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Le destin des étoiles. Les étoiles… CSNSM CNRS-IN2P3 Depuis la nuit des temps, les hommes observent les étoiles. Elles semblent immuables, insensibles.

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1 Le destin des étoiles

2 Les étoiles… CSNSM CNRS-IN2P3 Depuis la nuit des temps, les hommes observent les étoiles. Elles semblent immuables, insensibles au temps qui passe Mais est-ce vrai ?

3 Une étoile a explosé ! En 1054, les Chinois et les indiens Navajos ont observé lexplosion dune étoile…. CSNSM CNRS-IN2P3 On voit encore les restes de nos jours : Il sagit de la nébuleuse du crabe.

4 Le classement des étoiles CSNSM CNRS-IN2P3 En 1905, Hertzsprung au Danemark, Russel aux USA, placent les étoiles sur un diagramme selon leur luminosité et leur température 3000°5000°7500°30000° ,01 0,0001 luminosité Séquence principale Géantes Naines soleil Fin XIXème, on mesure Les luminosités, Les distances, les couleurs des étoiles Super géantes rouges

5 Les spectres lumineux CSNSM CNRS-IN2P3 A très haute température chaque élément émet un spectre de lumière caractéristique des éléments chimiques présents Si la lumière traverse de la matière chaude, comme à la surface des étoiles, on peut observer à la place un spectre dabsorption

6 Labondance des éléments Spectres de lumière des étoiles et du soleil Echantillons de terre, lune, météorites, matière interstellaire Rayonnement cosmique CSNSM CNRS-IN2P3 H He D Li Be B groupe du fer Abondance relative 1 0, Masse atomique

7 Quest-ce que la matière ? matièreatomeélectron noyau Photo CERN moléculeatome CSNSM CNRS-IN2P3

8 Les éléments chimiques La table périodique des éléments de Mendeleiev CSNSM CNRS-IN2P3

9 Quest-ce que la matière ? moléculeatomenoyaunucléon matièreatomeélectron proton noyau neutron quarks Photo CERN CSNSM CNRS-IN2P3

10 Les isotopes de lhydrogène deutérium 2 H 1 électron 1 proton 1 neutron tritium 3 H 1 électron 1 proton 2 neutrons hydrogène 1 H 1 électron 1 proton CSNSM CNRS-IN2P3

11 Labondance des éléments CSNSM CNRS-IN2P3 Li Be B H D Abondance relative 1 0, Masse atomique N=50 N=82 N=126 groupe du fer He

12 Processus de fusion CSNSM CNRS-IN2P3 Deux noyaux fusionnent pour nen former quun seul en libérant de lénergie

13 La fusion dans les étoiles 1 H hydrogène 2 H deutérium 3 He hélium 3 4 He hélium 4 CSNSM CNRS-IN2P3 1 milliard dannées1 seconde1 million dannées Hans Bethe

14 Combustion de H Equilibre gravitation – rayonnement Augmentation de la concentration en hélium au cœur Principalement de lhydrogène et de lhélium Contraction gravitationnelle Fusion de lhydrogène hydrogène hélium hydrogène hélium CSNSM CNRS-IN2P3

15 Fin de la combustion de H Augmentation de la température au cœur et en périphérie ; Eventuelle combustion en couche de lhydrogène ; Peu dhydrogène au cœur: * Fin de la combustion de lhydrogène * Contraction du cœur dhélium * Contraction de létoile … hydrogène hélium hydrogène hélium CSNSM CNRS-IN2P3

16 Etoile géante rouge hydrogène hélium Augmentation considérable de La taille de létoile Diminution de la température de surface hydrogène hélium Combustion centrale de lhélium Combustion en couche de lhydrogène ; CSNSM CNRS-IN2P3 -> rouge

17 Le destin du soleil CSNSM CNRS-IN2P3 Naine sombre Séquence principale H Température Millions ° 10 Durée (ans) 10 milliards Densité/cm 3 Naine blanche 1 M millions 100 kg Géante rouge H He

18 Le destin du soleil CSNSM CNRS-IN2P3 Maintenant, après 4-5 milliards dannées Une naine sombre Dans 5-6 milliards dannées Une géante rouge Une naine blanche © Gregory C. Sloan Séquence principale

19 Le destin du soleil CSNSM CNRS-IN2P3 3000°5000°7500°30000° ,01 0,0001 luminosité Séquence principale Géantes rouges Naines blanches

20 Fabriquer les éléments légers CSNSM CNRS-IN2P3 1H1H 2H2H 3 He 4 He 24 Mg 23 Na 20 Ne 23 Mg 26 Al 16 O 27 Al 29 Al 29 Si 31 P 32 S 30 Si 28 Si 27 Si 26 Si 29 P 30 S protons neutrons 12 C 3 4 He 12 C Vers le fer

21 Etoile massive supergéante rouge H H He C,O He H H C,O Ne,Na,Mg H He C,O Ne,Na,Mg Al, Si, P, S H He C,O Ne,Na,Mg Al, Si, P, S Fe CSNSM CNRS-IN2P3

22 Etoile massive géante bleue He H H C,O H He C,O Ne,Na,Mg Certaines étoiles massives perdront toute leur enveloppe dhydrogène et même dhélium H He C,O Ne,Na,Mg Al, Si, P, S H He C,O Ne,Na,Mg Al, Si, P, S Fe CSNSM CNRS-IN2P3

23 supergéantes 2 M tonnes He H C,O Le destin des étoiles… CSNSM CNRS-IN2P3 Séquence principale H Température Millions ° 10 Durée (ans) 10 milliards 100 millions Densité/cm millions 100 kg Géante rouge H He Naine blanche 1 M Naine sombre C,O He H Fe 1000… tonnes

24 Les éléments légers CSNSM CNRS-IN2P3 Li Be B H D Abondance relative 1 0, Masse atomique N=50 N=82 N=126 C, O, Ne, Mg, Si… He groupe du fer He Les éléments légers

25 Energie de liaison par nucléon 56 Fe fusion fission CSNSM CNRS-IN2P3

26 Les inventeurs de la nucléosynthèse CSNSM CNRS-IN2P3 Margaret et Geoffrey Burbidge, William A. Fowler, et Fred Hoyle (juillet 1971) Le secret de fabrication des éléments lourds est découvert en 1957

27 Principe de la nucléosynthèse CSNSM CNRS-IN2P protons 26 Fe Co 28 Ni 29 Cu Capture dun neutron Radioactivité – ν epn neutrons Il y a compétition entre

28 Le processus lent protons 232 Th 238 U 209 Bi 56 Fe neutrons CSNSM CNRS-IN2P3

29 Les éléments du processus lent CSNSM CNRS-IN2P3 Li Be B H D Abondance relative 1 0, Masse atomique N=50 N=82 N=126 C, O, Ne, Mg, Si… He groupe du fer L L L He

30 Nucléosynthèse avec beaucoup de neutrons CSNSM CNRS-IN2P protons 26 Fe Co 28 Ni 29 Cu Capture dun neutron Radioactivité – neutrons ν epn

31 Le processus rapide neutrons protons Th 238 U 209 Bi 56 Fe N=50 N=82 N=126 CSNSM CNRS-IN2P3

32 Labondance des éléments CSNSM CNRS-IN2P3 Li Be B H D Abondance relative 1 0, Masse atomique N=50 N=82 N=126 C, O, Ne, Mg, Si… He groupe du fer L L L R R R He

33 Le destin des étoiles… CSNSM CNRS-IN2P3 Naine brune Séquence principale H Température Millions ° 10 Durée (ans) 10 milliards 100 millions Densité/cm 3 Naine blanche 1 M supernova Quelques secondes millions 100 kg Géante rouge H He supergéantes 2 M tonnes He H C,O He H Fe 1000… tonnes

34 Explosion dune supernova 1985 CSNSM CNRS-IN2P3 © Anglo-Australian Observatory février 1987 © Anglo-Australian Observatory

35 La supernova SN1987A En février semaines après lexplosion CSNSM CNRS-IN2P3 Il a fallu ans pour que la lumière nous parvienne ! En 2003

36 La nébuleuse du crabe à 6000 années lumière de la terre, lexplosion de cette supernova avait été observée en 1054 CSNSM CNRS-IN2P3

37 Des étoiles meurent, dautres naissent… Une étoile meurt… Des étoiles naissent… CSNSM CNRS-IN2P3 La supernova SN1987 La nébuleuse du crabe Orion

38 La vie du soleil CSNSM CNRS-IN2P3 3000°5000°7500°30000° ,01 0,0001 luminosité Séquence principale Géantes rouges Naines blanches ~10 10 ans

39 La vie dune étoile de 15 M CSNSM CNRS-IN2P3 3000°5000°7500°30000° ,01 0,0001 luminosité Séquence principale Géante rouge Super géante rouge ~1,2 x 10 7 ans ~1,1 x 10 7 ans Meurt en Supernova ; enrichit le gaz interstellaire en éléments lourds

40 Le processus rapide protons N=50 N=82 N= neutrons ETFSI DM CSNSM CNRS-IN2P3

41 Ce que les physiciens étudient au CSNSM CSNSM CNRS-IN2P3 Centre de Spectrométrie Nucléaire et de Spectrométrie de Masse CNRS-IN2P3 et Université Paris-Sud

42 Lexpérience MISTRAL au CERN Mesures de masses à quelques 10 millionièmes près Pour des noyaux de demi-vie de quelques millisecondes CSNSM CNRS-IN2P3

43 Le Soleil vu par SOHO

44 Etude du soleil avec Integral CSNSM CNRS-IN2P3 Masque IBIS 15 keV - 10 MeV E/E ~ 6% 1 Masque XRM keV STR SPECTROMETRE 20 keV - 8 MeV E/E ~ 2% 0 à 1 MeV 2° Le satellite INTEGRAL mis sur orbite fin 2002 « Flare » solaire 28 octobre 2003

45 Collecte et étude de micrométéorites CSNSM CNRS-IN2P3

46 Et ce nest pas tout… CSNSM CNRS-IN2P3 La vie des étoiles na été décrite que pour des étoiles isolées. Les systèmes binaires sont très nombreux… Novae; autres supernovae; sursauts gamma…

47

48 Quelques sites web sur les métiers scientifiques

49 La supernova SN1987A En février semaines après lexplosion En 1994 CSNSM CNRS-IN2P3 Il a fallu ans pour que la lumière nous parvienne !

50 Etoile massive supergéante rouge H He C,O H H He C,O He H H C,O Ne,Na,Mg H He C,O Ne,Na,Mg Al, Si, P, S H He C,O Ne,Na,Mg Al, Si, P, S Fe CSNSM CNRS-IN2P3 H H


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