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Lénergie des étoiles Problématique Comprendre lévolution des étoiles grâce à létude des réactions de fusion nucléaire et de lénergie libérée par celles-ci.

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1 Lénergie des étoiles Problématique Comprendre lévolution des étoiles grâce à létude des réactions de fusion nucléaire et de lénergie libérée par celles-ci. Lois de conservation dans les réactions nucléaires. Aspects énergétiques associés aux réactions nucléaires. Compétences évaluables Groupe recherche formation-Strasbourg

2 Les différents types détoiles Lors de sa formation une étoile aura une masse plus ou moins grande, les plus petites, appelées naines brunes auront une durée de vie très grande (14 Milliards dannées) alors que les plus massives comme Antares, auront une durée de vie « très » courte ( 100 millions dannées), ces étoiles là vont donc libérer une très grande quantité dénergie en peu de temps.

3 Groupe recherche formation-Strasbourg Puissance W Consommation dhydrogène kg.s -1 Masse kg Température - Surface 5750 K - Cœur 15 MK Le Soleil Durée de vie 10 Milliards dannées

4 Groupe recherche formation-Strasbourg Énergie de liaison moyenne par nucléon (MeV) Nombre de nucléons dans le noyau Stabilité des éléments chimiques Cette courbe présente un maximum pour le Fer, cela signifie que celui-ci présente une énergie de liaison par nucléon la plus élevée de tous les éléments chimiques, il est donc le plus stable. Les réactions nucléaires vont donc aller dans le sens de la stabilité, des réactions de fusion pour les atomes légers, et de fission pour les atomes plus lourds que le Fer. Dans une étoile les réactions de fusion sarrêtent donc au Fer, tous les éléments plus lourds que le Fer ne seront donc pas synthétiser pendant la vie des étoiles.

5 Groupe recherche formation-Strasbourg Réactions nucléaires dans les étoiles De façon simplifiée, au cœur des étoiles quatre protons (noyau de latome dhydrogène) vont fusionner pour donner un noyau dHélium. Cette réaction de fusion se décompose en plusieurs étapes, et suivant deux cycles principaux, le cycle proton-proton (PP) et le cycle CNO (carbone, azote et oxygène). 4 1 H 4 He La masse dun noyau dHélium est plus faible que la somme des masses de chaque noyau dHydrogène, ce défaut de masse correspond à la fraction convertie en énergie par les étoiles et qui leur permet de rayonner.

6 Groupe recherche formation-Strasbourg 1H1H 1H1H 1H1H 1H1H 1H1H 1H1H 1H1H 1H1H 2H2H 2H2H 3 He 4 He e e Le cycle proton-proton 10 9 ans 1 s 10 6 ans

7 Groupe recherche formation-Strasbourg 12 C 1H1H 1H1H 1H1H 13 N 13 C 14 N 15 O 15 N 1H1H 4 He + + e e + + La cycle CNO

8 Groupe recherche formation-Strasbourg Lorsque la température au cœur de létoile est de inférieure à 18 millions de degrés, le cycle PP est plus efficace que le cycle CNO, ainsi pour une étoile comme le Soleil lessentiel de la production dénergie provient de la fusion de lHydrogène dans le cycle PP, pour le étoiles plus massives, cest le cycle CNO qui prédomine, et comme il est beaucoup plus efficace, les étoiles massives auront une durée de vie beaucoup plus courte. Comparaison de lefficacité des deux cycles

9 Groupe recherche formation-Strasbourg La supernova Lorsque une étoile très massive (supérieure à 8 masses solaires) arrive en fin de vie, le rayonnement de létoile ne sera plus suffisant pour compenser leffondrement gravitationnel, létoile va imploser, cest une supernova. Cest lors dune supernova que les éléments chimiques plus lourds que le Fer sont synthétisés. Lénergie libérée est alors colossale, de lordre de Joules.

10 Groupe recherche formation-Strasbourg 1) Calculer lénergie rayonnée par le Soleil pendant toute sa vie, sachant que sa durée de vie est estimée à 10 milliards dannées environ. Questions 2) Lénergie libérée par une supernova pendant une durée dun mois est de J, combien faudrait-il ajouter détoiles comme le Soleil pour obtenir une telle énergie? Lénergie des étoiles

11 Groupe recherche formation-Strasbourg 4) Faire de même pour le cycle CNO. Questions 5) Calculer lénergie libérée lors de la fusion des noyaux dhydrogène. Données: masse 1 H : 1,008 uma masse 4 He : 4,004 uma c = km.s -1 Lénergie des étoiles 3) Écrire chaque étape de la réaction de fusion de lHydrogène en Hélium dans le cycle proton en utilisant les lois de conservation.


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