Le Pouvoir de l 'Imaginaire (n° 552) :Particules ( suite.....)

Parlons aujourd’hui de la déconstruction du proton  avec notre sévère enquêteur  XYZ !

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-«  Abordez des concepts nouveaux  , OLIVIER   , compte tenu  de ce vous nous avez déjà appris !

-«   Tout d’abord ,  cher XYZ  , que du point de vue du physicien  , le proton qui n’est pas radioactif  ne soit pas stable , si en revanche du point de vue du chimiste   , c’est une particule   très réactive  car ionisée et «  qui mange à tous les râteliers »!!!

-«  Alors entrons dans le vif du sujet  OLIVIER …Est-on au jour d’aujourd’hui  vraiment si sûr qu’ il soit si stable ?

-«  Si je me place au plan de la physique expérimentale et du Modèle standard , une des solutions    c’est  la désintégration du proton qui  doit passer par la réaction : p⁺>>> e ⁺ +  П⁰  . Avec  l’observation d’un rayonnement β⁺ 

 Et on peut penser que très vite ensuite :П⁰  >>>2γ   le pion( méson , quark et antiquark) se désintègrera en rayonnement γ

-«  Comment définir alors  les conditions d’observation  d’une bonne manip ???

-«  Ma réponse est délicate XYZ ,  car il s’agit en fait  plutôt  de NE PAS OBSERVER CES PHENOMENES LA! On utilise pour cela l’effet   Vavilov-Tcherenkov qui consiste à  repérer  un flash de lumière lorsqu'une particule chargée se déplace dans un milieu diélectrique avec une vitesse supérieure à la vitesse de la lumière dans ce milieu …..Et pour cela quoi de mieux que d’utiliser   le détecteur de radiation Tcherenkov à eau du Super-Kamiokande au Japon ???

-«  Et quel est le résultat ,, ?

-«  Eh bien une fois qu’ on a trié correctement  tout  ce qui tombe dedans  et éliminé  les autres réactivités possibles , ( et il en reste quasiment rien !) ,on en déduit ce qui  a la rigueur pourrait être attribué  à la désintégration rarissime du proton …..C ‘est à dire  qu’on ne réussit en fait qu’à obtenir que  des limites inférieures de demi-vie du proton, avec  niveau de confiance de 90 %, de 6,6×10^33 ans via la désintégration par antimuon et 8,2×10^33 ans via la désintégration par positron. Des résultats plus récents, évaluent une demi-vie supérieure ou égale à 1,29×10^34 ans via la désintégration par positron et on espère une précision encore accrue  avec Hyper-Kamiokande…

…

-«Alors revenons à la base , OLIVIER ! Pourquoi certains noyaux atomiques sont-ils stables et d’autres se désintègrent-ils plus ou moins rapidement ?

-«  Je ne peux pas répondre complétement à une telle  question  cher XYZ ….Cela prendrait même pour des physiciens pro au moins 20 à 30 pages !!!Disons schématiquement  que pour  modéliser les noyaux  il faut  déjà savoir décrire  les interactions électromagnétique, faible et forte qui y opèrent….

L’étude des noyaux atomiques  fut  HISTORIQUEMENT  comparable à l’exploration d’un territoire inconnu. Les physiciens ont eu à  parcourir  une carte dont les coordonnées sont définies par  le nombre de protons et de neutrons, où chaque combinaison correspond à un noyau potentiel. Je vous redonne la carte très condensée des noyaux possibles ……



. Mais  tel ou tel noyau  existe-t-il ? Et si  oui, quelle sera  alors sa durée de vie ? La carte est traversée par une ligne de noyaux stables, la « vallée de la stabilité », qui correspond aux noyaux  des éléments chimiques naturels que l’on trouve sur Terre

Pour décrire un noyau,  la clé pour comprendre leurs propriétés c’est  ensuite de se choisir un modèle …  Les physiciens en utilisent plusieurs….D ‘abord un modèle en couches, analogue, pour l’interaction nucléaire, au modèle des couches électroniques d’un atome, à ceci près qu'il existe des couches pour les protons, et des couches pour les neutrons. Les neutrons et les protons remplissent ces couches en commençant par celles de plus basse énergie .Il a été aussi proposé  encore un modèle en clusters  (amas)

 Si un noyau complexe contient N protons et N neutrons –, c’est donc un noyau stable vis-à-vis de l’interaction forte. Avec  excès de protons  cela le rend instable vis-à-vis de l’interaction faible : un des protons se désintègrera en un neutron, un positron et un neutrino (désintégration bêta plus ),  et là je dois rentrer dans les petits détails de la théorie des couches : les physiciens distinguent deux types de désintégration bêta en fonction du spin  du positron et du neutrino. Si leurs spins sont d'orientations opposées, on parle de transition de Fermi ; si leurs spins sont alignés, on qualifie la désintégration de transition de Gamow-Teller. Je ne peux en dire plus ici……Donner des exemples  de manips prendrait trop de place……

 Tout cela détermine ,en définitive  ce qui devient permis ou reste interdit ….En France  , les études théoriques et expérimentales sont très  partagées par une  grosse collaboration  de divers centres du CEA et le GANIL….Ai-je été clair ,XYZ ?

-«  Ça me va pour aujourd’hui !Mais toutefois dites-moi quelques mots sur ce qu’ on appelle le » processus de neutronisation «  qu’ on observe parait-il dans les supernovae …

.

-«   C’est une des phases supposées se produire , dans  l’explosion puis le refroidissement dans les étoiles à neutrons .  …. On l’appelle le processus URCA   ( des termes  Urca Casino ou  l’argent disparaissait mystérieusement  à la roulette !) Lorsque la densité devient  très forte,  l’objet rémanent  se contracte. Les électrons se rapprochent des noyaux, et peuvent même y pénétrer à la faveur d’une réaction β transformant un proton en neutron : p + e- → n + νe 

-« Mais ensuite ces neutrons ne peuvent plus redevenir protons ?

-« Oui ,  car  il s’ensuit un état dégénéré dans lequel tous les niveaux d’énergie quantiques les plus bas sont occupés…. La  réaction inverse : n → p + e- +   γe    ne pouvant en général produire un électron de très haute énergie, se trouve bloquée à  un niveau de 0 ,5 % 

….

- «  Il s’agit là donc de quelque chose qu’ on ne sait pas faire en accélérateurs !???

-«  Et oui ! L’étoile à neutrons se forme à très haute température, de l’ordre de 10 milliards de degrés. Un fort flux de neutrinos externes entraîne un refroidissement très rapide, qui amène l’étoile à 1 milliard de degrés seulement  en une journée…

.Mais j’arrête là mes explications car  il y a pas mal de modèles pour ces étoiles à neutrons  (donc d’incertitudes)et ce n’ est pas notre sujet d aujourd’hui ! ( J’ai d’ailleurs parlé des process r ,p, rp   jadis  dans  LE NOUVEL OBS )

 A suivre