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L'existence des atomes,
la spécificité de leurs noyaux ainsi que leurs sources
sont désormais solidement établies. En effet, l'une
des plus grandes découvertes du 20è siècle est
que les atomes qui constituent le support matériel de toute
chose, y compris de nous-mêmes, sont essentiellement le fruit
du labeur de générations et de générations
d'étoiles.
La source de chaque espèce nucléaire est clairement
identifiée : les noyaux les plus simples, tels l'hydrogène
(76% de la matière ordinaire) et l'hélium (24% en masse)
ainsi qu'une pincée de lithium, ont émergé du
Big-Bang voici quelque 15 milliards d'années et servent ensuite
de combustible aux réacteurs nucléaires que sont les
étoiles.
Les atomes de la vie tels, carbone, azote, oxygène, calcium
et fer, sont le fruit des fusions thermonucléaires successives
dans les creusets stellaires. Les éléments plus lourds,
comme l'uranium et le plutonium, sont produits au cours de l'explosion
des étoiles massives à travers des captures de neutrons
par des noyaux complexes (essentiellement le fer). Une fois synthétisés
et éjectés dans le milieu environnant, les noyaux s'entourent
d'électrons pour devenir atomes, qui eux-mêmes se structurent
en molécules.
De leur côté, le lithium (pour une partie), le béryllium
et le bore, ont une origine non stellaire. Ils sont engendrés
par un processus de brisure des noyaux d'azote, de carbone, d'oxygène,
appelé « spallation ».
Aujourd'hui, après quinze milliards d'années d'évolution,
la matière ordinaire, sous forme d'atomes, est composée
de 70% d'hydrogène, 28% d'hélium; seuls 2% de la matière
originelle ont été transformés en éléments
plus complexes (figure 1).
Fig. 1 – Répartition de l'abondance
des éléments dans le Système Solaire.
Ce diagramme porte pour chaque élément, en abscisse,
le numéro atomique et en ordonnée le logarithme de l'abondance,
normalisé, à 1012
atomes d'hydrogène. Les éléments légers,
Lithium, Bérylium et Bore, montrent une grande déficience
qui s'explique par leur fragilité nucléaire. D'une façon
générale, les noyaux les plus abondants sont aussi ceux
qui ont un noyau solidement lié.
Ainsi, le moteur essentiel de la complexification de la matière,
nécessaire à la vie, est nucléaire. La physique
nucléaire est par conséquent l'une des clés de
la compréhension du monde, de son origine et de son devenir.
En effet, l'univers est en évolution dans toutes ses régions
sous l'influence de processus qui impliquent en particulier les noyaux
d'atomes.
Aujourd'hui, l'activité nucléaire de la Galaxie n'est
pas éteinte ; les indices les plus probants en sont
i) la présence d'étoiles massives (de courte durée
de vie), lieu privilégié de transmutation des éléments
dans le disque de notre Galaxie,
ii) l'émission gamma (figure 2 et annexe 1 à la fin
du document) en provenance des noyaux radioactifs fraîchement
synthétisés dans les étoiles et expulsés
dans le milieu environnant.
C'est pourquoi, les indices observationnels de l'activité nucléaire
présente du ciel sont à rechercher dans le domaine spécifique
des rayons gamma. Le satellite européen INTEGRAL-Curie est
destiné à ouvrir largement ce champ de connaissance
(voir annexe 3). Il devrait
notamment permettre d'accéder à la compréhension
fine des événements cosmiques les plus énergétiques,
telles les explosions d'étoiles.
Fig. 2 – Distribution le long
de la Voie Lactée de l'émission produite par désintégration
de l'aluminium 26, bâtie à partir des données
recueillies par l'expérience COMPTEL à bord du Compton
Gamma-Ray Observatory dans une bande d'énergie de 200 keV centrée
sur 1,8 MeV.
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2. Nécessité d'une
source d'énergie nucléaire |
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Dès la fin du XIXè
siècle, l'étude de la radioactivité naturelle
de la Terre a fourni des indices sur l'âge de notre planète.
A partir de la désintégration de l'uranium en plomb,
les géophysiciens calculèrent que la Terre avait quelques
milliards d'années. Les physiciens du début du XXè
siècle, pensaient que le Soleil tirait son énergie
d'une combustion chimique ou d'une lente contraction gravitationnelle,
mais ces dernières se révélèrent incapables
d'assurer la longévité requise.
La solution du problème résidait en fait dans un mécanisme
d'une tout autre nature : la fusion nucléaire. Ce mécanisme
mettait en jeu une échelle de temps de quelques milliards d'années
compatible avec le calcul des géophysiciens alors que les processus
chimique et gravitationnel invoqués se limitaient à
quelques millions d'années.
La source d'énergie de type nucléaire qui sévit
au sein des étoiles est considérablement plus puissante
que celle qu'offre la chimie. Une réaction chimique fait intervenir
les électrons périphériques des atomes sous l'action
de la force électromagnétique. Une réaction nucléaire
implique le noyau de l'atome et ses constituants, les neutrons et
les protons ; les modifications au sein du noyau s'effectuent par
le truchement de l'interaction nucléaire forte. L'interaction
nucléaire faible vient parfaire la stabilité de la structure
nucléaire nouvellement élaborée. La masse des
produits de réaction est inférieure à celle des
réactifs : l'excès de masse est converti en énergie,
selon la célèbre formule E = mc2
; c'est pour cela que les étoiles brillent.
Les réactions nucléaires produisent environ un million
de fois plus d'énergie que les réactions chimiques.
L'unité d'énergie nucléaire est le méga-électron-volt
(MeV).
Une étoile comme le Soleil, âgée de 4,6 milliards
d'années, qui brûle de l'hydrogène selon ce principe
de fusion nucléaire, possède une réserve suffisante
pour encore 5 milliards d'années, environ.
Les êtres vivants sont eux-mêmes constitués des
cendres des combustions nucléaires. Tous les noyaux d'atomes
fabriqués dans la nature correspondent à des éléments
chimiques qui trouvent leur place dans la table périodique
dite de Mendeleiev. La fusion nucléaire, de surcroît,
approvisionnant les étoiles en énergie pendant des milliards
d'années sans interruption, donne à la vie et à
l'intelligence le temps de se développer.
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3. Synthèses successives
des noyaux d'atomes dans les étoiles |
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Aux températures stellaires (quinze millions de Kelvin au centre
du soleil par exemple), les atomes perdent leurs électrons.
La vitesse thermique des protons permet de circonvenir leur répulsion
coulombienne (électrique), si bien que le rapprochement de
quelques-uns d'entre eux permet la manifestation des interactions
nucléaires forte et faible, de très courte portée
; ainsi, la fusion opère pour donner des noyaux plus complexes.
Par une suite de réactions nucléaires opérant
dans le cœur de l'étoile, quatre noyaux d'hydrogène
fusionnent en un noyau d'hélium avec émission de deux
positons et deux neutrinos et de l'énergie sous forme de photons
gamma. Ces derniers, tout en se propageant vers l'extérieur
de l'étoile, interagissent continuellement avec les électrons
du milieu et perdent ainsi de l'énergie, passant du statut
de photons gamma à celui de photons X, UV, visible et infrarouge,
au terme d'environ 300 000 années. Ce sont ces derniers rayonnements
qui s'échappent de l'étoile et elle apparaît alors
lumineuse dans ces gammes d'énergie. Après la longue
étape de fusion de l'hydrogène, pendant laquelle l'hélium
s'accumule dans le cœur, l'étoile change en ses tréfonds
: son cœur se contracte et s'échauffe. La température
et la densité augmentent jusqu'à ce que la pression
thermique s'oppose à la contraction gravitationnelle. La région
centrale devient de plus en plus dense et chaude. La fusion nucléaire
de l'hélium s'amorce ainsi. La collision de deux noyaux d'hélium
produit d'abord le béryllium 8, instable. Un autre noyau d'hélium
peut entrer en collision avec cette cible de courte durée de
vie : un noyau de carbone se forme. Cette collision fructueuse a une
probabilité extrêmement faible de se produire. Cependant,
une concordance subtile entre les énergies de l'hélium,
du béryllium instable et du carbone ainsi produit, permet la
création de ce dernier. Tandis que le cœur se contracte,
les couches externes enflent, jusqu'à atteindre 50 fois le
rayon initial, environ. Une étoile de la taille du soleil se
transforme alors en une géante rouge, plus froide dans sa périphérie,
et plus lumineuse.
Au-delà de la fusion de l'hélium, les étoiles
de type solaire mettent un terme à leur existence en laissant
s'envoler leur enveloppe. Le phénomène, visible dans
le ciel, porte le nom de nébuleuse planétaire ; cette
appellation ancienne est un abus de langage pour la raison que les
dites nébuleuses sont le fruit de l'évolution des étoiles
et non des planètes. Le cœur dénudé apparaît
alors sous la forme d'une naine blanche, petite étoile compacte
et chaude. Les nébuleuses planétaires disséminent
ainsi dans l'espace l'hélium, l'azote et le carbone produits
dans le cœur des petites et moyennes étoiles.
Les étoiles plus massives que le Soleil (plus de dix fois la
masse de notre astre) atteignent en leur centre des températures
de plusieurs dizaines (voire plusieurs centaines) de millions de kelvins.
Elles sont capables de déclencher des fusions nucléaires
faisant intervenir des noyaux toujours plus lourds, tels le carbone,
l'oxygène, le néon et le silicium. Dans ces objets rares
mais efficaces, l'ensemble de l'œuvre nucléaire, fusion
de l'hydrogène comprise, s'effectue en un temps très
court (quelques millions d'années) comparé à
celui du soleil (10 milliards d'années).
La fusion du silicium étant engagée, le fer s'accumule
au cœur de l'étoile : c'est l'agonie car il est incombustible.
En effet, c'est le noyau d'atome dont la cohésion est la plus
grande. Sa fusion est endothermique. L'équilibre entre la pression
thermique, entretenue par les réactions nucléaires et
la gravitation est rompu. Dès lors, le cœur de l'étoile
est tyrannisé par la gravitation ; il est condamné à
s'effondrer pour devenir une étoile à neutrons : la
matière est alors on ne peut plus compacte ; elle atteint la
densité des noyaux d'atomes. Ce cœur poussé à
ses extrêmes limites, subit une détente brutale, engendrant
une onde de choc qui balaie l'étoile ; les couches extérieures
sont alors expulsées violemment : l'implosion se double d'une
explosion, une supernova fleurit dans le ciel. Il ne s'agit pas d'une
étoile de plus, mais d'une étoile de moins.
L'onde de choc engendrée par l'explosion rallume les réactions
nucléaires dans les couches externes de l'étoile, les
réactions produisent à nouveau le fer, ou plus exactement
son père radioactif, le nickel-56. Les neutrons libérés,
se greffant sur le fer préexistant, produisent toute la succession
des noyaux lourds jusqu'à l'uranium. Ce stade est qualifié
de nucléosynthèse explosive.
Pendant quelques semaines, la supernova brille comme des milliards
de soleils. Ces explosions de supernovae sont les moteurs principaux
de la complexification nucléaire dans l'univers, car elles
inséminent le cosmos de leurs noyaux fraîchement synthétisés.
Ces noyaux sont donc éjectés dans le milieu interstellaire,
milieu à partir duquel se formeront de nouvelles étoiles
et planètes. C'est ainsi que les supernovae jouent un rôle
crucial en particulier dans la formation et l'éjection des
noyaux radioactifs qui peuvent justement être détectés
par les instruments dévolus à l'astronomie gamma.
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4. Spécificité
des atomes lithium, béryllium, bore |
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Comme on vient de le voir, la nucléosynthèse stellaire
est responsable de la majorité des espèces nucléaires
mais certaines d'entre elles - très rares – échappent
à sa juridiction.
Le lithium, le béryllium et le bore, Li-Be-B, dont les noyaux
sont plus légers que celui du carbone, sont très peu
liés et ne résistent pas aux températures stellaires.
La quantité de ces trois éléments est faible
dans la nature en raison de la fragilité de leur structure
nucléaire (figure 1). De fait, leur origine n'est pas la fusion
thermonucléaire, mais au contraire la brisure (spallation)
de noyaux plus lourds (CNO). La synthèse des noyaux lithium,
béryllium et bore est imputée à l'interaction
entre noyaux rapides et le milieu interstellaire, comme par exemple
l'interaction du Rayonnement Cosmique Galactique, RCG (protons et
noyaux d'hélium d'environ 1 GeV par nucléon, 1 milliard
d'électron-volts par nucléon) avec le milieu interstellaire
diffus. Il faut noter que le 7Li est un noyau d'origine multiple ;
outre cette formation spallative, il est aussi engendré au
cours de la nucléosynthèse du Big-Bang (un noyau de
7Li pour 10 milliards d'atomes d'hydrogène) et dans les phases
avancées de la nucléosynthèse stellaire (un noyau
de 7Li pour un milliard de noyaux d'atomes d'hydrogène).
La physique qui nous intéresse ici est celle des accélérateurs
d'ions. Elle implique un faisceau de noyaux rapides (injecté
puis accéléré), une cible et une interaction
entre les deux. Le résultat de la collision du projectile et
de la cible dépend :
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de la composition du faisceau de noyaux rapides, |
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de la probabilité d'occurrence des diverses
réactions nucléaires, laquelle dépend de
la vitesse relative des noyaux projectile et cible et donc du
spectre d'énergie du faisceau, |
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de la composition de la cible. |
Par opposition à la nucléosynthèse stellaire
impliquant des basses énergies (1 keV-100 keV) et des hautes
densités (102-109g
cm-3), la nucléosynthèse
spallative implique des hautes énergies (1 MeV-100 GeV) et
des basses densités (1-103
atomes cm-3).
Le Rayonnement Cosmique Galactique (RCG, seul échantillon
de matière provenant de l'extérieur du système
solaire, est composé de particules très rapides, essentiellement
protons et particules alphas ( /p
vaut environ 10%). Sa densité d'énergie (environ 1
eV.cm-3), semblable à celle
de la lumière des étoiles et du champ magnétique
galactique en fait une composante importante pour la dynamique de
la Voie Lactée.
Le spectre d'énergie du RCG se laisse décrire par
une loi de puissance en énergie (flux proportionnel à
E-2,7 au-dessus de quelques GeV/nucléon).
Au-dessous de 1 GeV/nucléon, les noyaux sont repoussés
par le vent solaire et il est difficile de restituer le spectre
en dehors de la cavité solaire.
Ce RCG, en percutant les noyaux de carbone, d'azote et d'oxygène
du milieu interstellaire est à l'origine des noyaux légers,
Li-Be-B, du disque galactique.
De façon symétrique, lorsque des noyaux de He, C et
O sont éjectés à des énergies de 10
à 30 MeV/nucléon par des étoiles massives (étoiles
Wolf-Rayet et/ou supernovae), leur fragmentation sur l'hydrogène
et l'hélium circumsterstellaires peut produire ces mêmes
éléments légers. A tout instant, le flux de
He, C et O rapides est proportionnel au taux de supernovae, et,
dans ce cas, les noyaux cibles sont H et He, hérités
du Big Bang. Ce processus est responsable de la formation du Lithium-Béryllium-Bore
dans les premières étapes de l'évolution de
la Galaxie lorsque le milieu interstellaire est encore pauvre en
éléments C, N, O.
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5. Astronomie gamma nucléaire |
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L'astronomie gamma nucléaire se donne pour but l'étude
détaillée de la production des noyaux atomiques par
voie thermique (fusion thermonucléaire, capture radiative de
neutrons, photodésintégration dans les étoiles,
novæ et supernovae) et par voie non-thermique (spallation, fragmentation)
dans les milieux interstellaire et circumstellaire. L'intensité
et le profil des raies permettent d'identifier sans ambiguïté
les isotopes émetteurs, d'estimer leur abondance et d'accéder
à la connaissance des conditions physiques du milieu source
(vitesses d'ensemble, potentiel gravitationnel, densité et
température, géométrie du champ magnétique,
spectre des particules énergétiques).
Les raies gamma sont le résultat de la désexcitation
de niveaux nucléaires préalablement excités,
lesquels sont peuplés, soit par la désintégration
d'une espèce radioactive parente fraîchement synthétisée
dans les étoiles et éjectée par leurs vents et/ou
explosions, soit par collision noyau-noyau dans le milieu interstellaire.
La condition sine qua non pour que brillent les sources gamma nucléaires
est que le rayonnement gamma ne soit point converti en quelque forme
moins énergétique et donc que les noyaux émettent
leurs photons dans des milieux de basse densité (enveloppes,
débris d'étoiles ou milieu interstellaire). Cette condition
est satisfaite par deux types de nucléides :
a) les noyaux radioactifs de vie suffisamment longue pour être
portés loin de leurs sources par les vents et explosions d'étoiles,
ceci avant de se désintégrer (voie thermique).
b) Les noyaux stables excités par collision nucléaire
dans les milieux de basse densité (voie non thermique). Ce
mode de production de raies gamma met en jeu des faisceaux de noyaux
énergétiques naturels, analogues à ceux que produisent
par exemple les éruptions solaires.
Si le Soleil est opaque aux rayons gamma issus des réactions
thermonucléaires centrales, il n'exerce aucune censure sur
ceux qui sont produits par des phénomènes éruptifs
dans son atmosphère ténue qui libère des particules
de relativement haute énergie (au delà du MeV), lesquelles
interagissent avec la matière environnante.
Les raies gamma résultent de collisions entre particules accélérées
et noyaux au repos dans les couches externes du Soleil. Les protons
et noyaux d'hélium rapides excitent les noyaux de C, O, Ne,
Mg, ... Fe ; inversement ces mêmes espèces présentes
dans la population des noyaux accélérés s'excitent
en vol par collision avec les noyaux d'hydrogène (protons)
et d'hélium au repos.
La désexcitation en vol produit des raies larges (par effet
Doppler), la désintégration des espèces au repos
produit des raies plus fines.
Les éruptions stellaires offrent l'archétype de l'excitation
nucléaire et de l'émission gamma qui s'ensuit.
Au-delà de l'exemple solaire, la spectroscopie nucléaire
offre des perspectives prometteuses sur la compréhension des
processus physiques de haute énergie dans le cosmos. Le satellite
INTEGRAL-Curie (voir annexe 3) fleuron de l'astronomie spatiale européenne
est dévolu à cette tâche et l'on espère
recueillir une moisson de résultats à court terme.
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6. Conclusion |
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L'astrophysique nucléaire est l'une des plus belles sciences
qui soit, car elle jette une passerelle entre le microcosme subatomique
et le macrocosme céleste et statue sur l'origine des éléments
qui composent le réel immédiat, du plus simple, l'hydrogène,
jusqu'au plus complexe, l'uranium. Son ambition est encore plus vaste
car son but est non seulement de déterminer l'origine mais
aussi l'évolution des éléments chimiques dans
le cosmos. Il a été montré au vingtième
siècle que la complexification nucléaire est un phénomène
universel qui concerne toutes les galaxies, la nôtre y compris.
De générations en générations d'étoiles,
une galaxie ne cesse de s'enrichir en éléments chimiques
complexes. Le recensement de ces derniers au moyen des plus grands
instruments astronomiques est engagé, cela à différentes
époques de l'évolution cosmique, de notre proche environnement
jusqu'aux plus lointains nuages pré/proto galactiques. La détermination
du rythme de transformation des atomes simples en atomes complexes
mobilise tous les efforts, afin de retracer l'histoire chimique globale
de l'univers.
En partant d'une substance simple (pour ne pas dire élémentaire),
composée de photons, électrons, neutrinos, neutrons
et protons, la nature construit tous les éléments de
la table périodique et leur confère leurs propriétés
chimiques distinctives, et à partir de celles-ci, elle forme
les molécules simples comme l'eau (H2O),
le monoxyde de carbone (CO) et les molécules plus complexes
à base de carbone, nécessaires à la vie sur Terre.
L'ADN n'est, à tout prendre, qu'un arrangement particulièrement
heureux d'électrons, de protons et de neutrons. En somme, la
composition de la Terre et des hommes sur cette Terre est une conséquence
naturelle de la production des éléments chimiques au
sein des étoiles par le travail incessant des forces nucléaires
ainsi que des vagues successives de formation et de disparition de
générations entières d'étoiles dans les
galaxies.
L'astrophysique nucléaire nous ouvre ainsi à l'histoire
universelle de la matière. Ce champ de recherche s'enrichit
au fil des découvertes. Aujourd'hui l'ère de l'astronomie
gamma porte des promesses de moisson abondante. Les détections
de rayons gamma émanant de sources cosmiques, souvent violentes,
au moyen du satellite INTEGRAL sont désormais attendues avec
fébrilité.
Tableau - Origine des éléments
chimiques
| Processus |
Site |
produits |
| nucléosynthèse |
|
H, 4He |
| primordiale |
Big-Bang |
traces de D, 3He,
7Li |
| fusion de l'hydrogène |
Etoiles |
4He,
N |
| fusion de l'hélium |
Géantes Rouges |
C |
| fusion de l'hélium
fusion du carbone
fusion de l'oxygène |
Supergéantes |
O, C, Ne, Na, Mg,Si |
| fusion du silicium |
Supernovae |
Fe, Co, Ni |
| capture lente de neutrons |
Géantes rouges |
Cu, Zn,Pb |
| capture rapide de
neutrons
|
Supernovae |
Au, Pt,U |
| spallation |
Interaction de noyaux
rapides avec le milieu
interstellaire
|
Li,Be,B |
Annexe 1 - La radioactivité de la Galaxie |
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Il existe plusieurs types de radioactivité. Celle qui nous
concerne est liée au fait que certains noyaux éjectés
par les astres et éparpillés dans le milieu interstellaire
sont riches en protons, trop riches pour être stables. Ces noyaux
ont tendance à transformer en leur sein un proton en neutron.
Le noyau résultant est la plupart du temps dans un état
excité et recouvre l'état fondamental en émettant
un photon de haute énergie appelé photon gamma. Rappelons
que les photons sont les particules associées au rayonnement
électromagnétique. Il existe des photons de toute énergie,
depuis les photons radio (les moins énergétiques) jusqu'aux
photons gamma (les plus énergétiques) en passant par
les photons infrarouge, visibles, ultra-violet et X. Chaque gamme
d'énergie peut être observable par des instruments astronomiques
appropriés et l'on peut alors mettre en évidence différentes
facettes du cosmos tant au plan du contenu que des processus physiques
mis en jeu. En particulier, l'astronomie gamma nous ouvre aux événements
les plus violents qui se produisent dans l'Univers.
Comme on l'a déjà mentionné, une étoile
massive connaît plusieurs stades d'évolution. L'une des
premières phases correspond au stade Wolf-Rayet, du nom de
leurs découvreurs, (W-R). Ces étoiles entretiennent
un vent puissant chargé de noyaux radioactifs comme l'aluminium-26
produit par la réaction 25Mg +p 
26Al + 
dans le cœur de l'étoile. Ce dernier est mis à
nu par le vent qui emporte cet isotope au loin et le dépose
dans le milieu interstellaire où il se désintègre
(période de l'ordre de 1 million d'années) par radioactivité
 +
en magnésium-26 excité, lequel recouvre l'état
fondamental en émettant un rayon gamma caractéristique
(1,809 MeV). Les étoiles W-R sont présumées être
en partie responsables de l'émission gamma de la Galaxie à
cette énergie (figure 2).
Les supernovae correspondent de leur côté à la
phase ultime de l'évolution de deux catégories d'étoiles.
Leur luminosité augmente très rapidement lors de l'explosion.
Les supernovae dites de type Ia mettent en jeu des étoiles
de petite masse en système double tandis que les supernovae
dites de type II incriminent des étoiles massives. Dans les
deux cas, cette explosion se solde par l'éjection de noyaux
radioactifs.
Comment différencier les supernovae de type Ia et les supernovae
de type II ? Si le spectre d'une supernova arbore les raies de l'hydrogène,
elle est classée II, dans le cas contraire elle appartient
au type Ia. Mais cette classification spectroscopique se voit avantageusement
remplacée par une classification physique. Il est, en effet,
préférable de distinguer les explosions d'après
le mécanisme qui les provoquent, thermonucléaire (Types
Ia) ou gravitationnel (Type II).
Dans les couples serrés d'étoiles dont l'un des membres
est une naine blanche (étoile compacte dont la masse est inférieure
à 1,4 fois la masse du soleil - Mo) la substance aspirée
par la naine blanche l'alourdit et l'entraîne à dépasser
une certaine masse critique dite de Chandrasekhar. L'étoile
entière est détruite dans une gigantesque explosion
nucléaire. Une bonne moitié est incinérée
et transformée en 56Ni radioactif,
lequel se désintègre successivement en 56Co
et 56Fe (environ 0,6 masse solaire
de fer), avec émission concomitante de rayons gamma.
Les SNII (gravitationnelles) sont imputées à l'implosion
soudaine du cœur des supergéantes (étoiles de masse
supérieure à 8 Mo). Une étoile à neutrons
se forme au centre alors que l'enveloppe de la supergéante
est éjectée à une vitesse de 10 000 km par seconde
environ. L'énergie cinétique de la matière expulsée
(1051 erg – un erg correspond
à une énergie de 10-7
Joule) est une faible fraction de celle qui est libérée
sous forme de neutrinos ( 1053
erg).
Si l'on se rapporte précisément à la théorie
de la nucléosynthèse explosive, les isotopes du pic
du fer ne sont pas produits en tant que tels, mais sous la forme de
leur géniteur radioactif riche en protons. Par exemple, le
fer synthétisé de manière explosive sous la forme
de Nickel-56, est éjecté dans l'espace. En l'occurrence,
six mois après l'explosion de la supernova SN1987A (voir annexe
2), ont été mis en évidence les rayons gamma
émis lors de la décroissance du Cobalt-56
en Fer-56 selon la chaîne
: 56Ni à 56Co
(par capture électronique). puis 56Co
à 56Fe (ici un proton se
transforme en neutron, c'est la radioactivité +).
La quantité estimée de 56Ni
synthétisée au cours des explosions respectives est
de 0.6 masse solaire pour les SNIa contre 0.1 masse solaire environ
pour les SN II. D'autre part, les masses des enveloppes éjectées
étant très différentes les SNIa deviennent transparentes
aux rayons gamma bien plus vite que les SNII car i) elles sont moins
massives et présentent aux rayons gamma une quantité
moindre de matière absorbante (1,4 masse solaire pour les SNIa
contre environ 10 masses solaires pour les SNII) et ii) elles se diluent
plus vite que les SNII car leur vitesse d'expansion est plus grande.
De ce fait, il est prédit que les SNIa sont bien plus lumineuses
dans le domaine gamma que les SNII.
Finalement, les explosions de supernovae laissent des traces de deux
sortes : une étoile à neutrons qui est le résidu
compact de l'étoile initiale (dans le cas des SNII) ainsi qu'une
enveloppe de matière en expansion appelée vestige ou
reste de supernova, qui contient entre autres les éléments
radioactifs forgés au cours de la nucléosynthèse
explosive ; dans le cas des SNIa, seul le reste de supernova persiste
car l'étoile a été totalement volatilisée
au cours de l'explosion.
Annexe 2 - SN 1987A et les supernovae de type II |
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A la Renaissance, Tycho Brahé et Johannes Kepler furent chacun
les témoins émerveillés de l'apparition d'une
supernova. Le télescope n'était pas encore inventé.
En 1987 une supernova visible à l'œil nu se présenta
à nous, dans le Grand Nuage de Magellan, galaxie satellite
de la nôtre, située à 170 000 années-lumière.
Le déclin de son éclat et les moindres inflexions de
son rayonnement furent analysés en détail par les grands
télescopes. Les gigantesques détecteurs de neutrinos,
à l'affût sous terre, capturèrent son signal.
Ses rayons X et gamma furent enregistrés par des dispositifs
satellisés.
Le message de la supernova magellanique arrivait au bon moment: celui
où les hommes s'étaient donné des modèles
physiques et des ordinateurs capables de restituer l'évolution
des étoiles. Message différé de 170 000 ans,
certes, mais message exact : les neutrinos arrivèrent avec
quelques heures d'avance sur la lumière et avec le nombre attendu.
La brillance de l'objet dans le ciel déclinait au rythme de
décroissance d'un certain isotope radioactif qu'on eut tôt
fait d'identifier au cobalt-56, fils du nickel-56 et père du
fer-56. Et fut vérifiée cette prédiction extravagante
: le fer, roi de la création nucléaire, le plus solide
des noyaux d'atomes, n'est pas créé en tant que fer,
mais en tant que nickel radioactif. Ainsi fut confirmée la
théorie de la nucléosynthèse explosive des étoiles
massives.
Rappelons que les supernovae de type II résultent de l'explosion
d'astres dont la masse est supérieure à 8 masses solaires.
Faute de réactions nucléaires exothermiques, le cœur
de fer (dont la masse dépasse la limite de Chandrasekhar) s'effondre
soudainement pour atteindre l'incompressibilité (la densité
est alors supérieure à celle du noyau de l'atome). Ce
cœur, protoétoile à neutrons, se refroidit en émettant
en une dizaine de secondes une formidable bouffée de neutrinos
et antineutrinos. En se détendant, ce cœur hyperdense
engendre une onde de choc à laquelle les neutrinos impriment
une impulsion supplémentaire. Cette onde de choc réchauffe
la matière dans son sillage et rallume les réactions
nucléaires dans les couches profondes du manteau produisant
tout un cortège d'éléments parmi lesquels les
isotopes radioactifs qui intéressent l'astronomie gamma nucléaire.
Se dispersent alors manteau et couches supérieures de l'étoile.
L'intense émission lumineuse qui s'ensuit (jusqu'à un
milliard de luminosités solaires) est la signature visible
de l'événement "supernova". Au bout de quelques
jours, la radioactivité interne prend le relais de l'onde de
choc pour nourrir l'éclat de la supernova. Comme la décroissance
du Cobalt-56 en est le moteur principal, le déclin de luminosité
suit celui de cet isotope radioactif dont la vie moyenne est de 79
jours, puis vient le tour du 57Co
(271 jours) et enfin celui du 44Ti
(68 ans).
Quelques mois plus tard, l'enveloppe, diluée par l'expansion,
devient transparente aux rayons gamma et donc potentiellement observable
par les télescopes appropriés, pour peu que la supernova
ne soit pas trop distante. Ainsi l'émission gamma de la supernova
de 1987 put-elle être enregistrée, confirmant la chaîne
de raisonnement développée ci-dessus.
Les radio-isotopes de vie plus longue que ceux du cobalt (44Ti, et
26Al) également produits par l'explosion se désintègrent
dans un milieu très dilué parfaitement transparent aux
rayons gamma.
Annexe 3 - La mission INTEGRAL - Curie |
| |
La mission d'astronomie gamma INTEGRAL (International Gamma Ray Astrophysics
Laboratory), dont l'objectif principal est l'exploration approfondie
des sites célestes émissifs dans la bande spectrale
de 15 keV à 10 MeV, est une grande mission astronomique de
l'Agence Spatiale Européenne (ASE). Le satellite INTEGRAL (Figure
3) utilise une plate-forme spatiale du même type que celle de
XMM/Newton, le satellite européen d'astronomie X lancé
avec succès en décembre 1999. Le lancement du satellite
a été effectué avec succès le 17 octobre
2002 grâce à une fusée PROTON fournie par l'Agence
Spatiale Russe. La mission est conçue pour durer au moins cinq
ans.
Fig. 3 – Vue d'artiste du satellite
INTEGRAL en orbite
Le télescope français SIGMA à bord du satellite
russe GRANAT a démontré dans le passé que la
pratique des ouvertures codées est bien adaptée aux
observations dans la bande des rayons gamma de basse énergie.
La charge utile de la mission INTEGRAL a donc été fondée
sur l'utilisation simultanée de deux dispositifs à ouverture
codée : IBIS (Imager on Board the INTEGRAL Satellite), apte
à fournir des images à haute résolution angulaire
et une information spectrale à moyenne résolution, et
SPI (Spectrometer for INTEGRAL) chargé de la spectroscopie
gamma à très haute résolution. La mission INTEGRAL
inclut également deux instruments complémentaires :
JEM-X (Joint European Monitor) et OMC (Optical Monitor Camera), opérant
respectivement dans la bande des rayons X au-delà de 2-3 keV
et dans le domaine visible, de 550 à 850 nm. La nature observatoire
de la mission repose sur l'ISDC (INTEGRAL Science Data Center situé
près de Genève) qui permettra aux non-spécialistes
de mener des observations avec INTEGRAL.
C'est par le truchement du spectromètre SPI que la mission
INTEGRAL se propose de répondre aux nombreuses interrogations
soulevées dans cet article. Fruit d'une vaste collaboration
internationale1
, le spectromètre SPI est réalisé sous la maîtrise
d'œuvre du Centre National d'Études Spatiales (CNES).
Forts des résultats récents sur l'émission à
large échelle de la Voie lactée produite par désintégration
de l'aluminium 26, les concepteurs de SPI ont adopté un champ
de vue le plus vaste possible au détriment du pouvoir séparateur,
l'effort portant avant tout sur la résolution en énergie
dans la gamme 15 keV-10 MeV. Le plan détecteur de SPI est donc
constitué d'un réseau hexagonal de 19 semi-conducteurs
de germanium couvrant une surface utile de 500 cm2.
Les détecteurs en germanium sont montés dans un cryostat
qui les maintient à une température de 85 kelvins par
une combinaison de dispositifs réfrigérants actifs et
passifs. Ils confèrent à SPI un pouvoir de résolution
E/ E
650, ceci à une énergie de 1,33 MeV, quinze fois meilleur
que celui du spectromètre OSSE à bord de l'Observatoire
de Rayons Gamma Compton. L'aptitude du spectromètre SPI à
produire des images à grand champ repose sur son ouverture
codée à base d'éléments de tungstène
monté à 1,7 m du plan de détection. Ce dispositif
lui procure un pouvoir séparateur assez modeste (~ 2 degrés),
bien meilleur toutefois que celui du spectromètre OSSE, ainsi
qu'un champ de vue à mi-sensibilité de 490 degrés
carrés.
À l'instar de la plupart des nouvelles
branches de l'astronomie, celle des rayons gamma doit se pratiquer
pour l'essentiel à bord de véhicules spatiaux, car en
dépit de leur grand pouvoir de pénétration, les
rayons gamma sont totalement absorbés par l'atmosphère
terrestre. Les télescopes gamma et les véhicules spatiaux
où ils sont embarqués sont de ce fait exposés
aux particules d'origine cosmique ainsi qu'à celles qui sont
piégées dans les ceintures de radiation de la Terre.
Le bruit de fond intense qui en résulte est fort difficile
à atténuer, même au prix de blindages massifs.
Afin de réduire le bruit de fond de SPI, un bouclier adapté
enveloppe complètement le dispositif de détection. On
peut envisager ainsi une sensibilité de détection des
raies gamma les plus fines accrue de plus d'un ordre de grandeur par
rapport à celle du spectromètre OSSE embarqué
sur le satellite Compton GRO. En se prolongeant loin au-dessus du
plan de détection, ce blindage actif contribuera également
à réduire la susceptibilité du spectromètre
aux rayonnements émis en dehors du champ de vue de l'appareil.
Une fois monté dans les locaux du Centre Spatial du CNES à
Toulouse, le spectromètre SPI a été l'objet d'une
campagne intensive d'étalonnage. Il n'est en effet pas possible
d'estimer la réponse instrumentale des télescopes gamma
avec les seuls photons émis par les sites cosmiques eux-mêmes.
Les sources gamma célestes émettent en effet beaucoup
trop peu de photons et sont pour la plupart d'entre elles beaucoup
trop variables pour garantir un étalonnage satisfaisant des
télescopes. Avant la mise en orbite, il est donc nécessaire
de mesurer la réponse instrumentale du spectromètre
en l'exposant à des faisceaux de rayons gamma produits au sol.
Les étalonnages de SPI ont été menés en
avril 2001 au Centre d'Études Nucléaire de Bruyères-le-Châtel
au moyen de sources radioactives, dont certaines, très intenses,
ont été disposées à grande distance de
l'instrument pour simuler l'effet d'une source cosmique située
à l'infini. Le spectromètre a été également
exposé à des faisceaux de photons gamma monoénergétiques
obtenus en bombardant une cible mince faite d'un matériau donné
avec des protons accélérés à des énergies
judicieusement ajustées, ce qui a pour effet d'exciter les
noyaux du matériau cible. Par retour à l'état
fondamental, ces noyaux émettent alors par désexcitation
nucléaire les photons gamma monoénergétiques
dans une gamme d'énergie s'étendant jusqu'au seuil haut
du spectromètre SPI.
INTEGRAL est un observatoire ouvert à une très large
communauté scientifique. En dépit de la spécificité
des équipements, l'accès aux paramètres physiques
des sources observées sera ouvert à tous. Une partie
du temps d'observation sera toutefois réservée aux groupes
impliqués dans la réalisation de la mission. Ce temps
garanti sera dévolu pour l'essentiel à un balayage de
la Voie lactée incluant une observation approfondie des régions
centrales de la Galaxie et de la région des Voiles (Vela).
Ainsi, sans conteste, les rayons gamma, qui sont comme on l'a vu les
photons les plus énergétiques du spectre électromagnétique,
constituent l'indice le plus direct des mécanismes de synthèse
fraîche des noyaux d'atomes dans l'Univers. En effet, l'énergie
précise des rayons gamma est une signature indubitable des
noyaux radioactifs émetteurs et cela parce que les raies ne
sont pas modifiées par la traversée du milieu interstellaire.
Par ailleurs, les noyaux incriminés sont de vie relativement
courte par rapport à l'âge de la Galaxie. Par conséquent
ils révèlent les phénomènes les plus actuels.
L'objectif essentiel du spectromètre d'INTEGRAL est de détecter
et mesurer les raies gamma émanant de sources cosmiques. La
spectroscopie gamma devrait permettre de découvrir des indices
récents de nucléosynthèse et de situer ses foyers
dans notre Galaxie et au-delà, et de mesurer la quantité
de divers isotopes radioactifs libérés par les explosions
d'objets célestes, supernovae de tous types et novæ ainsi
que par le vent des étoiles massives dans la phase Wolf-Rayet.
1 Centre d'Étude Spatiale des Rayonnements,
Toulouse, Service d'Astrophysique du Commissariat à l'Énergie
Atomique, Saclay, France ; Max Planck Institut für Extraterrestrische
Physik, Garching bei München, Allemagne ; Université de
Valence, Espagne ; Istituto di Fisica Cosmica e Tecnologie Relative,
Milan, Italie ; Université de Louvain la Neuve, Belgique ;
Université de Birmingham, Royaume Uni ; Université de
Californie, San Diego, Université de Berkeley, Nasa Goddard
Space Flight Center, Greenbelt, États Unis.
Annexe 4 - La supernova SN 1987A |
| |
tirée d'un article des mêmes auteurs, paru dans la
revue "Découverte" du Palais de la Découverte
n° 288, mai 2001, p.69-79
Les supernovae de type II résultent de l'explosion d'astres
dont la masse est supérieure à 8 masses solaires. Faute
de réactions nucléaires exothermiques le cœur de
fer (dont la masse dépasse la limite de Chandrasekhar) s'effondre
soudainement pour atteindre l'incompressibilité (la densité
est alors supérieure a celle du noyau de l'atome). Ce cœur,
protoétoile à neutrons, se refroidit en émettant
en une dizaine de secondes une formidable bouffée de neutrinos
et antineutrinos, une pincée d'entre eux fut détectée
en provenance de la supernova de 1987. En se détendant, ce
cœur hyperdense engendre une onde de choc à laquelle les
neutrinos impriment une impulsion supplémentaire. Cette onde
de choc, réchauffe la matière dans son sillage et rallume
les réactions nucléaires dans les couches profondes
du manteau produisant tout un cortège d'éléments
parmi lesquels les isotopes radioactifs qui intéressent l'astronomie
gamma nucléaire. Se dispersent alors manteau et couches supérieures
de l'étoile. L'intense émission lumineuse qui s'ensuit
(jusqu'à un milliard de luminosités solaires) est la
signature de l'événement "supernova". Au bout
de quelques jours, la radioactivité interne prend le relais
de l'onde de choc pour nourrir l'éclat de la supernova. Comme
la décroissance du Cobalt-56 en est le moteur principal, le
déclin de luminosité suit celui de cet isotope radioactif
dont la vie moyenne est de 79 jours, puis vient le tour du 57Co
(271 jours) et enfin celui du 44Ti
(68 ans).
Quelques mois plus tard, l'enveloppe, diluée par l'expansion,
devient transparente aux rayons gamma et donc potentiellement observable
par les télescopes appropriés, pour peu que la supernova
ne soit pas trop distante. ainsi l'émission gamma de la supernova
de 1987 put-elle être enregistrée, confirmant la chaîne
de raisonnement développée ci-dessus.
Les radio-isotopes de vie plus longue que ceux du cobalt (44Ti, et
26Al) également produits par l'explosion se désintègrent
dans un milieu très dilué parfaitement transparent aux
rayons gamma.
Fig 4 – Spectromètre INTEGRAL SPI
Le spectromètre SPI de haute résolution spectrale est
composé d'un masque codé situé au sommet de l'appareil
permettant de définir la position angulaire des sources. Les
photons atteignent ensuite un plan composé de 19 détecteurs
de germanium. Là s'effectue la mesure d'énergie. Afin
de ne prendre en compte que les rayonnements ayant traversé
le masque, un détecteur appelé blindage actif forme
le corps cylindrique du spectromètre.
Tableau - Noyaux radioactifs émanant
des différents sites astrophysiques, vie moyenne et énergie
des raies. e+ désigne à la raie d'annihilation des positons
(0.511 MeV). L'intensité et le profil des raies permettent
d'identifier sans ambiguïté les isotopes, d'estimer leur
abondance et d'accéder à la connaissance des conditions
physiques du milieu source (vitesse des noyaux émetteurs, densité
et température de leur nucléosynthèse )
Tableau tiré d'un article des mêmes auteurs, paru dans
la revue "Découverte" du Palais de la Découverte
n° 288, mai 2001, p.69-79
| Père |
Fils |
Vie moyenne |
Raies (MeV) |
Site |
| 22Na |
22Ne |
3,8 années |
1,275 |
Nova |
| 26Al |
26Mg |
1,1 million d'années |
1,809 |
WR |
| 56Ni |
56Co |
6,1 jours |
0,158
0,269
0,480 |
SNIa
SNII |
| 56Co |
56Fe |
78,8 jours |
0,847
1,238
e+ |
SNIa
SNII |
| 57Ni |
57Co |
36,0 heures |
0,127
1,377
1,919 |
SNII |
| 57Co |
57Fe |
271 jours |
0,014
0,122
0,136 |
SNII |
| 44Ti |
44Ca |
68 années |
0,068
0,078
e+ |
SNII |
| 44Sc |
44Ca |
3,9 heures |
1,16
e+ |
SNII |
Fig. 5 – La nébuleuse du
Crabe (VLT-ESO), vestige d'une supernova gravitationnelle
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