Les premiers témoins: les météorites. Quelques mots sur. les sources des météorites dans le système solaire

Transcription

1 Les premiers témoins: les météorites Quelques mots sur les sources des météorites dans le système solaire

2 Objectif du cours: l origine de la matière Ou Comment se forment les éléments chimiques dans l Univers

3 Entre Mars et Jupiter il manque une planète? Les ceintures d astéroïdes se sont vidées et remplies plusieurs fois durant l histoire du système solaire. Notion de zone stabilité gravitationnelle. Loi de Titus- Bode (XVIII ème siècle)

4 Pourquoi les Chondrites ne sont-elles pas des roches? Matrice Chondre Elles ne présentent pas de «relations de phases» Mélange mécanique de composants en différentes proportions selon les types de météorites

5 Les «chondrites carbonées»: Les «briques élémentaires» des planètes Age, température de formation, assemblages minéralogiques Þ Objets très Primitifs La météorite d Orgueil La météorite d Allende

6 La rançon de la physique nucléaire au chondrites carbonées : l origine des éléments chimiques François Robert Muséum, LEME-UMS 2679

7 Rappel sur la structure de l atome Cortège électronique Z : Nombre d électrons (charge -) Electrons Noyau Z Protons (charge +) N Neutrons (N= A-Z) nucléons Ex: azote A (nucléons) Z protons 14 7 N A = 14 : nombre de masse Z = 7 :numéro atomique

8 Réactions mettant en relations les électrons des atomes : ce sont les réactions chimiques T < 2000K Réactions entre les noyaux des atomes : réactions nucléaires T > K La question posée dans ce cours (L origine des éléments chimiques) est du domaine des réactions nucléaires

9 Le tableau périodique de Mendeleïev Les électrons occupent des couches différentes autour du noyau Les électrons remplissent les couches autour du noyau

10 La notion d isotope Même nombre d électrons et de protons = même propriétés chimiques. Mais nombre de neutrons différents propriétés physiques. Isotopes Isotopes Isotopes

11 Isotopes La vallée de stabilité Mais qui a réglé le rapport neutrons / protons pour remplir exactement toutes les cases du tableau de Mendeleïev?

12 Dans les années 45, un physicien (H. Suess) remarque la similitude des compositions chimiques entre le Soleil et la météorite d Orgueil. En l absence de données précises sur le Soleil, il utilise Orgueil comme Le Représentant Universel. Soleil Orgueil

13 Aujourd hui, on sait que l abondance chimique d Orgueil reproduit effectivement celle du soleil En combinant les données d Orgueil et celles du Soleil, on a défini : l Abondance Universelle

14 L Abondance Universelle La parité d ordre 2 La parité d ordre 4 Le trou du LiBeB

15 Hypothèse des pionniers Pic du Fer Le soleil reflète l abondance moyenne de la Galaxie. Trois notions équivalentes : (i) abondance (concentration..) (ii) probabilité d existence, (iii) coût énergétique Nombres magiques La connaissance précise de l Abondance Universelle ferait donc apparaître des propriétés de stabilité (énergie interne) des noyaux. Mais aussi.

16 des probabilités différentes de fabrication. Exemple de la parité : toujours plus d éléments pairs que d impairs Pairs Impairs

17 Les propriétés de l Abondance Universelle - La parité - La surabondance des éléments dont le nombre de protons est divisible par 4 (noyaux 4α) - Le pic du Fer! -Les nombres magiques!!! -Le trou du LiBeB? Pour comprendre ces propriétés, il faut savoir où et comment sont fabriqués les éléments chimiques

18 Un calcul simple mais un peu faux 1 ev = 10 4 K 1 Mev = 10 6 ev = K Pour passer du carbone, à l oxygène, au nénon etc, il faut fournir 0,1 MeV Un gaz à 10 9 K renferme cette énergie Où trouver 10 9 K dans l Univers? Au coeur des étoiles massives (>10 MS) ou au Big-Bang?

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20 Ce que suggère l abondance Universelle Si l on admet que la soupe de départ était constituée de H, 4 He avec un tout petit peu de 3 He, on peut imaginer (en oubliant le problème du LiBeB) : 4 He + 4 He + 4 He 12 C 12 C + 4 He 16 O Pair 4 16 O + 4 He 20 Ne Pair 4 20 Ne + 4 He 24 Mg Pair 4 etc.. S il y a des neutrons disponibles on peut fabriquer : - des isotopes : 12 C + n 13 C Impair (plus rare..) - et des éléments : 13 C + H 14 N. Pair 2 (encore plus rare..) -etc..

21 La controverse Gamov -Hoyle: Comment font les étoiles pour fabriquer les éléments au delà du pic du Fer? L énergie de liaison du noyau (E=mc 2 ) De plus en plus stable vers le Fer (deux 28 Si pèsent plus lourd qu un 56 Fe) Mais au delà du 56 Fe, pour bruler du Fer il faut dépenser de l énergie.

22 Les étoiles centrales sont plus riches en éléments chimiques : Fred Hoyle avait raison!

23 Une petite digression Par quels dispositifs expérimentaux connaît-on les réactions nucléaires?

24 Les deux outils du physicien nucléaire: l accélérateur de particules et la spectrométrie de masse

25 Le bilan énergétique des réactions nucléaires Exemple: on bombarde (dans un accélérateur) une cible de Lithium par des protons (noté H par les chimiste et p par les physiciens). On mesure précisément par (spectrométrie de masse) les masses des réactifs et des produits formés. ΔE = mc 2

26 Réactions nucléaires a + X Y + b + ΔE Formule: X(a,b)Y ΔE: énergie de la réaction ΔE>0: Exothermique. La réaction libère de l énergie sous forme d énergie cinétique et de γ ΔE<0: Endothermique. La réaction consomme de l énergie.

27 Comment calculer la température des étoiles à partir de ΔE Exemple d une étoile constituée de 12 C et de 4 He 12 C + 4 He 12 C + 4 He 12 C + 4 He 16 O + ΔE + γ

28 La notion d équilibre hydrostatique : Les étoiles : un combat entre la gravité et l agitation thermique

29 Comment les étoiles vont réaliser l équilibre hydrostatique? Elles vont convertir la matière en chaleur et l agitation thermique va s opposer à l effondrement gravitationnel. C est le processus de fusion thermonucléaire. 4 H + 4 He ν + 2e MeV

30 La «Fusion» thermonucléaire au cœur des étoiles Energie de la réaction ºTempérature T entre 1 MK et 1 BK 24 Mg 2 8 Si 20 Ne + 4 He + 4 He 16 O + 4 He + 12 C 4 He 4 He : 2 neutrons, 2 protons 32 P + 4 He Temps Equilibre entre la gravité (pression) et l agitation thermique (température)

31 Avant le pic du Fer : récupérer de l énergie pour briller Toujours plus chaud

32 Et au delà du Pic du Fer? Rappel de notre question : comment le nombre de neutrons disponibles correspond-t-il exactement au nombre de neutrons qu il faut pour remplir le tableau de Mendeleïev? Deux notions très importantes pour avancer vers la solution - La courte durée de Vie du Neutron libre (quelques min) - La réaction P + e N Mais que devient le cœur de l étoile si les «forces de répulsion nucléaires» disparaissent?

33 Supernova 1987A On a donc inventé les Super Novae - d abord sur le papier

34 La super-nova SN 1987 : la seule observation depuis le 11 ème siècle d une super nova «proche» du système solaire

35 Ce qui reste quelques millions d années après

36 Ce qui reste quelques millions d années après Silicium Fer Chandra image of Cas A (Hwang et al. 2004)

37 Super Novae : rupture de l équilibre hydrostatique La matière au cœur de l étoile ne peut plus supporter la trop grande pression et des températures > 10 9 K Les électrons sont captés par les noyaux: production de neutrons et destruction des protons encore présents dans l étoile.. H + + e - N La réaction H + + e doit produire d énorme flux de neutrons. Mais il faut faire vite!!

38 Notion de section efficace de capture de neutron C est la probabilité d additionner un neutron à un noyau. Et si les noyaux magiques ne reflétaient que les probabilités les plus faibles de capture de Neutrons? En d autres termes ces noyaux seraient plus difficilement détruits (c est à dire transformés par l addition d un neutron) que les autres

39 La probabilité de capture d un neutron traduit la stabilité nucléaire

40 et la question suivante : que deviennent les autres noyaux ceux qui capturent les neutrons?

41 Production des éléments plus lourds que le Fer Lors de la nucléosynthèse explosive Captures neutroniques : processus r (rapide) et processus s (lent) Z N Les neutrons non captés sont émis dans le milieu interstellaire et décroissent spontanément en proton!

42 L Abondance Universelle B.B. Fusion à l équilibre Capture de Neutrons (SuperNovae) Et H, D, 4 He, 7 Li? C est le domaine du Big-Bang (B.B.)

43 Grain de graphite isolé d une météorite carbonée

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45 Mais l Univers n est pas en Fer! - Les atomes émis des étoiles (le rayonnement cosmique) à grande vitesse entrent en collision avec les atomes du milieu interstellaire. - Les collisions produisent le Li, le Be et le B. - Ces réactions sont impossibles à haute température (heureusement!).

46 En résumé

47 L état d équilibre : PV = n RT Structure interne du Soleil

48 La classification des météorites Certaines - Les Chondrites - ne sont pas des roches Mais d autres sont des laves volcaniques, Et d autres des laves métalliques! Les unes viennent de Mars, de la Lune Les autres viennent des comètes Les autres viennent de «planètes» disparues!