Les résonances géantes monopolaire (GMR) et quadrupolaire (GQR) isoscalaires ont été mesurées dans le 56Ni, grâce à une expérience de diffusion inélastique de deutons de 50 A.MeV réalisée au Grand Accélérateur National d'Ions Lourds. Il s'agit de la première observation de ces modes collectifs dans un noyau à courte durée de vie. Le faisceau secondaire était envoyé dans la cible active Maya remplie de deuterium gazeux pur. Les deutons de recul étaient détectés par Maya et, pour les plus énergétiques (E≥2MeV), par un mur de neuf détecteurs en silicium. La GMR et la GQR sont centrées à 19.3(0.5) MeV et 16.2(0.5) MeV. Les distributions angulaires correspondantes ont été mesurées entre 3 et 7 degrés dans le centre de masse. Une analyse DWBA utilisant des densités de transition RPA a montré que la GMR et la GQR épuisent respectivement 136(27) % et 76(13) % de la règle de somme pondérées en énergie.<br /><br />Un modèle Hartree-Fock-Bogoliubov à température finie a été mis au point pour décrire les dix cellules de Wigner-Seitz composant l'écorce interne des étoiles à neutrons et calculer microscopiquement leur chaleur spécifique. Les calculs ont été réalisés en utilisant deux forces d'appariement de contact : une force reproduisant les propriétés d'appariement obtenues dans l'approximation BCS et une force simulant les effets d'écrantage du milieu. En faisant l'hypothèse d'un scénario de refroidissement rapide du cœur et une température initiale de 100 keV dans l'écorce, le temps de refroidissement de l'étoile a été estimé à 9 et 34 ans respectivement.

Dans ce travail, nous avons développé une méthode générale pour l'étude spectroscopique des niveaux non liés : la diffusion élastique résonante en cinématique inverse. Cette méthode permet l'utilisation de cibles minces comme épaisses, et l'angle de la mesure est choisi égal à 0° par rapport à la direction de propagation du faisceau. Nous avons utilisé une cible gazeuse mince pour la mesure de la réaction 4He(15O,α)15O, puis une cible épaisse pour 1H(15O,p)15O. La seconde mesure a permis d'obtenir les propriétés (énergie, spin, largeur) des premiers états du noyau non lié 16F, ceci avec une résolution en énergie remarquable. Nous avons exploité ces nouveaux résultats dans le calcul du taux de la réaction 15O(p,β+)16O, que nous avons comparé avec le taux estimé pour la réaction 15O(α,γ)19Ne. Nous avons également considéré pour la première fois l'importance de la queue aux basses énergies d'une résonance dans un noyau non lié. Dans cette partie de la résonance on devrait observer un effet de piégeage par le champ coulombien, favorisant ainsi la décroissance bêta du 16F. Nous avons également mis en évidence la possibilité de peupler favorablement cette partie de la résonance par une transition gamma. Les réactions séquentielles 15O(p,γ)(β+)16O et 15O(p,γ)(p,γ)17Ne sont étudiées pour la première fois, et leur taux est comparé avec le taux estimé de la réaction 15O(α,γ)19Ne. Plusieurs conséquences de ces processus proposé pour la nucléosynthèse dans les novae et les sursauts X sont discutées.

Cette thèse se compose de deux parties différentes qui s'inscrivent dans une thématique générale astrophysique. Les titres de ces parties sont : "La capture alpha en cinématique inverse liée au processus p ; mesure de la réaction 78Kr( $/alpha$ , $/gamma$ )82Sr "et "Mesures de la décroissance de 19O et 19Ne implantés dans le niobium ". L'objet de la première partie est directement liée à l'astrophysique nucléaire. Il s'agit d'établir une technique expérimentale pour la mesure directe à basse énergie de sections efficaces de réactions de capture radiative alpha en cinématique inverse. Ces réactions sont importantes en astrophysique, elles vont permettre d'améliorer les potentiels du modèle optique pour les particules alpha utilisés dans des modèles nucléaires pour prédire les sections efficaces des réactions ayant lieu dans les supernovae. Ici, nous avons insisté surtout sur la faisabilité technique de ce type d'expériences. En seconde partie de la thèse, on a examiné l'influence de l'environnement sur les probabilités de décroissance bêta d'un noyau, et en particulier de l'influence de l'écrantage électronique de la barrière de Coulombienne par les paires de Cooper d'un matériau supraconducteur. Un effet extrêmement faible, dans la limite des erreurs de mesure, aurait été observé.

L'astrophysique nucléaire est la discipline scientifique qui étudie la production d'énergie et la synthèse des éléments (nucléosynthèse) dans les étoiles. Les réactions nucléaires entre des noyaux légers (A < 20-30) et des protons ou des particules alpha jouent un rôle fondamental. Elles produisent les éléments lourds à partir des éléments plus légers et permettent à l'étoile de dégager de l'énergie. Cette production d'énergie et des éléments explique à son tour la structure et l'évolution des étoiles et, donc de l'Univers. Quels que soient les processus considérés (nucléosynthèse primordiale, stellaire ou explosive) le calcul des abondances des éléments dans les étoiles requiert la connaissance de nombreuses sections efficaces de réactions nucléaires [B2FH57]. Les réactions nucléaires sous-coulombiennes entre noyaux légers interviennent au cœur des étoiles lors des phases de combustion de l'hydrogène et de l'hélium en équilibre hydrostatique. Dans des processus à température plus élevée (novae, supernovae, sursauts X) les éléments radioactifs sont largement impliqués dans le réseau de réactions, ce qui, d'autre part, amène des problèmes spécifiques aux expérimentateurs [Bla06]. Ma dissertation est une récapitulation des travaux expérimentaux et théoriques en astrophysique nucléaire que j'ai réalisés de janvier 1993 à janvier 2006 (cette thèse ne présente pas mes autres travaux en physique nucléaire, principalement sur la structure et les interactions des noyaux exotiques, voir par exemple [Ang03a, Raa04, Cas06]). Je présente quelques méthodes expérimentales en astrophysique nucléaire et je discute brièvement certains problèmes techniques liés aux mesures des sections efficaces très petites, et en particulier, au caractère spécifique de certains appareils (accélérateurs, spectromètres, etc.). Un premier exemple se rapporte à la mise au point de l'accélérateur de protons de 250 kV construit au CSNSM à Orsay (France) dont j'ai été responsable de la calibration [Bog94]. Ensuite, je présente les tests du spectromètre de recul ARES [Cou03] construit au Centre de Recherches du Cyclotron et l'étude d'une réaction d'intérêt astrophysique avec le premier faisceau radioactif produit par le cyclotron CYCLONE44 [Cou04]. Je discute également d'une manière générale les mesures de sections efficaces de réactions nucléaires par des méthodes directes et indirectes. Pour les méthodes directes, je me suis intéressée plus particulièrement aux mesures avec des faisceaux de protons très intenses (accélérateur de 100 kV au DTL-Bochum), ainsi qu'aux expériences avec des éléments radioactifs -cibles ou faisceaux- (CSNSM, Orsay et cyclotrons de Louvain-la-Neuve). Dans ce contexte, je présente plusieurs cas de réactions d'intérêt en astrophysique comme, par exemple, 9Be(p,gamma)10B [Zah95] (nucléosynthèse stellaire), 7Be(p,gamma)8B [Ham98, Ham01] (liée au problème du neutrino solaire), 7Be(p,p)7Be [Ang03b] (liée à la réaction 7Be(p,?)8B), 18F(p,alpha)15O [Ser03] (nucléosynthèse explosive dans les novae), 7Be(d,p)2alpha [Ang05a] (nucléosynthèse du Big Bang). Quand une mesure directe est très difficile à réaliser, il existe des méthodes indirectes comme, par exemple, les réactions de transfert. Elles sont utiles, entre autres, dans l'étude des largeurs alpha des états d'importance astrophysique de certains noyaux. Je discute les cas du 19F (nucléosynthèse du fluor) étudié par la réaction 15N(7Li,t)19F [Oli95] et du 19Ne (nucléosynthèse dans les novae) étudié avec 18F(d,p)19F [Ser03]. Un traitement théorique rigoureux de la dépendance en énergie des sections efficaces est nécessaire pour extrapoler ces dernières aux énergies caractéristiques des processus astrophysiques, à partir des sections efficaces expérimentales (prises à des énergies plus élevées). Un des effets dont il faut tenir compte pour ces extrapolations est l'effet d'écrantage électronique en laboratoire [Ass87] qui devient important à des énergies très basses (< 10-20 keV). Parmi les différents modèles théoriques généralement appliqués aux réactions d'intérêt astrophysique, je me suis spécialement intéressée à la méthode de la matrice R [Lan58]. Cette approche contient des paramètres ajustables sur les sections efficaces disponibles, et les valeurs des sections efficaces aux énergies stellaires sont obtenues par extrapolation. Je présente l'étude de l'écrantage électronique de réactions non-résonnantes en appliquant le modèle de la matrice R [Ang98]. Je montre également son application à deux réactions de capture radiative importantes en astrophysique, 12C(alpha,gamma)16O [Ang00] et 14N(p,gamma)15O [Ang01]. L'analyse de la réaction 14N(p,gamma)15O est discutée en détails [For04, Run04, Ang05b]. Elle joue un rôle important dans la détermination de l'âge des amas globulaires, donc dans la détermination de l'âge de l'Univers [Deg04], et dans la nucléosynthèse dans des étoiles géantes rouges [Her06]. Finalement, je discute l'importance des bases de données pour l'astrophysique nucléaire, et en particulier, des compilations de taux de réactions. Je présente la compilation de taux de réactions la plus récente [Ang99], que j'ai coordonnée pendant mon séjour à l'Université Libre de Bruxelles (1995-1998) dans le cadre d'une collaboration entre 10 laboratoires européens (cette publication a actuellement plus de 350 citations à la date de mai 2006). Je présente aussi une compilation des réactions les plus importantes impliquées dans la nucléosynthèse du Big Bang [Des04] et une évaluation de l'effet des nouveaux taux de réactions sur la valeur de la densité baryonique de l'univers [Coc04]. Les conclusions situent ces travaux dans leur contexte actuel.

A côté des processus de réactions thermonucléaires à l'œuvre dans les étoiles, ainsi que dans l'Univers primordial, les études de réactions nucléaires non thermiques induites par des particules accélérées dans divers sites astrophysiques occupent une place grandissante dans les préoccupations de l'astrophysique nucléaire. Des populations d'ions et d'électrons accélérés sont vraisemblablement produites dans de nombreux objets astrophysiques : à la surface du soleil et de toutes les étoiles de type solaire, à la limite de l'héliosphère, dans les vents soufflés par les étoiles massives, dans les ondes de choc générées par les explosions stellaires, au voisinage d'étoiles à neutrons et de trous noirs accrétant de la matière, dans les amas de galaxies etc. Les divers phénomènes non thermiques induits par ces particules peuvent nous fournir des informations de grande valeur pour comprendre la physique de ces objets. Ils nous renseignent également sur certaines propriétés du milieu interstellaire de notre galaxie, ou encore sur les conditions dans lesquelles le système solaire s'est formé. Ce mémoire discute en particulier de l'accélération de particules dans les ondes de choc des explosions stellaires, des phénomènes nucléaires associés aux éruptions des étoiles, dont le soleil, de certains effets des rayons cosmiques non relativistes sur le milieu interstellaire, ainsi que de l'origine des radioactivités de courte période dans le système solaire primitif.

Le 60Fe présente un intérêt particulier en astrophysique nucléaire. En effet, la récente observation de ses raies gamma caractéristiques par les satellites RHESSI et INTEGRAL permet d'accéder au flux total de 60Fe intégré sur toute la Galaxie. De plus, l'observation d'un excès de 60Ni (noyau-fils du 60Fe) dans les grains pré-solaires fournit des contraintes sur les conditions de formation du système solaire primitif.Cependant, les sections efficaces de certaines réactions intervenant dans la nucléosynthèse du 60Fe et incluses dans les modèles stellaires présentent encore des incertitudes. C'est le cas notamment de la réaction 60Fe(n, gamma) 61Fe qui est responsable de la destruction du 60Fe. La section efficace totale de cette réaction peut être divisée en deux parties : la composante directe, impliquant les états situés sous le seuil de séparation neutron du 61Fe, et la composante résonante.Nous avons amélioré les connaissances spectroscopiques du 61Fe afin d'évaluer la contribution de la capture directe au taux de la réaction 60Fe(n, gamma)61Fe. Pour cela, nous avons étudié la réaction 60Fe(n, gamma) 61Fe par la réaction de transfert d(60Fe, p gamma)61Fe à l'aide du dispositif expérimental CATS/MUST2/EXOGAM sur la ligne LISE au GANIL. L'analyse en DWBA des distributions angulaires expérimentales des protons a permis d'extraire les moments angulaires et les facteurs spectroscopiques de différents états du 61Fe identifiés et peuplés sous le seuil de séparation neutron. Une comparaison des résultats expérimentaux obtenus pour le 61Fe avec ceux de noyaux similaires et avec des calculs modèle en couches a également été effectuée. / 60Fe is of special interest in nuclear astrophysics. Indeed the recent observations of 60Fe caracteristic gamma-ray lines by the RHESSI and INTEGRAL spacecrafts allowed to measure the total flux of 60Fe over the Galaxy. Moreover the observation in presolar grains of an excess of the daughter-nuclei of 60Fe, 60Ni, gives constraints on the conditions of formation of the early solar system. However, the cross-sections of some reactions involved in 60Fe nucleosynthesis and included to stellar models are still uncertain. The destruction reaction of 60Fe, 60Fe(n, gamma)61Fe, is one of them. The total cross-section can be separate into two contributions : the direct one, involving states below the neutron separation threshold of 61Fe, and the resonant one.We improved 61Fe spectroscopy in order to evaluate the direct capture part of the 60Fe(n, gamma)61Fe reaction cross-section. 60Fe(n, gamma)61Fe was thus studied via d(60Fe, p gamma)61Fe transfer reaction with the CATS/MUST2/EXOGAM setup at LISE-GANIL. DWBA analysis of experimental proton differential cross-sections allowed to extract orbital angular momentum and spectroscopic factors of different populated states identified below the neutron threshold. A comparison of experimental results for 61Fe with experimental results for similar nuclei and with shell-model calculations was also performed.

In this thesis, we construct a new hydrodynamical algorithm able of handling general compressible reactive flow problems, based on a finite-volume method inspired by the original MUSCL scheme of van Leer (1979). The algorithm is of second-order in the smooth part of the flow and avoids dimensional splitting. It uses MPI to achieve parallelism, and includes an astrophysical equation of state and a nuclear reaction network. It proves to be robust to tests cases. In particular it reproduces quite well the reactive and non-reactive results obtained with two different numerical methods (Fryxell & al. 1989, Busegnies & al. 2007). Moreover the time-dependent results are in agreement with the corresponding steady state solution. This gives us confidence in applying it to an astrophysical situation which has never been studied, the propagation of a detonation in conditions relevant to superbursts. The algorithm is described in (Noel & al. 2007).<p><p>In a firt step we obtain the detonation profiles in pure carbon and in a mixture of carbon and iron. In both cases we underline the large difference between the total reaction length and the length on which some species burn. This difference leads to enormous numerical difficulties because all the length scales cannot be resolved at the same time in a single simulation. We show that the carbon detonation might be studied in a partial resolution approach like the one of Gamezo & al. (1999).<p><p>In a second step we construct a new reduced nuclear reaction network able to reproduce the energy production due to the photo-disintegrations of heavy elements, like ruthenium, which are thought to occur during superbursts in mixed H/He accreting systems. Using this new nuclear network we simulate detonations in mixture of carbon and ruthenium. An interesting feature is that, in this case, all the reaction lengths can be resolved in the same simulation. This makes the C/Ru detonations easier to study in future multi-dimensional simulations than the pure carbon ones (Noel & al. 2007b).<p><p>Finally we perform some numerical experiments which show that our algorithm is able to deal with initially inhomogeneous medium, and that the multi-dimensional simulations are attainable even if they are quite computational time consuming.<p><p>- B. Van Leer, J. Comp. Phys. 21, 101, 1979<p>- Fryxell, B.A. Muller, E. and Arnett, W.D. Technical report MPA 449, 1989<p>- Busegnies, Y. Francois, J. and Paulus, G. Shock Waves, 11, 2007<p>- Gamezo, V.N. Wheeler, J.C. Khokhlov, A.M. and Oran, E.S. ApJ, 512, 827, 1999<p>- Noël, C. Busegnies, Y. Papalexandris, M.V. & al. A&A, 470, 653, 2007<p>- Noël, C. Goriely, S. Busegnies, Y. & Papalexandris, M.V. submitted to A&A, 2007b<p><p>/<p><p>Un algorithme parallèle basé sur une méthode aux volumes finis inspirée du schéma MUSCL de Van Leer (1979) a été construit. Il a été développé sur base de la méthode de Lappas & al. (1999) qui permet de résoudre simultanément toutes les dimensions spatiales. Cette méthode se base sur la construction de surfaces appropriées dans l'espace-temps, le long desquelles les équations de bilan se découplent en équations plus simples à intégrer. Cet algorithme est actuellement le seul à éviter le "splitting" des dimensions spatiales. Dans les modèles conventionnels (PPM, FCT, etc.), l'intégration spatiale des équations est réalisée de manière unidimensionnelle pour chaque direction. <p>Un réseau de réactions nucléaires ainsi qu'une équation d'état astrophysique ont été inclus dans l'algorithme et celui-ci a ensuite été soumis à une grande variété de cas tests réactifs et non réactifs. Il a été comparé à d'autres codes généralement utilisés en astrophysique (Fryxell & al. 1989, Fryxell & al. 2000, Busegnies & al. 2007) et il reproduit correctement leurs résultats. L'algorithme est décrit dans Noël & al. (2007).<p><p>Sur base de cet algorithme, les premières simulations de détonation dans des conditions thermodynamiques représentatives des Superbursts ont été réalisées. Différentes compositions du milieu ont été envisagées (carbone pur, mélange de carbone et de fer, mélange de carbone et de cendres du processus rp). Dans la plupart des systèmes où des Superbursts ont été observés, la matière accrétée est un mélange d'hydrogène et d'hélium. Dans ce cas, des phases de combustion précédant le Superburst produisent des nucléides plus lourd que le fer (Schatz & al. 2003). Ces nucléides peuvent être photodésintégrés durant le Superburst. Pour prendre en compte ces réactions endothermiques de photodésintégration, nous avons construit un nouveau réseau réduit de réactions nucléaires qui a été incorporé dans l'algorithme hydrodynamique (Noël & al. 2007b). Ce réseau réduit reproduit globalement l'énergétique d'un réseau complet et a permis de faire la première simulation numérique de détonation dans des conditions caractéristiques de systèmes accréteurs d'un mélange hydrogène-hélium. <p>Finallement quelques simulations multidimensionelles préliminaires ont éte réalisées.<p><p>- Busegnies, Y. Francois, J. and Paulus, G. Shock Waves, 11, 2007<p>- Fryxell, B.A. Muller, E. and Arnett, W.D. Technical report MPA 449, 1989<p>- Fryxell, B.A. Olson, K. Ricker, P. & al. ApJS, 131, 273, 2000<p>- Lappas, T. Leonard, A. and Dimotakis, P.E. SIAM J. Sci. Comput. 20, 1064, 1999<p>- Noël, C. Busegnies, Y. Papalexandris, M.V. & al. A&A, 470, 653, 2007<p>- Noël, C. Goriely, S. Busegnies, Y. & Papalexandris, M.V. submitted to A&A, 2007b<p>- Röpke, F. K. PhD thesis, Technischen Universitat Munchen, 2003<p>- Schatz, H. Bildsten, L. Cumming, A. and Ouellette, M. Nuclear Physics A, 718, 247, 2003<p>- Van Leer, B. Comp. Phys. 21, 101, 1979<p>- Weinberg, N.N. and Bildsten, L. ArXiv e-prints, 0706.3062, 2007 / Doctorat en Sciences / info:eu-repo/semantics/nonPublished