Qu’est-ce que la pression atmosphérique?

Qu’est-ce que la pression atmosphérique?

101 kPa 1 kg/cm2 = 1 Bar

Qu’est-ce qu’une étoile?

P.230


Quand la pression à l’intérieur d’un nuage

interstellaire est suffisamment grande

pour fusionner les atomes d’hydrogène

ensemble…

P.230

Fusion nucléaire


…il y a dégagement d’énergie.

Ce processus prend place quand la masse est d’au moins 8% de

celle du Soleil

P.230

Fusion nucléaire

= Dégagement

énergie

La chaîne proton-proton:

Fusion de l’hydrogène en hélium

P.31

La région dans laquelle la pression est

suffisamment grande pour faire la fusion

nucléaire s’appelle le noyau.

P.230

Les étoiles

P.230

Les étoiles passent la majeure partie de leur vie à faire la fusion de l’hydrogène en

hélium dans leur noyau…

…on dit qu’elles sont de type V, qu’elles sont des étoiles de la séquence principale

Comparaison de différentes caractéristiques des étoiles de la séquence principale (Type V)

5Masse (MSol) 15 1 0,1

Durée de vie (A) 107 108 1010 >1011

30 000 15 000 6 000 3 000Température

de surface (K)

Luminosité (Lsol) 105 103 1 10-3

Type spectral O B G M

Importance relative du noyau

et couleur

12,6 5 1 0,126Diamètre (DSol)

Comparaison de différentes caractéristiques des étoiles de la séquence principale (Type V)

Masse (MSol) + -

Type spectral O B G M

Importance relative du noyau

Durée de vie (A)

Température de surface (K)

Luminosité (Lsol)

Diamètre (DSol)

+ -

- +

+ -

+ -

+ -

Type spectral O

Diamètre 12,6 DSol

Comparaison des dimensions des étoiles de la séquence principale (Type V)

Type spectral B

Diamètre 5 DSol

Type spectral G

Diamètre 1 DSol

Type spectral M

Diamètre 0,126 DSol

La Terre

Les étoiles de la séquence principale (Type V)

P.230

Le diagramme de Hertzprung-

Russel

Oh Be A Fine Girl Kiss Me

P.230

(TYPE I)

(TYPE III)

(TYPE V)

90 % de toutes les étoiles sont sur la séquence

principale

P.230

(TYPE I)

(TYPE III)

(TYPE V)

90% des étoiles de la séquence principale sont

moins lumineuses que

le Soleil

P.230

(TYPE I)

(TYPE III)

(TYPE V)

70% des étoiles de la séquence principale sont

des naines rouges de type M, et aucune n’est visible à

l’œil nu

P.230

(TYPE I)

(TYPE III)

(TYPE V)

10% des étoiles sont plus

lumineuses que le Soleil, elles

sont de type O, B, A et F

P.230

(TYPE I)

(TYPE III)

(TYPE V)

1% des étoiles sont des géantes

P.230

(TYPE I)

(TYPE III)

(TYPE V)

Les étoiles géantes (1%) et les étoiles plus lumineuses que le Soleil (10%) représentent pratiquement

toutes les étoiles visibles à l’œil nu

P.230

(TYPE I)

(TYPE III)

(TYPE V)

L’échelle des magnitudes visuelles

La luminosité apparente des étoiles est quantifiée, de manière à pouvoir comparer l’aspect visuel des étoiles.

La limite de perception de l’œil humain est d’environ la magnitude 6. Une étoile de magnitude 6 est 100x plus lumineuse qu’une étoile de magnitude 1.

Une étoile de magnitude 1 est 2,512x plus lumineuse qu’une étoile de magnitude 2.

512,21005

Les étoiles de la séquence principale

p.248-249

Sirius

P.248

Distance (A.L.) 8,6

Magnitude -1,46

Ordre de luminosité

1ère

Type spectral A

Constellation Grand Chien

Sirius A et B

P.248

Distance (A.L.) 8,6

Magnitude -1,46


1ère

Type spectral A

Constellation Grand Chien

Altaïr

P.248

Distance (A.L.) 16,8

Magnitude 0,77


12ième

Type spectral A

Constellation Aigle

Véga

P.249

Distance (A.L.) 25,3

Magnitude 0.03


5ième

Type spectral A

Constellation Lyre

Alpha du Centaure

P.382

Distance (A.L.) 4,2

Magnitude 0+1,4


6ième

Type spectral G

Constellation Centaure

Les vieilles étoiles

P.252

Nébuleuse planétaire de l’hélice

P.253

Nébuleuse planétaire de l’anneau

P.253

Nébuleuse du Papillon

P.256

Êta Carinae

P.258

V838 Monocerotis

P.261

Nébuleuses planétaires

Les résidus stellaires

P.262

Réactions à l’intérieur d’une étoile 8 masses solaires, avant l’explosion en supernovae

Réaction Température

d'ignition(en millions de K)

Fusion de l'hydrogène4 (1H) -> 4He

10

Fusion de l'hélium2(4He)->8Be8Be +4He->12C 12C+4He->16O

100

Fusion du carbone2(12C)->4He+20Ne20Ne+4He->n+23Mg

600

Fusion de l'oxygène2(16O)->4He+28Si2(16O)->2(4He)+24Mg

1500

Fusion du silicium2(28Si)->56Fe

4000

Photodissociation du fer56Fe->13(4He)+4n

6000

SiFe

OSi ou Mg

CNe ou Mg

HeBe ou C ou O

HHe

Enveloppe d’hydrogène

Fe

Étoile supergéante rouge (diamètre

plusieurs centaines de fois celui du

Soleil

Supernovae 1987A

P.262

Supernovae 1987a

P.262

Nébuleuse des Voiles

P.265

Nébuleuse du Voile

P.265

Nébuleuse du crabe

P.267

Gros plan de la nébuleuse du

Crabe

Pulsar dans la nébuleuse du crabe

Pulsar de la nébuleuse du Crabe

Supernova de Tycho

P.268

Supernova de Kepler

P.269

Onde de choc dans Orion

Qu’est-ce que la pression atmosphérique?

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