La semaine prochaine – Classe
inversée
Des éléments aux roches
La matière dans
l’Univers
Partie 1 : Origine de la matière
Caractérisation de la
Mendeleiev Dimitri
Ivanovitch (1834-1907)
Éléments des Terres Rares,
ETR
(Rare-Earth Elements,
REE)
Les éléments : 90 natu...
Caractérisation de la
Caractérisation de la
Les Isotopes
Eléments ayant les mêmes
propriétés chimiques
 portent le même nom.
Ils se différencie...
Les isotopes instables
 marqueurs du temps.Les isotopes stables
 marqueurs des phénomènes à
basse température (<300°C)
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La proportion d’isotopes instables qui disparaît est
toujours la même
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désintègren...
Je veux étudier la formation d’une chaîne
de montagne, donc dater les roches qui s’y
trouvent. Quels éléments vais-je anal...
Je veux étudier la formation d’une chaîne de
montagne, donc dater les roches qui s’y trouvent.
Quels éléments vais-je anal...
Chimie de l’Univers
Pourcentage en masse dans
les roches continentales
Chimie de l’Univers
H, He, O, Si, Al, Fe, Ca, Na, K et Mg.
Pourquoi une telle parcimonie dans l’utilisation des éléments
chimiques pour «const...
Les 10 éléments utilisés sont les plus abondants dans le
système solaire.
Chimie de l’Univers
L’univers, 15 Ga.
Nucléosynthèse interstellaire.
Nucléosynthèse stellair
Nucléosynthèse primordiale.
Les étoiles.
Nuages d...
La physique que nous connaissons fonctionnerait
jusqu’à 10-43s (temps de Planck) après le Big Bang
Origine des éléments ch...
La physique que nous connaissons fonctionnerait
jusqu’à 10^-43s (temps de Planck) après le Big Bang
wikipedia
•Théorie uni...
Avec l’expansion  diminution T° de l’univers  diminution énergie des
particules  découplage successif des différentes f...
Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse
3 min (T° = 108 K) < nucléosynthèse primordiale < 30 min (T° = 107 K°).
P + N  noyaux 2H
2H + P + N  noyaux 4He
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JP Bourseau.
Energie<forcefortefondamentale.
Energie<forceforterésiduelle.
Energie<forceélectromagnétique.
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La Nucléosynthèse Stellaire
Les étoiles se forment.
Univers vide & froid MAIS Étoiles denses et chaudes !
La fusion nucléa...
Le diagramme Hertzsprung (danois)-Russel (américain) représente les étoiles
en fonction de leur Température de surface et ...
La vie adulte : la séquence principale.
A un moment, l’effondrement gravitationnel cesse au niveau de l’étoile.
P gaz au c...
Le déclin : géantes rouges et naines blanches.
Quand l’étoile est à court de combustible.
 Pg + Pr < G
 autour du coeur,...
Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse
Fusion de H
S’arrête lorsqu’on
a consommé 10% du H
Géante rouge :
Fusion de He
-> C,N,O,F,Ne
M<0.07 Ms
Naine brune
Supergé...
Une étoile rouge est
A. Jeune
B. Vieille
C. Grosse
D. Petite
L'enveloppe externe de l'étoile est arrachée par les vents stellaires.
 nébuleuse planétaire.
Dumbell, ESO.
NGC 3132, Hub...
Les couches externes continuent à s'effondrer
 la masse du coeur continue d'augmenter
 mais pas assez d'énergie (fusion ...
La supernova de 1054 qui a brillé en plein jour
pendant plusieurs semaines nous a laissé
cette splendide nébuleuse dite «d...
En résumé, les éléments chimiques ont 3
origines, qui expliquent la variabilité des
Les éléments chimiques sont formés
A. Au moment du big
bang uniquement
B. Au moment de la
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La matière dans l'Univers - partie 1

  1. 1. La semaine prochaine – Classe inversée Des éléments aux roches
  2. 2. La matière dans l’Univers Partie 1 : Origine de la matière
  3. 3. Caractérisation de la
  4. 4. Mendeleiev Dimitri Ivanovitch (1834-1907) Éléments des Terres Rares, ETR (Rare-Earth Elements, REE) Les éléments : 90 naturels (de 1 à 92 protons) Caractérisation de la
  5. 5. Caractérisation de la
  6. 6. Caractérisation de la Les Isotopes Eléments ayant les mêmes propriétés chimiques  portent le même nom. Ils se différencient par leur masse  pas le même nombre de neutrons.
  7. 7. Les isotopes instables  marqueurs du temps.Les isotopes stables  marqueurs des phénomènes à basse température (<300°C)  Z A X2 4 HeZ 2 A 4 X' Radioactivité a : Caractérisation de la Les Isotopes
  8. 8. La proportion d’isotopes instables qui disparaît est toujours la même  dN dt  NN = nombre d’atomes qui se désintègrent en fonction du temps l = constante de désintégration  N(t)  Noet N = nombre d’atomes radioactifs restant à No = nombre d’atomes radioactifs initial (à t LA PERIODE RADIOACTIVE ou la demi-vie : T Temps pour que la moitié des atomes radioactifs se soient désintégrés T  ln2  No 2  No eT Caractérisation de la Les Isotopes
  9. 9. Je veux étudier la formation d’une chaîne de montagne, donc dater les roches qui s’y trouvent. Quels éléments vais-je analyser ?
  10. 10. Je veux étudier la formation d’une chaîne de montagne, donc dater les roches qui s’y trouvent. Quels éléments vais-je analyser ? A. Carbone 14 B. Plutonium 239 C. Iode 129 D. Uranium 235 E. Potassium 40 F. Uranium 238 G. Thorium 232
  11. 11. Chimie de l’Univers
  12. 12. Pourcentage en masse dans les roches continentales Chimie de l’Univers
  13. 13. H, He, O, Si, Al, Fe, Ca, Na, K et Mg. Pourquoi une telle parcimonie dans l’utilisation des éléments chimiques pour «construire» la Terre et les autres planètes du Système Solaire ? Chimie de l’Univers
  14. 14. Les 10 éléments utilisés sont les plus abondants dans le système solaire. Chimie de l’Univers
  15. 15. L’univers, 15 Ga. Nucléosynthèse interstellaire. Nucléosynthèse stellair Nucléosynthèse primordiale. Les étoiles. Nuages de gaz. Expliquer la courbe d’abondance des éléments revient à répondre à cette question : Origine des éléments chimiques
  16. 16. La physique que nous connaissons fonctionnerait jusqu’à 10-43s (temps de Planck) après le Big Bang Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse
  17. 17. La physique que nous connaissons fonctionnerait jusqu’à 10^-43s (temps de Planck) après le Big Bang wikipedia •Théorie unifiée du contenu matériel et de l’évolution de l’Univers •Expansion de l’Univers (refroidissement, diminution de la densité) Le Big-Bang : une théorie cosmologique Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse
  18. 18. Avec l’expansion  diminution T° de l’univers  diminution énergie des particules  découplage successif des différentes forces. A partir d’une «soupe» de quarks et d’électrons, formation des différentes particules (hadrons, noyaux, atomes et molécules) dans les étapes suivantes…. A 10-6 s, confinement des quarks  hadrons = P et N (nucléons). Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse
  19. 19. Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse
  20. 20. 3 min (T° = 108 K) < nucléosynthèse primordiale < 30 min (T° = 107 K°). P + N  noyaux 2H 2H + P + N  noyaux 4He Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse
  21. 21. JP Bourseau. Energie<forcefortefondamentale. Energie<forceforterésiduelle. Energie<forceélectromagnétique. 10-6 s 3 min  30 min. 10-43 s À 10-33 s : inflation  univers x 10 50 0,3 à 1 Ma Depuis 1 Ma  univers x 1000 Vers 4000 K Confinement des quarks Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse
  22. 22. La Nucléosynthèse Stellaire Les étoiles se forment. Univers vide & froid MAIS Étoiles denses et chaudes ! La fusion nucléaire peut redémarrer… dans les étoiles Synthèse des éléments = F(Densité, Température) = F(masse de l’étoile) Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse
  23. 23. Le diagramme Hertzsprung (danois)-Russel (américain) représente les étoiles en fonction de leur Température de surface et de leur luminosité. Sa luminosité est directement dépendante de la masse de combustible. La Température de l'étoile est équivalente à sa couleur. Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse
  24. 24. La vie adulte : la séquence principale. A un moment, l’effondrement gravitationnel cesse au niveau de l’étoile. P gaz au coeur de l'étoile + P radiation  compensent l'effet de la gravitation. Pg + Pr = G  équilibre dynamique et état stable de l’étoile.  se situe sur la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russel. Elle va y passer environ 90 % de sa vie H  He. Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse
  25. 25. Le déclin : géantes rouges et naines blanches. Quand l’étoile est à court de combustible.  Pg + Pr < G  autour du coeur, une coquille d’H va se contracter  sa T° augmente  déclenche fusion rapide de H  gonflement des couches périphériques. Diamère de l’étoile x 200  baisse T° de surface  se traduit par un décalage du rayonnement vers le rouge  géante rouge. Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse
  26. 26. Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse
  27. 27. Fusion de H S’arrête lorsqu’on a consommé 10% du H Géante rouge : Fusion de He -> C,N,O,F,Ne M<0.07 Ms Naine brune Supergéante : Fusion de C, O -> éléments jusqu’au Fe M<8~10 Ms Naine blanche Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse
  28. 28. Une étoile rouge est A. Jeune B. Vieille C. Grosse D. Petite
  29. 29. L'enveloppe externe de l'étoile est arrachée par les vents stellaires.  nébuleuse planétaire. Dumbell, ESO. NGC 3132, Hubble. Stingray, la plus jeune nébuleuse planétaire connue, Hubble. Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse
  30. 30. Les couches externes continuent à s'effondrer  la masse du coeur continue d'augmenter  mais pas assez d'énergie (fusion Fe impossible) pour stopper G. Quand sa masse = masse critique de 1,4 MS (= Chandrasekhar)  il s'effondre brutalement sur lui-même en entraînant les couches externes  énergie mécanique énorme qui fait exploser l’étoile (matière éjectée à 10 000 km/s).  phénomène le plus lumineux connu = la supernova. Cette explosion fournit suffisamment d’Energie  pour déclencher à nouveau des réactions de fusion dans le cœur.  création d'éléments plus lourds que Fe. Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse
  31. 31. La supernova de 1054 qui a brillé en plein jour pendant plusieurs semaines nous a laissé cette splendide nébuleuse dite «du Crabe» du nom de la constellation où on peut la voir. Nébuleuse du Crabe, ESO. Une supernova = événement rare (1/100 ans) SN1999, NASA. Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse La supernova SN1999 a dégagé une puissance équivalent à 50 000 soleils dans la gamme des rayons X. Une supernova peut briller plus que la galaxie qui l'abrite.
  32. 32. En résumé, les éléments chimiques ont 3 origines, qui expliquent la variabilité des
  33. 33. Les éléments chimiques sont formés A. Au moment du big bang uniquement B. Au moment de la formation du soleil C. Au coeur des étoiles D. Dans le noyau des planètes E. Dans les nébuleuses

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