1/Rappel formation de l’univers : http://www.astrosurf.com/lombry/cosmos-creation.htm 12/Fluctuations de matieres : Les fluctuations de 1/100000e de degré du rayonnement du fond du ciel relevées par l'instrument DMR du satellite COBE. La résolution est de 7°. Ce rayonnement est isotrope et contient des irrégularités (en rose) provoquées par des concentrations de matière dans un univers âgé de quelques centaines de milliers d'années. A partir de cette époque l'univers est devenu transparent au rayonnement qui pouvait le traverser sans être absorbé par la matière principalement constituée d'hydrogène. Document NASA/COBE.

G, la constante de la gravitation r, la densité de la matière. http://www.astrosurf.com/lombry/cosmos-structure.htm 13/loi de Jeans : La masse de Jeans Pour comprendre l'interaction gravitationnelle qui unit les systèmes binaires ou multiples, les astronomes ont dû quantifier la relation qui liait la pression interne d'une masse à la force de la gravitation. En 1902 William Jeans trouva une formule qui donnait la masse minimum nécessaire pour que la gravitation d'un corps puisse vaincre sa pression. Il s'agit de la masse de Jeans, Mj qui s'écrit : avec p, la pression interne G, la constante de la gravitation r, la densité de la matière.

14/Composition initiale de l’univers (QQ 100.000 ans) Abondances relatives des éléments dans l’univers Valeurs minimales selon C.W.Allen, Astrophysical Quantities, University of London, 1973.

2/Le soleil 21/Son spectre http://www.astrosurf.com/lombry/sysol-soleil2.htm

22/Composition 23/Corps noir et relation masse luminosité

24/Le moteur Nature des réactions Combustion de l'hydrogène 4 1H --> 4He (réaction proton-proton) http://nrumiano.free.fr/Fetoiles/energie.html Combustion de l'hélium 3 4He --> 8Be + 4He --> 12C 12C + 4He --> 16O Combustion du carbone 2 12C --> 4He + 20Ne 20Ne + 4He --> n + 23Mg Combustion de l'oxygène 2 16O --> 4He + 28Si 2 16O --> 2 4He) + 24Mg Combustion du silicium 2 28Si --> 56Fe Photodissiociation du fer 56Fe --> 13 4He + 4 n Température d'ignition (en millions de degrés K) 10   100 600 1.500 4.000 6000 http://www.univ-lemans.fr/enseignements/chimie/01/deug/sem2/fusion.html

La fusion thermonucléaire dans le Soleil et les autres étoiles Le soleil rayonne une énergie de 3.9 1026 W (watts) depuis des milliards d'années. Le soleil brûle de l'hydrogène dans un four nucléaire. La réaction de fusion dans le soleil est un processus en plusieurs étapes dans lequel l'hydrogène est brulé pour donner de l'hélium comme le montre la figure. Le cycle commence par la collision de 2 protons (1H + 1H) pour former un deuteron (2H), avec la création simultanée d'un positron (e+) et d'un neutrino (ν). Le positron rencontre très rapidement un électron libre (e-) et les 2 particules s'annihilent, l'énergie de leur masse se manifestant sous la forme de 2 photons gamma (γ). Dès que le deuteron a été produit, il collisionne rapidement un autre proton et forme un noyau 3He et un photon γ. Deux de ces noyaux 3He peuvent se rencontrer comme la ligne du bas le montre. A la fin, cela conduit à la combinaison de 4 protons et 2 électrons pour former une particule alpha (α, 4He), 2 neutrinos et 6 photons γ. Ainsi, l'équation finale est : L'énergie libérée dans cette réaction est : où 1.007825 u est la masse d'un atome d'hydrogène et 4.002603 u celle d'un atome d'hélium; les neutrinos et les photons γ n'ont pas de masse, ils n'interviennent donc pas dans le calcul de l'énergie produite. La fusion de l'hydrogène sur le soleil dure depuis environ 5 milliards d'années et les calculs indiquent qu'il y a encore assez d'hydrogène pour que cela continue pendant une durée équivalente.

25/ L’évolution du soleil http://www.astrosurf.com/lombry/sysol-soleil4.htm

http://www.astrosurf.com/lombry/diversite-etoiles6.htm