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Le destin des étoiles

Le destin des étoiles. Les étoiles…. Depuis la nuit des temps, les hommes observent les étoiles. Elles semblent immuables, insensibles au temps qui passe Mais est-ce vrai ?. CSNSM CNRS-IN2P3. Une étoile a explosé !.

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Le destin des étoiles

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Presentation Transcript

  1. Le destin des étoiles

  2. Les étoiles… Depuis la nuit des temps, les hommes observent les étoiles. Elles semblent immuables, insensibles au temps qui passe Mais est-ce vrai ? CSNSM CNRS-IN2P3

  3. Une étoile a explosé ! En 1054, les Chinois et les indiens Navajos ont observé l’explosion d’une étoile…. On voit encore les restes de nos jours : Il s’agit de la nébuleuse du crabe. CSNSM CNRS-IN2P3

  4. luminosité Fin XIXème, on mesure Les luminosités, Les distances, les couleurs des étoiles 10000 100 soleil 1 0,01 0,0001 30000° 7500° 5000° 3000° Le classement des étoiles Super géantes rouges Géantes Séquence principale En 1905, Hertzsprung au Danemark, Russel aux USA, placent les étoiles sur un diagramme selon leur luminosité et leur température Naines CSNSM CNRS-IN2P3

  5. Si la lumière traverse de la matière chaude, comme à la surface des étoiles, on peut observer à la place un spectre d’absorption Les spectres lumineux A très haute température chaque élément émet un spectre de lumière caractéristique des éléments chimiques présents CSNSM CNRS-IN2P3

  6. Abondance relative H 1010 He 108 groupe du fer D 106 104 100 Li Be B 1 0,01 0 50 100 150 200 250 Masse atomique L’abondance des éléments • Spectres de lumière des étoiles et du soleil • Echantillons de terre, lune, météorites, matière interstellaire • Rayonnement cosmique CSNSM CNRS-IN2P3

  7. matière atome électron noyau Photo CERN Qu’est-ce que la matière ? molécule atome CSNSM CNRS-IN2P3

  8. Les éléments chimiques La table périodique des éléments de Mendeleiev CSNSM CNRS-IN2P3

  9. matière atome électron proton quarks noyau neutron Photo CERN Qu’est-ce que la matière ? molécule atome noyau nucléon CSNSM CNRS-IN2P3

  10. 1 électron 1 proton 2 neutrons 1 électron 1 proton 1 électron 1 proton 1 neutron hydrogène 1H deutérium 2H tritium 3H Les isotopes de l’hydrogène CSNSM CNRS-IN2P3

  11. Abondance relative H He D 1010 108 106 N=50 104 N=82 N=126 100 1 0,01 0 50 100 150 200 250 Masse atomique L’abondance des éléments groupe du fer Li Be B CSNSM CNRS-IN2P3

  12. Deux noyaux fusionnent pour n’en former qu’un seul en libérant de l’énergie Processus de fusion CSNSM CNRS-IN2P3

  13. 1H hydrogène 2H deutérium 3He hélium 3 Hans Bethe 4He hélium 4 La fusion dans les étoiles 1 milliard d’années 1 seconde 1 million d’années CSNSM CNRS-IN2P3

  14. hydrogène hélium hélium hydrogène Combustion de H Principalement de l’hydrogène et de l’hélium Contraction gravitationnelle Fusion de l’hydrogène Equilibre gravitation – rayonnement Augmentation de la concentration en hélium au cœur CSNSM CNRS-IN2P3

  15. hélium hydrogène hélium hydrogène Fin de la combustion de H Peu d’hydrogène au cœur: * Fin de la combustion de l’hydrogène * Contraction du cœur d’hélium * Contraction de l’étoile … … Augmentation de la température au cœur et en périphérie ; Eventuelle combustion en couche de l’hydrogène ; CSNSM CNRS-IN2P3

  16. hydrogène hydrogène hélium hélium Etoile géante rouge Combustion centrale de l’hélium Combustion en couche de l’hydrogène ; Augmentation considérable de La taille de l’étoile Diminution de la température de surface -> rouge CSNSM CNRS-IN2P3

  17. Naine sombre Naine blanche 1 M Géante rouge Séquence principale H H He 100 100 millions 100 kg Le destin du soleil Température Millions ° 10 Durée (ans) 10 milliards Densité/cm3 CSNSM CNRS-IN2P3

  18. Séquence principale Une géante rouge Une naine blanche © Gregory C. Sloan Une naine sombre Maintenant, après 4-5 milliards d’années Dans 5-6 milliards d’années Le destin du soleil CSNSM CNRS-IN2P3

  19. luminosité 10000 100 1 0,01 0,0001 30000° 7500° 5000° 3000° Le destin du soleil Géantes rouges Séquence principale Naines blanches CSNSM CNRS-IN2P3

  20. protons Vers le fer 16 30S 32S 15 29P 31P 14 26Si 27Si 28Si 29Si 30Si 13 26Al 27Al 29Al 12 23Mg 24Mg 11 23Na 10 20Ne 9 8 16O 7 6 12C 5 3 4He  12C 4 3 2 3He 4He 1 1H 2H neutrons 0 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 Fabriquer les éléments légers CSNSM CNRS-IN2P3

  21. H H H He H He C,O He H C,O Ne,Na,Mg He Ne,Na,Mg Al, Si, P, S He C,O Fe Al, Si, P, S C,O Ne,Na,Mg H Etoile massive supergéanterouge CSNSM CNRS-IN2P3

  22. H H H He H He C,O H He Ne,Na,Mg C,O He Ne,Na,Mg C,O C,O He Al, Si, P, S Ne,Na,Mg Al, Si, P, S Fe Etoile massivegéante bleue Certaines étoiles massives perdront toute leur enveloppe d’hydrogène et même d’hélium CSNSM CNRS-IN2P3

  23. Naine sombre Naine blanche 1 M • Géante rouge supergéantes Séquence principale H H He H H He C,O He Fe 2 M • C,O 100 600 1000… 100 millions 10 000 100 kg 1  100 tonnes 1  100  1000 tonnes Le destin des étoiles… Température Millions ° 10 10 milliards 100 millions Durée (ans) Densité/cm3 CSNSM CNRS-IN2P3

  24. Abondance relative H He C, O, Ne, Mg, Si… D groupe du fer 1010 108 106 N=50 104 N=82 N=126 100 1 0,01 0 50 100 150 200 250 Masse atomique Les éléments légers He Les éléments légers Li Be B CSNSM CNRS-IN2P3

  25. fission fusion Energie de liaison par nucléon 56Fe CSNSM CNRS-IN2P3

  26. Margaret et Geoffrey Burbidge, William A. Fowler, et Fred Hoyle (juillet 1971) Les inventeurs de la nucléosynthèse Le secret de fabrication des éléments lourds est découvert en 1957 CSNSM CNRS-IN2P3

  27. •• Capture d’un neutron - + n ® p + e ν Principe de la nucléosynthèse protons 29 Cu 63 65 58 59 60 61 62 64 28 Ni 27 Co 59 26 Fe 54 55 56 57 58 35 40 neutrons 30 Il y a compétition entre ••Radioactivité – CSNSM CNRS-IN2P3

  28. 100 90 80 70 60 50 40 30 20 20 30 40 50 60 70 80 90 100 110 120 130 140 150 160 170 neutrons protons Le processus lent 238U 232Th 209Bi 56Fe CSNSM CNRS-IN2P3

  29. Abondance relative H He He C, O, Ne, Mg, Si… D groupe du fer 1010 108 106 N=50 104 L L L N=82 N=126 100 1 0,01 0 50 100 150 200 250 Masse atomique Les éléments du processus lent Li Be B CSNSM CNRS-IN2P3

  30. Capture d’un neutron - + n ® p + e ν Nucléosynthèse avec beaucoup de neutrons protons 63 65 29 Cu 58 59 60 61 62 64 28 Ni 59 27 Co 26 Fe 54 55 56 57 58 neutrons 45 35 40 30 Radioactivité – CSNSM CNRS-IN2P3

  31. protons 100 238U 232Th 90 209Bi 80 70 60 N=126 50 40 N=82 30 56Fe N=50 20 20 30 40 50 60 70 80 90 100 110 120 130 140 150 160 170 Le processus rapide neutrons CSNSM CNRS-IN2P3

  32. Abondance relative H He He C, O, Ne, Mg, Si… D groupe du fer 1010 108 106 N=50 104 R L L L N=82 N=126 100 R R 1 0,01 0 50 100 150 200 250 Masse atomique L’abondance des éléments Li Be B CSNSM CNRS-IN2P3

  33. Naine brune Naine blanche 1 M • Géante rouge supergéantes supernova Séquence principale H H H He H He He C,O 2 M • C,O Fe 600 100 1000… 10 000 100 millions Quelques secondes 1  100 tonnes 1  100  1000 tonnes 100 kg Le destin des étoiles… Température Millions ° 10 10 milliards 100 millions Durée (ans) Densité/cm3 CSNSM CNRS-IN2P3

  34. © Anglo-Australian Observatory février 1987 Explosion d’une supernova © Anglo-Australian Observatory 1985 CSNSM CNRS-IN2P3

  35. En 2003 La supernova SN1987A En février 1987 2 semaines après l’explosion Il a fallu 170 000 ans pour que la lumière nous parvienne ! CSNSM CNRS-IN2P3

  36. à 6000 années lumière de la terre, La nébuleuse du crabe l’explosion de cette supernova avait été observée en 1054 CSNSM CNRS-IN2P3

  37. La nébuleuse du crabe Orion Des étoiles meurent, d’autres naissent… La supernova SN1987 Des étoiles naissent… Une étoile meurt… CSNSM CNRS-IN2P3

  38. La vie du soleil luminosité 10000 Géantes rouges 100 ~1010 ans 1 Séquence principale 0,01 0,0001 Naines blanches 30000° 7500° 5000° 3000° CSNSM CNRS-IN2P3

  39. luminosité La vie d’une étoile de 15 M 10000 ~1,2 x 107 ans Super géante rouge Géante rouge 100 ~1,1 x 107 ans 1 Meurt en Supernova ; enrichit le gaz interstellaireen éléments lourds Séquence principale 0,01 0,0001 30000° 7500° 5000° 3000° CSNSM CNRS-IN2P3

  40. protons 100 ETFSI 90 DM 80 70 60 N=126 50 40 N=82 30 N=50 20 20 30 40 50 60 70 80 90 100 110 120 130 140 150 160 170 neutrons Le processus rapide CSNSM CNRS-IN2P3

  41. Ce que les physiciens étudientau CSNSM Centre de Spectrométrie Nucléaire et de Spectrométrie de Masse CNRS-IN2P3 et Université Paris-Sud CSNSM CNRS-IN2P3

  42. L’expérience MISTRAL au CERN Mesures de masses à quelques 10 millionièmes près Pour des noyaux de demi-vie de quelques millisecondes CSNSM CNRS-IN2P3

  43. Le Soleil vu par SOHO

  44. Masque XRM 3 - 35 keV Masque IBIS 15 keV - 10 MeV E/E ~ 6% 1’ STR « Flare » solaire28 octobre 2003 SPECTROMETRE 20 keV - 8 MeV • E/E ~ 2%0 à 1 MeV 2° Etude du soleil avec Integral Le satellite INTEGRALmis sur orbite fin 2002 CSNSM CNRS-IN2P3

  45. Collecte et étude de micrométéorites CSNSM CNRS-IN2P3

  46. Et ce n’est pas tout… La vie des étoiles n’a été décrite que pour des étoiles isolées. Les systèmes binaires sont très nombreux… Novae; autres supernovae; sursauts gamma… CSNSM CNRS-IN2P3

  47. Quelques sites web sur les métiers scientifiques http://www.sg.cnrs.fr/drh/publi/pdf/CNRS-metiers.pdf http://www.sg.cnrs.fr/drh/publi/pdf/CNRS-metiers-fiches.pdf http://www.int-evry.fr/femmes_et_sciences/diaporama/Fillesetgarcons.htm http://www.elles-en-sciences.org/home.php

  48. La supernova SN1987A En février 1987 2 semaines après l’explosion Il a fallu 170 000 ans pour que la lumière nous parvienne ! En 1994 CSNSM CNRS-IN2P3

  49. H H H He H He C,O He H C,O Ne,Na,Mg He Ne,Na,Mg Al, Si, P, S H He C,O Fe Al, Si, P, S C,O Ne,Na,Mg He H C,O H H Etoile massive supergéanterouge CSNSM CNRS-IN2P3

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