Qu’est-ce que la pression atmosphérique?
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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…
P.230
Fusion nucléaire
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
La chaîne proton-proton:
Fusion de l’hydrogène en hélium
P.31
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)
5Masse (MSol) 15 1 0,1
Durée de vie (A) 107 108 1010 >1011
30 000 15 000 6 000 3 000Température
de surface (K)
Luminosité (Lsol) 105 103 1 10-3
Type spectral O B G M
Importance relative du noyau
et couleur
12,6 5 1 0,126Diamètre (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)
+ -
- +
+ -
+ -
+ -
Type spectral O
Diamètre 12,6 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
La Terre
Les étoiles de la séquence principale (Type V)
P.230
Le diagramme de Hertzprung-
Russel
Oh Be A Fine Girl Kiss Me
P.230
(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
(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
(TYPE I)
(TYPE III)
(TYPE V)
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.
512,21005
Les étoiles de la séquence principale
p.248-249
Sirius
P.248
Distance (A.L.) 8,6
Magnitude -1,46
Ordre de luminosité
1ère
Type spectral A
Constellation Grand Chien
Sirius A et B
P.248
Distance (A.L.) 8,6
Magnitude -1,46
Ordre de luminosité
1ère
Type spectral A
Constellation Grand Chien
Altaïr
P.248
Distance (A.L.) 16,8
Magnitude 0,77
Ordre de luminosité
12ième
Type spectral A
Constellation Aigle
Véga
P.249
Distance (A.L.) 25,3
Magnitude 0.03
Ordre de luminosité
5ième
Type spectral A
Constellation Lyre
Alpha du Centaure
P.382
Distance (A.L.) 4,2
Magnitude 0+1,4
Ordre de luminosité
6ième
Type spectral G
Constellation Centaure
Les vieilles étoiles
P.252
Nébuleuse planétaire de l’hélice
P.253
Nébuleuse planétaire de l’anneau
P.253
Nébuleuse du Papillon
P.256
Êta Carinae
P.258
V838 Monocerotis
P.261
Nébuleuses planétaires
Les résidus stellaires
P.262
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'hydrogène4 (1H) -> 4He
10
Fusion de l'hélium2(4He)->8Be8Be +4He->12C 12C+4He->16O
100
Fusion du carbone2(12C)->4He+20Ne20Ne+4He->n+23Mg
600
Fusion de l'oxygène2(16O)->4He+28Si2(16O)->2(4He)+24Mg
1500
Fusion du silicium2(28Si)->56Fe
4000
Photodissociation du fer56Fe->13(4He)+4n
6000
SiFe
OSi ou Mg
CNe ou Mg
HeBe ou C ou O
HHe
Enveloppe d’hydrogène
Fe
Étoile supergéante rouge (diamètre
plusieurs centaines de fois celui du
Soleil
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