1/Rappel formation de l’univers :

http://www.astrosurf.com/lombry/cosmos-creation.htm

12/Fluctuations de matieres :

Les fluctuations de 1/100000e de degré du rayonnement du fond du ciel relevées par l'instrument DMR du satellite COBE. La résolution est de 7°. Ce rayonnement est isotrope et contient des irrégularités (en rose) provoquées par des concentrations de matière dans un univers âgé de quelques centaines de milliers d'années. A partir de cette époque l'univers est devenu transparent au rayonnement qui pouvait le traverser sans être absorbé par la matière principalement constituée d'hydrogène. Document NASA/COBE.

http://www.astrosurf.com/lombry/cosmos-structure.htm

13/loi de Jeans :

La masse de Jeans

Pour comprendre l'interaction gravitationnelle qui unit les systèmes binaires ou multiples, les astronomes ont dû quantifier la relation qui liait la pression interne d'une masse à la force de la gravitation. En 1902 William Jeans trouva une formule qui donnait la masse minimum nécessaire pour que la gravitation d'un corps puisse vaincre sa pression. Il s'agit de la masse de Jeans, Mj qui s'écrit :

p, la pression interne

G, la constante de la gravitation

, la densité de la matière.

avec

14/Composition initiale de l’univers (QQ 100.000 ans)

Hydrogène Hélium Carbone Néon Azote Oxygène Magnésium Silicium Fer Argon Soufre

1 0.15 0.0003 0.0022 0.00009 0.0007 0.000008 0.003 0.00015 0.000014 0.000016

Abondances relatives des éléments dans l’univers

Valeurs minimales selon C.W.Allen, Astrophysical Quantities, University of London, 1973.

2/Le soleil

21/Son spectre

http://www.astrosurf.com/lombry/sysol-soleil2.htm

22/Composition

Elément % en Nombre % en Masse

Hydrogène 92,000 73,400

Hélium 7,800 25,000

Carbone 0,020 0,200

Azote 0,008 0,090

Oxygène 0,060 0,800

Néon 0,010 0,160

Magnésium 0,003 0,060

Silicium 0,004 0,090

Soufre 0,002 0,050

Fer 0,003 0,140

COMPOSITION DU SOLEIL

23/Corps noir et relation masse luminosité

Masse initiale de

l'étoile (en masses

solaires, Mo)

30 Mo 10 Mo 3 Mo 1Mo 0,3 Mo

Luminosité (Soleil = 1)

Pendant séquence principale

10.000 1.000 100 1 0,004

24/Le moteur Nature des réactions

Combustion de l'hydrogène4 1H --> 4He(réaction proton-proton) http://nrumiano.free.fr/Fetoiles/energie.html

Combustion de l'hélium3 4He --> 8Be + 4He --> 12C12C + 4He --> 16O

Combustion du carbone2 12C --> 4He + 20Ne20Ne + 4He --> n + 23Mg

Combustion de l'oxygène2 16O --> 4He + 28Si2 16O --> 2 4He) + 24Mg

Combustion du silicium2 28Si --> 56Fe

Photodissiociation du fer56Fe --> 13 4He + 4 n

Température d'ignition(en millions de degrés K)

10

 

100

 

600

 

1.500

4.000

6000

http://www.univ-lemans.fr/enseignements/chimie/01/deug/sem2/fusion.html

La fusion thermonucléaire dans le Soleil et les autres étoiles Le soleil rayonne une énergie de 3.9 1026 W (watts) depuis des milliards d'années. Le soleil brûle de l'hydrogène dans un four nucléaire. La réaction de fusion dans le soleil est un processus en plusieurs étapes dans lequel l'hydrogène est brulé pour donner de l'hélium comme le montre la figure.

Le cycle commence par la collision de 2 protons (1H + 1H) pour former un deuteron (2H), avec la création simultanée d'un positron (e+) et d'un neutrino (ν). Le positron rencontre très rapidement un électron libre (e-) et les 2 particules s'annihilent, l'énergie de leur masse se manifestant sous la forme de 2 photons gamma (γ). Dès que le deuteron a été produit, il collisionne rapidement un autre proton et forme un noyau 3He et un photon γ. Deux de ces noyaux 3He peuvent se rencontrer comme la ligne du bas le montre. A la fin, cela conduit à la combinaison de 4 protons et 2 électrons pour former une particule alpha (α, 4He), 2 neutrinos et 6 photons γ. Ainsi, l'équation finale est :

L'énergie libérée dans cette réaction est :

où 1.007825 u est la masse d'un atome d'hydrogène et 4.002603 u celle d'un atome d'hélium; les neutrinos et les photons γ n'ont pas de masse, ils n'interviennent donc pas dans le calcul de l'énergie produite.

La fusion de l'hydrogène sur le soleil dure depuis environ 5 milliards d'années et les calculs indiquent qu'il y a encore assez d'hydrogène pour que cela continue pendant une durée équivalente.

25/ L’évolution du soleil

http://www.astrosurf.com/lombry/sysol-soleil4.htm

http://www.astrosurf.com/lombry/diversite-etoiles6.htm