Soutenance mémoire
Depuis la naissance de l’humanité, l’Homme a suspecté une relation étroite entre les lumières du ciel nocturne et son destin. Il sait maintenant que son existence a été possible par l’existence même de ces lumières nocturnes, les étoiles. Ainsi, nous savons maintenant de quelle manière une étoile plutôt banale, le soleil, est nécessaire pour la vie de l’Homme. Depuis la nuit des temps, l’Homme a regardé le ciel pour mieux comprendre l’infiniment grand. Parallèlement, il a tourné son attention vers les constituants fondamentaux de la matière pour comprendre l’infiniment petit. C’est la convergence de ces deux visions qui a aidé à la compréhension des différents mécanismes qui font que les étoiles ont eu, et ont toujours, une très grande importance dans l’existence de l’univers dans sa forme actuelle.
Aussi dans ce travail, nous essayons de regarder le « petit » pour comprendre le «grand ». Nous essayons d’utiliser les outils de la physique nucléaire expérimentale pour aider à la compréhension des phénomènes qui ont lieu à l’échelle astronomique. Dans ce but, dans ce travail, est présenté le développement d’une méthode expérimentale très précise d’étude des propriétés spectroscopiques des états non liés en utilisant des faisceaux radioactifs. Cette méthode expérimentale est la diffusion élastique résonnante en cinématique inverse d’un faisceau radioactif sur une cible stable. Ensuite, l’application de cette méthode est présentée dans l’étude de deux noyaux radioactifs importants dans le contexte astrophysique. Les deux noyaux choisis pour l’étude sont : le noyau radioactif de 19Ne et le noyau non lié de 16F. Les propriétés spectroscopiques des niveaux non liés pour l’émission proton du premier noyau, le 19Ne, sont reliées à la possibilité d’avoir une méthode directe pour la confirmation expérimentale des modèles d’explosions de novae. Il s’agirait d’observer les décroissances gamma émises dans les explosions de novae, provenant de décroissances radioactives. Le noyau radioactif le plus intéressant dans ce contexte est le 18F. La production de 18F dépend fortement du taux de la réaction 18F(p,α) 15O, taux qui dépend lui même de la structure du noyau composé (18F + p) – le 19Ne .
De plus, nous avons étudié le noyau non lié 16F en raison de sa possible importance dans les milieux astrophysiques où le noyau radioactif 15O est très produit. Normalement, puisque le 16F est un noyau non lié, les réactions d’ 15O avec les protons présents en grande quantité dans la majorité des milieux astrophysiques sont considérées comme négligeables. Nous allons déterminer si la réaction exotique résonante 15O(p,β+) 16O peut avoir une importance dans les différents milieux astrophysiques.
Motivations astrophysiques
La formation et l’évolution des étoiles sont marquées par la compétition permanente entre la force de gravitation et les forces de pression. La force de gravitation a comme résultat la concentration de la matière, elle s’oppose aux forces de pression. Le rapport entre ces deux forces contraires est déterminé par l’intensité des réactions nucléaires, qui dirigent ainsi les différentes phases de l’évolution stellaire. Ce sont les réactions nucléaires que nous essayons de mieux connaître pour apprendre davantage sur les mécanismes astrophysiques. Plus précisément, dans cette étude nous voulons examiner en détails l’importance des noyaux de 18F, 19Ne et 16F dans divers contextes astrophysiques.
Intérêt astrophysique du 18F. Lien avec 19Ne
Le 18F est un noyau radioactif qui se désintègre par capture électronique ou par émission β+ (Qβ= 1.6552 MeV). La seule possibilité de décroissance à partir de l’état fondamental (1+) de 18F est vers l’état fondamental (0+) de 18O. Le temps de demi-vie est de 109.77 m, un temps relativement long dû à la faible valeur de Qβ pour la décroissance.
Le phénomène de nova classique a lieu dans un système binaire d’étoiles composé d’une naine blanche accrétant de la matière solaire provenant d’une étoile compagnon. La matière accrétée est progressivement comprimée jusqu’à ce que la densité atteigne une valeur seuil, conduisant à une combustion explosive de l’hydrogène. A l’issue de la combustion, une partie de l’enveloppe est éjectée dans l’espace. Les modèles prédisent que la grande majorité des rayonnements γ observables dans ces explosions provient de l’annihilation des positrons issus des émissions β+ des noyaux éjectés. Le long temps de vie du 18F fait de ce noyau l’émetteur principal de β+ quelques heures après l’explosion, c’est-à-dire lorsque l’enveloppe des novae devient transparente aux radiations gamma. Une bonne connaissance du taux de la réaction (I.4) est nécessaire pour l’élaboration des modèles d’explosion novae et pour leur validation par des mesures directes de flux gamma. La réaction (I.4) est peut-être responsable de la grande abondance d’azote observé (réaction 18F(p,α) 15O(β+)15N) dans les résidus des novae O-Ne Mg, et elle est évidement liée à l’abondance isotopique de 18O (18F(β+) 18O ) (voir [Coc00] et [Jor98]).
Motivations expérimentales
Nous pouvons étudier les deux réactions de destruction du 18F . par deux démarches différentes :
• la démarche directe,
• la démarche indirecte.
La démarche directe consiste à mesurer expérimentalement, aux énergies astrophysiques, les deux réactions (p,α) et (p,γ). Le problème principal auquel nous sommes confrontés, lors de cette démarche, est la valeur très faible de la section efficace de réaction dans le cas d’une basse valeur de l’énergie proton. La forte répulsion coulombienne pour des énergies proton faibles joue un rôle primordial dans la valeur basse de la section efficace de réaction. Aussi, le 18F est un noyau radioactif, facteur limitatif pour les intensités de faisceaux disponibles. Ainsi, la très forte diminution de la section efficace de réaction avec l’énergie rend presque impossible la mesure directe à des énergies proches du seuil d’émission proton.
Dans la démarche indirecte, nous étudions directement le noyau composé 19Ne. Plus spécifiquement, les propriétés spectroscopiques des états excités dans le 19Ne sont utilisées pour estimer les sections efficaces de réactions. Cette démarche est spécialement indiquée pour la région autour de seuil d’émission proton .
Nous voulons utiliser une méthode indirecte pour étudier les réactions de destruction du 18F, c’est à dire pour trouver et pour mesurer les propriétés des niveaux du 19Ne, niveaux impliqués dans les réactions 18F(p,α) 15O et 18F(p,γ) 19Ne. Pour mesurer ces niveaux il va falloir utiliser une méthode capable de trouver de nouveaux niveaux (encore inconnus aujourd’hui) relativement étroits dans 19Ne. Il faudrait aussi que cette méthode soit capable de mesurer leurs propriétés spectroscopiques avec une haute résolution. La plupart des méthodes indirectes qui ont été utilisées sont des mesures de réactions de transfert. Une autre méthode expérimentale de mesure pourrait confirmer, ou infirmer, indépendamment des autres méthodes, les résultas déjà obtenus.
Pour l’étude du 19Ne nous nous proposons de mesurer la diffusion élastique des particules alpha sur des noyaux de 15O. Dans un spectre typique représentant la fonction d’excitation d’une réaction de diffusion élastique, il est souvent possible de voir une partie du spectre qui correspond à la diffusion coulombienne, ainsi que des anomalies par rapport à la diffusion coulombienne, ce sont des résonances dont les propriétés sont liées aux états discrets du noyau composé. La position des résonances est reliée à la position des états excités dans le noyau composé, et la forme et l’intensité des résonances sont reliées aux spin, parité et largeur de l’état excité dans le noyau composé .
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Table des matières
I Introduction
1.1 Introduction générale
1.2 Motivations astrophysiques
1.2.1 Intérêt astrophysique du 18F. Lien avec 19Ne
1.2.2 Intérêt astrophysique du 16F
1.3 Motivations de physique nucléaire
1.3.1 Intérêt du 19Ne
1.3.2 Intérêt du 16F
1.4 Motivations expérimentales
II Mesure de la réaction 15O(α,α)15O
2.1 Introduction
2.2 Simulations Monte-Carlo
2.3 Préparation de l’expérience
2.3.1 La cible gazeuse
2.3.2 La quête pour un détecteur de haute résolution
2.3.3 La production des noyaux radioactifs au GANIL. Le spectromètre LISE
2.3.4 Simulations de l’optique faisceau dans LISE
2.3.5 Tests préliminaires
2.3.6 Conclusions des tests de préparation
2.4 Analyse de l’expérience
2.5 Développements récents
2.6 Conclusions
III Mesure de 15O(p,p)15O
3.1 Motivations de la mesure
3.2 Principe de la mesure
3.3 Préparation de l’expérience
3.3.1 Réglage du faisceau
3.3.2 Le montage expérimental
3.3.3 La Cible et le détecteur de haute résolution
3.4 Analyse des données
3.4.1 L’étalonnage en énergie
3.4.2 L’extraction du fond bêta
3.4.3 Le passage à la section efficace de réaction dans le centre de masse
3.4.4 Les fonctions d’excitation obtenues
3.5 Calcul du taux de la réaction 15O(p,β+)16O
3.5.1 Introduction
3.5.2 La section efficace de 15O(p,β+)16O
3.5.3 Largeur partielle pour la décroissance bêta du 16Fgs
3.5.4 Résultats – section efficace de 15O(p,β+)16O
3.5.5 Résultats – taux de la réaction 15O(p,β+)16O
3.5.6 Conséquences astrophysiques
3.6 La section efficace de la réaction 15O(p,γ)(β+)16O
3.6.1 Largeur partielle pour la décroissance gamma de 16F1+ – gs
3.6.2 Résultats – section efficace de 15O(p,γ)(β+)16O
3.6.3 Résultats – taux de la réaction 15O(p,γ)(β+)16O
3.6.4 Conséquences nucléaires
3.6.5 Conséquences astrophysiques
3.7 Le taux de réaction 15O(p,γ)(p,γ) 17Ne
3.7.1 La section efficace de 15O(p,γ)(p,γ) 17Ne
3.7.2 Résultats – taux de la réaction 15O(p,γ)(p,γ) 17Ne
3.7.3 Conséquences astrophysiques
3.8 Discussions
3.9 Perspectives
IV Conclusions générales
V Bibliographie
