Qu’est-ce que la pression atmosphérique?

Qu’est-ce que la pression atmosphérique?

Qu’est-ce que la pression atmosphérique?

Qu’est-ce que la pression atmosphérique? 101 kPa  1 kg/cm2 = 1 Bar

Qu’est-ce qu’une étoile? P.230

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… Fusion nucléaire P.230

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 Fusion nucléaire = Dégagement énergie P.230

La chaîne proton-proton: Fusion de l’hydrogène en hélium

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

Les étoiles P.230

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

Comparaison de différentes caractéristiques des étoiles de la séquence principale (Type V) 5 Masse (MSol) 15 1 0,1 Durée de vie (A) 107 108 1010 >1011 30 000 15 000 6 000 3 000 Température de surface (K) Luminosité (Lsol) 105 103 10-3 Type spectral O B G M Importance relative du noyau et couleur 12,6 0,126 Diamètre (DSol)

Comparaison de différentes caractéristiques des étoiles de la séquence principale (Type V) Masse (MSol) + - Type spectral O B G M Importance relative du noyau Durée de vie (A) Température de surface (K) Luminosité (Lsol) Diamètre (DSol)

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

Les étoiles de la séquence principale (Type V)

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

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

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

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

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

(TYPE I) (TYPE III) (TYPE V) 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

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.

Les étoiles de la séquence principale

Sirius P.248 Distance (A.L.) 8,6 Magnitude -1,46 Ordre de luminosité Type spectral A Constellation Grand Chien P.248

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

Altaïr P.248 Distance (A.L.) 16,8 Magnitude 0,77 Ordre de luminosité 12ième Type spectral A Constellation Aigle P.248

Véga P.249 Distance (A.L.) 25,3 Magnitude 0.03 Ordre de luminosité 5ième Type spectral A Constellation Lyre P.249

Alpha du Centaure P.382 Distance (A.L.) 4,2 Magnitude 0+1,4 Ordre de luminosité 6ième Type spectral G Constellation Centaure P.382

Les vieilles étoiles P.252

Nébuleuse planétaire de l’hélice

Nébuleuse planétaire de l’anneau

Nébuleuse du Papillon P.256

Êta Carinae P.258

V838 Monocerotis P.261

Nébuleuses planétaires

Les résidus stellaires P.262

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

Supernovae 1987A P.262

Supernovae 1987a P.262

Nébuleuse des Voiles P.265

Nébuleuse du Voile P.265

Nébuleuse du crabe P.267

Gros plan de la nébuleuse du Crabe

Pulsar dans la nébuleuse du crabe

Pulsar de la nébuleuse du Crabe

Supernova de Tycho P.268

Supernova de Kepler P.269

Supernova de Kepler P.269

Onde de choc dans Orion