L'étude expérimentale de noyaux de plus en plus riche (ou pauvres) en neutrons met à rude épreuve les modèles de structure nucléaire. Ainsi, la découverte de nouveaux nombres magiques pose le problème de la définition de l'espace-modèle dans les calculs de modèle en couches. L'approche suivie consiste à utiliser les propriétés d'appariement des nucléons pour diminuer les dimensions de l'espace des configurations utilisé dans le modèle en couches. Cette approche, dite de séniorité généralisée, nous permet d'agrandir les espaces de valence tout en gardant les dimensions des matrices accessibles à une digonalisation numérique. Elle n'est toutefois valable qu'aux alentours de noyaux semi-magiques. Un ensemble de comparaisons de nos résultats à des calculs analytiques puis à des calculs de type modèle en couche complet, dans des espaces où ils étaient réalisables, nous a permis d'apprécier la qualité de notre approximation. Une explication de notre approche à des problèmes théoriques d'actualité a ensuite été réalisée. Deux séries de noyaux se prêtaient particulièrement bien à cette application : les isotopes du nickel. Afin de tenir compte des excitations décrites dans d'autres études comme extérieures à l'espace-modèle, nous avons considéré l'espace 0f1p0g9/2. Nous avons validé ce choix sur les isotope les plus stables avant d'étudier la fermeture de la sous-couche N = 40. Les isotones de 82 neutrons.

Les étoiles de la branche asymptotique (AGBS) sont surtout connues pour deux faits historiques: - le "mystère des éléments s": riches en neutrons et possédant une durée de vie inférieure à celle des AGBS, ces éléments sont néanmoins présents dans les enveloppes de ces étoiles. De plus, les abondances de ces éléments "s" sont mal reproduites par les modèles existants. - le "mystère des étoiles carbonées": ces étoiles, dont les abondances vérifient C/O>1, sont majoritairement de faible luminosité. C'est un drainage (DUP) qui permet aux AGBS de devenir carbonées: l'enveloppe convective (CE) descend là où brûle 1H et prélève du Carbone, produit plus bas par la combustion de 4He et amené là par des languettes convectives récurrentes, les pulses thermiques. Or, les profondeurs des DUP modélisés pour des AGBS de faibles masses n'expliquent la forte proportion de Carbone observée. Ces deux mystères conduisent à identifier deux paramètres majeurs de l'évolution des abondances: la perte de masse et le DUP. Le premier contrôle la fin de la phase AGB et la température à la base de la CE, à masse stellaire fixée. Le deuxième maîtrise l'apport de protons entre les couches de 1H et de 4He et la modification des abondances de surface. Et c'est de la physique non standard qui est sous-jacente à ces paramètres: couplage gaz-poussière, pulsations, ondes de chocs, dégénérescence, convection avec gradient de composition, mélange non standard (non thermiquement induit)... Plusieurs études ayant été faites, tant sur les mécanismes de production que sur le paramétrage de la perte de masse, ce travail est centré sur l'influence du traitement du DUP sur la nucléosynthèse des AGBS de masses intermédiaires. La nucléosynthèse étant connue grâce à une coopération étroite entre méthodes observationnelles et théoriques, cette thèse a été menée sur les deux fronts. Cela rend possible "l'éclairage" de chacune des méthodes par les forces et les faiblesses de l'autre et donc de mieux évaluer la fiabilité d'une mesure réalisée sur Terre lorsqu'on veut l'interpréter en terme d'abondances au centre de l'étoile. La partie observationnelle de ce travail est focalisée sur l'amélioration de la précision de rapports isotopiques délicats à interpréter dans des enveloppes particulières: rapports d'éléments lourds de sources brillantes ou rapports des CNO dans des sources présentant des anomalies d'abondances. L'interprétation des observations a requis deux modélisations avancées dont l'une, faisant partie intégrante de cette thèse, porte sur l'émission de l'enveloppe, et l'autre, portant sur le processus "s", a fait l'objet d'une collaboration. Dans le domaine théorique, le code d'évolution stellaire de Grenoble a été optimisé pour les AGBS afin d'étudier l'influence de la modélisation physique et du traitement numérique du DUP sur la nucléosynthèse. Le cœur de la modélisation d'une étoile, l'équation d'état (EOS), a été réécrite et une grande partie du traitement numérique du code a été revue. La physique du mélange non standard a été incorporée et "l'arsenal" numérique nécessaire à la mise en œuvre de cette physique a fait l'objet d'une collaboration. Ce travail a permis la précision des caractéristiques d'enveloppes d'étoiles J (riches en 13C), la détermination de 35Cl / 37Cl dans IRC+10216 et la production d'outils de calcul performants pour les étoiles (même de faibles masses) et leurs enveloppes moléculaires. Mais il a surtout montré que l'incorporation de mélange non standard permet à la fois d'augmenter la profondeur du DUP et de produire une poche de 13C propice au processus "s". Ce fait, ajouté aux difficultés pour concilier les résultats d'observations des étoiles J avec les modèles, tend à réorienter le futur des modèles d'AGBS. Il faudrait disposer de modèle d'AGBS plus généraux, notamment pour les faibles masses, cohérents avec la physique et le numérique de la phase évolutive qui les précède, elle qui est naturellement modélisée avec du mélange non standard. En prime, les changements effectués dans le code et notamment l'élaboration d'une nouvelle EOS, ont permis de modéliser le flash de l'Helium et de produire des tracés d'étoiles pré séquence principale (PMS) jusqu'à 0.1 masse solaire concurrençant les codes les plus spécialisés.

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.

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.

More than 80% of the stars in the Universe are expected to have initial masses below eight to ten times the mass of our sun. These low mass stars, including our sun, become cool red giants during one of the final evolutionary stages of their life: the Asymptotic Giant Branch (or AGB) phase. AGB stars are among the main producers of carbon and heavy (s-process) elements in the Universe. These elements are synthesized inside the star and mixed to the stellar atmosphere where stellar winds are responsible for the loss of more than 50% of the stellar mass, hence, AGB stars are strong polluters of the interstellar medium. The ejected material can clump together into dusty particles which may serve as ingredients for the birth of new stars and planets. When most of the AGB stellar envelope is lost, the AGB star stops releasing nuclear energy from interior processes and swaps its giant face for a planetary nebulae look, whereafter it fades away as a white dwarf.<p><p>The dredge-up of carbon and s-process elements into the AGB atmosphere causes an important chemical anomaly among them: initial oxygen-rich stars (M stars) are transformed into carbon-rich stars (C stars). As a consequence, a group of oxygen-rich AGB stars exists which makes the transition between M and C stars. These transition stars are classified as S.<p><p>Although AGB stars are identified as producers of heavy elements, their nucleosynthesis and mixing processes are weakly constrained due to large uncertainties on their estimated temperature, gravity and chemical composition. Stronger constraints on the atmospheric parameter space, hence interior processes, of AGB stars can be obtained by investigating the atmosphere of S stars. Since they are transition objects on the AGB, they trace the rise of the s-process. S stars are less numerous than C stars, but their optical spectra are brighter making it easier to identify atomic and molecular lines. Therefore, S stars belong to the most interesting objects along the AGB to perform this task.<p><p><p><p>From a practical point of view, the spectra of S stars are extremely difficult to study since they are dominated by different, overlapping molecular bands, and the spectral shape may vary strongly from star to star due to their transition status. Therefore, tailored model atmospheres for S stars are of utmost importance to understand the spectroscopic, and even photometric, changes in terms of variations in the atmospheric parameters. A comparison between the models and observations aims not only at constraining the atmospheric parameter space of S stars, it will also test the reliability of 1D state-of-the-art model atmospheres for such complex stars.<p><p><p><p>From an evolutionary point of view, the S-star family is contaminated with stars who gained their atmospheric enrichment in heavy elements from a companion star. Evidences were found that these binary S stars are not at all located on the AGB, hence, they are labelled as extrinsic S stars while S stars on the AGB are labelled as intrinsic. The difference in evolutionary stages between intrinsic and extrinsic S stars was already found 20 years ago, however, a separation in terms of surface temperature, gravity and chemical composition is not well-established due to the lack of S-star model atmospheres. Such a distinction in atmospheric parameters will facilitate the discovery of these intruders and even help to calibrate stellar evolutionary models of single and binary stars.<p>To achieve these goals, the first step consists in the construction of a grid of model atmospheres for S stars. The grid will be used to quantify the influence of atmospheric parameters on the model structure and emergent flux. These results will be analyzed to derive precise atmospheric parameters of observed S stars, using a set of well-defined photometric and spectroscopic indices. Once the best model atmosphere has been selected for all observed S stars, their atmospheric parameters will be discussed in view of their evolutionary stage. The best-fitting model atmosphere will also be used to derive abundances from spectral syntheses. The abundance profiles are compared with stellar evolution model prediction to constrain nucleosynthesis and mixing processes inside S stars. Derived abundances of unstable elements will be used to estimate, for the first time, the age of AGB stars. Finally, their abundance profile will be discussed as a function of their time spent on the AGB. / Doctorat en Sciences / info:eu-repo/semantics/nonPublished

La formation des premières étoiles, quelques centaines de millions d'années après le Big Bang, marque la fin de l’âge sombre. Actuellement, nous n’avons aucune observation de la formation de ces étoiles, appelée popIII, mais d’après des simulations numériques de différents groupes, il semblerait que ces étoiles primordiales étaient très massives: plusieurs centaines de masses solaires. Ces premières étoiles, ont produits aussi des sursauts gamma (GRBs). Ainsi, l’étude des GRBs produits à partir des popIII, pourraient permette d’étudier directement le stade final des étoiles primordiales. Les télescopes d'aujourd'hui ne peuvent pas regarder assez loin dans le passé cosmique pour observer la formation des premières étoiles, mais la nouvelle génération de télescopes permettra de tester des idées théoriques sur la formation des premières étoiles.Les GRBs sont liés à la mort d’étoiles massives et qu'ils sont connectés avec des supernovae. En ce sens, les GRBs sont l'une des classes de processus explosifs en physique stellaire et devraient suivre les mêmes lois physiques que l'explosion des supernovae. Ce travail tente d'aborder le problème des GRBs comme un problème d'explosion stellaire et utilise les données d’observation sur les spectres et les courbes de lumières notamment.Dans le cadre de cette thèse, des outils spécifiques ont été développés pour étudier les explosions stellaires: un code numérique pour résoudre les réactions nucléaires a été incorporé dans le code hydrodynamique existant. Ces outils ont été utilisés dans les simulations de supernovae afin d’étudier les connections avec les sursauts gamma: analyse spectrale et étude statistique en fonction du redshift. / The formation of the first stars hundreds of millions of years after the Big-Bang marks the end of the Dark Ages. Currently, we have no direct observations on how the primordial stars formed, but according to modern theory of stellar evolution these stars should be very massive (about 100 Msun) Population III stars have a potential to produce probably most energetic flashes in the Universe - gamma-ray bursts. GRBs may provide one of the most promising methods to probe directly final stage of life of primordial stars. Today's telescopes cannot look far enough into the cosmic past to observe the formation of the first stars, but the new generation of telescopes will test theoretical ideas about the formation of the first stars.Thanks to many years of observations we have good GRB's data -statistics of occurrence, spectrum, lightcurves. But there are still a lot of questions in the theory of GRBs. We know that GRBs are related to the death of stars and that they are connected with supernovae. So gamma-ray bursts are one of the classes of explosive processes in stellar physics that should have a lot of common with supernovae explosions. In that case GRBs should follow the same physical laws of explosion as supernovae. This work tries to approach the problem of GRBs as a problem of stellar explosion.Necessary instruments of studying stellar explosion were developed as a part of doctoral research: code for solving systems of nuclear reaction equations was incorporated into hydrodynamical code. These tools were applied for supernovae simulations in order to find possible connection with GRBs. Basing on analysis of supernovae simulations spectral analysis of GRBs was performed.

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.

La nucléosynthèse du fluor n'est pas encore clairement expliquée. Plusieurs scénarios prédisent que la réaction de capture alpha radiative sur l'azote 15 est la principale réaction de production de fluor. Dans l'expression du taux de cette réaction un paramètre essentiel est manquant, la largeur partielle alpha de la résonance sur le niveau d'énergie E = 4,377 MeV du fluor 19. Une mesure directe est exclue du fait de la très faible valeur attendue de la section efficace. Nous avons déterminé cette largeur alpha par le biais d'une réaction de transfert et une analyse en FR-DWBA (Finite Range Distorted Wave Born Approximation) dans un modèle simplifié de cluster alpha. Cette expérience a été effectuée avec un faisceau de lithium 7 accéléré à 28 MeV sur une cible gazeuse d'azote 15. Les 16 premiers niveaux du fluor ont été étudiés. Les facteurs spectroscopiques ont été extraits pour la majorité de ces niveaux. Les largeurs alpha des niveaux au-dessus du seuil ont été déterminées. Plusieurs largeurs alpha ont été comparées avec des valeurs publiées de mesures directes et l'écart reste dans la plage d'incertitude que nous avons estimée (facteur 2). La largeur alpha du niveau d'énergie E = 4,377 MeV a été déterminée, sa valeur est environ 60 fois plus faible que la valeur utilisée jusqu'à ce jour. L'influence de ce nouveau taux est observée principalement dans les étoiles dites AGB (Asymptotic Giant Branch) lors de phénomènes de pulsations thermiques. Dans ce modèle l'impact de nos mesures est sensible.

L'émission gamma des novae à, et en dessous, de 511 keV provient essentiellement de l'annihilation des positrons venant de la décroissance beta+ du 18F. L'interprétation de cette émission, à l'aide d'observations par le satellite INTEGRAL par exemple, nécessite une bonne connaissance de la nucléosynthèse du 18F. Dans ce contexte, le taux de la réaction 18F(p,alpha)15O est le moins bien connu à cause de deux résonances correspondant aux niveaux excités Ex = 6.419 et 6.449 MeV dans le 19Ne dont les largeurs protons sont totalement inconnues. Nous avons déterminé ces largeurs protons par le biais d'une réaction de transfert d'un nucléon D(18F,p alpha)15N peuplant les niveaux analogues, dans le 19F, des niveaux d'intérêt astrophysique. Nous avons utilisé un faisceau radioactif de 18F accéléré à 14 MeV au Centre de Recherche du Cyclotron de Louvain--la--Neuve sur une cible de CD2 en cinématique inverse ainsi que le détecteur multi--piste au silicium LEDA. Une analyse en DWBA a permi de déterminer la largeur proton de ces deux résonances et a montré qu'elles ne pouvaient pas être négligées dans le calcul du taux de réaction. Une étude détaillée des incertitudes restantes sur le taux de réaction a été entreprise et particulièrement en ce qui concerne les interférences entre ces résonances et une autre résonance à plus haute énergie dans le 19Ne. Le taux de réaction ainsi établi diffère peu de l'ancien taux nominal mais repose maintenant sur des bases plus solides permettant une meilleure interprétation des futures observations gamma des novae et donc une meilleure contrainte des modèles astrophysiques.

Une émission gamma à 511 keV est observée depuis le début des années 1970 dans la direction du centre Galactique. Cette émission est la signature de l'annihilation d'électrons avec des positrons qui sont les antiparticules des électrons. Malheureusement, l'origine de ces positrons galactiques reste à l'heure actuelle un mystère. De nombreuses sources de positrons ont été proposées mais elles présentent toutes des difficultés à expliquer cette émission d'annihilation galactique. Celle-ci possède une distribution spatiale particulière. Depuis 2002, le spectromètre SPI à bord de l'observatoire spatial INTEGRAL révèle une émission fortement concentrée dans le bulbe galactique et une faible émission en provenance du disque galactique. Cette distribution spatiale est totalement atypique car elle ne ressemble à aucune distribution galactique connue, que ce soit d'une population stellaire ou d'un gaz interstellaire. L'hypothèse selon laquelle les positrons s'annihilent à proximité de leur source (c.-à-d. que la distribution spatiale de l'émission d'annihilation est identique à la distribution spatiale des sources) a donc été remise en cause. Des études récentes semblent suggérer que les positrons pourraient se propager loin de leur source avant de s'annihiler. Ceci permettrait de résoudre éventuellement l'énigme sur l'origine des positrons galactiques. Cette thèse a été consacrée à modéliser la propagation puis l'annihilation des positrons dans la Galaxie, dans le but de comparer des modèles spatiaux de l'émission d'annihilation aux dernières données mesurées par SPI/INTEGRAL. Cette méthode nous permet en effet de poser des contraintes sur l'origine des positrons galactiques. Nous avons donc développé un code de simulation Monte Carlo de transport des positrons dans la Galaxie dans lequel nous avons implémenté toutes les connaissances théoriques et observationnelles de la physique des positrons (sources, modes de transport, pertes en énergie, modes d'annihilation) et du milieu interstellaire de la Galaxie (distributions du gaz interstellaire, champs magnétiques galactiques, structure des phases gazeuses). Dues aux incertitudes entourant de nombreux paramètres physiques (champs magnétique du halo galactique, structure des phases du milieu interstellaire, etc.), nous avons implémenté plusieurs modèles pouvant potentiellement rendre compte de ces paramètres. Ces paramétrages différents de la Galaxie nous ont ainsi permis d'estimer leur impact sur la propagation et l'émission d'annihilation des positrons. Nous avons appliqué ce code à l'étude des positrons émis par la décroissance β+ de l'26Al, du 44Ti et du 56Ni qui sont continûment produits dans la Galaxie au coeur des étoiles massives et des explosions de supernovae. Nous avons étudié ces sources car l'idée que celles-ci pourraient expliquer l'émission d'annihilation galactique est largement répandue depuis des décennies. Nous avons montré que, peu importe le paramétrage de la Galaxie, ces positrons permettent d'expliquer l'émission du disque mais pas la totalité de l'émission du bulbe. La raison est simple : ces positrons ne se propagent pas très loin de leur source avant de s'annihiler. Dans ce cadre, une source supplémentaire de positrons dans le bulbe est nécessaire pour rendre compte de la totalité de l'émission. Nous avons montré qu'une source transitoire de positrons (d'énergie ~MeV) située au centre de la Galaxie pourrait expliquer l'émission du bulbe.