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Astronomie > chapitre 7 > Flashcards

chapitre 7 Flashcards

1
Q

Qu’est-ce qu’une étoile?

A
  • objet sphérique et suffisamment massif pour briller de lui-même
  • système en équilibre entre deux tendance opposées:
    • la gravitation qui tend à la contracter
    • l’énergie qu’il libère qui tend à le dilater en se frayant un chemin vers l’extérieur
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Q

Décrivez un noyau

A

X est le symbole chimique de l’élément
Z est le numéro atomique d’un noyau et défini le nombre de protons qui est présent à l’intérieur
A correspond à la masse du noyau et c’est la combinaison du nombre de proton et de neutron

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3
Q

Que sait-on sur le soleil au moment de définir son âge?

A
  • sa masse est de 2x10^30 kg

- le soleil ne peux pas toujours briller, il vas s’éppuiser

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4
Q

Que dise Kelvin et von Helmholtz? Et avec qui sont-il en opposition?

A
  • Le soleil est en constante contraction gravitationnelle
  • Cette contraction entraîne de nombreuse collisions au sein de l’étoile qui se réchauffe et rayonne
  • on appel ça la contraction de Kelvin-von Helmholtz
  • Ils sont en opposition à Darwin
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5
Q

Qui est capable de mieux déterminer l’âge du soleil et comment?

A

Einstein montre qu’une perte de masse entrain une libération d’énergie. On peut donc déterminer à cause de l’immense masse du soleil qu’il libère 4 millions de tonnes par seconde et ainsi on estime que son âge est de plusieurs millions d’années.

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6
Q

Quel est l’impasse de la théorie d’Einstein?

A

On ne sait pas comment le soleil créer de l’énergie avec sa perte de masse

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7
Q

Qu’est-ce que le défaut de masse?

A

c’est quand la masse d’un noyau est plus petite que la masse de ses nucléons

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8
Q

Qu’est-ce que l”énergie de liaison

A

c’est quand un défaut de masse se transforme en énergie, sa correspond à l’énergie libéré lors de la formation du noyau

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9
Q

Qu’arrive t-il quand l’énergie de liaison est grande?

A

Plus l’énergie de liaison est grande, plus il est difficile de séparer les nucléons d’un noyau et donc. plus le noyau est stable

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10
Q

Qu’arrive t-il durant une fission nucléaire?

A

un noyau lourd et instable se brise pour donner deux noyaux plus léger

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11
Q

Qu’arrive t-il durant une fusion nucléaire?

A

deux noyaux légers se combinent pour former un noyau plus lourds

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12
Q

Comment à t-on déterminer la vraie âge du soleil?

A

Le soleil tire son énergie de la fusion de l’hydrogène et de l’hélium or, une étoile peut fusionner jusqu’à 10% de son hydrogène, sa nous permet d’estimer que sa durer de vie est de 10 milliards d’années

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13
Q

Qu’elle est la nucléosynthèse stellaire?

A

c’est le processus qui permet la formation de noyau atomique dans le coeur des étoiles

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14
Q

Quels sont les conditions de la fusion nucléaire?

A
  • Une température élevé

- Une forte densité de particules

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15
Q

Qu’est-ce que la chaîne de proton?

A
  • c’est la principale source d’énergie du soleil
  • production d’un noyau d’hélium à partir de 4 protons
  • nécessite une température de 10 000 000K
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16
Q

Qu’est-ce que le cycle CNO?

A
  • c’est environ 10% de l’énergie du soleil
  • production d’un noyau d’hélium à partir de 4 protons
  • nécessite une température de 15 000 000K
  • transformation successive d’un atome de carbone en azote et oxygène
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17
Q

Qu’arrive t-il quand les noyaux à fusionner sont gros?

A

La température doit être grande

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18
Q

Qu’est-ce que la capture de neutron?

A

mécanisme où un neutron est absorbé par un noyau

19
Q

Est-ce que la masse du soleil est reparti de façon uniforme?

A

non

20
Q

De quoi est composé la structure interne du Soleil?

A

noyau, zone radiative, zone convective

21
Q

Que fait le noyau?

A
  • Produit de l’énergie par réaction nucléaire

- L’équilibre est assuré par une sorte de soupape de sureté

22
Q

Qu’arrive t-il si le taux de réaction nucléaire augmente?

A
  • la pression vers l’extérieur augmente
  • l’étoile se dilate car la pression l’emporte sur la contraction gravitationnelle
  • diminution de la densité dans le noyau -> diminution du taux de réaction nucléaire.
23
Q

Qu’arrive t-il si le taux de réaction nucléaire diminue?

A
  • la pression vers l’extérieur diminue
  • l’étoile se contracte car l’attraction gravitationnel l’emporte sous la pression
  • augmentation de la densité dans le noyau -> augmentation du taux de réaction nucléaire.
24
Q

Qu’est-ce que la zone radiative? (4)

A
  • transport de l’énergie du noyau vers l’extérieur par radiation
  • les photons émis par le noyau se fraient en chemin vers l’extérieur
  • Comme la matière est relativement opaque, ils sont constamment absorbés puis réémis dans toutes les directions
  • le transport d’énergie vers cette zone est lent
25
Q

Qu’est-ce que la zone convective?

A
  • transport d’énergie vers l’extérieur par convection
  • la lumière y est facilement absorbée pour que le processus radiatif soit efficace
  • une sorte d’embouteillage d’énergie se produit et des zones très chaudes sont créer
26
Q

Qu’est ce qu’un courant de convection?

A

c’est quand les zones chaudes sont poussé vers la surface alors que la matière froide est poussé vers le centre pour être réchauffé à son tour et ainsi de suite. L’énergie amène la masse avec elle. Ce processus est beaucoup plus rapide que la radiation

27
Q

décriver la photosphère?

A
  • quelques centaine de km. d’épaisseur
  • sommet de la couche convective
  • chute marquée de la densité: c’est à partir de là ou les photons sont à peu près libre
  • la photosphère est marquée par de nombreuse granules, taches et protubérances
28
Q

Qu’est-ce que sont les granules?

A
  • elles ont des dimensions moyennes de 1500 km et un temps de vie d’environ 10 minutes
  • c’est le sommet visible des courants de convections
29
Q

Qu’est ce que les tâches?

A
  • régions ou le champ magnétique est le plus élevé
  • ceci inhibe les courants de convections et réduit la température de ces régions
  • elles apparaissent plus sombre, car ainsi moins d’énergie sans échappe
  • leur nombre varie en même temps que le cycle d’activité solaire
30
Q

Comment est fait le cycle d’activité solaire?

A

c’est la rotation différentielle du Soleil (il tourne plus rapidement à l’équateur qu’aux pôles) ce qui provoquerait des changements important dans son champ magnétique

31
Q

Que sont les protubérances?

A
  • C’est le résultat des forces magnétiques et des forces de fluides à l’intérieur du Soleil
  • Immense jets de matière suivant le champ magnétique des taches solaires
  • forment souvent d’énorme boucles
32
Q

Qu’est-ce que l’atmosphère solaire?

A
  • composé de la chromosphère et de la couronne

- On distingue l’atmosphère de la structure interne car le gaz est plus tenu

33
Q

Qu’est-ce que la chromosphere?

A
  • directement au dessus de la photosphère
  • quelques milliers de km d’épaisseur
  • température moyenne de 10 000km
  • présence de spicules (jets de gaz
34
Q

Qu’est-ce que la couronne?

A
  • directement au dessus de la chromosphère
  • pas de frontière bien définis
  • température moyenne de 1 000 000K (gaz très dilué)
  • Pas fermement liée à la gravité –> un flux constant de matière s’en échappe –> vent solaire
35
Q

Qu’est-ce que le diagramme HR ( Ejnar Hertzsprung et Henry Norris Russel)?

A

c’est un graphique de la luminosité (L) en fonction de la température (T)

36
Q

Comment on met une étoile dans le diagramme HR en fonction de sa température?

A
  • avec le spectre du corps noir

- avec l’intensité des raies d’absorption

37
Q

Comment on met une étoile dans le diagramme HR en fonction de sa luminosité?

A
  • avec la relation intensité/distance/luminosité

- avec la Finesse/netteté des raies d’absorption

38
Q

Que sont les étoiles géantes?

A

C’est des étoiles situées au-dessus de la série principale, elle sont plus lumineuse car elle sont plus grosses.

39
Q

Qu’est-ce que des naines blanches?

A

C’est des étoiles situées en-dessous de la série principale, elle sont moins lumineuse car elle sont plus petites.

40
Q

Qu’est-ce que le type spectral? (Appuyer par des exemples)

A
  • c’est une façon de classer les étoiles selon l’intensité de leurs raies d’absorptions (Par exemple, si une étoile est très chaude, la majorité de l’hydrogène y est ionisé et
    ces raies sont peu intenses. )
  • On dénombre 7 types spectraux : O, B, A, F, G, K, M (Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me)
    en ordre décroissant de température (O, plus chaud, M, plus froid).
  • chaque type est subdivisé de 0 (plus froid) à 9 (plus chaud). (Ex: soleil = G2)
41
Q

Qu’est-ce que la classe de luminosité?

A
  • c’est une façon de classer les étoiles en fonction de leur luminosité
  • À température données, plus une étoile est grosse, plus elle est lumineuse.
  • Il y a 6 classes de luminosité de I (plus lumineuse) à IV (moins lumineuse) pour les géantes. Noter V pour les principales et N pour les naines.
42
Q

Comparer les étoiles avec le soleil

A
  • Les étoiles de la série principale sont de tailles comparables au Soleil.
  • Les géantes sont nettement plus grosses que le Soleil.
  • Les naines sont nettement plus petites que le Soleil.
  • 90% des étoiles sont moins brillante que le soleil
  • les géante peuvent être 400 000 fois plus brillante que le soleil.
43
Q

Combien de masse chaque type a comparé au soleil

A 
type O ≈ 25 fois la masse du Soleil
type B ≈ 15 fois la masse du Soleil
type A ≈ 3 fois la masse du Soleil
type F ≈1,5 fois la masse du Soleil
type G ≈ même masse que le Soleil
type K ≈ 0,8 fois la masse du Soleil
type M ≈ 0,4 fois la masse du Soleil
44
Q

Interprété le diagramme HR

A
  • 80% des étoiles sont sur la série principale
  • 1% des étoiles sont des géantes
  • 19% des étoiles sont naines
  • les étoiles K et M dominent numériquement
  • les étoiles O, B et géantes dominent de façon lumineuse

Astronomie (10 decks)

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