Structure de l univers

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1 Structure de l univers

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4 Systèmes planétaires - un exemple : le Système Solaire Planètes telluriques Planètes géantes Comètes Ceinture de Kuiper (63 satellites) (50 satellites) (27 satellites) (13 satellites) (1) (1) (2) Ceinture d astéroïdes Poussières interplanétaires Particules du vent solaire Nuage de Oort

5 Le Soleil : une étoile parmi tant d autres Corps le plus volumineux du Système Solaire. 98% de sa masse totale. Il faudrait cent neuf Terres pour réaliser le diamètre du Soleil et plus de 1.3 millions de Terres pour en combler l'intérieur. La partie extérieure visible du Soleil se nomme photosphère et sa température est de C

6 1 unité astronomique (ua) : 149 6OO OOO kilomètres 1 année lumière (al) : milliards ~ km 1 parsec (pc) : 3,26 a.l. Autour du Soleil

7 Proxima du centaure : 4,22 a.l km α & β du centaure : 4,40 a.l. Aussi : Sirius : 8,6 a.l. Véga : 25,3 a.l. Betelgeuse : 600 a.l. Ceinture d Orion : 1500 a.l. α du centaure Diamètre étoile : Soleil : 4 secondes lumière ( km) Jusqu à 20 minutes lumière ( km) Aucune collisions entre étoiles

8 LES CONSTELLATIONS Un exemple : ORION

9 Des distances différentes Betelgeuse : 600 a.l. Des couleurs différentes Ceinture d Orion : 1500 a. Des tailles différentes Rigel : 800 a.l.

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11 Les spectres de différentes étoiles

12 La classification spectrale des étoiles Annie Jump Cannon ( ) Après des études au fameux Wellesley College, elle travaille au Harvard College Observatory en classant inlassablemmnt des spectres stellaires. Classification de étoiles par rapport à l importance des raies de certains éléments comme H, He, Fe..

13 La classification spectrale des étoiles Oh, Be A Fine Girl Kiss Me

14 Classification des étoiles

15 Le diagramme de Hertzsprung-Russel : En 1911, l ingénieur et astronome danois Ejnar Hertzprung ( ) traçait un diagramme magnitude en fonction du type spectrale d un échantillon d étoiles. Plus tard, l astronome américain Henry Russel ( ) construisit indépendamment le même diagramme avec un autre échantillon d étoile. Ce diagramme s appelle aujourd hui le diagramme HR et met évidence la relation entre le type spectrale et la magnitude absolue

16 90 % des étoiles sont sur la séquence principale Observation du satellite Hipparcos Le diagramme HR :

17 Les familles d étoiles : Séquence principale (90 % des étoiles)

18 (e) (ine) (irl) (iss) (e)

19 Diversité des étoiles

20 Le diagramme HR et la masse des étoiles

21 La masse des étoiles La masse des étoiles est comprise entre 0.08 et 50 fois la masse du soleil Les étoiles plus lourdes que le soleil sont plus rares. La masse est lié à la luminosité et donc à la température Les étoiles changent elles de masse durant leur évolution? Les masses des géantes et des supergéantes correspondent aux masses de la séquence principale. Evolution des d étoiles La durée de vie des étoiles est sans commune mesure avec la durée de vie des espèces vivantes. On étudie l évolution stellaire à partir de l observation d un grand nombre d étoiles à différentes étapes de leur vie. Age de l univers : 13.7 milliards d années Age du soleil : 4.5 milliards d années

22 Devenir des étoiles Etoile moyenne Etoile géante Naine blanche Etoile massive Etoile supergéante Etoile à neutrons ou trou noir

23 D ou vient l énergie des étoiles? La combustion correspond à une énergie chimique. Par exemple la combustion du charbon permet de dégager une énergie de J/kg. Un tas de charbon de kg (masse du soleil) peut fournir W (puissance du soleil pendant ans!! La contraction gravitationnelle : La gravitation joue un rôle primordial dans l augmentation de la température au cœur des étoiles. En effet au centre des étoiles ou la densité est la plus grande, la température atteint 15 millions de Kelvin se qui permet de déclencher les réactions.. nucléaires.

24 L équilibre entre la gravitation et l énergie nucléaire L énergie gravitationnelle d une étoile dépend principalement de sa masse et de sa composition. L étoile se stabilise lorsque l énergie nucléaire compense la contraction gravitationnelle. Cette configuration stable dépend donc uniquement de la masse et de la composition du nuage d origine. La configuration stable d une étoile correspond à un point sur la séquence principale du diagramme HR. Les étoiles de masse différentes occupent différents points sur ce diagramme. Il existe donc une séquence principale car les étoiles s y stabilisent avec la même composition chimique mais avec différentes masses. Si les étoiles quittent la séquence principale, c est que leur composition chimique a changé!!!!!

25 La composition des étoiles La composition : 90 % de H, 9 % de He et 1 % d éléments lourds. Principal carburant : l Hydrogène Combien de temps dure le carburant d une étoile? Durée de vie = énergie disponible / énergie perdue = Masse / Luminosité Une étoile 25 fois plus lourde que le soleil est fois plus lumineuse. Elle aura une durée de vie 3000 fois plus courte.

26 L énergie nucléaire : la fusion de l hydrogène

27 Les réactions nucléaires Les grands principes : conservation de l énergie, de la charge électronique et de la charge baryoniques (nombre de protons ou neutrons) Bilan de la réaction en chaine ppi (proton-proton) : H He+ 2e + 2ν + 2γ 1 e D ou vient l énergie nucléaire? Les particules ont une énergie cinétique de part leur vitesse mais depuis 1905 on sait qu une particule de masse m a aussi une énergie au repos : E = mc 2 (Albert EINSTEIN, 1905)

28 Le diagramme HR et l age d étoiles l'âge est indiqué en milliard d'années, exprimé via son logarithme).

29 Mort des étoiles : Supernovae, éjection explosive des étoiles massives Nébuleuse du crabe, reste d une supernovae (M1) qui mesure 10 années lumières. L explosion a eu lieu en 1054.

30 La fréquence des supernovae Observation de Tycho-Brahe en 1572 Observation de Kepler en 1572 Dans notre galaxie : La dernière supernova vu dans notre galaxie a eu lieu en 1604 et a été observé sans télescope par Kepler. D autres supernovae ont été observé en 1572, 1054 et La fréquence serait donc de 4 visible à l œil nu en 1000 ans. D autres se produisent probablement mais ne sont pas observées à cause de l obscurcissement du milieu interstellaire concentré dans le plan de la galaxie. Dans les autres galaxies : On compte une supernovae tous les 25 à 50 ans dans les autres galaxies. Plusieurs supernovae sont détectées par les astronomes chaque année (249 en 2004). Supernova 1987A 400 ans d attente et enfin une supernova brillante. Elle a eu lieu dans une galaxie voisine, le grand nuage de Magellan le 24 Février 1987.

31 Observation des supernovae dans les autres galaxies SN 1998aq SN 2001cm SN 1998bu

32 Observation de la supernova 1987A L étoile qui a explosé était catalogué : une super géante bleue de classe spectrale B et de masse 20 M, elle a aujourd hui disparu. après avant

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36 Découverte des galaxies: ~1920 Il en existe des milliards Distance moyenne entre elles : 1 millions d al Diamètre moyen : al Il peut donc se produire des collisions

37 La galaxie naine du Sagittaire À al Découverte en 1994

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39 Andromède (M31) al

40 Notre galaxie appartient au Groupe (amas) Local

41 Le Groupe Local appartient au Super amas de la Vierge

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