Exobiologie: partie Astrophysiquestockage.univ-brest.fr/~scott/ExoBio_2016/rob_exobio... · 2016....

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Outline Cours 1 : l’Univers aujourd’hui Cours 2 : La naissance des planètes, étoiles, et a formations des éléments lords Bibliographie References

Exobiologie: partie Astrophysique

Rob SCOTT1

1Département de PhysiqueLaboratoire de Mathématiques Atlantique Bretagne

27 septembre 2016

acknowledgment

I thank the Richard Tweed for generously providing many resourcesfor this course.

Sommes-nous seuls dans l’Univers ?

Comment aborder une telle question ?Quelle est la probabilité que la vie est née quelque part ailleursdans l’Univers ? Dans notre voisinage ?Nous allons explorer la probabilité – quels sont les facteurs ? nousavons quel indication ? nous sommes ignorant toujours de quoi ?

Tout bref :

Nous sommes où dans cette démarche ?

Sommes-nous seuls dans l’Univers ?Comment aborder une telle question ?

Quelle est la probabilité que la vie est née quelque part ailleursdans l’Univers ? Dans notre voisinage ?Nous allons explorer la probabilité – quels sont les facteurs ? nousavons quel indication ? nous sommes ignorant toujours de quoi ?

Tout bref :


Sommes-nous seuls dans l’Univers ?Comment aborder une telle question ?Quelle est la probabilité que la vie est née quelque part ailleursdans l’Univers ? Dans notre voisinage ?

Nous allons explorer la probabilité – quels sont les facteurs ? nousavons quel indication ? nous sommes ignorant toujours de quoi ?

Tout bref :


Sommes-nous seuls dans l’Univers ?Comment aborder une telle question ?Quelle est la probabilité que la vie est née quelque part ailleursdans l’Univers ? Dans notre voisinage ?Nous allons explorer la probabilité – quels sont les facteurs ? nousavons quel indication ? nous sommes ignorant toujours de quoi ?

Tout bref :


Approche scientifique : L’équation de Drake

Les prodigieux progrès de la biologie moléculaire et de l’astronomienous permettent de mieux comprendre le fonctionnement des êtresvivants et l’histoire de l’Univers. Depuis le mi-XXe siècle la questionde la vie hors de la terre est devenu une question scientifique.Le nombre actuel N de civilisations intelligentes et extraterrestresdans notre Galaxie capable et désirant de communiqué avec nous

N = R∗ × fp × ne × fl × fi × L (1)

où

R∗ est le nombre d’étoiles en formation par an dans notreGalaxie

fp est la fraction de ces étoiles possédant des planètes ;

ne est le nombre moyen de planètes potentiellement propices àla vie par étoile ;

Approche scientifique : L’équation de Drake . . .

où

fl est la fraction de ces planètes sur lesquelles la vie apparâıteffectivement ;

fi est la fraction de ces planètes sur lesquelles apparâıt une vieintelligente ;

fc est la fraction de ces planètes capables et désireuses decommuniquer ;

L est la durée de vie moyenne d’une civilisation, en années.

L’équation était proposée en 1961 par l’astronome américain FrankDrake, et même aujourd’hui l’estimation de la plupart des facteursentrant dans l’équation reste très incertaine.Le principal intérêt de cette formule pour nous est donc de montrerqu’une telle question peut être appréhendée de façon scientifique,et on peut clarifier la discussion.

Approche scientifique pluridisciplinaire

Si chaque facteur est posé comme une question : quelle estune valeur (où une gamme de valeurs) raisonable(s) pourchaque facteur ? Evidement c’est une questionpluridisciplinaire.

Les dernières deux facteurs fc (capables et désireuses decommuniquer) et L (durée de vie) inclurent un élémentsociopolitique et technologique.

Les deux facteurs au milieu fl (la vie apparâıt effectivement),fi (vie intélligente), sont des questions de la biologie.

Les premières deux questions R∗ (taux de formation desétoiles) et fp fraction possédant des planètes) sont lesquestions purement astrophysiques.

Approche scientifique pluridisciplinaire . . .

Mais la 3ième question, quelle est la valeur de ne (planètespropices à la vie), demande une connaissance de l’astrophysiquemais aussi de la biologie. En particulier,

Est-ce que la vie exige la présence de l’eau en état liquide ?

Quelle est la composition d’atmosphère nécessaire depermettre la vie à développer ?

A cet égard, il est interressant de remarquer que l’oxygène sur laterre a l’origine dans les Cyanobacteria via la photosynthèse dansun événement on appelle � La Grande Oxydation �, ou également� la catastrophe de l’oxygène �. Elle est une crise écologique qui aeu lieu il y a environ 2,4 milliards d’années.

Ce cours

Nous allons élargir la question proposée par Drake.L’exobiologie demande simplement si la vie existe ou a existéhors de la planète terre.

Ce cours est coupé en quatre parties de taille égale (5,5 heursde CM) : astrophysique, géologie, chimie, biologie.

Nous commençons avec la partie astrophysique.

Moi : MC dans le département de Physique, LMBA(laboratoire de maths), spécialiste de la relativité générale etla cosmologie.

Ce cours : supports

Chercher mon site webhttp://stockage.univ-brest.fr/~scott/

pour un pdf de ces diapos.

Cours 1 :Livres :* An introduction to Modern Cosmology, 3rd Ed., (2015) byAndrew Liddel.Vidéos :* C’est pas sorcier, Les mystères de l’Univershttps://www.youtube.com/watch?v=ymEzkLAzv4w

* C’est pas sorcier, Le système solairehttps://www.youtube.com/watch?v=I7cajVnzm8k

Cours 2 :Livres : Une introduction à les Planètes : les nôtres et lesautres(2010), T. EncrenazVidéos :* C’est pas sorcier, Les exoplanèteshttps://www.youtube.com/watch?v=WWGm-qt05lw

* C’est pas sorcier, Le soleilhttps://www.youtube.com/watch?v=F2zOHTOQg_U

M’envoyez un mail à [email protected] si vous avezdes questions. On peut organiser un rendez-vous dans monbureau C303 si vous voulez discuter le cours.

http://stockage.univ-brest.fr/~scott/https://www.youtube.com/watch?v=ymEzkLAzv4whttps://www.youtube.com/watch?v=I7cajVnzm8khttps://www.youtube.com/watch?v=WWGm-qt05lwhttps://www.youtube.com/watch?v=F2zOHTOQg_U

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pour un pdf de ces diapos.Cours 1 :Livres :* An introduction to Modern Cosmology, 3rd Ed., (2015) byAndrew Liddel.Vidéos :* C’est pas sorcier, Les mystères de l’Univershttps://www.youtube.com/watch?v=ymEzkLAzv4w






Ce cours : supports








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1 Cours 1 : l’Univers aujourd’huiLe système solaireLa Voie Lactée et les autres galaxiesLa taille et structure de l’Univers aujourd’huiL’origine de l’Univers dans un Big Bang et le modèle standardcosmologiqueLes trois premières minutesRésumé

2 Cours 2 : La naissance des planètes, étoiles, et a formations deséléments lords

3 BibliographieReferences

Introduction

On va aborder les questions suivantes :

La structure de l’Univers aujourd’hui, son origine dans le BigBang et son évolution après.

(Très brièvement) d’où viennent les galaxies ?

D’où viennent les éléments ? – La vie des étoiles, le destin duSoleil.

Nous sommes motivés par la question : On attend combien deplanètes favorable pour ou capable de soutenir la vie ?Et donc, nous nous concentrons sur les planètes telluriques(rocheuses).

De plus :

Vous apprendrez un peu de la méthode d’aborder les questionsscientifiques et la physique fondamentale.

Introduction






De plus :


Introduction






De plus :


Le système solaire

l’Univers aujourd’hui : Système Solaire

Figure: Soleil et 8 planètes du système solaire (pas à l’échelle).


l’Univers aujourd’hui : Système Solaire . . .

Le diamètre du Soleil est plus de 100 fois celui de la terre ; ladiamètre de Jupiter est presque 11 fois celui de la terre.

La lumière prend environ 8 minutes pour aller du Soleil à laterre.

Physique fondamentale :

La lumière a la plus grande vitesse permise par les lois de laphysique (par la relativité d’Einstein), il s’agit de c = 300.000kmpar seconde.



Le diamètre du Soleil est plus de 100 fois celui de la terre ; ladiamètre de Jupiter est presque 11 fois celui de la terre.

La lumière prend environ 8 minutes pour aller du Soleil à laterre.

Physique fondamentale :

La lumière a la plus grande vitesse permise par les lois de laphysique (par la relativité d’Einstein), il s’agit de c = 300.000kmpar seconde.



Je suppose que vous connaissez le système solaire.

Sinon, regardez http://www.france3.fr/emissions/c-est-pas-sorcier/diffusions/22-03-2014_121924

http://www.france3.fr/emissions/c-est-pas-sorcier/diffusions/22-03-2014_121924 http://www.france3.fr/emissions/c-est-pas-sorcier/diffusions/22-03-2014_121924



Je suppose que vous connaissez le système solaire.

Sinon, regardez http://www.france3.fr/emissions/c-est-pas-sorcier/diffusions/22-03-2014_121924

http://www.france3.fr/emissions/c-est-pas-sorcier/diffusions/22-03-2014_121924 http://www.france3.fr/emissions/c-est-pas-sorcier/diffusions/22-03-2014_121924

La Voie Lactée et les autres galaxies

l’Univers aujourd’hui : Notre Galaxie

Le soleil est une des environ 100 milliards (1011) d’étoiles dansnotre Galaxie, qui s’appelle la voie lactée.

Elle a la forme d’un disque avec des bras. Le diamètre dudisque est à peu près 100.000 années-lumière. C’est à dire, lalumière prend cent mille ans pour traverser la voie lactée.


l’Univers aujourd’hui : Notre Galaxie

Le soleil est une des environ 100 milliards (1011) d’étoiles dansnotre Galaxie, qui s’appelle la voie lactée.

Elle a la forme d’un disque avec des bras. Le diamètre dudisque est à peu près 100.000 années-lumière. C’est à dire, lalumière prend cent mille ans pour traverser la voie lactée.


Notre Galaxie, la Voie Lactée


Notre Galaxie, la Voie Lactée

Figure: Chaque point blanc est une étoile ou un groupe des étoiles.

La taille et structure de l’Univers aujourd’hui

l’Univers aujourd’hui . . .

Il y a des autres formes et tailles de galaxies, mais la voielactée n’est pas extraordinaire.

Si la taille d’une piece d’euro représante la taille d’une galaxietypique, l’Univers serrait un océan avec un piece (une galaxie)chaque mètre en moyenne.

L’Univers visible serait la taille d’une ville, des dizaines dekilomètres de long.

Si l’on parle de la structure de l’Univers entiers, on aborde ledomaine de la cosmologie.


Qu’est-ce que c’est la cosmologie ?

La cosmologie est l’étude de l’Univers entier : son histoire, sonévolution, sa composition, et ses dynamiques.

Une question principale est de comprendre la structure del’Univers aux plus grandes échelles.

La cosmologie moderne est basée sur la théorie de la gravitéqui s’appelle � la relativité générale �, il s’agit de la théorie del’espace et du temps d’Albert Einstein. (Nous n’avons que letemps d’effleurer le sujet.)


Les galaxies

Figure: Chaque point est une galaxie [Fig. 2.2 de (Liddle, 2003), noussomme au centre en bas, hauteur est200 Mpc ≈ 650 million années-lumière.


Le principe cosmologique

Pour les échelles superieurs d’environ 300 millionannées-lumière :

L’Univers est homogène. Par exemple, le nombre de galaxiespar unité de volume, les types de galaxies, leurs chimie.L’Univers est isotrope. On peut mesurer la température del’espace interstellaire (avec le rayonnement de fondcosmologique, CMB). On trouve précisement la mêmetempérature dans chaque direction : 2, 725. . . K ± 10−5 K.L’expansion de l’Univers est uniforme. On voit les galaxiess’éloigner les unes des autres.

Cet observation nous mène au principe cosmologique. Nousextrapolons que l’Univers est, à une très bonne approximation,homogène et isotrope partout.


Physique fondamentale : température

La température est une mesure de la quantité de l’énergiecinétique de la matière ou rayonnement électromagnétique.

Pour un solide les particules sont en mouvement oscillatoire.La plus vite que les particules vibrent, la plus haute latempérature.

Mais si les particules ne bougent pas les uns par rapport auxautres, quelle est la température ?

Les particules stationnaires les uns par rapport aux autresn’ont aucune énergie cinétique (dans le repère de centre demasse) et donc la température est nulle, c’est par définition0 Kelvin = 0 K = -273,15 degré Celsius. Et 0 degré Celsiusest 273,15 K.



Exercice immédiat :

L’eau bout (à la pression atmosphérique) à quelle température endegré Kelvin ?

C’est 100 degré Celsius. Mais il faut ajouter 273,15 pour l’exprimeren degré Kelvin, alors c’est 100 + 273, 15 = 373, 15.Remarquez que j’ai précisé la pression. C’est parce que en bassepression l’eau bout à une température plus basse.



Exercice immédiat :

L’eau bout (à la pression atmosphérique) à quelle température endegré Kelvin ?

C’est 100 degré Celsius. Mais il faut ajouter 273,15 pour l’exprimeren degré Kelvin, alors c’est 100 + 273, 15 = 373, 15.Remarquez que j’ai précisé la pression. C’est parce que en bassepression l’eau bout à une température plus basse.


L’expansion de l’Univers

C’était prévu en 1927 à partir de la relativité générale parGeorges Lemâıtre (prêtre belge).

C’était observé en 1929 par Edwin Hubble. Il a remarqué quetoutes les galaxies s’éloignent de nous et que la vitesse derecul v est linéaire par rapport au distance d’écartement r̃ :

v = H0r̃ H0 ≈ 70 km s−1/Mpc.

Maintenent nous comprenons cette vitesse apparant commeun gonflement de l’espace lui-même. C’est l’espace entre lesgalaxies, pas la taille des galaxies elles-même, qui gonfle. Nousparlons de la vitesse de Hubble d’une galaxie pour la vitesseapparant d’une galaxie en cause de l’expansion de l’Univers.





v = H0r̃ H0 ≈ 70 km s−1/Mpc.






v = H0r̃ H0 ≈ 70 km s−1/Mpc.



Loi de Hubble : données anciennes

Figure: Chaque point est une galaxie.


Loi de Hubble : données modernes

Figure: Chaque point est une supervova, qui on prend commestationnaire par rapport à sa galaxie.


Résumé : l’Univers

L’Univers est grand. 1011 galaxies visibles, avec au moyenenviron des millions d’années-lumière entre eux.

L’Univers devient plus grand. Le taux d’expansion est decritpar le loi de Hubble :

v = H0r̃ H0 ≈ 70 km s−1/Mpc.

que nous comprenons comme un gonflement de l’espace entreles galaxies.


Résumé : l’Univers

L’Univers est grand. 1011 galaxies visibles, avec au moyenenviron des millions d’années-lumière entre eux.

L’Univers devient plus grand. Le taux d’expansion est decritpar le loi de Hubble :

v = H0r̃ H0 ≈ 70 km s−1/Mpc.

que nous comprenons comme un gonflement de l’espace entreles galaxies.


Résumé : physique fondamentale

La vitesse de la lumière dans le vide est une sorte de limite devitesse cosmique. Aucun signal, aucune particule peut allerplus vite que c = 3 × 108m/s.

température est une mesure de l’énergie cinétique. 0 Kcorrespond à nulle énergie cinétique.

Homogénéité : une propriété est homogène si elle ne dépendpas de position. L’Univers est homogène sur les grandeséchelles. Ca veut dire que si l’on prend la moyenne d’unepropiété dans une grande bôıte et celle de la bôıte à côté, lavaleur moyenne est presque la même pour toutes les bôıtes.

Isotropie : une propriété est isotrope si elle ne dépend pas dela direction. L’Univers est isotrope. Par exemple, latempérature ne dépend pas de la direction.



La vitesse de la lumière dans le vide est une sorte de limite devitesse cosmique. Aucun signal, aucune particule peut allerplus vite que c = 3 × 108m/s.température est une mesure de l’énergie cinétique. 0 Kcorrespond à nulle énergie cinétique.



L’origine de l’Univers dans un Big Bang et le modèle standard cosmologique

Le Big Bang

Si toutes les galaxie s’éloignent les uns par rapport aux autres,ça implique que dans le passé elles étaient plus proches, ladensité de matière et d’énergie dans l’Univers était plus élevée.

En fait nous, les cosmologistes, pensons qu’il y a 13,7 milliardd’années (13, 7 × 109 années) la densité s’approchait àl’infinité. Nous disons qu’il s’approchait à une singularité (dedensité).

Pour faire l’extrapolation précisement il faut rendre compteque le taux d’expansion varie selon la loi d’Einstein, larelativité générale.

Mais nous ne pouvons pas traiter une densité infinie. Donc lasingularité pose une limite de notre connaissance.


Le Big Bang






Le Big Bang






Le Big Bang






Le Big Bang : pour les philosophes

Une façon de présenter cette limite de notre connaissance estla suivante. Nous, les physiciens théoriciens, pensons que larelativité générale n’est plus valide à une échelle du temps Tp,qui s’appelle le temps de Planck, avec valeur Tp = 5×−44secondes. On peut dire que nous pouvons en principe essayerde décrire l’Univers apartir de Tp = 5×−44 secondes après leBig Bang (la singularité). Avant ça nous n’avons pas les outils.

Nous ne savons pas si le temps existait avant le Big Bang.


Le Big Bang : pour les philosophes

Une façon de présenter cette limite de notre connaissance estla suivante. Nous, les physiciens théoriciens, pensons que larelativité générale n’est plus valide à une échelle du temps Tp,qui s’appelle le temps de Planck, avec valeur Tp = 5×−44secondes. On peut dire que nous pouvons en principe essayerde décrire l’Univers apartir de Tp = 5×−44 secondes après leBig Bang (la singularité). Avant ça nous n’avons pas les outils.

Nous ne savons pas si le temps existait avant le Big Bang.

Les trois premières minutes

Le modèle standard cosmologique

Le modèle standard cosmologique commence avec un BigBang, qui a lieu il y a 13,7 milliards d’années.

Ce modèle est quantitif à partir de Tp et est décrit par les loisde la physique fondamentale (admettant plus on approche lasingularité plus la loi devient spéculative). Nous n’avons pasd’observations de laboratoire pour vérifier les propriétés dematière à très haute densité par exemple. Donc, il s’agit d’unesorte d’extrapolation quantitative avec les lois vérifiées dansles laboratoires au niveau d’énergie plus bas.

Le modèle cosmologique standard explique trois observationsprincipales :

1 L’expansion de l’Univers2 Rayonnement fossil (le CMB)3 Les proportions d’éléments dominantes (H et He).


Formations des galaxies

L’Univers est supposé d’être homogène vers le temps Tp aprèsle Big Bang.

Mais il faut avoir les fluctuations, les inhomogénéités dans ladensité, pour former finalement (long après) les galaxies.

Les fluctuations attendues par la mécanique quantique nesuffisent pas (ils s’annulent rapidement).

Il y a une hypothèse qu’il y avait une période pour laquell’expansion de l’Univers est très rapide. Cette hypothèse, quis’appelle � inflation � était proposé par Alain Guth durant lesannées 1980s, et elle resout plusieurs problèmes dans lacosmologie. Elle resout aussi ce problème de la formation desgalaxies. Les fluctuations attendu par la mécanique quantiqueserrait gelé pendant la période d’inflation.


Formations des galaxies . . .

En tous cas, on peut observé les variations de densité dansl’Univers à la période environ 350.000 année après le Big Bangen observant le CMB. Elles sont les variations avec laquel lagravitation a finalement produire les galaxies.


Formations des éléments

Avant 1 seconde le Big Bang l’Univers est un océan departicules élémentaires, principalement protons, neutrons,photons (les particules de lumière), et neutrinos. Latempérature est trop chaude pour formé les noyaux desatomes – l’énergie cinétiques des particules est assez grandede détruire des éventual noyau.

A environ 1 ou 2 seconde après le Big Bang, la température abaissé assez pour les premiers noyaux de former. Les neutronset les protons se joignent pour finalement produire les noyauxde hélium-4 avec 2 protons et 2 neutrons.

Ce procès, cette réaction nucléaire, a lieu dans les réacteursnucléaires et les étoiles comme notre Soleil aujourd’hui. Ilcontinue juste à 340 seconde après le Big Bang, puis il arrêterapidement.


Formations des éléments

A la fin, le hydrogène domine toujours avec 76% de la massetotale des éléments, et entre 23 et 24% helium-4. Le reste estdeuteurium (un proton et un neutron) avec 0,01% de la masseet même moins de helium-3 et lithium-7.

Remarque

Il n’y a pas des élément plus lords que lithium. Pas de carbone C,ni de oxygène O, ni de azote N.

Résumé

Résumé

Avec notre connaissance de la cosmologie, l’astrophysique,chimie, géologie, et biologie, on peut aborder la questiond’existence de la vie hors de la terre d’une façon scientifique.Il s’agit du nouveau domaine pluridisciplinaire l’exobiologie.

La cosmologie est l’étude de l’Univers entier, sa structure, sonévolution. C’est une science basée sur la relativité généraled’Einstein (théorie de l’espace et du temps) et les observationsastronomiques.

L’Univers est vieux (13,7 milliards d’anées) et grand voirepotentialement infinie avec 1022 étoiles dans l’Univers visible,la plus part dans les galaxies loin de la notre. Notre Galaxie, laVoie Lactée, est typique avec plus de 1011 étoiles.

Le Système Solaire se trouve dans la banlieue, où les plusproches étoiles sont plusieurs année lumière de la notre.

Résumé

Résumé





Résumé

Résumé





Résumé

Résumé . . .

C’est un bon nouveau pour nous, car il y a des endoits, dansle noyau de la Galaxie par exemple, où la densité d’étoiles estbeaucoup plus hautes et je devinerais que la probabilité d’avoirles voisins essay proche de s’envahir est plus importante.

Résumé

Résumé . . .

Il y a trois types de matière et énergie dans l’Univers : (1)L’énergie noir (dark energy) de quelle nous ne savons presquerien sauf qu’elle est nécessaire pour expliquer l’histoire du tauxd’expansion de l’Univers, (2) La matière noir (dark matter) dequelle nous ne savons presque rien sauf qu’elle est nécessairepour expliquer les mouvements des étoiles et galaxiesobservés, (3) la matière et énergie � normales � que nouspouvons analyser dans les laboratoires.

La matière normale, est bien décrit par le modèle standard desparticules. Au niveau d’énergie quotidien la plus part de lamasse se trouve dans les éléments fait des électrons, protons,et neutrons. Il s’agit des éléments du tableau périodique deséléments (table de Mandelëıv).

Par masse, il est hydrogène et hélium qui dominent leséléments de l’Univers aujourd’hui.

Résumé

Résumé . . .




Résumé

Résumé . . .




Résumé

Résumé . . .

Seulement hydrogène et hélium (et un très très petit peu de Liet Be) sont créées pendant les premières quelques minutesaprès le Big Bang.

Il faut attendre des centaines de millions d’années après le BigBang pour former les éléments plus lords dans les premièresétoiles.

Les éléments importants (essentiels ?) pour la vie (au moins lavie comme se trouve sur la terre), il s’agit de le carbone C,l’hydrogène H, l’azote N, l’oxygène O, le phosphore P et lesoufre S se forment dans les étoiles de la taille de la notre,mais seulement dans leur dernière phase de vie, quand ellesont les giants rouges.

Résumé

Résumé . . .




Résumé

Résumé . . .




La naissance des planètes et étoiles : relation avec l’exobio

Pour être prudent je propose que nous cherchons les planètesrocheux, où il y a de l’eau en état liquide, et avec des autreséléments chimique importants pour la vie comme nous laconnaissons : CHNOPS.

Est-ce qu’il y a beacoup de planètes comme la terre ? Ilspersistent combien de temps ?

On peut regarder dans l’Univers près de nous en cherchant desplanètes dans notre voisinage de la Voie Lactée. On aborderala détection des exoplanètes la semaine prochaine.

Autrement, ce qu’on peut faire est de comprendre d’où vientla Terre avec ses éléments lourds (tous ceux de numéroatomique supérieur à 2), d’où vient le Soleil, quel âge ont lesplanètes et combien de temps est-ce qu’ils vont persister ?

Avec cette compréhension on sera mieux plaçé pour aborder laquestion du nombre d’autres planètes comment la Terre.

Qu’est ce qu’est une étoile ?

René Descartes (1596 – 1650) a pensé que les étoiles sont dessoleils très lointains.

Il faut attendre les améliorations des techniques d’astronomiependant la XIXème siècle pour vérifier cet idée. Ils ont utiliséla méthode des parallaxes des étoiles les plus proches. Ensachant la taille de l’orbite de la Terre autour du Soleil (1 UA≈ 150 million km) et en mesurant le déplacement annueld’une étoile proche par rapport aux étoiles fixes, un peu degéometrie élémentaire donne la distance entre l’étoile procheet le Soleil.

Est-ce que toutes les � étoiles � sont comme le Soleil ?

Il y acinq paramètres important : masse initiale, âge, compositionchimique initiale, rotation, et champs magnétique.




Est-ce que toutes les � étoiles � sont comme le Soleil ? Il y acinq paramètres important : masse initiale, âge, compositionchimique initiale, rotation, et champs magnétique.




Est-ce que toutes les � étoiles � sont comme le Soleil ? Il y acinq paramètres important : masse initiale, âge, compositionchimique initiale, rotation, et champs magnétique.

Epreuve : le Soleil

La source d’énergie : ce sont les réactions chimiques ?

Non,c’est la fusion nucléaire, il s’agit d’une réaction nucléaire !

Quelle est la réaction nucléaire actuellement ? la fusion de 4noyaux de H (protons) et 2 électrons pour former un noyauxde He (2 protons et 2 neutrons). L’énergie en forme de rayonsgammas et neutrinos est libérée.Quelle température suffit pour déclencher la fusion de H àHe ? 15 million degrés celsius. C’est quoi en K ? 15 million K.Quel est le taux de cette réaction aujourd’hui ? 4,3 millionstonnes de matière convertissent en énergie par seconde.La phase de sa vie dans la quelle il fait la fusion de H à Hes’appelle la séquence principale. Le Soleil a commencé saphase de la séquence principale il y combien d’années ? 4,5milliards d’années. Il a suffisamment de de � carburant � (ils’agit de H) pour combien d’années de plus ? 5,3 milliardsd’années.

Epreuve : le Soleil

La source d’énergie : ce sont les réactions chimiques ? Non,c’est la fusion nucléaire, il s’agit d’une réaction nucléaire !

Quelle est la réaction nucléaire actuellement ? la fusion de 4noyaux de H (protons) et 2 électrons pour former un noyauxde He (2 protons et 2 neutrons). L’énergie en forme de rayonsgammas et neutrinos est libérée.

Quelle température suffit pour déclencher la fusion de H àHe ? 15 million degrés celsius. C’est quoi en K ? 15 million K.Quel est le taux de cette réaction aujourd’hui ? 4,3 millionstonnes de matière convertissent en énergie par seconde.La phase de sa vie dans la quelle il fait la fusion de H à Hes’appelle la séquence principale. Le Soleil a commencé saphase de la séquence principale il y combien d’années ? 4,5milliards d’années. Il a suffisamment de de � carburant � (ils’agit de H) pour combien d’années de plus ? 5,3 milliardsd’années.

Epreuve : le Soleil

La source d’énergie : ce sont les réactions chimiques ? Non,c’est la fusion nucléaire, il s’agit d’une réaction nucléaire !Quelle est la réaction nucléaire actuellement ?

la fusion de 4noyaux de H (protons) et 2 électrons pour former un noyauxde He (2 protons et 2 neutrons). L’énergie en forme de rayonsgammas et neutrinos est libérée.Quelle température suffit pour déclencher la fusion de H àHe ? 15 million degrés celsius. C’est quoi en K ? 15 million K.

Quel est le taux de cette réaction aujourd’hui ? 4,3 millionstonnes de matière convertissent en énergie par seconde.La phase de sa vie dans la quelle il fait la fusion de H à Hes’appelle la séquence principale. Le Soleil a commencé saphase de la séquence principale il y combien d’années ? 4,5milliards d’années. Il a suffisamment de de � carburant � (ils’agit de H) pour combien d’années de plus ? 5,3 milliardsd’années.

Epreuve : le Soleil

La source d’énergie : ce sont les réactions chimiques ? Non,c’est la fusion nucléaire, il s’agit d’une réaction nucléaire !Quelle est la réaction nucléaire actuellement ? la fusion de 4noyaux de H (protons) et 2 électrons pour former un noyauxde He (2 protons et 2 neutrons). L’énergie en forme de rayonsgammas et neutrinos est libérée.

Quelle température suffit pour déclencher la fusion de H àHe ? 15 million degrés celsius. C’est quoi en K ? 15 million K.Quel est le taux de cette réaction aujourd’hui ? 4,3 millionstonnes de matière convertissent en énergie par seconde.

La phase de sa vie dans la quelle il fait la fusion de H à Hes’appelle la séquence principale. Le Soleil a commencé saphase de la séquence principale il y combien d’années ? 4,5milliards d’années. Il a suffisamment de de � carburant � (ils’agit de H) pour combien d’années de plus ? 5,3 milliardsd’années.

Epreuve : le Soleil

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15 million degrés celsius. C’est quoi en K ? 15 million K.Quel est le taux de cette réaction aujourd’hui ? 4,3 millionstonnes de matière convertissent en énergie par seconde.La phase de sa vie dans la quelle il fait la fusion de H à Hes’appelle la séquence principale. Le Soleil a commencé saphase de la séquence principale il y combien d’années ? 4,5milliards d’années. Il a suffisamment de de � carburant � (ils’agit de H) pour combien d’années de plus ? 5,3 milliardsd’années.

Epreuve : le Soleil

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C’est quoi en K ? 15 million K.Quel est le taux de cette réaction aujourd’hui ? 4,3 millionstonnes de matière convertissent en énergie par seconde.La phase de sa vie dans la quelle il fait la fusion de H à Hes’appelle la séquence principale. Le Soleil a commencé saphase de la séquence principale il y combien d’années ? 4,5milliards d’années. Il a suffisamment de de � carburant � (ils’agit de H) pour combien d’années de plus ? 5,3 milliardsd’années.

Epreuve : le Soleil

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15 million K.Quel est le taux de cette réaction aujourd’hui ? 4,3 millionstonnes de matière convertissent en énergie par seconde.La phase de sa vie dans la quelle il fait la fusion de H à Hes’appelle la séquence principale. Le Soleil a commencé saphase de la séquence principale il y combien d’années ? 4,5milliards d’années. Il a suffisamment de de � carburant � (ils’agit de H) pour combien d’années de plus ? 5,3 milliardsd’années.

Epreuve : le Soleil

La source d’énergie : ce sont les réactions chimiques ? Non,c’est la fusion nucléaire, il s’agit d’une réaction nucléaire !Quelle est la réaction nucléaire actuellement ? la fusion de 4noyaux de H (protons) et 2 électrons pour former un noyauxde He (2 protons et 2 neutrons). L’énergie en forme de rayonsgammas et neutrinos est libérée.Quelle température suffit pour déclencher la fusion de H àHe ? 15 million degrés celsius. C’est quoi en K ? 15 million K.Quel est le taux de cette réaction aujourd’hui ?

4,3 millionstonnes de matière convertissent en énergie par seconde.La phase de sa vie dans la quelle il fait la fusion de H à Hes’appelle la séquence principale. Le Soleil a commencé saphase de la séquence principale il y combien d’années ? 4,5milliards d’années. Il a suffisamment de de � carburant � (ils’agit de H) pour combien d’années de plus ? 5,3 milliardsd’années.

Epreuve : le Soleil

La source d’énergie : ce sont les réactions chimiques ? Non,c’est la fusion nucléaire, il s’agit d’une réaction nucléaire !Quelle est la réaction nucléaire actuellement ? la fusion de 4noyaux de H (protons) et 2 électrons pour former un noyauxde He (2 protons et 2 neutrons). L’énergie en forme de rayonsgammas et neutrinos est libérée.Quelle température suffit pour déclencher la fusion de H àHe ? 15 million degrés celsius. C’est quoi en K ? 15 million K.Quel est le taux de cette réaction aujourd’hui ? 4,3 millionstonnes de matière convertissent en énergie par seconde.

La phase de sa vie dans la quelle il fait la fusion de H à Hes’appelle la séquence principale. Le Soleil a commencé saphase de la séquence principale il y combien d’années ? 4,5milliards d’années. Il a suffisamment de de � carburant � (ils’agit de H) pour combien d’années de plus ? 5,3 milliardsd’années.

Epreuve : le Soleil

La source d’énergie : ce sont les réactions chimiques ? Non,c’est la fusion nucléaire, il s’agit d’une réaction nucléaire !Quelle est la réaction nucléaire actuellement ? la fusion de 4noyaux de H (protons) et 2 électrons pour former un noyauxde He (2 protons et 2 neutrons). L’énergie en forme de rayonsgammas et neutrinos est libérée.Quelle température suffit pour déclencher la fusion de H àHe ? 15 million degrés celsius. C’est quoi en K ? 15 million K.Quel est le taux de cette réaction aujourd’hui ? 4,3 millionstonnes de matière convertissent en énergie par seconde.La phase de sa vie dans la quelle il fait la fusion de H à Hes’appelle la séquence principale. Le Soleil a commencé saphase de la séquence principale il y combien d’années ?

4,5milliards d’années. Il a suffisamment de de � carburant � (ils’agit de H) pour combien d’années de plus ? 5,3 milliardsd’années.

Epreuve : le Soleil

La source d’énergie : ce sont les réactions chimiques ? Non,c’est la fusion nucléaire, il s’agit d’une réaction nucléaire !Quelle est la réaction nucléaire actuellement ? la fusion de 4noyaux de H (protons) et 2 électrons pour former un noyauxde He (2 protons et 2 neutrons). L’énergie en forme de rayonsgammas et neutrinos est libérée.Quelle température suffit pour déclencher la fusion de H àHe ? 15 million degrés celsius. C’est quoi en K ? 15 million K.Quel est le taux de cette réaction aujourd’hui ? 4,3 millionstonnes de matière convertissent en énergie par seconde.La phase de sa vie dans la quelle il fait la fusion de H à Hes’appelle la séquence principale. Le Soleil a commencé saphase de la séquence principale il y combien d’années ? 4,5milliards d’années.

Il a suffisamment de de � carburant � (ils’agit de H) pour combien d’années de plus ? 5,3 milliardsd’années.

Epreuve : le Soleil

La source d’énergie : ce sont les réactions chimiques ? Non,c’est la fusion nucléaire, il s’agit d’une réaction nucléaire !Quelle est la réaction nucléaire actuellement ? la fusion de 4noyaux de H (protons) et 2 électrons pour former un noyauxde He (2 protons et 2 neutrons). L’énergie en forme de rayonsgammas et neutrinos est libérée.Quelle température suffit pour déclencher la fusion de H àHe ? 15 million degrés celsius. C’est quoi en K ? 15 million K.Quel est le taux de cette réaction aujourd’hui ? 4,3 millionstonnes de matière convertissent en énergie par seconde.La phase de sa vie dans la quelle il fait la fusion de H à Hes’appelle la séquence principale. Le Soleil a commencé saphase de la séquence principale il y combien d’années ? 4,5milliards d’années. Il a suffisamment de de � carburant � (ils’agit de H) pour combien d’années de plus ?

5,3 milliardsd’années.

Epreuve : le Soleil

La source d’énergie : ce sont les réactions chimiques ? Non,c’est la fusion nucléaire, il s’agit d’une réaction nucléaire !Quelle est la réaction nucléaire actuellement ? la fusion de 4noyaux de H (protons) et 2 électrons pour former un noyauxde He (2 protons et 2 neutrons). L’énergie en forme de rayonsgammas et neutrinos est libérée.Quelle température suffit pour déclencher la fusion de H àHe ? 15 million degrés celsius. C’est quoi en K ? 15 million K.Quel est le taux de cette réaction aujourd’hui ? 4,3 millionstonnes de matière convertissent en énergie par seconde.La phase de sa vie dans la quelle il fait la fusion de H à Hes’appelle la séquence principale. Le Soleil a commencé saphase de la séquence principale il y combien d’années ? 4,5milliards d’années. Il a suffisamment de de � carburant � (ils’agit de H) pour combien d’années de plus ? 5,3 milliardsd’années.

Epreuve : taille, composition et localisation du Soleil

Le rayon du Soleil est combien de fois celui de la terre ?

100fois.Et donc le volume du Soleil est combien de fois celui de laterre ?(102)3 = 102×3 = 106 donc un million fois.

Le Soleil compris presque toute la masse du système solaire. Ils’agit de quelle percentage ? 99,9 % de toute la masse dusystème solaire.

Une unité astronomique est la distance entre quels objets ? Lecentre du Soleil et le centre de la Terre. C’est environ combiende kilomètres ? 150 million km.

Le système solaire est combien de U.A. du centre de laGalaxie ? environ 1,6 milliards U.A. (25 mille années-lumières).

Le Soleil est grosse boule de quoi ? du gaz, uniquement dugaz. Il est presque complètement constitué de H et He (ionisébien sur) et des traces des autres éléments vaporisés.


Le rayon du Soleil est combien de fois celui de la terre ? 100fois.

Et donc le volume du Soleil est combien de fois celui de laterre ?(102)3 = 102×3 = 106 donc un million fois.






Le rayon du Soleil est combien de fois celui de la terre ? 100fois.Et donc le volume du Soleil est combien de fois celui de laterre ?

(102)3 = 102×3 = 106 donc un million fois.






Le rayon du Soleil est combien de fois celui de la terre ? 100fois.Et donc le volume du Soleil est combien de fois celui de laterre ?(102)3 = 102×3 = 106 donc un million fois.






Le rayon du Soleil est combien de fois celui de la terre ? 100fois.Et donc le volume du Soleil est combien de fois celui de laterre ?(102)3 = 102×3 = 106 donc un million fois.

Le Soleil compris presque toute la masse du système solaire. Ils’agit de quelle percentage ?

99,9 % de toute la masse dusystème solaire.





Le rayon du Soleil est combien de fois celui de la terre ? 100fois.Et donc le volume du Soleil est

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