La tête dans les étoiles

1. La tête dans les étoiles Partie 1 Pascal Chardonnet Université de Savoie & LAPTH

2. Du Sidereus Nuncius…

3. à l'homo-kosmikòs

4. Merveille de technologie éphémère

5. Les pyramides des temps modernes…

6. …ou futurs

7. Des femmes et des hommes à la poursuite d’une même idée: comprendre notre univers

8. Ordres de Grandeur Compter Peser Mesurer Observer Des nombres, petits et grands

9. Notre Soleil: « l’étoile unité » Le Soleil a un rayon moyen de 690.000 km =109 rayon terrestres et une masse de 2 1030 kg =300.000 Terre Il rayonne 400 milliards de milliards de mégawatts Sa durée de vie est estimée à environ 10 milliards d’années Image de la chromosphère du Soleil en ultra-violet

10. Notre Galaxie : des milliards de Soleil 100 millions de milliards de km

11. L’Univers est grand…Très GRAND

12. Les confins de l’Univers:130.000.000.000.000.000.000.000 km

13. « des univers îles »

14. L’Univers est fait de vide • Densité de l’eau: 1 gramme/cm3 • Densité de la Terre: 5 gramme/cm3 • Densité de l’Univers: 0,000.000.000.000.000.000.000.000.000.02 gramme.cm3 Composition: 80 % hydrogène ~20 % hélium < 1% reste Tous les autres éléments ont été formés dans les étoiles

15. Le Milieu Interstellaire:
 la pierre de Rosette L’espace entre les étoiles est PRESQUE vide: il est rempli de gaz et de poussières qui produisent les plus belles images du cosmos et aussi donnent naissance aux Etoiles

18. Des nuages de gaz gigantesques: autant de réserve pour de nouvelles étoiles.

22. Images du Télescope Spatial de Hubble de la nébuleuse d’Orion qui montre 5 jeunes étoiles, avec leur disque.

26. De jeunes étoiles chauffent ce gaz et le sculpte. Des globules émergent et contiennent de jeunes étoiles en formation Des pépinières d’étoiles dans La nébuleuse M16 située à 7000 années lumières de nous. La hauteur de ses piliers est de une année lumière.

29. Reste d’une supernova dans le Cygne

30. La naissance des étoiles La formation des étoiles est certainement le plus fondamental des processus en astrophysique: le milieu interstellaire, les galaxies en dépendent. Malheureusement il n’existe pas de théorie de formation des étoiles Mais… les astrophysiciens ont des idées. Et les télescopes de très bon yeux La Gravité: l'attraction fatale

31. Les étoiles sont des points lumineux

32. L’étoile la plus proche de nous: Proxima du Centaure 4,22 années lumière

33. Ce sont des points de différentes couleurs La couleur d’une étoile est déterminée par sa température de surface: Rouge: froid Bleu: chaud

34. Le spectre électromagnétique James C. Maxwell

35. Les yeux de Spitzer Visible Infrarouge

36. Spectre du Soleil Chaud = bleu Froid = rouge Wilhelm Wien Joseph Stefan

37. Notre étoile, le Soleil a une température de surface de 5700 K 400 milliards de milliards de mégawatts !

38. Les spectres de raies : l’ADN des éléments Niels Bohr

39. Betelgeuse Distance : 425 années Température de surface: 3600 K Masse = 20 fois le Soleil, Diamètre = 600 fois le Soleil

40. Les extra-terrestres nous analysent Taille en mètres Poids en kg

41. Nous analysons les étoiles: le diagramme d’Hertsprung-Russell Hertsprung Russell et Rosseland

42. Répartition en fonction de la masse Relation Masse-Luminosité: Durée de vie:

43. Luminosité

45. Le secret de l'énergie solaire La théorie de von Helmoltz et de Lord Kelvin L’énergie est conservée. Un barrage est un exemple de transformation de l’énergie potentielle en énergie cinétique. Dans le Soleil on peut imaginer un tel processus par contraction gravitationnelle.

46. La constitution interne des étoiles Eddington réalisa le premier modèle théorique du Soleil. Ses calculs montrèrent que le cœur du Soleil est très dense et sa température atteint plusieurs millions de degrés. Il montra également que le modèle de von Helmoltz et de Lord Kelvin ne pouvait pas expliquer pourquoi le Soleil brillait. Sa durée de vie serait de seulement 20 millions d’années! Arthur S. Eddington

47. Pression Température La clé: l’équilibre hydrostatique Gravité Gravité Gravité Gravité La pression à l’intérieure de l’étoile contrebalance la force de gravité

48. Une découverte importante En 1920, Francis Aston mesura la masse d’un noyau d’helium et S’aperçut qu’il était plus léger de 0.8 pourcent de la somme de ses constituants: deux neutrons et deux protons. « Un verre d’eau contient assez d’énergie pour emporter le Queen Mary de l’autre côté de l’atlantique » Francis Aston Eddington comprit que cette découverte expliquait pourquoi les étoiles brillent si longtemps.

49. L’équilibre hydrostatique L’énergie libérée par la fusion dans le cœur des étoiles produit une force de pression qui contrebalance la force de gravitation qui tend à contracter l’étoile: c’est l’équilibre hydrostatique. C’est la compétition entre ces deux forces qui détermine la stabilité et l’évolution des étoiles. Plus une étoile est grosse et plus la force de gravitation est Importante. En conséquence, elle doit brûler son carburant nucléaire plus vite pour avoir une luminosité plus grande

50. La fusion thermonucléaire: transformer l'hydrogène en hélium E = mc2