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B. Vieille
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L'enveloppe externe de l'étoile est arrachée par les vents stellaires.
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planétaire
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Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse
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
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pendant plusieurs semaines nous a laissé
cette splendide nébuleuse dite «du Crabe» du
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origines, qui expliquent la variabilité des
Les éléments chimiques sont formés
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La matière dans l'Univers - partie 1

  • 1. La semaine prochaine – Classe inversée Des éléments aux roches
  • 2. La matière dans l’Univers Partie 1 : Origine de la matière
  • 3.
  • 5. 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
  • 7. 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.
  • 8. 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
  • 9. 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
  • 10. Je veux étudier la formation d’une chaîne de montagne, donc dater les roches qui s’y trouvent. Quels éléments vais-je analyser ?
  • 11. 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
  • 13. Pourcentage en masse dans les roches continentales Chimie de l’Univers
  • 14. 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
  • 15. Les 10 éléments utilisés sont les plus abondants dans le système solaire. Chimie de l’Univers
  • 16. 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
  • 17. La physique que nous connaissons fonctionnerait jusqu’à 10-43s (temps de Planck) après le Big Bang Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse
  • 18. 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
  • 19. 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
  • 20. Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse
  • 21. 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
  • 22. 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
  • 23. 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
  • 24. 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
  • 25. 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
  • 26. 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
  • 27. Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse
  • 28. 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
  • 29. Une étoile rouge est A. Jeune B. Vieille C. Grosse D. Petite
  • 30. 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
  • 31. 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
  • 32. 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.
  • 33. En résumé, les éléments chimiques ont 3 origines, qui expliquent la variabilité des
  • 34. 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