source : http://www.in2p3.fr/recherche/nouvelles_scientifiques/2010/1_polonium.htm

Un pépin à la surface du noyau de polonium 212 !

Des physiciens du CNRS-IN2P3⁽¹⁾ en collaboration avec des chercheurs bulgares et roumains ont mis en évidence de nouveaux états excités dans le noyau ²¹²Po, totalement inédits dans la carte des noyaux. Les propriétés de ces états excités indiquent que le noyau ²¹²Po possède une structure en cluster, "α+²⁰⁸Pb", sous-jacente très particulière. Cette découverte ainsi que le début de sa compréhension théorique font l’objet d’une publication en ligne le 25 janvier 2010 dans la revuePhysical Review Letters.

De nouveaux états excités ont été découverts dans le noyau ²¹²Po grâce à une réaction de transfert d’une particule α à partir d’un faisceau d’ions lourds à très basse énergie⁽²⁾, délivré par l’accélérateur Vivitron à Strasbourg, et à l’utilisation du multidétecteur γ Euroball. Ces nouveaux états possèdent des propriétés surprenantes, notamment des durées de vie extrêmement brèves impliquant l'existence d'un moment dipolaire électrique élevé du système.

L’isotope ²¹²Po est un noyau lourd qui possède 4 nucléons de plus que le noyau stable doublement magique^{(3) 208}Pb. À ce titre, sa structure devrait être relativement simple à décrire par le biais du modèle en couches, c'est-à-dire 2 neutrons et 2 protons placés sur les premières orbites disponibles. Or ce type de modèle ne peut expliquer que le système ait un moment dipolaire électrique à si basse énergie d’excitation.

Seule l’hypothèse d’une structure de type cluster⁽⁴⁾ "α+²⁰⁸Pb" sous-jacente dans ²¹²Po permet d’expliquer l’existence de ces nouveaux états. Jusqu’à ce jour, des états "α+cœur" n’avaient été reportés que dans des noyaux légers, et interprétés comme provenant de la rotation collective du système autour de son centre de masse. Cependant, dans le cas du système "α+²⁰⁸Pb", la très grande masse du cœur sphérique rend impossible la rotation collective. Les états découverts dans ²¹²Po sont ainsi interprétés par un mécanisme totalement inédit : le mouvement de vibration de la distance "α-cœur" autour de sa position d’équilibre.

(1) Institut national de physique nucléaire et de physique des particules du CNRS. Laboratoires impliqués : Centre de spectrométrie nucléaire et de spectrométrie de masse – CSNSM (CNRS / Université Paris Sud), Institut de physique nucléaire d’Orsay – IPNO (CNRS/Université Paris 11).
(2) La réaction utilisée consiste à envoyer un faisceau d'ions d'oxygène (¹⁸O) sur une cible de plomb (²⁰⁸Pb). À l'approche du noyau cible, seule une partie du noyau d'oxygène (ici, une particule alpha, c'est-à-dire 2 neutrons et 2 protons) est "happée" par le noyau de plomb et donne le noyau de polonium 212.
(3) Les nombres magiques en physique nucléaire (2, 8, 20, 28, 50, 82, 126) correspondent à des couches de protons ou de neutrons totalement remplies. Les noyaux correspondants possèdent une très grande énergie de liaison. Un noyau est dit doublement magique lorsqu'à la fois son nombre de neutrons et son nombre de protons correspondent à des couches complètes, comme par exemple ⁴He, ¹⁶O, ⁴⁰Ca, ¹³²Sn ou ²⁰⁸Pb.
(4) Un cluster nucléaire est constitué de deux noyaux, plus ou moins collés l'un à l'autre.

Pour en savoir plus

• Source : "Novel Manifestation of α-Clustering Structures: New “α+208Pb” States in 212Po Revealed by Their Enhanced E1 Decays", Phys. Rev. Lett. 104, 042701 (2010) :http://prl.aps.org/abstract/PRL/v104/i4/e042701
• "Viewpoint" dans la revue Physics : http://physics.aps.org/articles/v3/8

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« Plop », « plouf »…

Pourquoi, lorsqu’ils sont lancés dans l’eau, certains cailloux font-ils « plop » et d’autres « plouf » ? Tout dépend des caractéristiques microscopiques de leur surface, explique les chercheurs du Laboratoire de physique de la matière condensée et nanostructures (CNRS/Lyon 1). Une bille de verre parfaitement polie est hydrophile (elle attire l’eau) : même à grande vitesse, elle n’émet qu’un « plop » (à gauche). Une bille recouverte de quelques nanomètres de silane est en revanche hydrophobe (elle repousse l’eau) : quelle que soit sa vitesse, elle dérange violemment la surface de l’eau et émet un grand « plouf » (à droite). Quant aux billes possédant des structures de surface intermédiaires, elles passent du « plop » au « plouf » en fonction de leur vitesse. Loin d’être anecdotiques, ces études devraient permettre une meilleure maîtrise des phénomènes de cavitation (formation de bulles ou de cavités gazeuses) qui perturbent, par exemple, le bon fonctionnement des hélices de bateaux.
© CNRS

Cristallisation hors norme dans les disques protoplanétaires

[27-01-2010]

Pour élucider le mystère de la présence de forstérite (minéraux silicatés riche en magnésium) dans une région froide des disques protoplanétaires, révélée en 2009 par le satellite Sptizer, des chercheurs de Lille * ont entrepris la synthèse de silicates dans des conditions analogues aux conditions astrophysiques. Il apparaît que dans ces conditions, ce n'est pas la température qui conditionne la nature des minéraux, mais la concentration en ions (Mg²⁺) aptes à migrer à l'intérieur de la structure silicatée rigide à l'échelle atomique. Une publication parue dans la revue The Astrophysical Journal.

Comment des minéraux se forment-ils dans l'espace ?

Après leur condensation autour des étoiles en fin de vie, notamment les géantes rouges, les poussières de silicates transitent dans le milieu interstellaire. C'est dans les régions denses de ce milieu interstellaire, les nuages de gaz et de poussières (nébuleuses), que se forment les nouvelles étoiles. Le gaz et la poussière alimentent l'étoile en formation mais une partie reste en périphérie pour former les disques protoplanétaires. Cette matière donne ensuite naissance aux planètes, comme celles de notre Système Solaire, il y a 4,5 milliards d'années.

Alors qu'elles sont majoritairement amorphes dans le milieu interstellaire, ces poussières sont sous forme cristalline, dans la zone la plus interne du disque protoplanétaire. La raison en est que la température et la pression de gaz augmente progressivement alors que les poussières migrent vers le centre du disque, aux abords de l'étoile en formation. Les température et pression y sont telles, que les poussières s'évaporent puis se condensent sous la forme de minéraux réfractaires (minéraux formés et résistants aux très hautes températures). Parmi eux, l'olivine (forstérite Mg2SiO4) est de loin le silicate majoritaire. Cette zone est relativement bien comprise et de nombreux modèles théoriques et expérimentaux rendent compte de la formation de la forstérite dans les environnements chauds.

En revanche, la structure des disques à leur périphérie restait très mal documentée avant la mise en orbite du satellite Spitzer. Les données de spectroscopie infrarouge qu'il a apportées depuis début 2009 révèlent une structure inattendue : au-delà de la zone d'évaporation-condensation, dans la zone externe et plus froide, on observe d'abord localement une zone riche en pyroxène (l'enstatite principalement -MgSiO3) puis, l'olivine (forstérite) semble de nouveau dominer la minéralogie. Comment expliquer et que traduit cette zonation paradoxale qui conduit le minéral réfractaire à dominer à la fois la minéralogie des zones les plus chaudes et des zones les plus froides du disque ?

Synthèse en laboratoire

Des expériences en laboratoire, conduites aux laboratoires Unité Matériaux et Transformations et Unité de catalyse chimique (CNRS-Université de Lille 1), ont récemment fourni une interprétation. La cristallisation à basse température des silicates amorphes serait dominée par les effets cinétiques plutôt que par les traditionnels contrôles thermodynamiques (pression et température). Ceci affecte les mécanismes de cristallisation des minéraux et conduit à la formation de phases enrichies en magnésium par rapport aux compositions chimiques normalement attendues. Sur l'ensemble du gradient thermique régnant au sein des disques protoplanétaires, l'étude porte sur l'intervalle de température 700-1000°C. Ce domaine est important car il correspond à des températures de cristallisation très basses, rarement étudiées sur des matériaux naturels, et pourtant pertinents dans les environnements astrophysiques.

En effet, vers 750°C, les silicates magnésiens amorphes subissent une transition importante. Au-dessous de cette température de transition vitreuse (T_g), ce sont des solides qui réagissent très lentement voire pas du tout sous les effets de sollicitations extérieures. En revanche, au-dessus, ce sont des liquides dans lesquels les phénomènes diffusifs se produisent rapidement. Il est donc traditionnellement admis qu'au-dessous de T_g des transformations majeures, comme le passage de l'amorphe au cristal, ne se produisent pas.

Les expériences ont été effectuées sur des analogues amorphes reproduisant les principales propriétés des poussières naturelles (diamètres inférieures à la dizaine de micromètres, composition initialement riche en magnésium...). Après plusieurs semaines de recuit au-dessous de T_g, la cristallisation se produit bel et bien sur ces analogues. Plus inattendu encore, seule l'olivine (forstérite) apparaît, même lorsque le minéral théoriquement attendu est un pyroxène.

A l'inverse, au-dessus de la température de transition vitreuse (T_g), les expériences conduisent à la cristallisation du pyroxène. Les observations paradoxales des astrophysiciens semblent donc reproduites en laboratoire. Mais comment expliquer ce changement de comportement au-dessous et au-dessus de cette température critique? Pour comprendre cela, il faut considérer l'échelle atomique, celle des propriétés intimes de la matière, en particulier la mobilité des ions constituants ces silicates. Si au-dessous de la température de transition vitreuse, le silicate se comporte comme un solide, c'est parce que son architecture principale, constituée de silicium, est déjà très rigide. En revanche, les ions comme Na⁺, Ca²⁺ et Mg²⁺ conservent une forte mobilité au sein de cette architecture, même au-dessous de cette température. Les minéraux les plus riches en ces ions peuvent alors se former plus rapidement que ceux riches en silice. Ce découplage de mobilité, s'atténuant rapidement au-dessus de Tg
, pourrait donc être à l'origine des observations astrophysiques. Cette étude permet d'expliquer à la fois la présence majoritaire de pyroxène dans les zones 'tièdes' et de forstérite dans les zones plus froides. Cette dernière ne serait pas directement reliée au caractère réfractaire de ce minéral mais à sa forte teneur en magnésium. Le paradoxe ne serait donc qu'apparent. Finalement ce travail met en lumière, de manière simple, comment la zonation minéralogique des disques à l'échelle des unités astronomiques est contrôlée par la réactivité de la matière condensée à l'échelle atomique.

Pour en savoir plus

Les observations du satellite Spitzer http://www.insu.cnrs.fr/co/node/1677/view

Source

Surface temperature of protoplanetary disks probed bay annealing experiments reflecting spitzer observations - the Astrophysical Journal (707:L174-L178, 2009 December 20)
*Mathieu Roskosz¹, Jessy Gillot¹, Frédéric Capet², Pascal Roussel², and Hugues Leroux¹
1 Unité Matériaux et Transformations (CNRS-Université de Lille1)
2 Unité de Catalyse et de Chimie du Solide, (CNRS-Université de Lille1)

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