rayonnement cosmique qui luimême, par les réactions nucléaires qu il induit sur son passage, est responsable de la genèse des noyaux légers, lithium, béryllium et bore. CEA

14 26 w LA RADIOACTIVITÉ COSMIQUE VUE PAR LE SATELLITE INTEGRAL w LA RADIOACTIVITÉ COSMIQUE VUE PAR LE SATELLITE INTEGRAL 27 Les vestiges chauds et radioactifs des explosions d étoiles émettent des rayonnements X et gamma. Ce sont eux que les astronomes observent, car la partie la plus énergétique du spectre électromagnétique, appelée gamma, apporte les indices les plus nets de la synthèse des noyaux d atomes dans l Univers. L étude de la radioactivité de la Voie lactée et des galaxies voisines par le satellite Integral (International Gamma-Ray Astrophysics laboratory) ouvre un nouvel âge d or de l astrophysique nucléaire. Ce satellite est le résultat d une collaboration européenne, sous l égide de l ESA (Agence spatiale européenne). Lancé en octobre 2002, au centre spatial de Baïkonour, au Kazakhstan, au moyen d une fusée Proton, le satellite est dans la phase d acquisition des données. L étude de la radioactivité des vestiges de supernovae et des vents stellaires, à l aide d Integral, devrait nous permettre de préciser nos modèles d étoiles et de mieux comprendre les processus dynamiques qui président à leur évaporation et à leur explosion. Le but de cette mission scientifique est de détecter, au sein des étoiles, les rayonnements gamma émis par les éléments radioactifs à vie courte tels que l aluminium 26, à vie moyenne comme le titane 44 et à vie longue tel le cobalt 56, essentiellement. Il permet également de repérer les lieux dans la galaxie où se situe l action la plus importante de nucléosynthèse. Leurs mesures devraient permettre une identification des isotopes émetteurs, une estimation de leur abondance et des conditions physiques du milieu d origine. Pour l étude des explosions d étoiles et de leurs vestiges radioactifs, le CEA recourt aux astronomies X et gamma. ÉVOLUTION NUCLÉAIRE Notre galaxie est encore en pleine évolution. Des indices de nucléosynthèse récente sont apportés par l observation de la radioactivité du disque de notre galaxie. La détection de la désintégration de l aluminium 26, dans différentes directions, a permis de tracer une carte de la galaxie. Il s agit d un noyau radioactif de 1 million d années de durée de vie, (alors que le disque galactique, lui, est de 10 milliards d années environ). Ainsi, la nucléosynthèse a été analysée afin d étudier, notamment, avec précision les mécanismes qui aboutissent à la formation de l aluminium 26. Le but de cette étude est de comprendre comment cet isotope peut être produit par les étoiles et éjecté dans le milieu interstellaire avant qu il ne se désintègre, c est-à-dire en moins d un million d années. Il apparaît que ses sources essentielles sont les étoiles massives Wolf-Rayet et les supernovae. CEA Spectromètre pendant les étalonnages scientifiques effectués au sol. CEA

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