Introduction à la physique stellaire GLST 202

Save this PDF as:
 WORD  PNG  TXT  JPG

Dimension: px
Commencer à balayer dès la page:

Download "Introduction à la physique stellaire GLST 202"

Transcription

1 Introduction à la physique stellaire GLST 202 E. Josselin Université Montpellier II E. Josselin Introduction à la physique stellaire 1/51

2 Outline 1 La Voie Lactée 2 Les lois du rayonnement 3 Le Soleil 4 Les étoiles 5 Evolution stellaire E. Josselin Introduction à la physique stellaire 2/51

3 Outline 1 La Voie Lactée 2 Les lois du rayonnement 3 Le Soleil 4 Les étoiles 5 Evolution stellaire E. Josselin Introduction à la physique stellaire 3/51

4 La Voie Lactée Origine et structure Rappel : Modèle standard de l Univers Expansion de l Univers (v = Hd, H = constante de Hubble) Fonds diffus cosmologique (CMB, rayonnement à 3 K, observations COBE, WMAP, Planck) Nucléosynthèse primordiale (H, He, Li) âge de l Univers = ans ( 1/H) Découplage matière - rayonnement à ans CMB Fluctuations Formation des premières structures 90% d hydrogène! E. Josselin Introduction à la physique stellaire 4/51

5 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire La Voie Lactée Origine et structure Cartographie WMAP E. Josselin Introduction à la physique stellaire 5/51

6 La Voie Lactée Origine et structure Structure de notre Galaxie Rayon de la Galaxie 15 (disque brillant) à 25 kpc Luminosité : L (1/3 dans l infrarouge) Masse : M N.B. Courbe de rotation déterminée par effet Doppler 3e loi de Kepler mise en évidence d un halo de matière sombre Le Soleil dans la Galaxie : - Distance au centre : 8.5 kpc - Vitesse de rotation : 220 km/s Contenu de la Galaxie : - Populations stellaires : bulbe, disque, halo (amas globulaires) - Gaz (2 à M, M(H 2 ) / M(H) 1) - Rayons cosmiques, champ de rayonnement... E. Josselin Introduction à la physique stellaire 6/51

7 La Voie Lactée Origine et structure Simulation à partir des données Spitzer (infrarouge) E. Josselin Introduction à la physique stellaire 7/51

8 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire La Voie Lactée Origine et structure Observations multi-longueurs d onde E. Josselin Introduction à la physique stellaire 8/51

9 La Voie Lactée Origine et structure Structure de notre Galaxie Une galaxie spirale barrée, âgée de ans Formation stellaire 3 M / an Le Centre Galactique : M dans r < 1 pc! - Amas stellaires supermassifs, trou noir supermassif E. Josselin Introduction à la physique stellaire 9/51

10 Outline 1 La Voie Lactée 2 Les lois du rayonnement 3 Le Soleil 4 Les étoiles 5 Evolution stellaire E. Josselin Introduction à la physique stellaire 10/51

11 Rappels sur le rayonnement Nature du rayonnement La lumière = onde électromagnétique Ibn Sahl (983) : loi de la réfraction Snell (1621), Descartes (1637) : optique géométrique Newton(1675) : corpuscules de lumière Rømer (1676) : vitesse finie de la lumière Fresnel (1815) : optique ondulatoire Maxwell : électromagnétisme (c constante) Planck (1900) : quantas de lumière : E = hν = hc/λ Einstein ( ) : effet photoélectrique, théorie quantique du rayonnement E. Josselin Introduction à la physique stellaire 11/51

12 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire Rappels sur le rayonnement Nature du rayonnement E. Josselin Introduction à la physique stellaire 12/51

13 Rappels sur le rayonnement Lois de Kirchhoff & Bunsen Absorption et émission un gaz "dense" et "chaud" produit un rayonnement continu un gaz "chaud" et "diffus" produit des raies spectrales brillantes (raies d émission) un gaz "froid" et "diffus" devant une source de rayonnement continu produit des raies spectrales sombres (raies d absorption) dans le spectre continu. E. Josselin Introduction à la physique stellaire 13/51

14 Rappels sur le rayonnement Le corps noir Fonction de Planck B λ (T ) = 2πhc2 1 λ 5 exp[(hc/λ)/(kt )] 1 B(T ) = B λ (T )dλ = σt 4 0 σ = W m 2 K 4 λ max T = 2897µm.K E. Josselin Introduction à la physique stellaire 14/51

15 Rappels sur le rayonnement Le corps noir Application aux étoiles Flux = puissance rayonnée par unité de surface (en W/m 2 ) On définit la température effective : température d un corps noir rayonnnant le même flux Luminosité = Flux Surface F = σt 4 eff S = 4πR 2 E. Josselin Introduction à la physique stellaire 15/51

16 Rappels sur le rayonnement Spectroscopie E = 0 n = E = 0.85 ev, n = 4 E = 1.51 ev, n = 3 Balmer series (emission) E = 3.40 ev, n = 2 Hydrogen Atom Ionization >13.6 ev < 91.2 nm H line 1.89 ev, H 2.55 ev H 2.86 ev H 3.02 ev nm nm nm nm (red) (violet) (blue) 13.6 ev 91.2 nm Lyman series (absorption) Lyman alpha line 10.2 ev, nm (ultraviolet) Hyperfine splitting E = ev, n = 1 (ground state) Fig. 10.1: Astronomy Methods (CUP), H. Bradt MHz ev (not to scale) E. Josselin Introduction à la physique stellaire 16/51

17 Rappels sur le rayonnement Spectroscopie E. Josselin Introduction à la physique stellaire 17/51

18 Outline 1 La Voie Lactée 2 Les lois du rayonnement 3 Le Soleil 4 Les étoiles 5 Evolution stellaire E. Josselin Introduction à la physique stellaire 18/51

19 Le Soleil Présentation générale Carte d identité Luminosité : W Rayon m Masse kg Température de 5780 K (surface) à K (coeur) Age : ans Composition chimique : 73.5% H, 25% He, 1.5% "métaux" E. Josselin Introduction à la physique stellaire 19/51

20 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire Le Soleil Présentation générale E. Josselin Introduction à la physique stellaire 20/51

21 Le Soleil Présentation générale Principes de base Equilibre hydrostatique : γp c s = ρ = γkt γ 1 µm H T T eff t s R/c s 10 5 s 1 jour Equation d état : loi des gaz parfaits v m H/2 ρ c m 3 1 fm 3 (ρ c 10 5 kg m 3 ) stationarité ( / t = 0) Perte de masse Ṁ M /an négligeable (M constante) E. Josselin Introduction à la physique stellaire 21/51

22 Le Soleil Réactions nucléaires Fusion de l hydrogène I T K ρ kg m 3 fusion des noyaux d hydrogène possible (énergie cinétique vs. répulsion coulombienne) 4 1 H 4 He + 2 ν e + γ m(h) = 1, u.m.a ; m(he) = 4, u.m.a. (1 u.m.a. = 1, kg) m(he) < 4 m(h)! conversion masse - énergie (énergie de liaison) : E = m c 2 = J / réaction Le soleil est à l équilibre (hydrostatique) : Energie produite = Energie rayonnée réactions / seconde! E. Josselin Introduction à la physique stellaire 22/51

23 Le Soleil Réactions nucléaires Fusion de l hydrogène II La densité est trop faible (!) pour que les réactions à 3 ou 4 particules soient possibles. chaînes proton-proton 1 H + 1 H 2 D + e + + γ 2 D + 1 H 3 He + γ 3 He + 3 He 4 He +4 1 H Détection des neutrinos solaires sur Terre (prix Nobel 2004) validation des prédictions de la modélisation du Soleil progrès en physique des particules (masse des neutrinos) E. Josselin Introduction à la physique stellaire 23/51

24 Le Soleil Réactions nucléaires E. Josselin Introduction à la physique stellaire 24/51

25 Le Soleil Réactions nucléaires E. Josselin Introduction à la physique stellaire 25/51

26 Le Soleil Réactions nucléaires Durée de vie du Soleil N.B. énergie chimique et énergie gravitationnelle insuffisantes! (XIXe siècle : durée de vie ans contradiction avec la géologie) Echelle de temps de Kelvin-Helmholtz τ K H E g L GM2 R L sec ans Echelle de temps nucléaire τ nuc E nuc L ans E. Josselin Introduction à la physique stellaire 26/51

27 Le Soleil Structure interne Transport de l énergie Zone radiative : 70% du rayon, 98% de la masse Transport de l énergie par diffusion des photons δt 10 6 ans Tachoclyne : T K (mesure par héliosismologie) Zone convective : mouvements macroscopiques de matière (poussée d Archimède) δt quelques mois (Destruction des éléments légers, par ex. Li) E. Josselin Introduction à la physique stellaire 27/51

28 Le Soleil Structure interne E. Josselin Introduction à la physique stellaire 28/51

29 Le Soleil Atmosphère du Soleil Stratification de l atmosphère Photosphère : zone d où provient le rayonnement visible du Soleil Inhomogénéités : granulation, spicules et taches solaires Chromosphère : T 8000 K, altitude 1500 km Observations : éclipses solaires, coronographie Chauffage : convection, champ magnétique Couronne : T 10 6 K Observations : protubérances, éruptions solaires Vent solaire : vitesse 500 à 800 km/s Ejection de protons et électrons météo spatiale (aurores polaires, orages magnétiques) E. Josselin Introduction à la physique stellaire 29/51

30 Le Soleil Atmosphère du Soleil E. Josselin Introduction à la physique stellaire 30/51

31 Le Soleil Atmosphère du Soleil E. Josselin Introduction à la physique stellaire 31/51

32 Le Soleil Atmosphère du Soleil E. Josselin Introduction à la physique stellaire 32/51

33 Le Soleil Spectre du Soleil E. Josselin Introduction à la physique stellaire 33/51

34 Outline 1 La Voie Lactée 2 Les lois du rayonnement 3 Le Soleil 4 Les étoiles 5 Evolution stellaire E. Josselin Introduction à la physique stellaire 34/51

35 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire Les étoiles Classification spectrale E. Josselin Introduction à la physique stellaire 35/51

36 Les étoiles Classification spectrale Oh be a fine girl/guy kiss me! Classification empirique : critères de base (visible) O ( K) : raies de He +, raies faibles de H (Balmer) B ( K) : raies de H, raies moyennes de H A ( K) : très fortes raies de H F ( K) : raies moyennes de H et Ca + G ( K) : raies faibles de H, raies fortes de Ca + K ( K) : raies des "métaux" (neutre et ionisé 1 fois), quelques bandes moléculaires (hydrures) M ( K) : bandes moléculaires fortes (oxides) L, T, Y : naines brunes E. Josselin Introduction à la physique stellaire 36/51

37 Les étoiles Classification spectrale E. Josselin Introduction à la physique stellaire 37/51

38 Les étoiles Classification spectrale Classes de luminosité 0 hypergéantes Ia supergéantes brillantes Ib supergéantes II géantes brillantes III géantes IV sous-géantes V naines / Séquence Principale (VI : naines sous la Séquence Principale) Soleil ( ) : type G2 V. E. Josselin Introduction à la physique stellaire 38/51

39 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire Les étoiles Diagramme HR E. Josselin Introduction à la physique stellaire 39/51

40 Les étoiles Diagramme HR Le diagramme HR Découverte : E. Hertzsprung & H.N. Russell ( ) Classification et évolution stellaire! Séquence principale : - 90% des étoiles! Fusion de l hydrogène - séquence de masse (0.08 à 100 M ) L M 3 t M L M 2 Etoile de 0.1 M : durée de vie ans!!! (> âge de l Univers) Etoile de 10 M : durée de vie 10 8 ans Etoile de 100 M : durée de vie 10 6 ans N.B. Les étoiles les plus massives sont les plus rares (cf. formation stellaire) E. Josselin Introduction à la physique stellaire 40/51

41 Les étoiles Diagramme HR L = 4πR 2 σt 4 eff (Nb. 4) E. Josselin Introduction à la physique stellaire 41/51

42 Les étoiles Diagramme HR E. Josselin Introduction à la physique stellaire 42/51

43 Outline 1 La Voie Lactée 2 Les lois du rayonnement 3 Le Soleil 4 Les étoiles 5 Evolution stellaire E. Josselin Introduction à la physique stellaire 43/51

44 Evolution stellaire Formation stellaire Modèle de la nébuleuse primitive Observations : globules de Bok, EGGs (Evaporating Gaseous Globules) Kant & Laplace : effondrement gravitationnel d un nuage interstellaire ( ) 3 4πρ 1/3 2 kt Gm H M 2/3 = 0 3 Nuages interstellaire : T 10 K, n 10 3 cm 3 M 15 M Fragmentation au cours de l effondrement! (effet de l opacité crossiante du nuage au rayonnement) Rotation et friction formation d un disque protoplanétaire Remarque : problème de conservation du moment cinétique résolu par la découverte du vent solaire! (soup onné par Kepler : queues cométaires) E. Josselin Introduction à la physique stellaire 44/51

45 Evolution stellaire Formation stellaire E. Josselin Introduction à la physique stellaire 45/51

46 Evolution stellaire Formation stellaire E. Josselin Introduction à la physique stellaire 46/51

47 Evolution stellaire Evolution sur la Séquence Principale Evolution quasi-statique Fusion de H au coeur appauvrissement de H contraction du coeur taux de réaction et température du coeur augmentent chauffage, donc dilatation de l enveloppe : R et L augmentent. E. Josselin Introduction à la physique stellaire 47/51

48 Evolution stellaire Evolution post- Séquence Principale Vers la branche des géantes rouges Epuisement de l hydrogène au coeur contraction T, ρ augmentent dans une couche qui "s allume". Evolution rapide, à L constante (R augmente, T diminue) géante rouge Début de la combusion de He (T c 10 8 K) Formation d un coeur de C & O (inerte) Fusion de H & He en couches. Instabilités pulsations perte de masse intense (jusqu à 10 4 M /an!) Formation d une enveloppe de gaz et de poussières, puis d une nébuleuse planétaire E. Josselin Introduction à la physique stellaire 48/51

49 Evolution stellaire Evolution des étoiles massives Des usines chimiques Densité au coeur plus faible coeur de C & O non dégénéré Cycle : chauffage de coeur fusion nucléaire contraction du coeur Temps de fusion : C : 170 ans - Ne : 1.2 ans - O : 0.51 ans - Si : 1.5 jours Fin du cycle : noyau de fer... Supernova! E. Josselin Introduction à la physique stellaire 49/51

50 Evolution stellaire Evolution des étoiles massives E. Josselin Introduction à la physique stellaire 50/51

51 Evolution stellaire Abondances cosmiques E. Josselin Introduction à la physique stellaire 51/51

Les objets astronomiques et leur observation

Les objets astronomiques et leur observation Les objets astronomiques et leur observation Option M1 Master Sciences, option Physique 20h cours + 8h TD S. Derrière B. Vollmer R. Ibata L astronomie L astronomie est essentiellement une science d observation

Plus en détail

Température d équilibre des planètes

Température d équilibre des planètes Température d équilibre des planètes GLST 202 Eric Josselin Université Montpellier II Eric Josselin Température d équilibre des planètes 1/43 Outline 1 Rappels : les lois du rayonnement 2 Température d

Plus en détail

ROCHES ET GEOCHIME. I : L univers. 1- Le problème de distance. Des unités appropriées à des distances impressionnantes :

ROCHES ET GEOCHIME. I : L univers. 1- Le problème de distance. Des unités appropriées à des distances impressionnantes : ROCHES ET GEOCHIME I : L univers 1- Le problème de distance Des unités appropriées à des distances impressionnantes : Unité astronomique : 1 u.a = distance Terre-Soleil = 150.10^6 Km Année lumière : 1

Plus en détail

Evolution des étoiles... qu'il faut. Isabelle VAUGLIN Observatoire de Lyon

Evolution des étoiles... qu'il faut. Isabelle VAUGLIN Observatoire de Lyon Evolution des étoiles... le temps qu'il faut Isabelle VAUGLIN Observatoire de Lyon Formation des étoiles: Naissance dans une pouponnière QuickTime et un décompresseur sont requis pour visionner cette image.

Plus en détail

La formation des structures de l Univers du Big Bang aux planètes

La formation des structures de l Univers du Big Bang aux planètes La formation des structures de l Univers du Big Bang aux planètes! Michel Tagger, LPC2E/OSUC de l Astronomie à l Astrophysique Galilée : Le Soleil est de feu, la Lune est pierreuse de l Astronomie à

Plus en détail

Les ondes électromagnétiques L architecture de l Univers

Les ondes électromagnétiques L architecture de l Univers Les ondes électromagnétiques L architecture de l Univers L astronomie L astronomie est essentiellement une science d observation Toute l information sur l univers provient de la lumière qui arrive jusqu

Plus en détail

Les objets étranges de l Univers

Les objets étranges de l Univers Quelques ordres de grandeur Les objets étranges de l Univers Par David Trudelle B. Sc. Le rayon de la Terre: 6300 km La masse du Soleil: 1,99 x 10 30 kg ou 1 990 000 000 000 000 000 000 000 000 000 kg

Plus en détail

SUJET D EXAMEN OPTION ASTROPHYSIQUE GALACTIQUE & EXTRAGALACTIQUE

SUJET D EXAMEN OPTION ASTROPHYSIQUE GALACTIQUE & EXTRAGALACTIQUE SUJET D EXAMEN OPTION ASTROPHYSIQUE GALACTIQUE & EXTRAGALACTIQUE 1. Etant donné une fonction de luminosité de type Schechter ci-dessous, Φ(L)dL = n (L/L ) α e (L/L ) dl/l (a) Que représentent les paramètres

Plus en détail

Exemples: étoiles, nuages interstellaires, galaxies, rayonnement fossile La spectroscopie de nos jours, quelques projets d actualité

Exemples: étoiles, nuages interstellaires, galaxies, rayonnement fossile La spectroscopie de nos jours, quelques projets d actualité La spectroscopie: un outil de choix pour étudier les astres Patrick Boissé Université Pierre et Marie Curie Institut d Astrophysique de Paris Plan de la présentation: Nature de la lumière et spectroscopie

Plus en détail

Le milieu interstellaire

Le milieu interstellaire James Lequeux Avec le concours d'edith Falgarone et Charles Ryter Le milieu interstellaire S AVOIRS ACTUEL S EDP Sciences/CNRS ÉDITIONS Table des matières Avant-propos xiii 1 Notre Galaxie, hôte du milieu

Plus en détail

On utilise quatre types d'informations pour décrire une étoile :

On utilise quatre types d'informations pour décrire une étoile : Les Étoiles On utilise quatre types d'informations pour décrire une étoile : sa luminosité ou sa brillance sa couleur, sa température ou son type spectral son degré d'évolution ou classe de luminosité

Plus en détail

1 Physique des rayonnements :

1 Physique des rayonnements : SPECROSCOPIE DES NÉBULEUSES À ÉMISSION E DES ÉOILES 1 Physique des rayonnements : 1.1 La loi de Plank et ses petites sœurs : Ces relations permettent de décrire le flux lumineux à partir de la longueur

Plus en détail

Luminosité et magnitude

Luminosité et magnitude Lumière d étoiles Luminosité et magnitude Magnitude apparente m : m = -2.5 log b + Cst Magnitude absolue M : b m -m = -2,5 log 1 1 2 b 2 ramener les éclats stellaires aux valeurs qui seraient observées

Plus en détail

Sources de lumière colorée

Sources de lumière colorée Sources de lumière colorée " Que la lumière soif Et la lumière but. " André Beucler, poète, romancier et scénariste français du XX e siècle Prérequis : Le Soleil, les étoiles et les lampes sont des sources

Plus en détail

Chapitre 12 La matière sombre

Chapitre 12 La matière sombre Chapitre 12 La matière sombre La matière sombre Preuves de l existence de matière sombre: Dans les galaxies spirales Les groupes et amas de galaxies Détection et étude de la matière sombre par effet de

Plus en détail

Evolution stellaire Diagramme HR. Cours M1, Les objets de l'univers et leur observation

Evolution stellaire Diagramme HR. Cours M1, Les objets de l'univers et leur observation Evolution stellaire Diagramme HR Formation stellaire Nuages Moléculaires Géants Fonction de masse initiale IMF : on forme plus d'étoile de faible masse Initial Mass function: φ(m)dm Evolution stellaire

Plus en détail

Histoire et structure de notre Univers

Histoire et structure de notre Univers Histoire et structure de notre Univers Rappels historiques En 1922, Alexandre Friedmann imagine que l Univers a été dans le passé plus petit, plus chaud et plus dense. En 1927, George Lemaître imagine

Plus en détail

Les objets astronomiques et leur observation radio

Les objets astronomiques et leur observation radio Les objets astronomiques et leur observation radio Corps noir Rappel: les mécanismes d émission radio Émission thermique -> électrons chauds Émission synchrotron -> électrons relativistes et champ magnétique

Plus en détail

L observation du ciel dans différentes longueurs d onde

L observation du ciel dans différentes longueurs d onde L observation du ciel dans différentes longueurs d onde Le spectre électromagnétique Visible En IR En X L astronomie γ Rayonnement qui transporte le plus d énergie < 1 Å Observé depuis l espace Sources

Plus en détail

Chapitre 4 : Rayonnements et particules

Chapitre 4 : Rayonnements et particules 1. Définitions Chapitre 4 : Rayonnements et particules Un rayonnement (ou radiation) est l émission ou la transmission d'énergie transportée par une onde électromagnétique (ou OEM) ou une particule (proton,

Plus en détail

LUMIERE et SPECTRES DES ETOILES

LUMIERE et SPECTRES DES ETOILES LUMIERE et SPECTRES DES ETOILES I /Le spectre électromagnétique : La lumière détectable par l œil humain ( la lumière visible) ne représente qu une tout petite partie de la vaste étendue des rayonnements

Plus en détail

3. Spectres et types spectraux des étoiles. 3.1 Les spectres d étoiles

3. Spectres et types spectraux des étoiles. 3.1 Les spectres d étoiles 3. Spectres et types spectraux des étoiles 3.1 Les spectres d étoiles L apparence des spectres émis par les étoiles est complexe dans leur composition. Les spectres d étoiles ont une base vraiment intense

Plus en détail

Chapitre 3 : Les sources de lumières colorées (p. 45)

Chapitre 3 : Les sources de lumières colorées (p. 45) PARTIE 1 - OBSERVER : COULEURS ET IMAGES Chapitre 3 : Les sources de lumières colorées (p. 45) Compétences attendues : Distinguer une source polychromatique d une source monochromatique caractérisée par

Plus en détail

FORMATION DES ÉLÉMENTS CHIMIQUES DANS L'UNIVERS VIE ET MORT DES ÉTOILES

FORMATION DES ÉLÉMENTS CHIMIQUES DANS L'UNIVERS VIE ET MORT DES ÉTOILES NUCLÉOSYNTHÈSE FORMATION DES ÉLÉMENTS CHIMIQUES DANS L'UNIVERS VIE ET MORT DES ÉTOILES Gérard SCACCHI ALS 8/12/2011 1 ATOME REPRÉSENTATION SYMBOLIQUE DU NOYAU nombre de neutrons = A - Z nombre de nucléons

Plus en détail

RADIOASTRONOMIE PREMIÈRE PARTIE. Jean-Michel DELUCHE Association des Astronomes Amateurs d Auvergne (4A)

RADIOASTRONOMIE PREMIÈRE PARTIE. Jean-Michel DELUCHE Association des Astronomes Amateurs d Auvergne (4A) RADIOASTRONOMIE PREMIÈRE PARTIE Jean-Michel DELUCHE 24-10-2012 Association des Astronomes Amateurs d Auvergne (4A) La RADIOASTRONOMIE Un Exemple : Cassiopée A, le reste d une explosion d étoile massive

Plus en détail

Qu'est-ce que la lumière?

Qu'est-ce que la lumière? Den Rest meines Lebens werde ich darüber nachdenken, was Licht ist! A. Einstein 1916 Qu'est-ce que la lumière? P. von Ballmoos, IRAP Toulouse onde ou particule? Les fentes de Young onde? particule?

Plus en détail

Les mystères de la cosmologie moderne: énergie sombre et matière noire

Les mystères de la cosmologie moderne: énergie sombre et matière noire Les mystères de la cosmologie moderne: énergie sombre et matière noire Michele Maggiore Département de Physique Théorique Section de Physique Collège de Saussure, 22 janvier 2014 Cosmologie: étude de l'univers

Plus en détail

Physique Sources de lumières colorées et photon Chap.4-5

Physique Sources de lumières colorées et photon Chap.4-5 1 ère S Thème : Couleurs et images Activités Physique Sources de lumières colorées et photon Chap.4-5 I. La lumière 1. Les ondes électromagnétiques - Voir Document 1 Connaissances exigibles : Distinguer

Plus en détail

Interactions lumière-matière

Interactions lumière-matière Interactions lumière-matière La lumière est une source immédiate de connaissance du monde qui nous entoure. Pourtant, c est un «objet» physique particulièrement complexe que les physiciens n ont eu de

Plus en détail

Introduction à la Cosmologie

Introduction à la Cosmologie Introduction à la Cosmologie Les principes et fondements La loi de Hubble Les modèles d'univers L'histoire thermique de l'univers La formation et l'évolution des structures Le décalage spectral La propagation

Plus en détail

Chap. II : Les spectres atomiques Qui dit spectre dit rayonnement! II.1. Le rayonnement (la lumière) La lumière c est une onde ou une particule???

Chap. II : Les spectres atomiques Qui dit spectre dit rayonnement! II.1. Le rayonnement (la lumière) La lumière c est une onde ou une particule??? Qui dit spectre dit rayonnement! II.1. Le rayonnement (la lumière) La lumière c est une onde ou une particule??? II.1.a. Nature ondulatoire (onde) Les ondes lumineuses sont des ondes électromagnétiques

Plus en détail

Olivier Thizy WE Spectro 2 Décembre Buthier --

Olivier Thizy WE Spectro 2 Décembre Buthier -- Spectrographie Haute-Résolution Olivier Thizy olivier.thizy@shelyak.com WE Spectro 2 Décembre 2006 -- Buthier -- Le menu... C'est quoi un spectre? Rappels théoriques Profil de Planck Raies spectrales Ordres

Plus en détail

De quoi et fait notre. Univers? E.Gangler. Emmanuel Gangler De quoi est fait notre univers?

De quoi et fait notre. Univers? E.Gangler. Emmanuel Gangler De quoi est fait notre univers? De quoi et fait notre Univers? E.Gangler Emmanuel Gangler De quoi est fait notre univers? Pour les anciens : Terre : 4 éléments Ciel Feu / Eau Planètes Terre / Air Sphère des fixes Emmanuel Gangler De

Plus en détail

L arpentage du ciel II. étoiles proches

L arpentage du ciel II. étoiles proches L arpentage du ciel II. étoiles proches Mesure parallactique : Mouvement annuel de la Terre Limitée à l environnement proche Première mesure de la distance d une étoile Bessel : 61 Cygni en 1838 Hipparcos

Plus en détail

Les galaxies. Niveau. Objectif. Compétences. Pré requis. Durée. Déroulement. 1 ère S

Les galaxies. Niveau. Objectif. Compétences. Pré requis. Durée. Déroulement. 1 ère S Les galaxies Niveau 1 ère S Objectif Utiliser le logiciel Aladin créé par l'observatoire de Strasbourg pour observer et étudier des galaxies, à différentes longueurs d'onde, pour mieux comprendre leur

Plus en détail

Voyage dans notre Galaxie

Voyage dans notre Galaxie De la Terre à la Voie Lactée Notre Galaxie, la Voie Lactée Les étoiles Le milieu interstellaire Voyage dans notre Galaxie Katia FERRIÈRE Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie, Observatoire

Plus en détail

C EST PARTICULIER (CONSIGNES)

C EST PARTICULIER (CONSIGNES) Observer 1 C EST PARTICULIER (CONSIGNES) BUT : Comprendre qu'un rayonnement permet d'obtenir des informations de l Univers Connaitre des sources de rayonnement radio, infrarouge et ultraviolet. Découvrir

Plus en détail

Thème 1 : Onde et matière

Thème 1 : Onde et matière Thème 1 : Onde et matière Chapitre 1 : Ondes et particules, support d information Activité 1 : Atmosphère et rayonnement dans l univers p16 1) a) La grandeur portée en ordonnée représente la proportion

Plus en détail

Jean Roche CCSTI Drôme

Jean Roche CCSTI Drôme La couleur des étoiles Jean Roche CCSTI Drôme La couleur des étoiles Jean Jean Roche - CCSTI Drôme de la Drôme Les corps incandescents émettent un spectre continu Jean Roche CCSTI Drôme La

Plus en détail

Plan. 1.Qu est-ce qu une étoile? 2.Naissance des étoiles 3.Vie et mort des étoiles, 3 scenari selon la masse 4.Une question embêtante...

Plan. 1.Qu est-ce qu une étoile? 2.Naissance des étoiles 3.Vie et mort des étoiles, 3 scenari selon la masse 4.Une question embêtante... Les étoiles sources d énergie Naissance, vie et mort des étoiles Rayonnement solaire Photosynthèse Energies fossiles stockage de l énergie solaire par les forêts Hydroélectricité Cycle d évaporation dont

Plus en détail

L Univers: du Big-Bang à nos jours

L Univers: du Big-Bang à nos jours L Univers: du Big-Bang à nos jours Jean-Christophe Hamilton APC - CNRS - IN2P3 - Université Paris-Diderot Au menu: Les échelles de l Univers L Univers c est très vaste Les piliers de la cosmologie et le

Plus en détail

Tout ce que vous avez toujours voulu savoir sur LA LUMIÈRE

Tout ce que vous avez toujours voulu savoir sur LA LUMIÈRE Tout ce que vous avez toujours voulu savoir sur LA LUMIÈRE SOMMAIRE Mais qu est-ce que la lumière? I. Présentation générale II. Réfraction et dispersion III. Ondulatoire vs corpusculaire IV. Le photon,

Plus en détail

Hubble dévoile une région colorée et turbulente de naissance d'étoiles pour sa ème orbite

Hubble dévoile une région colorée et turbulente de naissance d'étoiles pour sa ème orbite Hubble dévoile une région colorée et turbulente de naissance d'étoiles pour sa 100.000ème orbite Le pilier de la nebuleuse de Carine en lumière visible Le pilier et le jets de la nebuleuse de Carine en

Plus en détail

GÉOLOGIE : LE MINIMUM VITAL

GÉOLOGIE : LE MINIMUM VITAL GÉOLOGIE : LE MINIMUM VITAL Première partie : La Terre, ses composants, son évolution I - La Terre dans le système solaire Hubert Bril, Université de Limoges 1 AVERTISSEMENT Ceci est une introduction à

Plus en détail

Le diagramme HR. L. Zimmermann

Le diagramme HR. L. Zimmermann Le diagramme HR L. Zimmermann Des étoiles de toutes les couleurs et de tous les éclats? Mesurer l éclat? Mesurer la couleur? Introduction Idée d étoiles immuables depuis l Antiquité Conservation de l énergie

Plus en détail

SDO SOLAR DYNAMICS OBSERVATORY. Pour comprendre les variations solaires Et leurs impacts sur la Terre

SDO SOLAR DYNAMICS OBSERVATORY. Pour comprendre les variations solaires Et leurs impacts sur la Terre SDO SOLAR DYNAMICS OBSERVATORY Pour comprendre les variations solaires Et leurs impacts sur la Terre Le Soleil notre étoile Photo prise par Jean Guimond le 8 août 2015 À elle seule, la masse du Soleil

Plus en détail

Le Soleil Les étoiles

Le Soleil Les étoiles Le Soleil Les étoiles Le soleil est une étoile paramètres: Rayon: 695997 km ~ 109 rayons terrestres Masse: 1.989 10 30 kg ~ 333000 masses terrestres Luminosité: 3.826 10 26 W Température de surface: 5770

Plus en détail

STRUCTURE DU COSMOS I - INTRODUCTION. Chapitre I. 1. Quelques définitions

STRUCTURE DU COSMOS I - INTRODUCTION. Chapitre I. 1. Quelques définitions I - INTRODUCTION 1. Quelques définitions Chapitre I STRUCTURE DU COSMOS -L Univers est l ensemble de tout ce qui existe. On l'appelle également le Cosmos ou l'espace lorsqu'on parle du milieu extraterrestre.

Plus en détail

CHAPITRE 1 : ONDES ET PARTICULES

CHAPITRE 1 : ONDES ET PARTICULES CHAPITRE 1 : ONDES ET PARTICULES Lycée International des Pontonniers Septembre 2016 1. Rayonnements dans l Univers 1.1. Rayonnement électromagnétique solaire - un spectre très étendu : des ondes radio

Plus en détail

L énergie noire. Sébastien Renaux-Petel. Institut d Astrophysique de Paris. CNRS. IHP - 29 octobre 2015 pour l association Science Ouverte

L énergie noire. Sébastien Renaux-Petel. Institut d Astrophysique de Paris. CNRS. IHP - 29 octobre 2015 pour l association Science Ouverte L énergie noire Sébastien Renaux-Petel Institut d Astrophysique de Paris. CNRS IHP - 29 octobre 2015 pour l association Science Ouverte Energie noire = nom donné à un phénomène mal compris : le fait que

Plus en détail

II- La lumière émise par une source chaude dépend-elle de sa température?

II- La lumière émise par une source chaude dépend-elle de sa température? Chapitre II : Sources de lumières colorées Et la lumière fut! Outre le Soleil qui éclaire notre planète, il existe une grande diversité de sources lumineuses, des ampoules classiques aux DEL en passant

Plus en détail

Les échecs de la physique classique

Les échecs de la physique classique Les échecs de la physique classique La mécanique quantique : pourquoi est-elle nécessaire? Au début du XXième siècle, de plus en plus d expériences n étaient pas en accord avec la physique qui était établie

Plus en détail

LE SOLEIL JP. Maratrey - Février

LE SOLEIL JP. Maratrey - Février LE SOLEIL JP. Maratrey - Février 2006 1 LE SOLEIL Sommaire : A - Naissance du Soleil...3 A.1 - Le nuage de gaz et de poussières primordial...3 A.2 - L effondrement du nuage...3 A.3 - Le protosoleil...4

Plus en détail

DU SOLEIL A LA TERRE AÉRONOMIE ET MÉTÉOROLOGIE DE L'ESPACE. Jean LILENSTEN et Pierre-Louis BLELLY

DU SOLEIL A LA TERRE AÉRONOMIE ET MÉTÉOROLOGIE DE L'ESPACE. Jean LILENSTEN et Pierre-Louis BLELLY DU SOLEIL A LA TERRE AÉRONOMIE ET MÉTÉOROLOGIE DE L'ESPACE Jean LILENSTEN et Pierre-Louis BLELLY Presses Universitaires de Grenoble 1999 TABLE DES MA TIÈRES Préambule 5 Introduction 7 Chapitre I - Soleil,

Plus en détail

Quelle forme a l'univers?

Quelle forme a l'univers? Diapo 1 Quelle forme a l'univers? Cédric Mulet-Marquis, ENS Lyon UPL 09-10 Diapo 2 Structure de l'univers à grande échelle Galaxies regroupées en amas. Taille : qqs millions d'a-l Et en super-amas. Taille

Plus en détail

LUMIERE ONDE - CORPUSCULE OPTIQUE GEOMETRIQUE

LUMIERE ONDE - CORPUSCULE OPTIQUE GEOMETRIQUE JC DELAUNAY BIOPHYSIQUE UE 3A LUMIERE ONDE - CORPUSCULE OPTIQUE GEOMETRIQUE La lumière désigne les rayonnements électromagnétiques visibles par l'œil humain, c'est-à-dire compris dans des longueurs d'onde

Plus en détail

Les distances en cosmologie

Les distances en cosmologie Les distances en cosmologie Fabrice Lamareille Osservatorio Astronomico di Bologna 29 juin 2007 Résumé La mesure des distances est une thématique majeure en cosmologie : d abord parce qu elle est un point

Plus en détail

Formation et Evolution. des galaxies. Françoise Combes. Observatoire de Paris. 21 Janvier 2012

Formation et Evolution. des galaxies. Françoise Combes. Observatoire de Paris. 21 Janvier 2012 Françoise Combes Formation et Evolution Observatoire de Paris des galaxies 21 Janvier 2012 De quoi sont faites les galaxies? Du gaz d hydrogène, avec un peu d hélium Des étoiles (~200 milliards) Une pincée

Plus en détail

La conservation du moment cinétique du nuage interstellaire aux étoiles sur la séquence principale

La conservation du moment cinétique du nuage interstellaire aux étoiles sur la séquence principale La conservation du moment cinétique du nuage interstellaire aux étoiles sur la séquence principale Denis Gialis Introduction Nous savons depuis longtemps que les étoiles naissent dans de vastes nuages

Plus en détail

Astrophysique 16 Amas de galaxies

Astrophysique 16 Amas de galaxies Astrophysique 16 Amas de galaxies Alain Bouquet Laboratoire AstroParticule & Cosmologie Université Denis Diderot Paris 7, CNRS, Observatoire de Paris & CEA Échelles de distance 1 mars 2012 Alain Bouquet

Plus en détail

Astronomie, Astrophysique Observer et comprendre l Univers

Astronomie, Astrophysique Observer et comprendre l Univers Astronomie, Astrophysique Observer et comprendre l Univers Université inter-âges Paris-Sorbonne Frédéric Daigne, Institut d Astrophysique de Paris Université Pierre et Marie Curie Institut Universitaire

Plus en détail

Spectroscopie du Soleil

Spectroscopie du Soleil Spectroscopie du Soleil Niveau - Seconde Objectif Déterminer les longueurs d onde de certaines raies d absorption dans une partie du spectre du Soleil. Identifier les entités chimiques présentes dans la

Plus en détail

LE DIAGRAMME D'HERTZSPRUNG - RUSSEL (suite de l'escargot précédent)

LE DIAGRAMME D'HERTZSPRUNG - RUSSEL (suite de l'escargot précédent) LE DIAGRAMME D'HERTZSPRUNG - RUSSEL (suite de l'escargot précédent) 3. LES INDICES DE COULEUR Lorsqu'on connaît les magnitudes d'une étoile dans deux systèmes de magnitudes différents, on peut construire

Plus en détail

b. ondulatoire ; corpusculaire c.! = h$ d. niveaux ; quantifiées e. photon f. continu ; raies ; absorption

b. ondulatoire ; corpusculaire c.! = h$ d. niveaux ; quantifiées e. photon f. continu ; raies ; absorption Exercices Exercices d application 5 minutes chrono! 1. Mots manquants 2. QCM a.!= c " b. ondulatoire ; corpusculaire c.! = h$ d. niveaux ; quantifiées e. photon f. continu ; raies ; absorption a. 5,45

Plus en détail

Couleur et vie des étoiles.

Couleur et vie des étoiles. Couleur et vie des étoiles. 1 Notre environnement. Distances, forces, températures, chimie, électricité et optique : éléments du quotidien 2 La lumière. Unique information qui nous provient du cosmos.

Plus en détail

La Naissance de la Matière

La Naissance de la Matière La Naissance de la Matière Conçue par les particules élémentaires Département de Physique, Université de Genève, le 3 mai 2005 John Ellis L univers jusqu à aujourd hui temps espace La loi d expansion de

Plus en détail

1CHAPITRE 1 TABLE DES MATIÈRES. Les premiers pas de l astronomie

1CHAPITRE 1 TABLE DES MATIÈRES. Les premiers pas de l astronomie TABLE DES MATIÈRES 1CHAPITRE 1 Les premiers pas de l astronomie 1.1 Les mégalithes préhistoriques.................... 3 1.2 Les Mésopotamiens............................... 3 1.3 Les Égyptiens....................................

Plus en détail

Seconde Le Soleil, une étoile

Seconde Le Soleil, une étoile Fiche à destination des enseignants Type d'activité Résolution de problème Objectifs Seconde Le Soleil, une étoile A partir du spectre de la lumière solaire et des documents mis à disposition : identifier

Plus en détail

PARTIE I : OBSERVER. Chapitre 1

PARTIE I : OBSERVER. Chapitre 1 PARTIE I : OBSERVER Extraire et exploiter des informations sur l absorption de rayonnements par l atmosphère terrestre et ses conséquences sur l observation des sources de rayonnements dans l Univers.

Plus en détail

Bibliographie. P.H. Communay «physique quantique» Groupe de recherche et édition. Berkeley «Cours de physique» vol 4 : Méca quantique Armand Colin

Bibliographie. P.H. Communay «physique quantique» Groupe de recherche et édition. Berkeley «Cours de physique» vol 4 : Méca quantique Armand Colin Mécanique Quantique Frédéric Le Quéré Equipe de Chimie Théorique Labo de Modélisation et Simulation Multi Echelle Bât Lavoisier, bureau K35 (3ème étage) lequere@univ-mlv.fr Bibliographie P.H. Communay

Plus en détail

Cours n 16 : Physique quantique

Cours n 16 : Physique quantique Cours n 16 : Physique quantique 1) Nature corpusculaire de la lumière La lumière peut être vue sous deux aspects : ondulatoire et corpusculaire. Dans ce chapitre nous allons étudier l aspect corpusculaire.

Plus en détail

PRINCIPES GENERAUX DE LA SPECTROSCOPIE

PRINCIPES GENERAUX DE LA SPECTROSCOPIE Chapitre I PRINCIPES GENERAUX DE LA SPECTROSCOPIE I - DEFINITION La spectroscopie est l étude du rayonnement électromagnétique émis, absorbé ou diffusé par les atomes ou les molécules. Elle fournit des

Plus en détail

L Hydrogène. Du Big Bang à nos jours. Pour toutes questions n hésitez à me contacter directement

L Hydrogène. Du Big Bang à nos jours. Pour toutes questions n hésitez à me contacter directement L Hydrogène simon.nicolas@poledesetoiles.fr Du Big Bang à nos jours Pour toutes questions n hésitez à me contacter directement 1 Plan La naissance de l Hydrogène De l Hydrogène aux atomes lourds Et en

Plus en détail

La cosmologie est un jeu d enfant

La cosmologie est un jeu d enfant La cosmologie est un jeu d enfant 1 - Espace et temps 2 - La courbure de l espace 3 - L expansion de l univers 4 - Cônes de lumière 5 - La théorie du big bang 6 - CMB (Fond de rayonnement cosmologique)

Plus en détail

LA SPECTROGRAPHIE OU POURQUOI IL EST SI IMPORTANT D ÉTUDIER LE SPECTRE DES ÉTOILES

LA SPECTROGRAPHIE OU POURQUOI IL EST SI IMPORTANT D ÉTUDIER LE SPECTRE DES ÉTOILES LA SPECTROGRAPHIE OU POURQUOI IL EST SI IMPORTANT D ÉTUDIER LE SPECTRE DES ÉTOILES Par Jean-Pierre MARTIN jpm.astro astro@wanadoo.fr ASSOCIATION D ASTRONOMIE VÉGA PLAISIR 78370 Les animations ne sont visibles

Plus en détail

U2: LA LUMIERE EMISE PAR LES OBJETS

U2: LA LUMIERE EMISE PAR LES OBJETS U2: LA LUMIERE EMISE PAR LES OBJETS 1. COMMENT DECOMPOSER LA LUMIERE? Newton, dès 1766, réussit à décomposer la lumière solaire avec un prisme : Placer la légende sur le schéma : lumière blanche, écran,

Plus en détail

Module 1. L univers et son évolution. L univers

Module 1. L univers et son évolution. L univers Module 1 L univers et son évolution L univers Si immense (échelle)( et si âgé Sur Terre = distance en km et 100 ans (vie humaine) Question : quelle est la place de l humain l et son origine dans l Univers?

Plus en détail

THÉORIE QUANTIQUE. Systèmes à l échelle atomique et subatomique

THÉORIE QUANTIQUE. Systèmes à l échelle atomique et subatomique THÉORIE QUANTIQUE Systèmes à l échelle atomique et subatomique Propriétés physiques des corps à notre échelle (conductivité, magnétisme, couleur, ductilité, etc ) Relations entre lumière et matière Théorie

Plus en détail

Chapitre 14 : Dualité onde corpuscule

Chapitre 14 : Dualité onde corpuscule Chapitre 14 : Dualité onde corpuscule Dualité onde-particule Photon et onde lumineuse. Particule matérielle et onde de matière ; relation de de Broglie. Interférences photon par photon, particule de matière

Plus en détail

La détermination des distances en astronomie

La détermination des distances en astronomie La détermination des distances en astronomie De tous temps, les hommes ont tenté d évaluer la distance des étoiles : positionnées par les Grecs sur une même sphère centrée sur la Terre, elles sont aujourd

Plus en détail

Le charme discret des neutrinos Découverte du neutron. Wolfgang Pauli. Le neutrino est détecté en 1956 (réacteurs nucléaires)

Le charme discret des neutrinos Découverte du neutron. Wolfgang Pauli. Le neutrino est détecté en 1956 (réacteurs nucléaires) Le charme discret des neutrinos Hubert Reeves 1932 Découverte du neutron. Durée de vie : vingt minutes Se désintègre en un proton (+) Et un électron (-) Mais.. Problème! Wolfgang Pauli Invente une nouvelle

Plus en détail

Olivier Thizy Stage CCD 15 Décembre Centre Astro St Michel --

Olivier Thizy Stage CCD 15 Décembre Centre Astro St Michel -- Spectrographie Haute-Résolution Olivier Thizy olivier.thizy@shelyak.com Stage CCD 15 Décembre 2006 -- Centre Astro St Michel -- Le menu... C'est quoi un spectre? Rappels théoriques Le Lhires III Quelques

Plus en détail

TP4: La lumière... onde ou particules?

TP4: La lumière... onde ou particules? TP4: La lumière... onde ou particules? 1. Les sources de lumière: Les lampes à incandescence sont constituées par un filament métallique porté à haute température par le passage d un courant électrique.

Plus en détail

Les ETOILES. Vie, moeurs et mort des étoiles.

Les ETOILES. Vie, moeurs et mort des étoiles. Les ETOILES Vie, moeurs et mort des étoiles. Présentation : Dans le ciel, comment différencier «étoile» et «planète» Une étoile, qu est-ce que c est? Les différentes classes d étoiles. Naissance d une

Plus en détail

Comment la matière agit sur la lumière : Lentilles gravitationnelles

Comment la matière agit sur la lumière : Lentilles gravitationnelles Comment la matière agit sur la lumière : Lentilles gravitationnelles Historique La lumière tombe! l effet de lentille gravitationnelle Applications: - lentilles fortes (images multiples, arcs, anneaux)

Plus en détail

La cosmologie. Master Classes CP Sandrine SCHLÖGEL (UNamur- UCLouvain)

La cosmologie. Master Classes CP Sandrine SCHLÖGEL (UNamur- UCLouvain) 1 La cosmologie Master Classes CP3 2014 Sandrine SCHLÖGEL (UNamur- UCLouvain) 2 Les échelles de grandeur ElectromagnéFsme InteracFons nucléaires 3 Le principe cosmologique A grande échelle (1024 m), l

Plus en détail

Astrométrie. IDLIMAM Ali MSE-PC : S3

Astrométrie. IDLIMAM Ali MSE-PC : S3 Astrométrie Cours du Professeur IDLIMAM Ali MSE-PC : S3 Mesure de distances A l intérieur du système solaire On utilise les lois de Kepler et la triangulation avec le diamètre terrestre comme base Pour

Plus en détail

Sources de lumière colorée Interaction lumière-matière

Sources de lumière colorée Interaction lumière-matière CH03 CH04 Sources de lumière colorée Interaction lumière-matière Table des matières 1 Différentes sources de lumière 2 2 Sources monochromatiques ou polychromatiques 5 3 Lumière et ondes électromagnétiques

Plus en détail

CNRS- Université Paris Sud. Jean-Loup Puget

CNRS- Université Paris Sud. Jean-Loup Puget CNRS- Université Paris Sud Jean-Loup Puget IAS orsay Cosmologie et nouvelle physique les contributions du CNES et des équipes françaises dans ce domaine s inscrivent dans des questions de l humanité remontant

Plus en détail

Les spectres en astronomie

Les spectres en astronomie Les spectres en astronomie DERO Vincent - MASUHR Jessica 1 Introduction Nous avons choisi ce sujet sur les propriétés et les applications des spectres pour illustrer leur importance fondamentale. Tant

Plus en détail

Seconde EVALUATION N 4 (1h30)

Seconde EVALUATION N 4 (1h30) Nom, Prénom, Classe :... Seconde EVALUATION N 4 (1h30) Toutes les réponses doivent être rédigées et justifiées!! Exercice 1 : (11,5pts) La sonde Voyager en 2012 La sonde Voyager 1 a décollé en 1977 pour

Plus en détail

Les champs magnétiques dans l Univers

Les champs magnétiques dans l Univers Laboratoire d Astrophysique de Toulouse, Observatoire Midi-Pyrénées, France Ecole PROAM3 La Rochelle, 26-29 octobre 2009 Outline 1 Introduction 2 3 Outline 1 Introduction 2 3 Qu est-ce qu un champ magnétique?

Plus en détail

Lumière sur le côté obscur de l'univers. Peter von Ballmoos, IRAP Toulouse

Lumière sur le côté obscur de l'univers. Peter von Ballmoos, IRAP Toulouse Lumière sur le côté obscur de l'univers Peter von Ballmoos, IRAP Toulouse la lumière qui nous parvient des astres nous inspire bon nombre "d'idées noires" ciel nocturne noir nébuleuses sombres trous noirs

Plus en détail

Les premiers témoins: les météorites. Quelques mots sur. les sources des météorites dans le système solaire

Les premiers témoins: les météorites. Quelques mots sur. les sources des météorites dans le système solaire Les premiers témoins: les météorites Quelques mots sur les sources des météorites dans le système solaire Objectif du cours: l origine de la matière Ou Comment se forment les éléments chimiques dans l

Plus en détail

Nouvel élan de la cosmologie. Joëlle Pire 1

Nouvel élan de la cosmologie. Joëlle Pire 1 Nouvel élan de la cosmologie Joëlle Pire 1 Naissance de la cosmologie L archéologie cosmique Début du XX ème siècle Einstein : théorie de la gravitation Univers = objet physique Univers est immuable Espace

Plus en détail

Sc9.4.2 : Le système solaire et plus loin!

Sc9.4.2 : Le système solaire et plus loin! Sciences 9 e année Nom classe Sc9.4.2 : Le système solaire et plus loin! Plan du carnet et guide d étude 1. Le soleil (p.390-394, 397) a. L importance du soleil à la vie sur la Terre. b. Les réactions

Plus en détail

L'évolution des étoiles

L'évolution des étoiles Introduction 20 L'évolution des étoiles Nous avons vu au chapitre 18 que la luminosité des étoiles provient principalement des réactions nucléaires au centre de celles-ci. Ces réactions de fusion provoquent

Plus en détail

Chapitre 2 Les rayonnements d'intérêt biomédical

Chapitre 2 Les rayonnements d'intérêt biomédical Chapitre 2 Les rayonnements d'intérêt biomédical 1. Introduction 2. Rayonnement corpusculaire 2.1 Les particules chargées 2.2 Les particules non chargées 3. Les ondes électromagnétiques 3.1 Définitions

Plus en détail

Le Soleil: Source d énergie du système climatique terrestre. Le Soleil: Source d énergie du système climatique terrestre

Le Soleil: Source d énergie du système climatique terrestre. Le Soleil: Source d énergie du système climatique terrestre UE libre UBO CLIMAT : Passé, présent, futur Chapitre 2 Le rayonnement solaire, le bilan radiatif terrestre et l effet de serre Le Soleil: Source d énergie du système climatique terrestre N. Daniault UBO

Plus en détail