{"id":207,"date":"2018-03-07T20:31:31","date_gmt":"2018-03-07T19:31:31","guid":{"rendered":"http:\/\/resanet.in2p3.fr\/?page_id=207"},"modified":"2022-12-13T13:29:20","modified_gmt":"2022-12-13T12:29:20","slug":"gt4-quel-est-lapport-de-la-physique-nucleaire-a-la-comprehension-de-lastrophysique-fonctionnement","status":"publish","type":"page","link":"https:\/\/resanet.in2p3.fr\/?page_id=207","title":{"rendered":"GT4 : Fonctionnement"},"content":{"rendered":"<div id=\"ez-toc-container\" class=\"ez-toc-v2_0_55 counter-hierarchy ez-toc-counter ez-toc-white ez-toc-container-direction\">\n<div class=\"ez-toc-title-container\">\n<p class=\"ez-toc-title \" >Table of contents<\/p>\n<span class=\"ez-toc-title-toggle\"><a href=\"#\" class=\"ez-toc-pull-right ez-toc-btn ez-toc-btn-xs ez-toc-btn-default ez-toc-toggle\" aria-label=\"Toggle Table of Content\" role=\"button\"><label for=\"item-6a08676dd24c2\" ><span class=\"\"><span style=\"display:none;\">Toggle<\/span><span class=\"ez-toc-icon-toggle-span\"><svg style=\"fill: #999;color:#999\" xmlns=\"http:\/\/www.w3.org\/2000\/svg\" class=\"list-377408\" width=\"20px\" height=\"20px\" viewBox=\"0 0 24 24\" fill=\"none\"><path d=\"M6 6H4v2h2V6zm14 0H8v2h12V6zM4 11h2v2H4v-2zm16 0H8v2h12v-2zM4 16h2v2H4v-2zm16 0H8v2h12v-2z\" fill=\"currentColor\"><\/path><\/svg><svg style=\"fill: #999;color:#999\" class=\"arrow-unsorted-368013\" xmlns=\"http:\/\/www.w3.org\/2000\/svg\" width=\"10px\" height=\"10px\" viewBox=\"0 0 24 24\" version=\"1.2\" baseProfile=\"tiny\"><path d=\"M18.2 9.3l-6.2-6.3-6.2 6.3c-.2.2-.3.4-.3.7s.1.5.3.7c.2.2.4.3.7.3h11c.3 0 .5-.1.7-.3.2-.2.3-.5.3-.7s-.1-.5-.3-.7zM5.8 14.7l6.2 6.3 6.2-6.3c.2-.2.3-.5.3-.7s-.1-.5-.3-.7c-.2-.2-.4-.3-.7-.3h-11c-.3 0-.5.1-.7.3-.2.2-.3.5-.3.7s.1.5.3.7z\"\/><\/svg><\/span><\/span><\/label><input aria-label=\"Toggle\" aria-label=\"item-6a08676dd24c2\"  type=\"checkbox\" id=\"item-6a08676dd24c2\"><\/a><\/span><\/div>\n<nav><ul class='ez-toc-list ez-toc-list-level-1 ' ><ul class='ez-toc-list-level-6'><li class='ez-toc-heading-level-6'><ul class='ez-toc-list-level-6'><li class='ez-toc-heading-level-6'><ul class='ez-toc-list-level-6'><li class='ez-toc-heading-level-6'><ul class='ez-toc-list-level-6'><li class='ez-toc-heading-level-6'><ul class='ez-toc-list-level-6'><li class='ez-toc-heading-level-6'><a class=\"ez-toc-link ez-toc-heading-1\" href=\"https:\/\/resanet.in2p3.fr\/?page_id=207\/#Quel_est_l%E2%80%99apport_de_la_physique_nucleaire_a_la_comprehension_de_l%E2%80%99astrophysique\" title=\"Quel est l\u2019apport de la physique nucl\u00e9aire \u00e0 la compr\u00e9hension de l\u2019astrophysique ?\">Quel est l\u2019apport de la physique nucl\u00e9aire \u00e0 la compr\u00e9hension de l\u2019astrophysique ?<\/a><\/li><\/ul><\/li><\/ul><\/li><\/ul><\/li><\/ul><\/li><\/ul><\/li><li class='ez-toc-page-1 ez-toc-heading-level-1'><a class=\"ez-toc-link ez-toc-heading-2\" href=\"https:\/\/resanet.in2p3.fr\/?page_id=207\/#GT4_Questionnement\" title=\"GT4  Questionnement\">GT4  Questionnement<\/a><ul class='ez-toc-list-level-6'><li class='ez-toc-heading-level-6'><ul class='ez-toc-list-level-6'><li class='ez-toc-heading-level-6'><ul class='ez-toc-list-level-6'><li class='ez-toc-heading-level-6'><ul class='ez-toc-list-level-6'><li class='ez-toc-heading-level-6'><ul class='ez-toc-list-level-6'><li class='ez-toc-heading-level-6'><a class=\"ez-toc-link ez-toc-heading-3\" href=\"https:\/\/resanet.in2p3.fr\/?page_id=207\/#Quel_est_l%E2%80%99apport_de_la_physique_nucleaire_a_la_comprehension_de_l%E2%80%99astrophysique-2\" title=\"Quel est l\u2019apport de la physique nucl\u00e9aire \u00e0 la compr\u00e9hension de l\u2019astrophysique ?\">Quel est l\u2019apport de la physique nucl\u00e9aire \u00e0 la compr\u00e9hension de l\u2019astrophysique ?<\/a><\/li><\/ul><\/li><\/ul><\/li><\/ul><\/li><\/ul><\/li><\/ul><\/li><\/ul><\/nav><\/div>\n<h6><span class=\"ez-toc-section\" id=\"Quel_est_l%E2%80%99apport_de_la_physique_nucleaire_a_la_comprehension_de_l%E2%80%99astrophysique\"><\/span>Quel est l\u2019apport de la physique nucl\u00e9aire \u00e0 la compr\u00e9hension de l\u2019astrophysique ?<span class=\"ez-toc-section-end\"><\/span><\/h6>\n<p><strong>Animatrices:<\/strong><\/p>\n<ul>\n<li>Fairouz Hammache (IPN Orsay)<\/li>\n<li>Micaela Oertel (LUTh Meudon)<\/li>\n<\/ul>\n<p><strong>Pour vous inscrire sur la liste du groupe de travail: <\/strong><\/p>\n<p>cliquer sur <a href=\"https:\/\/indico.in2p3.fr\/event\/17528\/\" target=\"_blank\" rel=\"noopener\">ce lien<\/a>.<\/p>\n<p><strong>Prochaines r\u00e9unions du groupe de travail:<\/strong><\/p>\n<ul>\n<li><a href=\"http:\/\/resanet.in2p3.fr\/?page_id=534\">R\u00e9union du GT4<\/a>, 24-25 septembre 2018, Observatoire de Paris.<\/li>\n<li><a href=\"http:\/\/resanet.in2p3.fr\/?page_id=860\">\u00c9quation d&rsquo;\u00e9tat nucl\u00e9aire dans Virgo<\/a>, 13 mai 2019, Paris<\/li>\n<li><a href=\"http:\/\/resanet.in2p3.fr\/?page_id=858\">Quelles sont les possibilit\u00e9s d&rsquo;exp\u00e9riences en astrophysique nucl\u00e9aire avec les lasers?<\/a>, 12-13 juin 2019, IPN Orsay<\/li>\n<li><a href=\"http:\/\/resanet.in2p3.fr\/?page_id=938\" target=\"_blank\" rel=\"noopener\">GT4 meeting<\/a>, R\u00e9union du groupe de travail, 9-10 juin 2020 (webinars).<\/li>\n<\/ul>\n<p><strong>Liens utiles:<\/strong><\/p>\n<p><strong>Documents:<\/strong><\/p>\n\n\n<h1 class=\"wp-block-heading\"><span class=\"ez-toc-section\" id=\"GT4_Questionnement\"><\/span>GT4 : Questionnement<span class=\"ez-toc-section-end\"><\/span><\/h1>\n\n\n\n<h6 class=\"wp-block-heading\"><span class=\"ez-toc-section\" id=\"Quel_est_l%E2%80%99apport_de_la_physique_nucleaire_a_la_comprehension_de_l%E2%80%99astrophysique-2\"><\/span>Quel est l\u2019apport de la physique nucl\u00e9aire \u00e0 la compr\u00e9hension de l\u2019astrophysique ?<span class=\"ez-toc-section-end\"><\/span><\/h6>\n\n\n\n<p>De nombreux sites astrophysiques sont le si\u00e8ge de processus mettant en jeu des \u00e9nergies allant de quelques dizaines de keV \u00e0 quelques dizaines de MeV. Il s\u2019agit de r\u00e9actions nucl\u00e9aires, de mati\u00e8re nucl\u00e9aire (\u00e9toile compacte, supernova d\u2019effondrement gravitationnel, coalescence d\u2019\u00e9toiles compactes binaires) ou de processus chimiques complexes dans le syst\u00e8me solaire. Dans ces trois cas, des questions propres animent la communaut\u00e9 d\u2019astrophysique nucl\u00e9aire. Il existe aussi une interface forte entre ces th\u00e9matiques qui justifie leur rassemblement au sein d\u2019un m\u00eame GT. On peut citer par exemple le lien entre la nucl\u00e9osynth\u00e8se des \u00e9l\u00e9ments lourds et la compr\u00e9hension des supernovae d\u2019effondrement gravitationnel et des coalescences de binaires compactes. De nombreuses autres questions sont au c\u0153ur de l\u2019expertise fran\u00e7aise et nous en pr\u00e9sentons un rapide r\u00e9sum\u00e9. L\u2019objectif des recherches de ce GT est de faire le lien entre les mesures en laboratoire, les besoins en donn\u00e9es th\u00e9oriques pour la compr\u00e9hension globale des processus astrophysique, et les donn\u00e9es observationnelles. Ce groupe est donc principalement compos\u00e9 de physiciens nucl\u00e9aires, d\u2019astrophysiciens et d\u2019astronomes.<\/p>\n\n\n\n<p><strong>Quelle est l\u2019origine des \u00e9l\u00e9ments dans l\u2019Univers ?<\/strong><\/p>\n\n\n\n<p>Cette question porte ici sur la compr\u00e9hension de la nucl\u00e9osynth\u00e8se stellaire calme et explosive. La premi\u00e8re est responsable de la production de tous les \u00e9l\u00e9ments allant du <sup>12<\/sup>C au <sup>56<\/sup>Fe ainsi que de la moiti\u00e9 des abondances des \u00e9l\u00e9ments lourds au-del\u00e0 du Fer (processus s). La seconde est responsable de la production de l&rsquo;autre moiti\u00e9 des abondances des \u00e9l\u00e9ments lourds (processus r et p) dont le site n\u2019est pas encore identifi\u00e9 de fa\u00e7on certaine (supernova d\u2019effondrement gravitationnel ou bien coalescence d\u2019\u00e9toiles \u00e0 neutrons). La nucl\u00e9osynth\u00e8se n\u00e9cessite une \u00e9norme quantit\u00e9 de donn\u00e9es nucl\u00e9aires \u00e0 la fois sur la structure des noyaux qui sont impliqu\u00e9es et sur les r\u00e9actions nucl\u00e9aires qui ont lieu (radioactivit\u00e9s, capture de neutrons, fission, etc\u2026). Elle permet de mieux comprendre l&rsquo;\u00e9volution chimique de notre Galaxie, en confrontant les mod\u00e9lisations th\u00e9oriques aux abondances observ\u00e9es. La communaut\u00e9 fran\u00e7aise est particuli\u00e8rement investie dans les mesures exp\u00e9rimentales de sections efficaces des r\u00e9actions de synth\u00e8se (GANIL, Alto, Androm\u00e8de, etc\u2026) et dans les programmes d\u2019observation (VLT, GAIA, XMM-Newton, e-Astrogam, etc\u2026). Le programme \u00e0 venir \u00e0 SPIRAL2 avec NFS permettra d\u2019avancer sur la contribution de la fission \u00e0 la nucl\u00e9osynth\u00e8se des \u00e9l\u00e9ments lourds. La mod\u00e9lisation des sites astrophysiques o\u00f9 la nucl\u00e9osynth\u00e8se a lieu est cependant peu pr\u00e9sente en France, et des contacts de longue date existent avec des groupes \u00e0 l\u2019\u00e9tranger (Barcelone, Darmstadt, Garching, etc\u2026). Ce GT permettra de renforcer les liens existants, et aidera \u00e0 une meilleure synergie entre les communaut\u00e9s de physiciens nucl\u00e9aires et d\u2019astrophysiciens.<\/p>\n\n\n\n<p>Du c\u00f4t\u00e9 nucl\u00e9aire, les sections efficaces des r\u00e9actions d\u2019int\u00e9r\u00eat astrophysique sont tr\u00e8s difficiles, sinon impossible, \u00e0 mesurer de mani\u00e8re directe dans la gamme d\u2019\u00e9nergie d\u2019int\u00e9r\u00eat astrophysique, \u00e0 cause de la tr\u00e8s faible section efficace et\/ou de la nature radioactive des esp\u00e8ces impliqu\u00e9es. Les mesures directes, quand elles sont possibles, sont souvent r\u00e9alis\u00e9es \u00e0 plus hautes \u00e9nergies puis extrapol\u00e9es aux \u00e9nergies astrophysiques plus basses. Ces extrapolations peuvent mener \u00e0 des r\u00e9sultats erron\u00e9s quand elles ne tiennent pas compte de la pr\u00e9sence \u00e9ventuelle de r\u00e9sonances \u00e0 tr\u00e8s basse \u00e9nergie ou de la queue \u00e0 haute \u00e9nergie de r\u00e9sonances sous le seuil. La contribution de ces derni\u00e8res peut \u00eatre \u00e9valu\u00e9e gr\u00e2ce \u00e0 la d\u00e9termination des propri\u00e9t\u00e9s spectroscopiques des noyaux en question, \u00e0 travers des m\u00e9thodes de mesures indirectes (r\u00e9actions de transfert, diffusion r\u00e9sonante \u00e9lastique, \u2026). Par ailleurs, quand les mesures directes \u00e0 tr\u00e8s basses \u00e9nergies sont possibles, ce qui est tr\u00e8s rare, celles-ci doivent \u00eatre corrig\u00e9es de l\u2019effet de l\u2019\u00e9crantage \u00e9lectronique qui amplifie la section efficace aux \u00e9nergies tr\u00e8s faibles. Ce ph\u00e9nom\u00e8ne n\u2019est d\u2019ailleurs toujours pas bien compris&nbsp;: la valeur mesur\u00e9e de l\u2019\u00e9crantage \u00e9lectronique d\u00e9passe souvent la pr\u00e9diction th\u00e9orique. C\u2019est un des probl\u00e8mes qu\u2019il faudra r\u00e9soudre ces prochaines ann\u00e9es. Une nouvelle piste pour \u00e9clairer cette probl\u00e9matique consiste \u00e0 utiliser la dur\u00e9e de vie des noyaux radioactifs pour sonder l\u2019\u00e9crantage \u00e9lectronique.<\/p>\n\n\n\n<p>La communaut\u00e9 fran\u00e7aise s\u2019int\u00e9resse \u00e0 plusieurs probl\u00e9matiques li\u00e9es \u00e0 la nucl\u00e9osynth\u00e8se stellaire calme et explosive. La nucl\u00e9osynth\u00e8se calme concerne essentiellement l\u2019\u00e9tude des r\u00e9actions nucl\u00e9aires cl\u00e9s impliqu\u00e9es i) dans la combustion hydrostatique de l\u2019h\u00e9lium des \u00e9toiles massives, telles que les r\u00e9actions de capture alpha <sup>22<\/sup>Ne(a,n)<sup>25<\/sup>Mg et <sup>17<\/sup>O(a,n)<sup>20<\/sup>Ne, et ii) dans les phases tardives o\u00f9 les r\u00e9actions suivantes sont importantes&nbsp;: <sup>12<\/sup>C+<sup>12<\/sup>C, <sup>12<\/sup>C+<sup>16<\/sup>O et <sup>16<\/sup>O+<sup>16<\/sup>O. Les sections efficaces de ces r\u00e9actions sont tr\u00e8s mal connues. Les r\u00e9actions de capture alpha n\u00e9cessitent des m\u00e9thodes indirectes, et un des points \u00e0 discuter dans ce GDR concerne la fabrication des cibles implant\u00e9es <sup>22<\/sup>Ne et <sup>17<\/sup>O minces. Les r\u00e9actions impliqu\u00e9es dans les phases tardives peuvent \u00eatre mesur\u00e9es par des m\u00e9thodes directes (projet STELLA) et l&rsquo;enjeu principal \u00e0 discuter concerne l\u2019am\u00e9lioration des techniques de r\u00e9duction du bruit de fond (d\u00e9tection g, particules, cible, vide), le blindage, les mesures souterraines, ou encore les syst\u00e8mes novateurs pour les cibles (carbone diamant, liquides, \u2026). Enfin, nous mentionnons aussi le ph\u00e9nom\u00e8ne de fusion \u00ab&nbsp;hindrance&nbsp;\u00bb qui se manifeste par une forte r\u00e9duction de la section efficace pr\u00e9dite aux basses \u00e9nergies. Ce ph\u00e9nom\u00e8ne nouvellement identifi\u00e9 a \u00e9t\u00e9 observ\u00e9 dans tous les syst\u00e8mes de masses moyennes \u00e9tudi\u00e9s jusqu\u2019\u00e0 pr\u00e9sent. Son origine est encore mal connue, ainsi que son r\u00f4le dans les r\u00e9actions d\u2019int\u00e9r\u00eat astrophysique. Il pourrait pourtant avoir un effet majeur sur la nucl\u00e9osynth\u00e8se stellaire.<\/p>\n\n\n\n<p>Au sujet de la nucl\u00e9osynth\u00e8se explosive, la communaut\u00e9 fran\u00e7aise s\u2019int\u00e9resse \u00e0 la nucl\u00e9osynth\u00e8se des noyaux appel\u00e9s \u00a0\u00bbnoyaux p\u00a0\u00bb. Ces noyaux sont produits lors de l\u2019effondrement gravitationnel des \u00e9toiles massives \u00e0 des temp\u00e9ratures sup\u00e9rieures \u00e0 1,5 milliards de degr\u00e9s, essentiellement par des r\u00e9actions de photo-d\u00e9sint\u00e9gration (g,n), (g,a) et (g,p) sur des noyaux stables ou riches en neutrons. A ce jour, aucune simulation astrophysique n\u2019arrive \u00e0 reproduire globalement les abondances mesur\u00e9es des \u00e9l\u00e9ments \u00ab p \u00bb. Pour am\u00e9liorer les pr\u00e9dictions th\u00e9oriques, il est n\u00e9cessaire de contraindre davantage les mod\u00e8les nucl\u00e9aires en mesurant un nombre limit\u00e9 et bien choisi de r\u00e9actions de capture radiative sur des noyaux \u00ab p \u00bb. Il faudrait \u00e9galement faire un bilan de tous les r\u00e9sultats exp\u00e9rimentaux obtenus ces 10 derni\u00e8res ann\u00e9es pour les int\u00e9grer dans une nouvelle approche th\u00e9orique&nbsp;: l\u2019id\u00e9e la plus souvent d\u00e9battue \u00e9tant de d\u00e9velopper un nouveau potentiel optique nucl\u00e9aire pour les particules alpha \u00e0 basse \u00e9nergie.<\/p>\n\n\n\n<p><strong>Comment contraindre la mod\u00e9lisation des nov\u00e6 et des sursauts X gr\u00e2ce \u00e0 la confrontation des observations (rayons gamma, rayons X, grains pr\u00e9-solaires) \u00e0 la physique nucl\u00e9aire ?<\/strong><\/p>\n\n\n\n<p>Le ph\u00e9nom\u00e8ne de nov\u00e6 classique et celui des sursauts X ont lieu dans des syst\u00e8mes binaires en accr\u00e9tion et proviennent de la combustion explosive d&rsquo;hydrog\u00e8ne (ou d&rsquo;h\u00e9lium) \u00e0 la surface d&rsquo;une naine blanche (pour les nov\u00e6) ou d&rsquo;une \u00e9toile \u00e0 neutrons (pour les sursauts X). La d\u00e9tection des rayons gamma et de grains pr\u00e9-solaires aux rapports isotopiques caract\u00e9ristiques provenant des nov\u00e6, et la d\u00e9tection des sursauts X, nous livrent des informations pr\u00e9cises sur l\u2019environnement o\u00f9 ils ont \u00e9t\u00e9 produits. Toutefois, la connaissance pr\u00e9cise des sections efficaces des r\u00e9actions nucl\u00e9aires impliqu\u00e9es dans ces ph\u00e9nom\u00e8nes est cruciale pour l&rsquo;interpr\u00e9tation des observations et la validation des mod\u00e8les d\u00e9crivant ces sites astrophysiques.<\/p>\n\n\n\n<p>Pour les nov\u00e6 classiques, le r\u00e9seau de r\u00e9actions nucl\u00e9aires est bien connu exp\u00e9rimentalement, \u00e0 l&rsquo;exception des r\u00e9actions <sup>25<\/sup>Al(p,g)<sup>26<\/sup>Si, <sup>18<\/sup>F(p,a)<sup>15<\/sup>O, <sup>22<\/sup>Na(p,g)<sup>23<\/sup>Mg et <sup>30<\/sup>P(p,g)<sup>31<\/sup>S. La connaissance pr\u00e9cise de ces r\u00e9actions est primordiale pour la compr\u00e9hension de la contribution des nov\u00e6 i) \u00e0 l\u2019\u00e9mission gamma de l\u2019<sup>26<\/sup>Al et de <sup>22<\/sup>Na dans la galaxie, ii) \u00e0 l&rsquo;\u00e9mission \u00e0 511 keV du <sup>18<\/sup>F qui pour l&rsquo;instant n&rsquo;a pas \u00e9t\u00e9 d\u00e9tect\u00e9 et iii) au rapport isotopique <sup>30<\/sup>Si\/<sup>28<\/sup>Si observ\u00e9 dans les grains pr\u00e9-solaires. En plus des mesures indirectes avec des faisceaux stables ou radioactifs d\u00e9j\u00e0 r\u00e9alis\u00e9es, ces \u00e9tudes n\u00e9cessitent le d\u00e9veloppement de faisceaux radioactifs de <sup>25<\/sup>Al et <sup>30<\/sup>P avec une intensit\u00e9 suffisante et de faisceau de <sup>18<\/sup>F plus intense.<\/p>\n\n\n\n<p>Pour les sursauts X, un des enjeux de leur \u00e9tude est la compr\u00e9hension de leur courbe de lumi\u00e8re. Celle-ci a pour origine l\u2019\u00e9nergie lib\u00e9r\u00e9e principalement par des r\u00e9actions de type (a,p) et mettant en jeu des noyaux radioactifs de masse A \u2264 35, pr\u00e9sents dans l\u2019\u00e9corce des \u00e9toiles \u00e0 neutrons. Les r\u00e9actions les plus repr\u00e9sentatives de cette probl\u00e9matique sont <sup>14<\/sup>O(a,p), <sup>18<\/sup>Ne(a,p) et <sup>30<\/sup>S(a,p). Ces r\u00e9actions sont pour la plupart r\u00e9sonnantes et nous voulons discuter des moyens exp\u00e9rimentaux pour effectuer les mesures spectroscopiques n\u00e9cessaires (spin, parit\u00e9, largeur particule, \u00e9nergie d\u2019excitation des niveaux mis en jeu)&nbsp;: mesures directes avec un faisceau de basse \u00e9nergie ou mesures indirectes avec un faisceau radioactif (SPIRAL1). A certains points d\u2019attente dans le r\u00e9seau des r\u00e9actions nucl\u00e9aires (<sup>15<\/sup>O par exemple), la r\u00e9action de double capture de protons (2p,g) pourrait permettre de court-circuiter les noyaux bloquants. Une premi\u00e8re \u00e9tude effectu\u00e9e il y a 20 ans avait montr\u00e9 le faible impact de ce m\u00e9canisme de r\u00e9action sur l\u2019astrophysique. Plusieurs \u00e9tudes th\u00e9oriques r\u00e9alis\u00e9es depuis lors ont montr\u00e9 que le taux estim\u00e9 aujourd\u2019hui, avec de meilleurs mod\u00e8les \u00e0 3 corps, est jusqu\u2019\u00e0 100&nbsp;000 fois plus intense que le taux estim\u00e9 pr\u00e9c\u00e9demment, ce qui augmente l\u2019int\u00e9r\u00eat de l\u2019\u00e9tude de ces r\u00e9actions pour l\u2019astrophysique.<\/p>\n\n\n\n<p><strong>Quelles sont les propri\u00e9t\u00e9s des \u00e9toiles \u00e0 neutrons ?<\/strong><\/p>\n\n\n\n<p>Les \u00e9toiles \u00e0 neutrons sont le si\u00e8ge d\u2019un tr\u00e8s grand nombre de ph\u00e9nom\u00e8nes astrophysiques qui n\u00e9cessitent d\u2019une part des ingr\u00e9dients de microphysique fiables et d\u2019autre part, une mod\u00e9lisation globale permettant de faire le lien avec les observations. En outre, les exp\u00e9riences en laboratoire offrent la possibilit\u00e9 de contraindre les mod\u00e8les nucl\u00e9aires dans des r\u00e9gimes diff\u00e9rents mais s\u2019approchant des conditions astrophysiques. Cette question rassemble donc des \u00e9tudes th\u00e9oriques, exp\u00e9rimentales et observationnelles, et permet de mieux comprendre l\u2019\u00e9quation d\u2019\u00e9tat de la mati\u00e8re dense (et froide) ainsi que sa r\u00e9ponse dynamique (coefficients de transport) aux ph\u00e9nom\u00e8nes violents qui r\u00e9gissent l\u2019\u00e9volution de ces astres.<\/p>\n\n\n\n<p>La r\u00e9gion la moins bien comprise des \u00e9toiles \u00e0 neutrons est le c\u0153ur interne. Il pourrait par exemple \u00eatre le si\u00e8ge de transitions de phase vers de la mati\u00e8re hyp\u00e9ronique ou bien vers de la mati\u00e8re de quarks et de gluons d\u00e9confin\u00e9s. La composition du c\u0153ur n\u00e9cessite de mieux d\u00e9terminer l\u2019\u00e9quation d\u2019\u00e9tat de la mati\u00e8re dense, gr\u00e2ce notamment \u00e0 une meilleure connaissance des interactions entre ses constituants et \u00e0 la description pr\u00e9cise des transitions de phase. D\u2019un point de vue exp\u00e9rimental, la connaissance de la mati\u00e8re dense hyp\u00e9ronique peut \u00eatre caract\u00e9ris\u00e9e par diverses sondes compl\u00e9mentaires&nbsp;: les hypernoyaux, les mesures d\u2019\u00e9tranget\u00e9 ouverte et d\u2019agr\u00e9gats \u00e9tranges en collisions d\u2019ions lourds. Celle de la mati\u00e8re de quarks et de gluons n\u00e9cessite l\u2019utilisation de mod\u00e9lisations ph\u00e9nom\u00e9nologiques, partiellement contraints par les mesures du QGP au LHC. Des progr\u00e8s r\u00e9cents de la r\u00e9solution de QCD sur r\u00e9seau permettent aussi d\u2019envisager des contraintes plus r\u00e9alistes sur cet \u00e9tat de la mati\u00e8re.<\/p>\n\n\n\n<p>Il existe une relation tr\u00e8s contraignante entre l\u2019\u00e9quation d\u2019\u00e9tat de la mati\u00e8re dense, d\u2019une part, et la masse et le rayon des \u00e9toiles compactes, d\u2019autre part. Si nous disposons de mesures de masses, en particulier dans des syst\u00e8mes doubles, les mesures de rayons constituent actuellement un d\u00e9fi observationnel qui pourrait \u00eatre en passe d\u2019\u00eatre r\u00e9solu. La mesure directe est impossible, mais diverses techniques sont d\u00e9j\u00e0 envisageables&nbsp;comme, par exemple, l\u2019\u00e9mission thermique de surface des \u00e9toiles \u00e0 neutrons dont le maximum est situ\u00e9 dans la gamme des rayons X (XMM-Newton), la courbe de lumi\u00e8re des pulsars millisecondes dans les rayons X (Neutron Star Interior Composition ExploreR&nbsp;: NICER-ISS), les sursauts X de type 1 (NICER-ISS), ou encore la coalescence d\u2019\u00e9toiles compactes (VIRGO\/LIGO). A plus long terme, les observations d\u2019\u00e9toiles \u00e0 neutrons avec le futur t\u00e9lescope spatial \u00e0 rayons X de l\u2019Agence Spatiale Europ\u00e9enne ATHENA (avec une sensibilit\u00e9 10 fois plus importante que les instrument actuels) permettront la pleine exploitation de ces m\u00e9thodes de mesures de rayons, pour un \u00e9chantillon d\u2019\u00e9toiles \u00e0 neutrons plus large. L\u2019un des objectifs scientifiques de la mission ATHENA porte sur la d\u00e9termination pr\u00e9cise du rayon des \u00e9toiles \u00e0 neutrons dans le but d\u2019obtenir des contraintes sur l\u2019\u00e9quation d\u2019\u00e9tat de la mati\u00e8re dense. Par ailleurs, le rayon des \u00e9toiles \u00e0 neutrons de faible masse peut aussi \u00eatre tr\u00e8s fortement contraint par la mesure en laboratoire de la pente de l\u2019\u00e9nergie de sym\u00e9trie (L<sub>sym<\/sub>) et de sa courbure (K<sub>sym<\/sub>) via des mesures de peau de neutrons, de modes collectifs iso-vectoriels, des collisions d\u2019ions lourds, etc\u2026<\/p>\n\n\n\n<p>Au cours de leur existence, les \u00e9toiles \u00e0 neutrons changent car elles se refroidissent, elles ralentissent, ou bien elles peuvent accr\u00e9ter de la mati\u00e8re d\u2019une \u00e9toile compagnon (voir question pr\u00e9c\u00e9dente). Ces changements globaux requi\u00e8rent des donn\u00e9es microscopiques pr\u00e9cises pour \u00eatre compris. L\u2019impact de la superfluidit\u00e9 des neutrons, de l\u2019\u00e9nergie de sym\u00e9trie, ou encore de l\u2019\u00e9nerg\u00e9tique des noyaux dans la mati\u00e8re accr\u00e9t\u00e9e, sur le refroidissement est encore mal compris&nbsp;; de m\u00eame que le r\u00f4le de la superfluidit\u00e9 dans les \u00ab&nbsp;glitches \u00bb observ\u00e9s dans quelques \u00e9toiles \u00e0 neutrons jeunes&nbsp;; ou encore la d\u00e9termination des coefficients de transport pour l\u2019\u00e9tude de la sismologie de l\u2019\u00e9corce. Ces donn\u00e9es sont g\u00e9n\u00e9ralement issues de mod\u00e8les th\u00e9oriques qui peuvent \u00eatre partiellement contraints gr\u00e2ce aux mesures en laboratoire de l\u2019appariement des noyaux pour les propri\u00e9t\u00e9s de superfluidit\u00e9 par exemple.<\/p>\n\n\n\n<p>Le r\u00f4le des champs magn\u00e9tiques sur l\u2019ensemble des ph\u00e9nom\u00e8nes r\u00e9gissant l\u2019\u00e9volution de la vie des \u00e9toiles \u00e0 neutrons est encore mal compris, en particulier en ce qui concerne les magn\u00e9tars. Ces derniers sont des \u00e9toiles \u00e0 neutrons dont les champs magn\u00e9tiques sont extr\u00eamement intenses (jusqu\u2019\u00e0 environ 10<sup>15<\/sup> G estim\u00e9s en surface). Leur description n\u00e9cessite une mod\u00e9lisation magn\u00e9to-hydro-dynamique avanc\u00e9e o\u00f9 l\u2019\u00e9quation d\u2019\u00e9tat de la mati\u00e8re dense est elle-m\u00eame modifi\u00e9e par la pr\u00e9sence des champs magn\u00e9tiques intenses. D\u2019o\u00f9 proviennent ces champs magn\u00e9tiques&nbsp;? La mati\u00e8re dense peut-elle se polariser spontan\u00e9ment&nbsp;? Comment \u00e9voluent les champs magn\u00e9tiques et comment se couplent-ils avec la mati\u00e8re dense&nbsp;? Quel r\u00f4le jouent-ils sur l\u2019\u00e9volution des magn\u00e9tars (refroidissement, glitches, etc\u2026)&nbsp;?<\/p>\n\n\n\n<p><strong>Comment explosent les supernovae et coalescent les binaires compactes&nbsp;? Quelle est l&rsquo;influence quantitative des donn\u00e9es nucl\u00e9aires ?&nbsp;O\u00f9 et comment sont form\u00e9s les \u00e9l\u00e9ments lourds dans l\u2019Univers ?<\/strong><\/p>\n\n\n\n<p>La formation des \u00e9toiles compactes via l\u2019effondrement gravitationnel des \u00e9toiles massives et la coalescence des binaires compactes sont des sujets centraux et f\u00e9d\u00e9rateurs entre physiciens nucl\u00e9aires et astrophysiciens. Leur compr\u00e9hension n\u00e9cessite une mod\u00e9lisation macroscopique tr\u00e8s avanc\u00e9e m\u00ealant relativit\u00e9 g\u00e9n\u00e9rale, rotation, hydrodynamique multidimensionnelle et transport des neutrinos, ainsi que des donn\u00e9es microscopiques issues des mod\u00e8les nucl\u00e9aires comme l\u2019\u00e9quation d\u2019\u00e9tat de la mati\u00e8re dense et chaude, les r\u00e9actions de capture \u00e9lectronique, l\u2019interaction neutrinos mati\u00e8re, etc\u2026 Il s\u2019agit ici d\u2019une question tr\u00e8s g\u00e9n\u00e9rale associant \u00e0 la fois des astrophysiciens sp\u00e9cialistes des mod\u00e8les globaux d\u2019effondrement gravitationnels et de coalescence de binaires compactes, des physiciens nucl\u00e9aires de la mati\u00e8re dense et chaude, des physiciens nucl\u00e9aires des processus de nucl\u00e9osynth\u00e8se, et enfin des astronomes qui observent ces ph\u00e9nom\u00e8nes violents dans l\u2019espace gr\u00e2ce aux signaux \u00e9lectromagn\u00e9tiques et aux ondes gravitationnelles. Les premi\u00e8res ondes gravitationnelles ont \u00e9t\u00e9 observ\u00e9es en 2015 pour des trous noirs, et l\u2019on attend de fa\u00e7on imminente les premi\u00e8res observations de coalescence d\u2019\u00e9toiles \u00e0 neutrons.<\/p>\n\n\n\n<p>Les supernovae d\u2019effondrement gravitationnel et la coalescence de binaires compactes sont deux sites o\u00f9 les conditions de temp\u00e9rature et de pression extr\u00eames permettraient la nucl\u00e9osynth\u00e8se des \u00e9l\u00e9ments lourds (processus r), en mettant en jeu une multitude de r\u00e9actions nucl\u00e9aires et de processus physiques complexes. Ce processus est responsable de la formation de la moiti\u00e9 des \u00e9l\u00e9ments lourds. Le r\u00f4le respectif de ces sites reste encore mal compris car il n\u00e9cessite des simulations hydrodynamiques extr\u00eamement complexes (multi-dimensionnalit\u00e9, relativit\u00e9 g\u00e9n\u00e9rale, rotation, champs magn\u00e9tiques, etc\u2026) ainsi que des donn\u00e9es nucl\u00e9aires pr\u00e9cises (\u00e9quation d\u2019\u00e9tat, r\u00e9actions nucl\u00e9aires, etc\u2026). Bien qu&rsquo;un effort important ait \u00e9t\u00e9 engag\u00e9 ces derni\u00e8res d\u00e9cennies dans la mod\u00e9lisation multidimensionnelle de ces explosions stellaires (principalement hors de France) et dans les exp\u00e9riences en laboratoire visant \u00e0 mesurer pr\u00e9cis\u00e9ment les taux des r\u00e9actions nucl\u00e9aires, il reste encore beaucoup d\u2019incertitudes dans les donn\u00e9es nucl\u00e9aires que nous discuterons ici.<\/p>\n\n\n\n<p>Les \u00e9quipes fran\u00e7aises sont tr\u00e8s avanc\u00e9es sur la mod\u00e9lisation microscopique (\u00e9quation d\u2019\u00e9tat statistique, calculs RPA de sections efficaces, etc\u2026), et des efforts continus sur la mod\u00e9lisation macroscopique existent. Sur ce dernier point, les \u00e9quipes \u00e0 l\u2019\u00e9tranger, notamment en Allemagne, aux Etats-Unis et au Japon sont tr\u00e8s en avance et les rattraper n\u00e9cessiterait des efforts concert\u00e9s et coh\u00e9rents de la part de la communaut\u00e9 fran\u00e7aise d\u2019astrophysique nucl\u00e9aire. En plus des \u00e9changes scientifiques, ce GT permettra de renforcer les liens entre physiciens nucl\u00e9aires et astrophysiciens, et de d\u00e9finir ensemble les moyens n\u00e9cessaires pour acqu\u00e9rir une visibilit\u00e9 \u00e9quivalente \u00e0 nos partenaires \u00e9trangers dans la mod\u00e9lisation des ph\u00e9nom\u00e8nes violents.<\/p>\n\n\n\n<p><strong>Quel est le contexte astrophysique de naissance du syst\u00e8me solaire&nbsp;? Quelle est l\u2019origine de la mati\u00e8re organique interplan\u00e9taire&nbsp;?<\/strong><\/p>\n\n\n\n<p>A la fronti\u00e8re entre la plan\u00e9tologie et l\u2019astrophysique, l\u2019analyse isotopique de mat\u00e9riaux extraterrestres (m\u00e9t\u00e9orites et microm\u00e9t\u00e9orites) permet d\u2019apporter des informations uniques sur le contexte astrophysique de naissance du soleil. Depuis de nombreuses ann\u00e9es, les chercheurs de l\u2019IN2P3 collectent et font des analyses isotopiques de poussi\u00e8res interplan\u00e9taires (microm\u00e9t\u00e9orites). Ces analyses n\u00e9cessitent des instruments d\u00e9di\u00e9s, comme la plateforme SCALP (irradiation ionique de basse \u00e9nergie, analyses infra-rouge, JANNUS-TEM), ainsi que des analyses ioniques qui se font en collaboration avec l\u2019institut Curie. La collection de microm\u00e9t\u00e9orites CONCORDIA (plateforme MYRTHO) est unique au monde et permet d\u2019\u00e9tudier des \u00e9chantillons com\u00e9taires dans un \u00e9tat de conservation in\u00e9gal\u00e9. Les \u00e9tudes sur ces \u00e9chantillons nous renseignent sur la composition isotopique de la mati\u00e8re primitive du syst\u00e8me solaire, ce qui peut apporter de nouvelles contraintes sur la nucl\u00e9osynth\u00e8se stellaire. Des chercheurs de l\u2019IN2P3 ont ainsi propos\u00e9 un sc\u00e9nario pour expliquer l\u2019injection d\u2019isotopes de courtes dur\u00e9e de vie (<sup>26<\/sup>Al et <sup>10<\/sup>Be) dans le nuage parent du syst\u00e8me solaire. Ces \u00e9chantillons nous informent aussi sur l\u2019origine et la formation de la mati\u00e8re organique \u00e0 la surface des objets trans-neptuniens et dans les r\u00e9gions froides des disques protoplan\u00e9taires.<\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"<p>Quel est l\u2019apport de la physique nucl\u00e9aire \u00e0 la compr\u00e9hension de l\u2019astrophysique ? Animatrices: Fairouz Hammache (IPN Orsay) Micaela Oertel (LUTh Meudon) Pour vous inscrire sur la liste du groupe de travail: cliquer sur ce lien. Prochaines r\u00e9unions du groupe de travail: R\u00e9union du GT4, 24-25 septembre 2018, Observatoire de Paris. \u00c9quation d&rsquo;\u00e9tat nucl\u00e9aire dans &hellip; <a href=\"https:\/\/resanet.in2p3.fr\/?page_id=207\" class=\"more-link\">Continuer la lecture<span class=\"screen-reader-text\"> de &laquo;&nbsp;GT4 : Fonctionnement&nbsp;&raquo;<\/span><\/a><\/p>\n","protected":false},"author":6,"featured_media":0,"parent":0,"menu_order":0,"comment_status":"closed","ping_status":"closed","template":"","meta":{"footnotes":""},"class_list":["post-207","page","type-page","status-publish","hentry"],"_links":{"self":[{"href":"https:\/\/resanet.in2p3.fr\/index.php?rest_route=\/wp\/v2\/pages\/207","targetHints":{"allow":["GET"]}}],"collection":[{"href":"https:\/\/resanet.in2p3.fr\/index.php?rest_route=\/wp\/v2\/pages"}],"about":[{"href":"https:\/\/resanet.in2p3.fr\/index.php?rest_route=\/wp\/v2\/types\/page"}],"author":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/resanet.in2p3.fr\/index.php?rest_route=\/wp\/v2\/users\/6"}],"replies":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/resanet.in2p3.fr\/index.php?rest_route=%2Fwp%2Fv2%2Fcomments&post=207"}],"version-history":[{"count":12,"href":"https:\/\/resanet.in2p3.fr\/index.php?rest_route=\/wp\/v2\/pages\/207\/revisions"}],"predecessor-version":[{"id":1645,"href":"https:\/\/resanet.in2p3.fr\/index.php?rest_route=\/wp\/v2\/pages\/207\/revisions\/1645"}],"wp:attachment":[{"href":"https:\/\/resanet.in2p3.fr\/index.php?rest_route=%2Fwp%2Fv2%2Fmedia&parent=207"}],"curies":[{"name":"wp","href":"https:\/\/api.w.org\/{rel}","templated":true}]}}