La naissance des noyaux. 1- Appari3on des premiers noyaux: nucléosynthèse primordiale 2- Forma3on des autres noyaux par la synthèse stellaire

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1 La naissance des noyaux 1- Appari3on des premiers noyaux: nucléosynthèse primordiale 2- Forma3on des autres noyaux par la synthèse stellaire

2 Présence du nucléaire: appari0on et évolu0on de l Univers Déroulement: La nucléosynthèse primordiale se produit lorsque la température est de 10 9 K (soit dans la première minute après le Big Bang). Avant K (t<1s), les photons, les neutrinos et an0neutrinos, les baryons (neutrons et protons) ainsi que les électrons et les positrons sont en équilibre selon les réac0ons :

3 Le rapport du nombre de protons et du nombre de neutrons est alors déterminé par la loi sta0s0que de Maxwell- Boltzmann : À K, les neutrinos se découplent. Ainsi, les an0neutrinos disparaissent et l équilibre est rompu. À la rupture de l équilibre, on a un rapport n p /n n de l'ordre de 6 (un neutron pour 6 protons).

4 Ques3on de se fixer les idées: Le Big Bang des physiciens (Les dossiers de la Recherche, #35, mai 2009) Temps Température Phénomène Expérience s K Découplage gravité- él.nuc s K Découplage forte- électrofaible Mes. ctes coup LEP s K Plasma quarks- gluons s K Découplage faible- él.magné3que Boso. inter. W,Z LEP s K Par3cules acquièrent leur masse B Higgs 2010 Fermi. LHC s K Forma3on protons et neutrons SPS 2000 BNL à 200 s à 10 9 K Nucléosynthèse primordiale: p, He, Li Phys. Nucléaire ans 10 4 à 10 3 K Recombinaison des électrons Fd cosmo:65,2003, ans Premières étoiles 2003, ans Premières galaxies 1996, 2004, , ans 2,73 K Aujourd hui

5 N'étant alors modifié que par la désintégra0on β - - du neutron, ce rapport va augmenter. Tant que la température reste supérieure à 10 9 K, les noyaux de deutérium (deutérons) formés ( ) sont dissociés par les photons qui ont assez d énergie à cede température. Ces noyaux ne deviennent stables qu à 10 9 K. On a alors n p /n n 7 et la nucléosynthèse primordiale commence avec la forma0on des éléments légers :(γ : photon) À t 1000 s (15 mn), à cause de l expansion, la tempéra- ture et la densité deviennent trop faibles pour permedre la fusion d autres noyaux et la nucléosynthèse s arrête.

6 Le système solaire hdp:// et- vie.net/defini3on- soleil- 22.html

7 NASA

8 hdp:// content/uploads/2007/08/vent_solaire.jpg

9 Couronne: K Chromosphère: K Photosphère: K Convec3ve: K Radia3ve: K Noyau: K N.B. Les températures viennent de hdp:// soleil_lestaches/img_soleil_lestaches/soleilcoupe.jpg hdp://fr.wikipedia.org/wiki/fichier:structure_du_soleil.jpg

10 Proton + proton = deutéron Proton + deutéron = hélium- 3 Hélium- 3 + hélium- 3 = hélium protons

11

12 Ac3vité solaire hdp://fr.wikipedia.org/wiki/fichier:mass_eject.png

13 hdp://fr.wikipedia.org/wiki/fichier:northern_lights,_greenland.jpg

14 Forma3on des éléments ou la fournaise stellaire Chaîne proton- proton Quand le nuage inerstellaire se contracte pour former une étoile, l énergie poten3elle se conver3t en énergie ciné3que et en chaleur. Quand la température adeint environ 10 7 K, les réac0ons thermonucléaires débutent, conver3ssant p en He p + p d + e + + ν

15 En moyenne, il faut a 10 Ma - pour que le proton se conver3sse, ce qui est environ deux fois l âge évalué du soleil! Rapidement, ensuite, d + p 3 He + γ

16 Pas de 3 He + p, car 4 Li n existe pas. Plutôt 3 He + 3 He α + 2p Donc, 4p se conver3ssent en une par3cule α ( 4 He) Quand la température adeint environ 1-2 x10 7 K, assez pour α + α 8 Be, instable cependant, lié par 92 kev. Ce seconde est assez long pour permedre d ajouter une autre par3cule α: 8 Be + α 12 C. α+α+α α+ 8 Be MeV MeV MeV 0.04% γ 12 C 0

17 Et ça con3nue α + 12 C 16 O + γ et α + 16 O 20 Ne + γ et α + 20 Ne 24 Mg + γ Mais ces deux réac0ons sont moins probables, à cause de la barrière coulombienne à traverser. C est la fin du cycle de l hélium des naines blanches sont formées. Dans les étoiles massives, il y a d autres étapes chacune précédée par une contrac0on gravita0onnelle et une augmenta0on de température, 5 x10 8 K : 12 C + 12 C 20 Ne + α 23 Na + p 23 Mg + n

18 Et à 2 x 10 9 K: 16 O + 16 O 28 Si + α Et à 3 x 10 9 K (kt 0.25 MeV) : des réac3ons successives (α, γ) forment les 32 S, 36 Ar, 40 Ca, etc. jusqu à A 56. Très rapidement, l énergie augmente et des réac3ons (n,γ) vont produire des éléments plus lourds et la supernova lance de la ma3ère dans l espace.

19 Le cycle CNO Ce cylce se produit dans les étoiles de seconde généra3on: 12 C + p 13 N + γ 13 N 13 C + e + + ν 13 C + p 14 N + γ 14 N + p 15 O + γ 15 O 15 N + e + + ν 15 N + p 12 C+ α Il est à remarquer que le 12 C présent au début du cycle se retrouve à la fin du cycle et peut supporter le processus de manière con0nue en présence de p. Ce cycle CNO est plus rapide mais la barrière de Coulomb est plus élevée. Notre soleil: 98% de l énergie vient de p- p (T 10 7 K). À T 1.5 x 10 7 K, les deux contribu0ons sont à peu près égales.

20 hdp://fr.wikipedia.org/wiki/ Fichier:CNO_Cycle.svg

21 hdp://media4.obspm.fr/exoplanetes/pages_ou3l- atomes/images/images/abondance.jpg

22 Abondances rela3ves (en poids) Total du reste 10 0 Li B N F Na Al P Cl K Sc V Cu Co Mn Be C O Ne Mg Si S Ar Ca Ti Cr Fe Ni Zn

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24 Tous les noyaux connus

25 hdp://nrumiano.free.fr/images/energ_liaison.gif

26 Et la fusion sur terre: pouvons- nous la réaliser? Dans la bombe thermonucléaire, oui Dans un réacteur sous contrôle: pas encore. Bref survol historique de la situa3on: NOUS ESPÉRONS y arriver dans quelques décennies!

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28 Interna3onal Tokamak Experimental Reactor: ITER ì

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31 Aden3on! Les avantages de la fusion sont mul0ples : - l hydrogène est quasi inépuisable - les dérivés de l hydrogène (deutérium et tri0um), u0lisés dans la fusion, sont faciles et peu onéreux à produire - le résultat de la fusion (l hélium) est un gaz inerte, non radioac0f et avec des applica0ons dans l industrie, donc pas de problème de stockage des «déchets» - le risque en cas d accident est quasiment nul. En effet, les réac0ons de fusion se faisant à très hautes températures, et sans matériau radioac0f lourd, si un problème survient, la température baisse très vite et l hydrogène redevient gazeux, s échappant dans l atmosphère où il ne provoque aucun dégât, étant un gaz déjà présent dans l environnement. evolu0onnaire.free.fr/ fissionewusionnucleai...

32 On peut donc dire que les avantages de la fusion nucléaire sur la fission actuellement u0lisée sont nombreux, mais que le plus important est que ces futures centrales seront sans danger, «propres» et fourniront à l humanité la source d énergie dont nous aurons besoin pour les siècles à venir. Souhaitons que le projet expérimental Iter permeyra de résoudre les problèmes de manque d énergie auxquels nous allons être confrontés dans les 50 prochaines années. Richard LEVOUIN

33 D où vient l énergie solaire La consomma3on d hydrogène est la plus efficace des réac3ons en produc3on d énergie: 7 MeV par unité de masse atomique Cede source de puissance est aussi la raison de la stabilité d une étoile pour la majeure par3e de sa vie. Sur terre, on a: 1.4 x 10 3 W / m 2 Pour une émission isotrope: 4 x W est la puissance totale de notre soleil. D où, avec 4 p pour 26 MeV: (4 x W) / (26 x 1.6 x ) 4 x p /s

34 Pour combien de temps encore? D où, avec 4 p pour 26 MeV: (4 x W)/(26 x 1.6 x ) 4 x protons/s Le soleil con3ent environ 7 x protons et il a consumé environ 10% de son hydrogène d origine. Donc, il devrait con3nuer pour environ 6 milliards d années. Il brûlera ensuite de l hélium comme géante rouge et ainsi de suite sur quelques années

35 Le scénario global Big bang: conduit à la forma0on d atomes neutres ( 10 6 années) Condensa0ons des galaxies et étoiles de premières généra0ons (temps = δ 1 2 Gannées) Nucléosynthèse dans les étoiles et les supernovae, conduisant à la forma0on des éléments chimiques actuels ( temps = Δ ) Condensa0on du système solaire à par0r des débris des premières étoiles (temps = A e = 4.6 Gannées) Âge total de l univers = A u = δ + Δ + A e = 14 ± 2 Ga

36 À la semaine prochaine!