les éléments chimiques! les raies spectrales Josef Fraunhofer

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1 les éléments chimiques évolution stellaire - le cycle de la matière La Terre dans l'univers 1 2 La Terre dans l'univers evolution Nucléosynthèse stellaire stellaire les raies spectrales Josef Fraunhofer Durée de vie : inversement proportionnelle au carré de la masse Activité : proportionnelle à la masse La Terre dans l'univers 3 spectre visible du soleil spectroscopie atomique -> chimie et physique moderne La Terre dans l'univers 4 La Terre dans l'univers 5 La Terre dans l'univers 6 1

2 La Terre dans l'univers 7 La Terre dans l'univers 8 spectres stellaires le diagramme Hertzsprung-Russel H " H # H % H $ H O5 B6 A8 F8 G1 K5 Luminosité (log) soleil M Å La Terre dans l'univers 9 évoluthon - de l hydrogène à l or O B A F G K M taille consomation d'energie [kw] 10 La Terre dans l'univers 11 La Terre dans l'univers masse 12 2

3 Diagramme Hertzsprung-Russel 2 La Terre dans l'univers 13 La Terre dans l'univers 14 La fusion H He dans le Soleil Le diagramme de Hertzsprung-Russel Luminosité de l étoile L = 4"r 2 #T 4 Surface de l étoile Luminosité du corps noir par unité de surface 100R 1R 0.01R 4 H "4 He énergie Diagramme de Hertzsprung-Russel La Terre dans l'univers 15 La Terre dans l'univers 16 les etoiles naissent dans des nuages de gaz enormes, consistant principalement d'hydrogène moléculaire conditions initiales pour la formation d une étoile nuage d atomes d hydrogène (90 % des atomes dans le MIS) masse : atomes d H ~ 1Mo T ~ 0 R ~ pour le nuage de gaz E grav = 0 (max.) E cin = 0 E nuc (pot) = 938 MeV / nucleon forces fortes, faibles & EM ~ inactives pour les conditions initiales ci-dessus Phase T-Tauri La Terre dans l'univers 17 La Terre dans l'univers 18 3

4 Formation of Brown Dwarfs and Protoplanetary Discs in a Star Cluster formation d une etoile isolée de faible masse 1 al, 50 M o turbulence => ondes de shock quand assez d E à été perdu => noyeau dense 19 La Terre dans l'univers de Shu et al 1987 La Terre dans l'univers 20 Gravitation mouvement thermique M T La Terre dans l'univers 21 La Terre dans l'univers 22 Gravitation mouvement thermique M Gravitation mouvement thermique M T T T T La Terre dans l'univers 23 La Terre dans l'univers 24 4

5 Gravitation mouvement thermique M Gravitation mouvement thermique M T T rayonnement La Terre dans l'univers 25 La Terre dans l'univers 26 Gravitation mouvement thermique Gravitation mouvement thermique M M T T rayonnement = contraction T rayonnement ˆ = contraction fusion pp La Terre dans l'univers 27 La Terre dans l'univers 28 10'000'000 le processus p-p transformation pp E = mc 2 } $m La Terre dans l'univers 29 5

6 Réaction p-p Introduction aux Sciences de la Terre et de l'univers énergie libérée* s % moyen 1 H + 1 H & 2 D + e MeV MeV ans 1 H + 2 D & 3 He + ' MeV 6 s puis p.e. 3 He + 3 He & 4 He H MeV ans 4 1 H & 4 He+2 '+2e MeV MeV energie produit par H : E 26 MeV / J La pression augmente la contraction (gravitation) sʼarrête la combustion de l'h en He est le plus important reservoir d'energie d'une étoile => le soleil reste ~ 10 Ga sur la séquence principale 31 La Terre dans l'univers A. La Terre dans lʼunivers B. La structure du globe et son exploration C. Tectonique des plaques La Terre dans l'univers 32 Potentiel de Yukawa E pot Gravitation mouvement thermique (H & He) M Potentiel de l interaction électromagnétique Distance T Puits de l interaction forte portée ~10-13 m La Terre dans l'univers 33 La Terre dans l'univers 34 Gravitation mouvement thermique M Gravitation mouvement thermique Géante rouge H & He He & C H&He T He&C T ( 100 Milllions He & C La Terre dans l'univers 35 La Terre dans l'univers 36 6

7 Gravitation Géante rouge dégénerescence électronique Helice nébuleuse planétaire H&He H&He He&C H & He He & C La Terre dans l'univers 37 La Terre dans l'univers 38 Nébuleuse planétaire contraction du cœur et expulsion des couches externes Oeil du chat nébuleuse planétaire Entre le stade de la GR et de la dernière phase (p.e. NB). Les Géantes Rouges oscillent -> enveloppe peut recevoir assez d E cin pour se libérer v ech(gr) km/s (vitesse d expansion observée dans des nébuleuses planétaires) Nébuleuse planétaire : La Terre dans l'univers 39 La Terre dans l'univers 40 Diagramme HR & classification spectrale de Yerkes La Terre dans l'univers

8 Evolution stellaire : Géante Rouge évolution stellaire et diagramme HR - M< 1.5 M o - contraction du cœur : T monte dans le cœur - augmentation de la temperature / densité autour du cœur : taux pp monte - luminosité monte de dilatation et refroidissement de lʼenveloppe externe Si la masse est suffisante (0.5 M o ) : le cœur peut atteindre ( 10 8 K (d ( 10 5 kg/cm 3 ) : réaction triple ), et capture de particules ) (noyaux 4 He) 4 He + 4 He 8 Be 8 Be + 4 He 12 C* 12 C* 12 C + ' combustion lente de lʼhe jusquʼà (presque) épuisement. 12 C + 4 He 16 O + '... magnitude absolue O B A F G K M supergéantes sequence principale etoiles centrales de nebeleuses planétaires naines blanches nebuleuse planétaire 6 13 geantes rouges 7 (II) geantes rouges (I) 2 sousnaines temperature naines rouges 1-2 séquence principale H-> He au noyau par p-p, noyau s enrichit en H 2-3 contraction du noyau, T N augmente, H-> He continue dans enveloppe 3-5 vers la géante rouge source d énergie dans l enveloppe, T noyau augmente, enveloppe en expansion, T surf diminue => L ~ const. 5-6 contraction gravitationnelle du noyau fait augmenter T N jusque T noyau ~> 10 8 K, R enveloppe et L augmentent 6 flash hélium processus 3 ) au noyau (He->C) expansion du noyau diminue combustion de l H dans enveloppe, R enveloppe et L diminuent 7-10processus 3) d abord dans le noyau, plus tard deux couches de combustion : H->He, processus 3) La Terre dans l'univers La Terre dans l'univers 44 Le cycle de la matière Evolution stellaire : Supergéantes 45 Étoiles de faible masse Fusion H --> He Géantes rouges He --> C, O,... Nébuleuses planétaires Naines blanches Étoiles seules Systèmes binaires Formation des étoiles dans des nuages «denses» M<1.4 MoM>1.4 Mo Milieu interstellaire SN I Étoiles massives H --> He He --> C, O Supergéantes rouges C --> Ne, Na Ne --> O, Mg O --> Si, S Si --> Fe - groupe SN II Refroidissement très lent Étoile à neutrons Trou noir Fe,... O, Ne, Mg, Si, S, Ca,... contraction augmentation de la température et de la densité du cœur : combustion du carbone T> K (après épuisement de la combustion de lʼhe - les noyaux prédominants (qui sont le C et le O ) prennent le relais 12 C + 12 C 24 Mg + ' combustion de lʼoxygène 16 O + 16 O 32 Si + ' 28 Si + 4 He combustion du silicium 28 Si + 28 Si 56 Ni + ' 56 Ni (CE t 1/2 =6.4 j) " 56 Co (* + t 1/2 =77.3 j) 56 Fe 46 La Terre dans l'univers Gravitation Supergéante dégénerescence électronique H&He He&C C, O &Si la masse par nucléon en fonction du numéro atomique Z H masse par nucléon des isotopes stables D Si&Fe Fe masse/nucléon Li Be au centre 3.2 Mia La Terre dans l'univers 47 He C U O Au Al Ag Fe Z La Terre dans l'univers 48 8

9 Evolution stellaire : Supernova 1987A Evolution stellaire : Supernova 28 Si + 28 Si 56 Ni 56 Ni (CE t 1/2 =6.4 j) 56 Co (* + t 1/2 =77.3 j) 56 Fe à T> K => nouvelles pertes dʼénergie : photodésintégration à T K ' + 56 Fe 13 4 He + 4 n + 2.2MeV/ nucléon production de paires ' e - + e + échappement de neutrinos e - + e + 2' La Terre dans l'univers 49 e - + e (branchement ) La Terre dans l'univers 50 Evolution stellaire : Supernova => refroidissement devient effet volumique => noyau en contraction rapide capture des e - par les protons découverte de la matière neutronique découverte du pulsar CP1919 (période T=1.337 s) en 1967 par Bell, Hewish avec le radiotélescope de Cambridge p + e - n + processus inverse nʼa pas lieu : les sʼéchappent les neutrons interagissent avec les noyaux présents pour former les éléments plus lourds que le fer la matière est éjectée dans lʼespace interstellaire 2 La Terre dans l'univers La Terre dans l'univers Crabe nebuleuse du pulsar effondrement d'une étoile massive - supernova type II Implosion Effondrement du noyau + Chute libre + Rebondissement du cœur + Onde de choc + L étoile se sépare en deux Explosion Le noyau Les restes < 2.5 M o Étoile à neutrons > 2.5 M o Trou noir 53 La Terre dans l'univers 54 La Terre dans l'univers 9

10 Crabe reste de supernova Supernova de 1054 Visible en journée pendant 23 jours orion lune supernova Pétroglyphes indiens relatant l événement 55 La Terre dans l'univers Diamètre 6 a.l. Distance 6500 a.l. Explosion vue en 1054 pléiades La Terre dans l'univers 56 la masse par nucléon en fonction du numéro atomique Z production des isotopes plus lourds que le fer H D masse par nucléon des isotopes stables capture de neutrons (% * << % capture ) : processus s (% *» % capture ) : processus r masse/nucléon Li Be fusion (gain d'énergie) comment arriver à l'or? He C U O Au Al Ag Fe Z 57 La Terre dans l'univers La Terre dans l'univers 58 Le cycle de la matière Étoiles de faible masse Fusion H --> He Géantes rouges He --> C, O,... Nébuleuses planétaires Naines blanches Étoiles seules Systèmes binaires Formation des étoiles dans des nuages «denses» M<1.4 MoM>1.4 Mo Milieu interstellaire SN I Étoiles massives H --> He He --> C, O Supergéantes rouges C --> Ne, Na Ne --> O, Mg O --> Si, S Si --> Fe - groupe SN II Refroidissement très lent Étoile à neutrons Trou noir Fe,... O, Ne, Mg, Si, S, Ca,... La Terre dans l'univers 59 résumé : origine des éléments chimiques Nucléosynthèse primordiale H 10 8 C O N Nucléosynthèse stellaire 10 6 Al Fe Ca Ni 10 4 Supernovae F 10 2 Cu B Li Xe Pb Sc Nucléosynthèse 1 Hg interstellaire Be Ag Au U Z numéro atomique Z (nombre de protons) abondance relative He abondance des éléments chimiques dans le système solaire La Terre dans l'univers 60 10