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Astronomie > chapitre 8 > Flashcards

chapitre 8 Flashcards

1
Q

Qu’est-ce que l’espace interstellaire?

A

C’est l’espace situé entre les étoiles d’une galaxie

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Q

Qu’est-ce que la matière interstellaire? (3)

A
  • C’est la matière qui se trouve dans l’espace interstellaire
  • Elle est distribuée de façon assez hétérogène
  • Elle est composé de gaz et de poussière
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3
Q

Qu’arrive-t-il si la matière interstellaire à une grande densité?

A

Il y a formation de nébuleuse

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4
Q

Qu’est-ce que la poussière interstellaire?

A
  • Environ 0.1% de la matière interstellaire
  • répartition relativement uniforme dans l’espace et très diluée
  • composé de minuscule grains fait de roche, de carbone, de glace et de fer
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5
Q

Qu’elle est le phénomène d’extinction interstellaire?

A

la poussière interstellaire permet de diffuser (dévier) et d’absorber la lumière visible qui voyage à travers la galaxie

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6
Q

Qu’elle est l’effet de la diffusion de la lumière?

A

La diffusion de la lumière est plus importante pour la lumière visible car les particules sont grosses. Elle est aussi plus importante pour les courtes longueurs d’ondes (bleues)

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7
Q

Qu’est-ce que le rougissement interstellaire? Donner un exemple

A

c’est l’effet de rougir la lumière en provenance du centre de la galaxie. Ex: sur terre ciel bleu le jour et rouge au coucher/levé du soleil

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8
Q

Qu’est-ce que le gaz interstellaire? (3)

A
  • Principal constituant de la matière interstellaire
  • constitué en majorité d’hydrogène
  • selon l’État de l’hydrogène il y en a deux type:
    - Région HI: hydrogène sous forme atomique
    - Région HII: hydrogène sous forme ionisée
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9
Q

Qu’est-ce que la région HI?

A
  • nuage très froid
  • Hydrogène sous forme atomique
  • Détecté grâce à la raie d’émission à 21 cm (onde radio) unique à l’hydrogène neutre
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10
Q

Qu’est-ce que la région HII? (4)

A
  • nuage chaud d’hydrogène ionisé
  • Présence d’étoiles de type O ou B dans le nuage
  • Étoile très chaudes -> rayonnement UV -> ionisation de l’hydrogène
  • nébuleuse d’émission -> combinaison des protons/électrons menant à l’émission des raies typique de l’hydrogène
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11
Q

Qu’est-ce que le nuage moléculaire?

A
  • La densité augmente -> apparition de molécules
  • Principalement du dihydrogène
  • mais aussi de CO, H20, CH4, NH3
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12
Q

Avec quoi début la naissance d’une étoile?

A

avec un nuage moléculaire(plus grosse densité que dans HI ou HII)

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13
Q

Qu’est-ce qui peut mener à l’explosion du nuage moléculaire?

A
  • explosion de supernova

- collision entre deux nuages

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14
Q

Qu’amène l’effondrement du nuage moléculaire?

A

sa donne une contraction du nuage et il y a apparition des globules

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15
Q

Qu’est-ce qu’un protoétoile?

A
  • C’est la prochaine étape des globules, les protoétoiles grossissent en agglomérant la matière du nuage par attraction gravitationnelle
  • la contraction Kelvin-von Helmholtz échauffe la protoétoile qui devient très lumineuse
  • L’accumulation continu et la suite dépend de la masse de la protoétoile
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16
Q

Qu’arrive-t-il si la masse de la protoétoile est inférieur à 8% de de la masse du Soleil?

A

La température du coeur n’augmente pas suffisamment pour enclencher la fusion nucléaire de l’hydrogène et elle devient donc une naine brune.

17
Q

Qu’arrive-t-il avec les naines brunes?

A
  • La contraction de Kelvin-von Helmholtz leur permet d’avoir une luminosité d’environ 1 000 à 1 000 000 de fois moins grande que le Soleil.
  • La lumière qu’elles émettent est principalement dans le domaine de l’infrarouge.
18
Q

Qu’arrive-t-il si la masse de la protoétoile est supérieur à 8% de de la masse du Soleil?

A
  • la contraction échauffe suffisamment le coeur et la fusion nucléaire de l’hydrogène est enclenchée
  • un e étoile est créer
  • la pression de radiation vers l’extérieur de l’étoile en éjecte la partie du gaz «non éffondrée»
  • Une fois l’équilibre entre la pression de radiation et la contraction gravitationnelle atteint, l’étoile entame sa vie sur la séquence principale
19
Q

Décrivez les étoiles présent sur la séquence principale et donnez des exemples

A
  • elles sont dans une phase tranquille de fusion de l’hydrogène en hélium
  • leur position sur cette séquence dépend de leur masse. Elle ne se déplace pas sur la séquence principale
  • Plus la masse est grande, plus l’étoile est lumineuse
  • plus la luminosité est grande, plus l’étoile brule rapidement son carburant

Ex:
- Étoile 3x + massive que le soleil –> 3x + de carburant, mais brule 60x + rapidement. Vie sur la séquence 20 fois plus courte.

20
Q

Nommez trois des changements importants à long terme pour une étoile de la séquence principale

A
  • L’hélium produit s’accumule dans le cœur de l’étoile.
    • Le taux de réaction nucléaire diminue.
    • La pression radiative (vers l’extérieur) diminue.
    • Le cœur se comprime et s’échauffe (gravité).
    • Les zones périphériques au noyau s’en rapprochent et s’échauffent.
    • Le taux de réaction nucléaire augmente.
    • La luminosité de l’étoile augmente (environ un facteur 3 sur
    l’ensemble de sa vie).
    • L’étoile se dilate légèrement (pression radiative plus grande).
    • Sa surface se refroidit.
21
Q

Y’a-t-il un déplacement de l’étoile sur le diagramme H-R?

A

Oui, si l’étoile est plus lumineuse, elle vas aller vers le haut et vers la droite si elle est plus froide.

22
Q

Qu’est-ce qu’une étoile de masse faible?

A
  • Elle est entre 1x et 8x la masse du soleil
  • lorsqu’environ 10% de l’hydrogène est fusionné, il arrive des changements majeures
  • L’étoile se promènera grandement sur le diagramme H-R et cela très rapidement
23
Q

Quelle sont les étapes d’évolution d’une étoile de masse faible?

A

7 : séquence principale : fusion tranquille de
l’hydrogène
7 → 8 : l’hélium s’accumule et la fusion de H
augmente. L’étoile grossit et se refroidit
8 → 9 :Le taux de fusion s’accélère rapidement
La luminosité augmente en flèche.
L’étoile grossit encore plus.
9 : Flash d’hélium : il commence drastiquement à
fusionner.
9 → 10 : phase tranquille de fusion de l’hélium et de
l’hydrogène
10 → 11 : le carbone s’accumule et la fusion de
l’hélium s’accélère. L’étoile grossit au point d’en
perdre ses couches externes.

24
Q

Quelle sont les étapes d’évolution d’une étoile de grande masse?

A
  • c’est les mêmes étaoes que pour les étoiles de masse faibles, mais c’est plus rapide et il n’y a pas de flash d’hélium car il vas progressivement en fusion
25
Q

Décrivez les étoiles de grande masse.

A
  • la pression et la température du coeur augmente jusqu’à la fusion du sillicium. La structure est rendu en pelure d’oignon
  • le fer est le noyau le plus stable (il n’y a donc pas du fusion)
  • lorsque suffisamment de fer (1.4x la masse du soleil) s’accumule dans le coeur, il n’y a plus de fusion nucléaire. - Pas de fusion = pas d’E vers l’extérieur = pas de pression vers l’extérieur
  • la contraction gravitationnelle n’est plus contrecarrée par la pression radiative
  • le coeur se contracte au point où les électrons et les protons du fer se combinent pour former des neutrons (sa fait de la matière neutronique)
  • Lorsque cette matière neutronique atteint une très grande densité, les forces nucléaires (neutron-neutron) exercent une très grande pression qui fait littéralement rebondir les couches externes.
  • Il y a donc une explosion et les courches externes sont éjectées, cela créer une grosse onde de choc et sa fait une supernova
26
Q

Que font les cadavres stellaires et nommer des exemples?

A
  • c’est le reste de l’étoile quand les réactions nucléaires sont terminées
  • tout dépend de la masse de ce restant:
  • <1.4x la masse du soleil –> naine blanche
  • entre 1.4 et 3x la masse du soleil –> étoile à neutrons
  • > 3x la masse du soleil –> trou noir
27
Q

Qu’est-ce qu’une naine blanche?

A
  • Luminosité assurée par la contraction gravitationnelle.
  • Cette contraction échauffe l’étoile qui produit toujours de la lumière.
  • R environ 10 000 km
  • L environ 0,001x la longueur du soleil
  • Masse moyenne d’environ 0,8x la masse du Soleil
  • Densité d’environ 1 tonne / cm3
  • C’est le sort qui attend notre Soleil.
28
Q

Qu’est-ce qui arrive dans une naine blanche?

A
  • il y a des phénomènes quantiques ce qui amène la dégénérescence des électrons
  • cette pression va arrêter éventuellement la contraction gravitationnelle il n’y a donc aucune luminosité ce qui crée une naine noire
  • au-delà de 1.4x la masse du Soleil, la vitesse moyenne des électrons serait plus grande que celle de la lumière
  • c’est donc la masse limite supérieure pour une naine blanche (c’est ce qu’on appel la limite de Chandrasekhar)
29
Q

Est-ce que la dégénérescence des électrons peut arrêter l’effondrement gravitationnelle résultant de l’explosion d’une supernova?

A

Non, même au-delà des limites de Chandrasekhar

30
Q

Qu’est-ce qui empêche l’étoile à neutron de se comprimer encore plus?

A

La dégénérescence des neutrons

31
Q

Comment agit la luminosité d’toile à neutron?

A

elle est très faible, imperceptible au télescope. Cependant, la plupart sont des pulsars.

32
Q

Qu’est-ce qu’un pulsar?

A
  • c’est une source radio qui émet des brèves impulsions (de 0.01s à 4s)
  • Les impulsions viennent des pôles magnétiques de l’étoile à neutron (ils sont différents des pôles de rotation sur Terre)
  • il y a des faisceaux de lumière radio qui balayent l’espace (comme un phare)
33
Q

Comment agit le pulsar avec le temps qui passe?

A
  • il vas se refroidir
  • sa vitesse diminue et donc le champ magnétique diminue
  • sa entraine une augmentation de la période de pulsation et une baisse de leur intensité.
34
Q

Qu’est-ce qu’un trou noir?

A
  • c’est quand un objet vas être >3x la masse du soleil, l’objet va tellement se condenser que la lumière ne va même plus pouvoir s’en échapper.
  • on ne connait pas sa composition intérieur on pense pt que c’est une genre de soupe de quarks
35
Q

Est-ce que n’importe qu’elle objet peut être un trous noir?

A

Oui, à condition qu’il se comprime dans une sphère de rayon de Schwarzschild (Rs)

36
Q

Qu’arrive-t-il si un objet est assez comprimé au Rs?

A

la courbure de l’espace temps force l’objet à se comprimer d’avantage jusqu’à une densité qui tend vers l’infini et un volume qui tend vers 0. (c’est ce qu’on appel une singularité)

37
Q

Qu’est-ce que l’horizon des évènements/la zone de non-retour?

A

c’est quand la lumière ne peut pas s’échapper d’une sphère délimité par la zone R

38
Q

Avec quoi peut-on détecter un trou noir et comment?

A
  • Effet de lentille gravitationnelle: La lumière en provenant de l’arrière du trou noir est déformé par l’espace temps.
  • Disque d’accrétion: c’est quand un trou noir mange une étoile. La matière qui tombe vers le trou noir est accéléré et émet une grande quantité de rayon X
  • Système binaire: Une étoile qui semble tourner autour de rien ou bien une étoile qui se fait éclipser par un trou noir lorsqu’elle passe derrière

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