Les étoiles de masse intermédiaire, celles qui font entre 7 et 11 fois la masse du Soleil peuvent théoriquement mourir de deux façons différentes, deux types de supernova très différents : une explosion thermonucléaire ou bien un effondrement gravitationnel. Le type d’explosion dépend des conditions existant au cœur de l’étoile lorsque celle-ci commence à fusionner son oxygène. Une phase cruciale dans ces processus nucléaires est la transformation du Néon-20 en Fluor-20 par capture électronique à partir d’un certain niveau d’énergie du noyau de néon. Mais la probabilité de cette transition est mal connue. Heureusement, ce processus possède un analogue inverse qui est la décroissance béta du Fluor-20 en Néon-20, et la transition « interdite » (très rare) de cette décroissance vient d’être enfin mesurée par des physiciens en laboratoire, leur permettant de déterminer le destin des étoiles de masse intermédiaire… Ils publient leur découverte dans deux articles dans Physical Review Letters et Physical Review C.
L’histoire du fluor et du néon dans les étoiles est intimement associée à ce qu’on appelle une transition interdite. Les noyaux atomiques, comme les atomes, possèdent des niveaux d’énergie, et ce sont les propriétés quantiques de chaque niveau d’énergie qui déterminent la probabilité d’un canal de décroissance. Quand une transition possède une grande probabilité, elle est qualifiée de « permise » et à l’inverse, quand la probabilité est très faible, la transition est dite « interdite ». Pour un noyau radioactif donné, ce sont les conditions à l’intérieur d’une étoile, sa température et la densité de son plasma qui vont déterminer les états d’énergie les plus probables.
Le plus souvent, le Ne-20 qui capture des électrons pour former du F-20 se trouve dans son état excité de spin nucléaire 2+, mais dans certaines conditions, le Ne-20 peut se trouver dans son état fondamental (0+). C’est cette transition très mal connue qu’Oliver Kirsebom (Université de Aarhus, Danemark) et ses nombreux collaborateurs ont étudiée via la réaction inverse qui est la désintégration béta du Fluor-20 (un noyau radioactif de demi-vie de 11 s) vers l’état fondamental du Néon-20 (stable). Les physiciens ont mené leurs expériences auprès de l’accélérateur finlandais JYFL. Ils ont bombardé une cible de carbone avec une faisceau d’ions radioactifs de fluor-20 pour les implanter dans la cible et pouvoir ensuite mesurer avec précision sa décroissance radioactive. Les ions de 20F ont été produits quant à eux en bombardant une cible de fluorure de baryum avec des deutérons accélérés dans un cyclotron jusqu'à 9 MeV qui viennent ajouter un neutron au noyau cible par réaction (d,p).
La désintégration beta produit un électron et un antineutrino électronique qui se partagent l'énergie de la décroissance radioactive. Kirsebom et ses collaborateurs ont mesuré la distribution énergétique des électrons grâce à un détecteur scintillateur en se focalisant sur les électrons de plus de 5,4 MeV qui sont les seuls à pouvoir être produits par la transition interdite vers l’état fondamental du Ne-20 (niveau 0+). Dans cette transition, l’électron et l’antineutrino se partagent 7,025 MeV, alors que dans la transition vers le niveau excité 2+ (quasi 100% des cas), un photon gamma emporte aussi 1,634 MeV. On est donc sûr que les électrons détectés qui ont une énergie supérieure à 5,4 MeV viennent de la transition « interdite ».
En décomptant le nombre de fois qu’ils observent des électrons d’énergie supérieure au seuil de discrimination, les chercheurs déterminent la probabilité d’apparition de la transition interdite lors de la désintégration du Fluor-20 (ce qu'on appelle son rapport d'embranchement) : 1 désintégration sur 250 000 se fait vers le niveau fondamental du Ne-20, ce qui fait une probabilité de 0,00041%. Ce chiffre semble très petit mais pour une transition interdite, il est au contraire très grand. La valeur est même si grande que c’est la seconde transition interdite la plus forte jamais mesurée dans tous les noyaux atomiques.
Connaissant la probabilité de la transition 20F -> 20Ne(0+) + e- + anti𝜈e, les chercheurs peuvent en déduire directement la probabilité de la réaction de capture électronique 20Ne(0+) + e- -> 20F + 𝜈e dans les conditions stellaires. Et à partir de là, ils peuvent ensuite déterminer le destin des étoiles de masse intermédiaire dont le sort dépend de la probabilité d’occurrence de cette réaction nucléaire.
Oliver Kirsebom et ses collaborateurs trouvent un taux de capture électronique du Néon-20 qui est 100 millions de fois plus élevé que ce qui était prédit par les calculs précédents. Ils ont injecté ces valeurs de réactions dans les simulations d’étoiles de masse intermédiaire en fin de vie et observent alors un échauffement plus précoce du cœur stellaire et une fusion de l’oxygène à une densité plus faible. Ces phénomènes mènent à des fusions nucléaires moins énergétiques que ce que donnaient des simulations antérieures avec des taux de capture électronique plus faibles. Le résultat final de toutes leurs simulations est une explosion de type thermonucléaire. Il n’y a jamais d’effondrement gravitationnel menant à une supernova de type II et un résidu compact de type étoile à neutrons. Au contraire, l’embrasement thermonucléaire ne détruit que partiellement l’étoile, en laissant derrière elle un reste du cœur sous la forme d’une naine blanche constituée d’oxygène, de néon et de magnésium.
Ces résultats obtenus par les physiciens européens, canadiens, américains et indien sont très importants pour l’astrophysique nucléaire, la branche de l’astrophysique qui étudie la machinerie des étoiles. La transition interdite entre F-20 et Ne-20 était la dernière incertitude qui restait pour expliquer l’évolution des cœurs d’étoiles de masse intermédiaire et cela faisait plusieurs dizaines d'années que les physiciens tentaient de la mesurer avec précision!
Mais ces étoiles massives peuvent encore réserver des surprises avec des effets qui pourraient venir contrebalancer l’impact d’une grosse transition interdite de capture électronique entre Ne-20 et F-20, comme des phénomènes de convection qui pourraient participer au mélange de matière et à l’échange d’énergie entre le cœur et les parties externes, ce qui pourrait rendre les étoiles instables... et conduire quand-même à un effondrement gravitationnel (supernova d type II avec étoile à neutrons). On en sait donc beaucoup plus sur les étoiles de masse intermédiaire, mais pas encore tout.
Sources
Discovery of an exceptionally strong β-decay transition of 20F and implications for the fate of intermediate-mass stars
O. S. Kirsebom et al.
Phys. Rev. Lett. 123, (24 december 2019)
Measurement of the 2+→0+ ground-state transition in the β decay of 20F
O. S. Kirsebom et al.
Phys. Rev. C 100, (24 december 2019)
Illustrations
1) Vue d'artiste d'une supernova (ESA / Hubble / L. Calcada / NASA’s Goddard Space Flight Center)
2) Schéma des désintégrations possibles du fluor-20. Dans 99,99% des cas, la désintégration beta mène à l'état excité à 1,634 MeV du Néon-20 qui produit un photon gamma à cette énergie, et dans 0,00041% des cas, il s'agit de la transition "interdite" vers le niveau fondamental (Kirsebom et al)
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