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astromomie > les caractéristiques des étoiles > Flashcards

les caractéristiques des étoiles Flashcards

1
Q

I Au XVIIIe et XIXe siècle, certaines idées

héritées du passé avaient la couenne dure: (2)

A

1.Si le Soleil brulait du charbon (le meilleur
combustible aux XVIIIe et XIXe siècle), il aurait du
combustible pour environ 5000 ans.
2. Le Soleil achève donc de brûler ses réserves et la
fin du monde est proche !

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2
Q

Cependant, de grandes théories voient le jour,
et elles sont en conflit direct avec les idées
véhiculées :

A

I Buffon et Lamarck (biologistes) en 1750 : les
espèces animales évoluent sur des dizaines de
milliers d’années.
I Werner (géologue) en 1775 : étudie les roches
sédimentaires et certaines ont plus d’un million
d’années.
I Darwin (biologistes) en 1860 : l’évolution naturelle
se fait sur des échelles de plusieurs millions
d’années.
I Les géologues de la fin du XIXe : la Terre a au
minimum 700 millions d’années.
I Rutherford (physicien) en 1903 : datation
radioactive, certains morceaux de roches ont 700
millions d’années. . .

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3
Q

paradoxe sur lâge du soleil est résolu par:

A

Einstein en 1905 E=mc2

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4
Q

Il y a un équilibre délicat entre deux forces

opposées :(2)

A

I force d’expansion vers l’extérieur dues aux
explosions,
I force vers l’intérieur due à la gravité.

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5
Q

4 forces fondamentales:

A
  1. gravitation
  2. électricité
  3. force nucléaire faible
  4. force nucléaire forte
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6
Q

Hydrogène ordinaire et deutérium ont

exactement les mêmes propriétés chimiques car:

A

c’est l’électron qui est responsable de la

chimie ! ce sont des isotopes

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7
Q

I Des 4 forces fondalentales de la nature, seules
deux de ces forces sont prépondérantes dans le
noyau atomique :

A

1.force nucléaire forte : attraction entre les nucléons
(protons et neutrons)
2. force électromagnétique : répulsion entre les
protons (neutrons sont insensibles)

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8
Q

I Ces forces se combattent l’une l’autre : (ce qui se passe à courte et longue portée)

A

I À très courte portée, la force d’attraction nucléaire
domine,
I À plus grande distance, la force répulsive entre les
protons prend la relève.

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9
Q

role des neutrons:(2)

A

Les neutrons ajoutent de la force d’attraction
et diluent la force répulsive des protons, ce qui
contribue à la stabilité du noyau.

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10
Q

Les atomes les plus légers sont plus stables

lorsque:

A

le nombre de protons = le nombre de

neutrons.

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11
Q

I La force d’attraction nucléaire est à très courte

portée. Si le noyau devient trop gros,

A

la force
répulsive des protons (à plus longue portée)
devient trop importante et l’atome est instable.

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12
Q

Si le nombre de protons augmente,

A

il faut
ajouter proportionnellement plus de neutrons
que de protons pour compenser la répulsion des
protons.

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13
Q

La stabilité du noyau dépend donc de:

A

la

balance entre les deux forces antagonistes.

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14
Q

radioactivité=

A

facilité d’un noyau atomique à se désintégrer, à être perturbé, instable…

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15
Q

Les types de désintégrations radioactives sont : (3)

A

I désintégration beta-
I désintégration beta+
I désintégration alpha

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16
Q

désintégration beta-

A
  1. transmutation=un neutron se transforme en proton et, pour garder charge univers stable, création un électron.
  2. neutron −> proton + électron
17
Q

désintégration beta+

A
  1. transmutation dun proton en neutron et… positron, pour garder charge positive du proton
  2. antimatiere!
  3. proton −> neutron + positron
18
Q

désintégration alpha

A
  1. Si le noyau contient trop de neutrons et de
    protons, il peut éjecter un « morceau » de
    noyau : 2 protons et 2 neutrons.
  2. cest un noyau d’helium tres energétique
  3. il y a donc une limite a la taille des noyaux
19
Q

vallée de la stabilité:

A
  1. en haut, alfa car instable,
  2. a gauche (trop de neutrons=transmutation proton plus electron)
  3. a droite, trop protons donc neutron plus positron
20
Q

notation ZA: a et z représentent quoi?:

A

a= nucleons et z = protons

21
Q

Il existe deux types de réactions nucléaires :

A

la fusion (2 atomes légers forme un atome plus
lourd)
I la fission (un atome lourd se scinde en atomes plus
légers)

22
Q

Le bilan énergétique de la réaction nucléaire

peut être:

A

positif ou négatif

23
Q

conséquence, pendant réaction nucléaire, si masse a changée…

A

dégagement d’énergie selon E=mc2 ou m est masse manquante.

24
Q

Plus le résultat de la réaction nucléaire

s’approche du fer,…plus ca….

A

libere de lenergie!!

25
Q

assemblement de deux atomes plus petits=

A

fusion nucléaire

26
Q

division de deux atomes plus gros et instables

A

fission nucléaire

27
Q

nucléosynthese (2 choses) =

A

1.synthese datomes plus gros car avant il y avait juste
H et He…
2. naissance du soleil.

28
Q

naissance du soleil :

A
  1. Au début, c’est un nuage d’hydrogène.
    2.Sous l’effet de la gravité, les atomes commencent à
    se regrouper de plus en plus serrés.
  2. Plus ils sont serrés, plus la température monte.
  3. Plus les collisions sont violentes, plus les protons
    s’approchent les uns des autres (malgré qu’ils se
    repoussent !)
  4. Lorsque la température atteint 10 000 000 K, les
    collisions sont si violentes que la barrière de
    Coulomb est franchie et la force nucléaire forte
    embarque : les protons fusionnent et l’étoile
    s’« allume ».
  5. La nucléosynthèse commence.
29
Q

La chaîne proton-proton:

A
  1. du a laugmentation de température et de pression… la barriere de coulomb et fusion nucléaire…
  2. réaction tres lente selon température!
30
Q

conditions (2) pour cycle CNO

A
  1. température de 15000000K
  2. presence de carbone, donc explosion préalable dun autre etoile
    … va beaucoup plus vite que cycle CNO
31
Q

condition pour processus triple alpha: + effet:

A
  1. température de 100000000K

2. responsable de la synthese du carbone

32
Q

concernant la fusion du fer pour une etoile (2)…

A
  1. impossible, car cela demanderait de lenergie et refroidirait letoile…
  2. autre processus… capture des neutrons pour former atome plus gros que le fer.
33
Q

densité du soleil…

A

la majorité des activitées se passent au centre

34
Q

Est-ce qu’une étoile pourrait

se dérégler ? Non. pk (2)

A

I Advenant une baisse du taux de réactions
nucléaires, la gravité prend momentanément le
dessus. L’étoile se contracte, la pression et la
température augmentent dans le noyau et le
taux de réaction se replace.
I Advenant une augmentation du taux de
réaction, l’étoile augmente momentanément de
volume. Baisse de pression et de température
au coeur, moins de réactions nucléaires.

35
Q

structure du soleil:(5)

A
  1. cœur ou noyau/ 0 a 0,25 masses solaires et lieu des réactions nucléaires
  2. zone de rariation/0,25 à 0,7 rs, l’énergie
    produite dans le noyau se propage sous forme
    de photon. Il faut jusqu’à 200 000 ans aux
    photons pour traverser cette zone, dû à
    l’opacité du gaz ionisé, aux absorptions et
    réémissions dans des directions aléatoires
  3. zone de convection/Zone convective : 0,7 à 1 rs, des courants de
    convection de matière surchauffée montent
    vers la surface (voyage de 2 mois).
  4. photosphère/quelques 100aine
    de km d’épaisseur, densité plus
    faible que l’atmosphère
    terrestre, température moyenne
    de 5800 K.
  5. couronne solaire
36
Q

Les zones au-delà de la photosphère composent

l’atmospère solaire. Il y a 2 zones :

A

I chromosphère : immédiatement au-dessus de la
photosphère, quelques 2000 km d’épais (c’est
mince), températures autour de 10 000 K.
Présence de jets de gaz appelés spicules. Raies
spectrales d’absorption et d’émission.
I couronne : zone très peu dense, la température
augmente à 1 000 000 K. Pas de limite précise,
elle génère le vent solaire, un flux de matière
chaude qui est éjecté en continu.

37
Q

Granules :

A 
de formes
irrégulières, sans cesse
changeant (durée de vie de 10
min), elles sont les sommets
visibles des courants de
convection. T=5800 K.
38
Q

Tâches solaires:

A

zones sombres de la photosphère où le
magnétisme est plus intense. Le magnétisme ralentit
localement le mouvement de convection local, d’où la
température plus faible (environ 4000 K). Diamètre
pouvant atteindre 25 000 km, durée de vie de plusieurs
années.

astromomie (11 decks)

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