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Qu’est-ce que la pression atmosphérique?

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6 Qu’est-ce que la pression atmosphérique?

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9 101 kPa  1 kg/cm 2 = 1 Bar

10 Qu’est-ce qu’une étoile? P.230

11 Qu’est-ce qu’une étoile? Quand la pression à l’intérieur d’un nuage interstellaire est suffisamment grande pour fusionner les atomes d’hydrogène ensemble… P.230 Fusion nucléaire

12 Qu’est-ce qu’une étoile? …il y a dégagement d’énergie. Ce processus prend place quand la masse est d’au moins 8% de celle du Soleil P.230 Fusion nucléaire = Dégagement énergie

13 La chaîne proton-proton: Fusion de l’hydrogène en hélium P.31

14 La région dans laquelle la pression est suffisamment grande pour faire la fusion nucléaire s’appelle le noyau. P.230

15 Les étoiles P.230

16 Les étoiles passent la majeure partie de leur vie à faire la fusion de l’hydrogène en hélium dans leur noyau… …on dit qu’elles sont de type V, qu’elles sont des étoiles de la séquence principale

17 Comparaison de différentes caractéristiques des étoiles de la séquence principale (Type V ) 5 Masse (M Sol ) 1510,1 Durée de vie (A) > Température de surface (K) Luminosité (L sol ) Type spectral O BGM Importance relative du noyau et couleur 12,6 510,126 Diamètre (D Sol )

18 Comparaison de différentes caractéristiques des étoiles de la séquence principale (Type V ) Masse (M Sol ) + - Type spectral O BGM Importance relative du noyau Durée de vie (A) Température de surface (K) Luminosité (L sol ) Diamètre (D Sol )

19 Type spectral O Diamètre 12,6 D Sol Comparaison des dimensions des étoiles de la séquence principale (Type V ) Type spectral B Diamètre 5 D Sol Type spectral G Diamètre 1 D Sol Type spectral M Diamètre 0,126 D Sol La Terre

20 Les étoiles de la séquence principale (Type V) P.230

21 Le diagramme de Hertzprung- Russel Oh Be A Fine Girl Kiss Me P.230 (TYPE I ) (TYPE III ) (TYPE V )

22 90 % de toutes les étoiles sont sur la séquence principale P.230 (TYPE I ) (TYPE III ) (TYPE V )

23 90% des étoiles de la séquence principale sont moins lumineuses que le Soleil P.230 (TYPE I ) (TYPE III ) (TYPE V )

24 70% des étoiles de la séquence principale sont des naines rouges de type M, et aucune n’est visible à l’œil nu P.230 (TYPE I ) (TYPE III ) (TYPE V )

25 10% des étoiles sont plus lumineuses que le Soleil, elles sont de type O, B, A et F P.230 (TYPE I ) (TYPE III ) (TYPE V )

26 1% des étoiles sont des géantes P.230 (TYPE I ) (TYPE III ) (TYPE V )

27 Les étoiles géantes (1%) et les étoiles plus lumineuses que le Soleil (10%) représentent pratiquement toutes les étoiles visibles à l’œil nu P.230 (TYPE I ) (TYPE III ) (TYPE V )

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30 L’échelle des magnitudes visuelles La luminosité apparente des étoiles est quantifiée, de manière à pouvoir comparer l’aspect visuel des étoiles. La limite de perception de l’œil humain est d’environ la magnitude 6. Une étoile de magnitude 6 est 100x plus lumineuse qu’une étoile de magnitude 1. Une étoile de magnitude 1 est 2,512x plus lumineuse qu’une étoile de magnitude 2.

31 Les étoiles de la séquence principale p

32 Sirius P.248 Distance (A.L.)8,6 Magnitude-1,46 Ordre de luminosité 1 ère Type spectralA ConstellationGrand Chien

33 Sirius A et B P.248 Distance (A.L.)8,6 Magnitude-1,46 Ordre de luminosité 1 ère Type spectralA ConstellationGrand Chien

34 Altaïr P.248 Distance (A.L.)16,8 Magnitude0,77 Ordre de luminosité 12 ième Type spectralA ConstellationAigle

35 Véga P.249 Distance (A.L.)25,3 Magnitude0.03 Ordre de luminosité 5 ième Type spectralA ConstellationLyre

36 Alpha du Centaure P.382 Distance (A.L.)4,2 Magnitude0+1,4 Ordre de luminosité 6 ième Type spectralG ConstellationCentaure

37 Les vieilles étoiles P.252

38 Nébuleuse planétaire de l’hélice P.253

39 Nébuleuse planétaire de l’anneau P.253

40 Nébuleuse du Papillon P.256

41 Êta Carinae P.258

42 V838 Monocerotis P.261

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44 Nébuleuses planétaires

45 Les résidus stellaires P.262

46 Réactions à l’intérieur d’une étoile 8 masses solaires, avant l’explosion en supernovae Réaction Température d'ignition (en millions de K) Fusion de l'hydrogène 4 ( 1 H) -> 4 He 10 Fusion de l'hélium 2( 4 He)-> 8 Be 8 Be + 4 He-> 12 C 12 C+ 4 He-> 16 O 100 Fusion du carbone 2( 12 C)-> 4 He+ 20 Ne 20 Ne+ 4 He->n+ 23 Mg 600 Fusion de l'oxygène 2( 16 O)-> 4 He+ 28 Si 2( 16 O)->2( 4 He)+ 24 Mg 1500 Fusion du silicium 2( 28 Si)-> 56 Fe 4000 Photodissociation du fer 56 Fe->13( 4 He)+4n 6000 Si  Fe O  Si ou Mg C  Ne ou Mg He  Be ou C ou O H  He Enveloppe d’hydrogène Fe Étoile supergéante rouge (diamètre plusieurs centaines de fois celui du Soleil

47 Supernovae 1987A P.262

48 Supernovae 1987a P.262

49 Nébuleuse des Voiles P.265

50 Nébuleuse du Voile P.265

51 Nébuleuse du crabe P.267

52 Gros plan de la nébuleuse du Crabe

53 Pulsar dans la nébuleuse du crabe

54 Pulsar de la nébuleuse du Crabe

55 Supernova de Tycho P.268

56 Supernova de Kepler P.269

57 Supernova de Kepler P.269

58 Onde de choc dans Orion


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