Nucléosynthèse des éléments. Labondance cosmique des éléments Mass number.
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Nucléosynthèse des élémentsIA VIIIB
1.00 1
H 1
IIA IIIB IVB VB VIB VIIB 4.00 2
He 0
6.94 3
Li 1
9.01 4
Be 2
10.8 5
B 6
12.0 6
C –4 –2 0
4
14.0 7
N –3 0 3 5
16.0 8
O –2 0
19.0 9
F –1
20.2 10
Ne 0
23.0 11
Na 1
24.3 12
Mg 2
IIIA IVA VA VIA VIIA VIIIA IB IIB 27.0 13
Al 3
28.1 14
Si 4
30.1 15
P –3 5
32.1 16
S –2 0 4 6
35.5 17
Cl –1
40.0 18
Ar 0
39.1 19
K 1
40.1 20
Ca 2
45.0 21
Sc 3
47.9 22
Ti 4
50.9 23
V 5
52.0 24
Cr 3
54.9 25
Mn 4 3 2
55.8 26
Fe 2 3
58.9 27
Co 2 3
58.7 28
Ni 2
63.5 29
Cu 1 2
65.4 30
Zn 2
69.7 31
Ga 3
72.6 32
Ge 4
74.9 33
As 3,5
79.0 34
Se –2 0 4 6
79.9 35
Br –1
83.8 36
Kr 0
85.5 37
Rb 1
87.6 38
Sr 2
88.9 39
Y 3
91.2 40
Zr 4
92.9 41
Nb 3 5
95.9 42
Mo 4 6
98 43
Tc 7
101 44
Ru 3 4
103 45
Rh 2 3 4
106 46
Pd 2 4
108 47
Ag 1
112 48
Cd 2
115 49
In 3
119 50
Sn 4,2
122 51
Sb 3,5
128 52
Te –2 0 4 6
127 53
I –1
131 54
Xe 0
133 55
Cs 1
137 56
Ba 2
139 57
La 3
178 72
Hf 4
181 73
Ta 5
184 74
W 4 6
186 75
Re 7
190 76
Os 3 4
192 77
Ir 2 4 6
195 78
Pt 2 4
197 79
Au 1 3
200 80
Hg 2
204 81
Ti 1 3
207 82
Pb 2
209 83
Bi 3 5
209 84
Po 2 4
210 85
At –1
222 86
Rn 0
223 87
Fr 1
226 88
Ra 2
227 89
Ac 3
140 58
Ce 3
141 59
Pr 3
141 59
Nd 3
145 61
Pm 3
150 62
Sm 3
152 63
Eu 3
157 64
Gd 3
159 65
Tb 3
163 66
Dy 3
165 67
Ho 3
167 68
Er 3
169 69
Tm 3
173 70
Yb 3
175 71
Lu 3
232 90
Th 4
231 91
Pa 5
238 92
U 4 6
237 93
Np 4 5
244 94
Pu 4
243 95
Am 3
247 96
Cm 3
247 97
Bk
3 4
251 98
Cf 3
252 99
Es
257 100
Fm
258 101
Md
259 102
No
260 103
Lr
L’abondance cosmique des éléments
Mass number
-2
0
2
4
6
8
10
12
0 10 20 30 40 50 60 70 80 90 100
log
ab
on
da
nce
(ato
me
s / 1
06 Si)
H
He
Li
Be
B
Fe
Ca
Sc
CO
UTh
PbPt
Ni
Tc Pm
N
NeSiS
Chart
Tableau des nucléides
0
10
20
30
40
50
0 10 20 30 40 50
Neutrons (N)
Ato
mic
Nu
mb
er
(Z)
m
Very unstable nuclides (T½ < 1 day)
Unstable nuclides (T½ > 1 day)
Stable nuclides
Isotopes
Isotones
Isobars
Z = N
Physique nucléaireZ = nombre atomique = no. protons dans le noyauN = nombre de neutrons = no. neutrons dans le noyauA = nombre de masse atomique = N + Zp = proton = 1.007593 u (dalton) = 1.6726234 E–27 kgn = neutron = 1.008982 u = 1.6749287 E–27 kge– = électron = 0.000548756 daltons = 9.10093897 E–31 kg u = 1 Unité de Masse Atomique = 1/12 de la masse du 12C = radiation gamma = photon d’haute énergie (radiation électromagnétique)v = neutrino = particule sans (pratiquement) masse– = négative particule bêta (électron extra-nuclear)+ = positive particule bêta (positron)= alpha particule = 4He nucleus (2p2n)
136C7 = 13C
AZElN
Nucléosynthèse
• Big Bang – ca 12 000 Ma
• Supernova – ca 5 000 Ma
• Condensation de matière et synthèse de éléments . . .
Dans des secondes après leBig Bang
Condensation de matière en noyau: p (1H), e– et nEt formation du carburant des étoiles de première
génération . . . H et HeT 3 x 109 K
1H + e– n + v1H + n 2H + 2H + 1H 3He + 3He + n 4He +
0E+00
3E+10
1 2 3
Nombre de masse
Ab
on
dan
ce(a
tom
es /
106
Si)
H
He
Etoiles de 1ère Génération - Réaction H – Het production de 4He
1H + 1H 2H + + + v(neutrino) 0.422 MeV2H + 1H 3He + (photon) 5.493 MeV3He + 3He 4He + 1H + 1H 12.859 MeV
Combustion de 3He :avec Li, B et Be (éléments instables)
3He + 4He 7Be 7Be 7Li + – + v
7Li + 1H 2 4He 7Be + 1H 8B + 8B 8Be + + + v8Be 2 4He
12C + 4 1H 12C + 3 + 2 + + 2 v
12C + 1H 13N + 13N 13C + + + v13C + 1H 14N + 14N + 1H 15O + 15O 15N + + + v15N + 1H 12C + 4He
Etoiles de 2ème Génération (Soleil aujourd’hui)Fusion par réaction CNO
Diagramme Hertzprung-Russel
Hydrogen burning
Helium burning
Fin de fusion d’H et debut de fusion d’He – essentielle pour nucléosynthèse
0
0.5
1
1.5
2
2.5
3
3.5
4
3.53.553.63.653.73.753.83.853.93.95
log T
log
L
Star of 1.7 solar masses
Noyau d’hélium (pas assezchaud pour fusion)
Dans la séquence principale 10x Sun
Noyau se diminue par gravitéjusqu’au fusion de heliumextérieur commence
Étoile s’agrandi et se refroidi,devenant une géante rouge (1000x soleil)
1.61 Gyr
1.65 Gyr
1.69 Gyr
1.76 Gyr
Fusion He – He – He dans les géantes rouges.Durété d’environ 106 à 107 ans
4He + 4He 8Be
8Be + 4He 12C +
consommation du carburant – Heproduction de C
chart
Combustion de 12C et dans les géantes rougespendant <1000 ans
12C + 4He 16O
12C + 12C 20Ne + 4He +
chart
Suit par la combustion de 16O ( < 1 an ), une réaction qui produit un noyau de Si
16O + 16O 28Si + 4He +
12C + 16O 24Mg + 4He +
chart
A la fin de la vie des géantes rouges, même le silicium est brulé:
processus “e” qui dure 1 jour28Si + 4He 32S + 32S + 4He 36Ar + 36Ar + 4He 40Ca + 40Ca + 4He 44Ti + 44Ca + 2
44Ti + 4He 48Cr + 48Ti + 2
48Cr + 4He 52Fe 52Cr + 2
52Fe + 4He 56Ni + 56Fe + 2 56Ni / 56Fe + 4He impossible . . .
fin de synthese par fusion
chart
Fusion est limitée à 56Fe par l’énergie de liason nucléaire
p = proton = 1.007593 u = 1.6726234 E–27 kgn = neutron = 1.008982 u = 1.6749287 E–27 kgu = 1 atomic mass unit = 1/12 12C = 1.660018 E–27 kg
5626Fe30 = 26p + 30n
A 56Fe = 56 Mais le poid atomique de 56Fe = 55.934942
(http://csnwww.in2p3.fr/AMDC/web/masseval.html)26 x 1.007593 = 26.197418 u30 x 1.008982 = 30.269460 u
56.466878 u56.466878 – 55.934942 = 0.531936 u = 0.883 E–27 kg = masse perdue
Converti en énergie de liason nucléaire: E = mc2
Énergie de liason nucléaire
• maximum à 56Fe• après, fusion est une réaction endothermique• nucléosynthèse au délà 56Fe par des réactions de capture de neutron et par fission des nucléides Z > 90 (uranium et plus)
http://www.chem.uidaho.edu/~honors/nucbind.html
Fin des géantes rouges en supernova
Supernova remnantsCas A in x-rays (Chandra)
Vela
SN1998bu
Remnant of SN386, with central pulsar (Chandra)
Cygnus Loop (HST): green=H, red=S+, blue=O++
Nucléosynthèse dans les étoiles de 2eme génération:
Inventoire – 1H, 4He, 12C, 13C, 14N, 15N, 16O, 20Ne, 24Mg, 28Si, 32S, 36Ar, 40Ca, 44Ca,48Ti, 52Cr, 56Fe
Production de neutron: 13C + 4He 16O + n
Nucléosynthèse par capture de neutrons et protons
Processus S – capture de neutron lent (étoiles de 2eme génération)Production des éléments jusqu’au Bi
Processus R – capture de neutron rapide (fin des géantes rouges)Production des élements lourds – à U. Après, c’estlimité par fission
Processus P – capture de proton (1H)Production des nucléides pauvres en neutron
s
Nucléosynthèse par Processus “s” : Capture de neutrons libre et formation des
nucléides plus lourdes que 56Fe
Nucléides stables (Oddo Hardkins)
A Z N Quantité
Pair Pair Pair 159
Impair Pair Impair 53
Impair Impair Pair 50
Pair Impair Impair 4
Somme 266
-2
0
2
4
6
8
10
12
0 10 20 30 40 50 60 70 80 90 100
log
ab
on
da
nce
(ato
me
s / 1
06 Si)
H
He
Li
Be
B
Fe
Ca
Sc
CO
UTh
PbPt
Ni
Tc Pm
N
NeSiS
Fe:produit dans la dernière phase
de fusionÉléments > Fe:activation par
neutrons
Instables
CNO
Éléments fissionables
0E+00
3E+07
1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11
Nombre de masse
Ab
on
dan
ce(a
tom
es /
106
Si)
H He
Li Be B
C
N
O
F
Ne
Na
0E+00
2E+06
1 3 5 7 9 11
13
15
17
19
Nombre de masse
Ab
on
dan
ce
(ato
mes / 1
06 S
i)HHe
LiBe B
C N O
F
Ne
Na
Mg
Al
Si
P
S
ClAr
L’abondance cosmique des éléments
Mass number
-2
0
2
4
6
8
10
12
0 10 20 30 40 50 60 70 80 90 100
log
ab
on
da
nce
(ato
me
s / 1
06 Si)
H
He
Li
Be
B
Fe
Ca
Sc
CO
UTh
PbPt
Ni
Tc Pm
N
NeSiS
H et He – les plus abondants
décroissance exponentielle en abondance
Z >40 faible abondance
pair-impair (Oddo-Harkins rule)
Li, Be, B – faible abondance
Fe - forte abondance
Pas d’isotope stableTc et Pm pas stables