GT4 : Questionnement

Quel est l’apport de la physique nucléaire à la compréhension de l’astrophysique ?

De nombreux sites astrophysiques sont le siège de processus mettant en jeu des énergies allant de quelques dizaines de keV à quelques dizaines de MeV. Il s’agit de réactions nucléaires, de matière nucléaire (étoile compacte, supernova d’effondrement gravitationnel, coalescence d’étoiles compactes binaires) ou de processus chimiques complexes dans le système solaire. Dans ces trois cas, des questions propres animent la communauté d’astrophysique nucléaire. Il existe aussi une interface forte entre ces thématiques qui justifie leur rassemblement au sein d’un même GT. On peut citer par exemple le lien entre la nucléosynthèse des éléments lourds et la compréhension des supernovae d’effondrement gravitationnel et des coalescences de binaires compactes. De nombreuses autres questions sont au cœur de l’expertise française et nous en présentons un rapide résumé. L’objectif des recherches de ce GT est de faire le lien entre les mesures en laboratoire, les besoins en données théoriques pour la compréhension globale des processus astrophysique, et les données observationnelles. Ce groupe est donc principalement composé de physiciens nucléaires, d’astrophysiciens et d’astronomes.

Quelle est l’origine des éléments dans l’Univers ?

Cette question porte ici sur la compréhension de la nucléosynthèse stellaire calme et explosive. La première est responsable de la production de tous les éléments allant du ¹²C au ⁵⁶Fe ainsi que de la moitié des abondances des éléments lourds au-delà du Fer (processus s). La seconde est responsable de la production de l’autre moitié des abondances des éléments lourds (processus r et p) dont le site n’est pas encore identifié de façon certaine (supernova d’effondrement gravitationnel ou bien coalescence d’étoiles à neutrons). La nucléosynthèse nécessite une énorme quantité de données nucléaires à la fois sur la structure des noyaux qui sont impliquées et sur les réactions nucléaires qui ont lieu (radioactivités, capture de neutrons, fission, etc…). Elle permet de mieux comprendre l’évolution chimique de notre Galaxie, en confrontant les modélisations théoriques aux abondances observées. La communauté française est particulièrement investie dans les mesures expérimentales de sections efficaces des réactions de synthèse (GANIL, Alto, Andromède, etc…) et dans les programmes d’observation (VLT, GAIA, XMM-Newton, e-Astrogam, etc…). Le programme à venir à SPIRAL2 avec NFS permettra d’avancer sur la contribution de la fission à la nucléosynthèse des éléments lourds. La modélisation des sites astrophysiques où la nucléosynthèse a lieu est cependant peu présente en France, et des contacts de longue date existent avec des groupes à l’étranger (Barcelone, Darmstadt, Garching, etc…). Ce GT permettra de renforcer les liens existants, et aidera à une meilleure synergie entre les communautés de physiciens nucléaires et d’astrophysiciens.

Du côté nucléaire, les sections efficaces des réactions d’intérêt astrophysique sont très difficiles, sinon impossible, à mesurer de manière directe dans la gamme d’énergie d’intérêt astrophysique, à cause de la très faible section efficace et/ou de la nature radioactive des espèces impliquées. Les mesures directes, quand elles sont possibles, sont souvent réalisées à plus hautes énergies puis extrapolées aux énergies astrophysiques plus basses. Ces extrapolations peuvent mener à des résultats erronés quand elles ne tiennent pas compte de la présence éventuelle de résonances à très basse énergie ou de la queue à haute énergie de résonances sous le seuil. La contribution de ces dernières peut être évaluée grâce à la détermination des propriétés spectroscopiques des noyaux en question, à travers des méthodes de mesures indirectes (réactions de transfert, diffusion résonante élastique, …). Par ailleurs, quand les mesures directes à très basses énergies sont possibles, ce qui est très rare, celles-ci doivent être corrigées de l’effet de l’écrantage électronique qui amplifie la section efficace aux énergies très faibles. Ce phénomène n’est d’ailleurs toujours pas bien compris : la valeur mesurée de l’écrantage électronique dépasse souvent la prédiction théorique. C’est un des problèmes qu’il faudra résoudre ces prochaines années. Une nouvelle piste pour éclairer cette problématique consiste à utiliser la durée de vie des noyaux radioactifs pour sonder l’écrantage électronique.

La communauté française s’intéresse à plusieurs problématiques liées à la nucléosynthèse stellaire calme et explosive. La nucléosynthèse calme concerne essentiellement l’étude des réactions nucléaires clés impliquées i) dans la combustion hydrostatique de l’hélium des étoiles massives, telles que les réactions de capture alpha ²²Ne(a,n)²⁵Mg et ¹⁷O(a,n)²⁰Ne, et ii) dans les phases tardives où les réactions suivantes sont importantes : ¹²C+¹²C, ¹²C+¹⁶O et ¹⁶O+¹⁶O. Les sections efficaces de ces réactions sont très mal connues. Les réactions de capture alpha nécessitent des méthodes indirectes, et un des points à discuter dans ce GDR concerne la fabrication des cibles implantées ²²Ne et ¹⁷O minces. Les réactions impliquées dans les phases tardives peuvent être mesurées par des méthodes directes (projet STELLA) et l’enjeu principal à discuter concerne l’amélioration des techniques de réduction du bruit de fond (détection g, particules, cible, vide), le blindage, les mesures souterraines, ou encore les systèmes novateurs pour les cibles (carbone diamant, liquides, …). Enfin, nous mentionnons aussi le phénomène de fusion « hindrance » qui se manifeste par une forte réduction de la section efficace prédite aux basses énergies. Ce phénomène nouvellement identifié a été observé dans tous les systèmes de masses moyennes étudiés jusqu’à présent. Son origine est encore mal connue, ainsi que son rôle dans les réactions d’intérêt astrophysique. Il pourrait pourtant avoir un effet majeur sur la nucléosynthèse stellaire.

Au sujet de la nucléosynthèse explosive, la communauté française s’intéresse à la nucléosynthèse des noyaux appelés »noyaux p ». Ces noyaux sont produits lors de l’effondrement gravitationnel des étoiles massives à des températures supérieures à 1,5 milliards de degrés, essentiellement par des réactions de photo-désintégration (g,n), (g,a) et (g,p) sur des noyaux stables ou riches en neutrons. A ce jour, aucune simulation astrophysique n’arrive à reproduire globalement les abondances mesurées des éléments « p ». Pour améliorer les prédictions théoriques, il est nécessaire de contraindre davantage les modèles nucléaires en mesurant un nombre limité et bien choisi de réactions de capture radiative sur des noyaux « p ». Il faudrait également faire un bilan de tous les résultats expérimentaux obtenus ces 10 dernières années pour les intégrer dans une nouvelle approche théorique : l’idée la plus souvent débattue étant de développer un nouveau potentiel optique nucléaire pour les particules alpha à basse énergie.

Comment contraindre la modélisation des novæ et des sursauts X grâce à la confrontation des observations (rayons gamma, rayons X, grains pré-solaires) à la physique nucléaire ?

Le phénomène de novæ classique et celui des sursauts X ont lieu dans des systèmes binaires en accrétion et proviennent de la combustion explosive d’hydrogène (ou d’hélium) à la surface d’une naine blanche (pour les novæ) ou d’une étoile à neutrons (pour les sursauts X). La détection des rayons gamma et de grains pré-solaires aux rapports isotopiques caractéristiques provenant des novæ, et la détection des sursauts X, nous livrent des informations précises sur l’environnement où ils ont été produits. Toutefois, la connaissance précise des sections efficaces des réactions nucléaires impliquées dans ces phénomènes est cruciale pour l’interprétation des observations et la validation des modèles décrivant ces sites astrophysiques.

Pour les novæ classiques, le réseau de réactions nucléaires est bien connu expérimentalement, à l’exception des réactions ²⁵Al(p,g)²⁶Si, ¹⁸F(p,a)¹⁵O, ²²Na(p,g)²³Mg et ³⁰P(p,g)³¹S. La connaissance précise de ces réactions est primordiale pour la compréhension de la contribution des novæ i) à l’émission gamma de l’²⁶Al et de ²²Na dans la galaxie, ii) à l’émission à 511 keV du ¹⁸F qui pour l’instant n’a pas été détecté et iii) au rapport isotopique ³⁰Si/²⁸Si observé dans les grains pré-solaires. En plus des mesures indirectes avec des faisceaux stables ou radioactifs déjà réalisées, ces études nécessitent le développement de faisceaux radioactifs de ²⁵Al et ³⁰P avec une intensité suffisante et de faisceau de ¹⁸F plus intense.

Pour les sursauts X, un des enjeux de leur étude est la compréhension de leur courbe de lumière. Celle-ci a pour origine l’énergie libérée principalement par des réactions de type (a,p) et mettant en jeu des noyaux radioactifs de masse A ≤ 35, présents dans l’écorce des étoiles à neutrons. Les réactions les plus représentatives de cette problématique sont ¹⁴O(a,p), ¹⁸Ne(a,p) et ³⁰S(a,p). Ces réactions sont pour la plupart résonnantes et nous voulons discuter des moyens expérimentaux pour effectuer les mesures spectroscopiques nécessaires (spin, parité, largeur particule, énergie d’excitation des niveaux mis en jeu) : mesures directes avec un faisceau de basse énergie ou mesures indirectes avec un faisceau radioactif (SPIRAL1). A certains points d’attente dans le réseau des réactions nucléaires (¹⁵O par exemple), la réaction de double capture de protons (2p,g) pourrait permettre de court-circuiter les noyaux bloquants. Une première étude effectuée il y a 20 ans avait montré le faible impact de ce mécanisme de réaction sur l’astrophysique. Plusieurs études théoriques réalisées depuis lors ont montré que le taux estimé aujourd’hui, avec de meilleurs modèles à 3 corps, est jusqu’à 100 000 fois plus intense que le taux estimé précédemment, ce qui augmente l’intérêt de l’étude de ces réactions pour l’astrophysique.

Quelles sont les propriétés des étoiles à neutrons ?

Les étoiles à neutrons sont le siège d’un très grand nombre de phénomènes astrophysiques qui nécessitent d’une part des ingrédients de microphysique fiables et d’autre part, une modélisation globale permettant de faire le lien avec les observations. En outre, les expériences en laboratoire offrent la possibilité de contraindre les modèles nucléaires dans des régimes différents mais s’approchant des conditions astrophysiques. Cette question rassemble donc des études théoriques, expérimentales et observationnelles, et permet de mieux comprendre l’équation d’état de la matière dense (et froide) ainsi que sa réponse dynamique (coefficients de transport) aux phénomènes violents qui régissent l’évolution de ces astres.

La région la moins bien comprise des étoiles à neutrons est le cœur interne. Il pourrait par exemple être le siège de transitions de phase vers de la matière hypéronique ou bien vers de la matière de quarks et de gluons déconfinés. La composition du cœur nécessite de mieux déterminer l’équation d’état de la matière dense, grâce notamment à une meilleure connaissance des interactions entre ses constituants et à la description précise des transitions de phase. D’un point de vue expérimental, la connaissance de la matière dense hypéronique peut être caractérisée par diverses sondes complémentaires : les hypernoyaux, les mesures d’étrangeté ouverte et d’agrégats étranges en collisions d’ions lourds. Celle de la matière de quarks et de gluons nécessite l’utilisation de modélisations phénoménologiques, partiellement contraints par les mesures du QGP au LHC. Des progrès récents de la résolution de QCD sur réseau permettent aussi d’envisager des contraintes plus réalistes sur cet état de la matière.

Il existe une relation très contraignante entre l’équation d’état de la matière dense, d’une part, et la masse et le rayon des étoiles compactes, d’autre part. Si nous disposons de mesures de masses, en particulier dans des systèmes doubles, les mesures de rayons constituent actuellement un défi observationnel qui pourrait être en passe d’être résolu. La mesure directe est impossible, mais diverses techniques sont déjà envisageables comme, par exemple, l’émission thermique de surface des étoiles à neutrons dont le maximum est situé dans la gamme des rayons X (XMM-Newton), la courbe de lumière des pulsars millisecondes dans les rayons X (Neutron Star Interior Composition ExploreR : NICER-ISS), les sursauts X de type 1 (NICER-ISS), ou encore la coalescence d’étoiles compactes (VIRGO/LIGO). A plus long terme, les observations d’étoiles à neutrons avec le futur télescope spatial à rayons X de l’Agence Spatiale Européenne ATHENA (avec une sensibilité 10 fois plus importante que les instrument actuels) permettront la pleine exploitation de ces méthodes de mesures de rayons, pour un échantillon d’étoiles à neutrons plus large. L’un des objectifs scientifiques de la mission ATHENA porte sur la détermination précise du rayon des étoiles à neutrons dans le but d’obtenir des contraintes sur l’équation d’état de la matière dense. Par ailleurs, le rayon des étoiles à neutrons de faible masse peut aussi être très fortement contraint par la mesure en laboratoire de la pente de l’énergie de symétrie (L_sym) et de sa courbure (K_sym) via des mesures de peau de neutrons, de modes collectifs iso-vectoriels, des collisions d’ions lourds, etc…

Au cours de leur existence, les étoiles à neutrons changent car elles se refroidissent, elles ralentissent, ou bien elles peuvent accréter de la matière d’une étoile compagnon (voir question précédente). Ces changements globaux requièrent des données microscopiques précises pour être compris. L’impact de la superfluidité des neutrons, de l’énergie de symétrie, ou encore de l’énergétique des noyaux dans la matière accrétée, sur le refroidissement est encore mal compris ; de même que le rôle de la superfluidité dans les « glitches » observés dans quelques étoiles à neutrons jeunes ; ou encore la détermination des coefficients de transport pour l’étude de la sismologie de l’écorce. Ces données sont généralement issues de modèles théoriques qui peuvent être partiellement contraints grâce aux mesures en laboratoire de l’appariement des noyaux pour les propriétés de superfluidité par exemple.

Le rôle des champs magnétiques sur l’ensemble des phénomènes régissant l’évolution de la vie des étoiles à neutrons est encore mal compris, en particulier en ce qui concerne les magnétars. Ces derniers sont des étoiles à neutrons dont les champs magnétiques sont extrêmement intenses (jusqu’à environ 10¹⁵ G estimés en surface). Leur description nécessite une modélisation magnéto-hydro-dynamique avancée où l’équation d’état de la matière dense est elle-même modifiée par la présence des champs magnétiques intenses. D’où proviennent ces champs magnétiques ? La matière dense peut-elle se polariser spontanément ? Comment évoluent les champs magnétiques et comment se couplent-ils avec la matière dense ? Quel rôle jouent-ils sur l’évolution des magnétars (refroidissement, glitches, etc…) ?

Comment explosent les supernovae et coalescent les binaires compactes ? Quelle est l’influence quantitative des données nucléaires ? Où et comment sont formés les éléments lourds dans l’Univers ?

La formation des étoiles compactes via l’effondrement gravitationnel des étoiles massives et la coalescence des binaires compactes sont des sujets centraux et fédérateurs entre physiciens nucléaires et astrophysiciens. Leur compréhension nécessite une modélisation macroscopique très avancée mêlant relativité générale, rotation, hydrodynamique multidimensionnelle et transport des neutrinos, ainsi que des données microscopiques issues des modèles nucléaires comme l’équation d’état de la matière dense et chaude, les réactions de capture électronique, l’interaction neutrinos matière, etc… Il s’agit ici d’une question très générale associant à la fois des astrophysiciens spécialistes des modèles globaux d’effondrement gravitationnels et de coalescence de binaires compactes, des physiciens nucléaires de la matière dense et chaude, des physiciens nucléaires des processus de nucléosynthèse, et enfin des astronomes qui observent ces phénomènes violents dans l’espace grâce aux signaux électromagnétiques et aux ondes gravitationnelles. Les premières ondes gravitationnelles ont été observées en 2015 pour des trous noirs, et l’on attend de façon imminente les premières observations de coalescence d’étoiles à neutrons.

Les supernovae d’effondrement gravitationnel et la coalescence de binaires compactes sont deux sites où les conditions de température et de pression extrêmes permettraient la nucléosynthèse des éléments lourds (processus r), en mettant en jeu une multitude de réactions nucléaires et de processus physiques complexes. Ce processus est responsable de la formation de la moitié des éléments lourds. Le rôle respectif de ces sites reste encore mal compris car il nécessite des simulations hydrodynamiques extrêmement complexes (multi-dimensionnalité, relativité générale, rotation, champs magnétiques, etc…) ainsi que des données nucléaires précises (équation d’état, réactions nucléaires, etc…). Bien qu’un effort important ait été engagé ces dernières décennies dans la modélisation multidimensionnelle de ces explosions stellaires (principalement hors de France) et dans les expériences en laboratoire visant à mesurer précisément les taux des réactions nucléaires, il reste encore beaucoup d’incertitudes dans les données nucléaires que nous discuterons ici.

Les équipes françaises sont très avancées sur la modélisation microscopique (équation d’état statistique, calculs RPA de sections efficaces, etc…), et des efforts continus sur la modélisation macroscopique existent. Sur ce dernier point, les équipes à l’étranger, notamment en Allemagne, aux Etats-Unis et au Japon sont très en avance et les rattraper nécessiterait des efforts concertés et cohérents de la part de la communauté française d’astrophysique nucléaire. En plus des échanges scientifiques, ce GT permettra de renforcer les liens entre physiciens nucléaires et astrophysiciens, et de définir ensemble les moyens nécessaires pour acquérir une visibilité équivalente à nos partenaires étrangers dans la modélisation des phénomènes violents.

Quel est le contexte astrophysique de naissance du système solaire ? Quelle est l’origine de la matière organique interplanétaire ?

A la frontière entre la planétologie et l’astrophysique, l’analyse isotopique de matériaux extraterrestres (météorites et micrométéorites) permet d’apporter des informations uniques sur le contexte astrophysique de naissance du soleil. Depuis de nombreuses années, les chercheurs de l’IN2P3 collectent et font des analyses isotopiques de poussières interplanétaires (micrométéorites). Ces analyses nécessitent des instruments dédiés, comme la plateforme SCALP (irradiation ionique de basse énergie, analyses infra-rouge, JANNUS-TEM), ainsi que des analyses ioniques qui se font en collaboration avec l’institut Curie. La collection de micrométéorites CONCORDIA (plateforme MYRTHO) est unique au monde et permet d’étudier des échantillons cométaires dans un état de conservation inégalé. Les études sur ces échantillons nous renseignent sur la composition isotopique de la matière primitive du système solaire, ce qui peut apporter de nouvelles contraintes sur la nucléosynthèse stellaire. Des chercheurs de l’IN2P3 ont ainsi proposé un scénario pour expliquer l’injection d’isotopes de courtes durée de vie (²⁶Al et ¹⁰Be) dans le nuage parent du système solaire. Ces échantillons nous informent aussi sur l’origine et la formation de la matière organique à la surface des objets trans-neptuniens et dans les régions froides des disques protoplanétaires.