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Le destin des étoiles

Le destin des étoiles. Les étoiles… CSNSM CNRS-IN2P3 Depuis la nuit des temps, les hommes observent les étoiles. Elles semblent immuables, insensibles

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Le destin des étoiles

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Les étoiles…

CSNSM CNRS-IN2P3

Depuis la nuit des temps,les hommes

observent les étoiles.

Elles semblent immuables, insensibles au temps qui passe

Mais est-ce vrai ?

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Une étoile a explosé !

En 1054, les Chinois et les indiens

Navajos ont observé l’explosion d’une

étoile….

CSNSM CNRS-IN2P3

On voit encore les restes de nos jours : Il s’agit de la nébuleuse du crabe.

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Le classement des étoiles

CSNSM CNRS-IN2P3

En 1905, Hertzsprung au Danemark,

Russel aux USA,placent les étoiles sur un diagramme

selon leur luminosité et leur température

3000°5000°7500°30000°

1

100

10000

0,01

0,0001

luminosité

Séquence principale

Géantes

Naines

soleil

Fin XIXème, on mesureLes luminosités,Les distances,les couleursdes étoiles

Super géantes rouges

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Les spectres lumineux

CSNSM CNRS-IN2P3

A très haute température chaque élément émet un

spectre de lumière caractéristique des éléments chimiques

présents

Si la lumière traverse de la matière chaude, comme à la surface des étoiles, on

peut observer à la place un spectre d’absorption

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L’abondance des éléments•Spectres de lumière des étoiles et du soleil

•Echantillons de terre, lune, météorites, matière interstellaire

•Rayonnement cosmique

CSNSM CNRS-IN2P3

HHe

D

Li Be B

groupe du fer

Abondance relative

1

0,01

104

100

108

106

1010

Masse atomique

0 50 100 150 200 250

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Qu’est-ce que la matière ?

matière atome électron

noyauPhoto CERN

molécule atome

CSNSM CNRS-IN2P3

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Les éléments chimiques

La table périodique des éléments de Mendeleiev

CSNSM CNRS-IN2P3

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Qu’est-ce que la matière ?

molécule atome noyau nucléon

matière atome électron proton

noyau neutron

quarks

Photo CERN

CSNSM CNRS-IN2P3

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Les isotopes de l’hydrogène

deutérium2H

1 électron1 proton1 neutron

tritium3H

1 électron1 proton2 neutrons

hydrogène1H

1 électron1 proton

CSNSM CNRS-IN2P3

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L’abondance des éléments

CSNSM CNRS-IN2P3

Li Be B

H

D

Abondance relative

1

0,01

104

100

108

106

1010

Masse atomique0 50 100 150 200 250

N=50

N=82 N=126

groupe du fer

He

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Processus de fusion

CSNSM CNRS-IN2P3

Deux noyaux fusionnent pour n’en former qu’un seulen libérant de l’énergie

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La fusion dans les étoiles1H

hydrogène

2Hdeutérium

3Hehélium 3

4Hehélium 4

CSNSM CNRS-IN2P3

1 milliard d’années1 seconde 1 million d’années

Hans Bethe

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Combustion de H

Equilibre gravitation – rayonnement

Augmentation de la concentration en hélium au

cœur

Principalement de

l’hydrogène et de l’hélium

Contraction gravitationnelle

Fusion de l’hydrogène

hydrogènehélium

hydrogènehélium

CSNSM CNRS-IN2P3

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Fin de la combustion de H

Augmentation de la

température au cœur et en périphérie ;

Eventuelle combustion en couche de l’hydrogène ;

Peu d’hydrogène au cœur:

* Fin de la combustion de l’hydrogène

* Contraction du cœur d’hélium

* Contraction de l’étoile

hydrogène

hélium

hydrogènehélium

CSNSM CNRS-IN2P3

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Etoile géante rouge

hydrogènehélium

Augmentation

considérable de

La taille de l’étoile

Diminution de

la température

de surface

hydrogène

hélium

Combustion centrale de l’hélium

Combustion en couche de l’hydrogène ;

CSNSM CNRS-IN2P3-> rouge

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Le destin du soleil

CSNSM CNRS-IN2P3

Nainesombre

Séquenceprincipale

H

TempératureMillions °

10

Durée (ans)10 milliards

Densité/cm3

Naineblanche

1 M

100

100 millions

100 kg

Géanterouge

HHe

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Le destin du soleil

CSNSM CNRS-IN2P3

Maintenant, après 4-5 milliards d’années

Une naine sombre

Dans 5-6 milliards d’années

Une géante rouge Une naine blanche

© G

reg

ory

C.

Slo

an

Séquence principale

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Le destin du soleil

CSNSM CNRS-IN2P3

3000°5000°7500°30000°

1

100

10000

0,01

0,0001

luminosité

Séquence principale

Géantes rouges

Naines blanches

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Fabriquer les éléments légers

CSNSM CNRS-IN2P3

1H 2H

3He 4He

24Mg

23Na

20Ne

23Mg

26Al

16O

27Al 29Al

29Si

31P

32S

30Si28Si27Si26Si

29P

30S

2

16

8

15

12

14

11

13

10

9

6

7

5

4

1

3

protons

1 2 43 5 6 7 8 10 119 141312 15 160 neutrons

12C

3 4 He

12 C

Vers le fer

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Etoile massive supergéante

rouge

HH HeC,OHe

H

H

He

C,O

Ne,Na,Mg

H

HeC,O

Ne,Na,Mg

Al, Si, P, S

H

HeC,O

Ne,Na,MgAl, Si, P, S

Fe

CSNSM CNRS-IN2P3

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Etoile massive

géante bleue

He

HH

He

C,O

H

He

C,O

Ne,Na,Mg

Certaines étoiles massives perdront toute leur enveloppe d’hydrogène

et même d’hélium

H

He

C,O

Ne,Na,Mg

Al, Si, P, S

H

He

C,O

Ne,Na,Mg

Al, Si, P, S

Fe

CSNSM CNRS-IN2P3

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supergéantes

2 M •

600

10 000

1 100 tonnes

HeH

C,O

Le destin des étoiles…

CSNSM CNRS-IN2P3

Séquenceprincipale

H

TempératureMillions °

10

Durée (ans)10 milliards100 millions

Densité/cm3

100

100 millions

100 kg

Géanterouge

HHe

Naineblanche

1 M •

Nainesombre

C,OHe

H

Fe

1000…

1 100 1000 tonnes

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Les éléments légers

CSNSM CNRS-IN2P3

Li Be B

H

D

Abondance relative

1

0,01

104

100

108

106

1010

Masse atomique0 50 100 150 200 250

N=50

N=82 N=126

C, O, Ne, Mg, Si…

He

groupe du fer

He

Les éléments légers

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Energie de liaison par nucléon

56Fe

fusionfission

CSNSM CNRS-IN2P3

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Les inventeurs de la nucléosynthèse

CSNSM CNRS-IN2P3

Margaret et Geoffrey Burbidge, William A. Fowler, et Fred Hoyle(juillet 1971)

Le secret de fabrication des éléments lourds est découvert en

1957

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Principe de la nucléosynthèse

CSNSM CNRS-IN2P3

616058

59

59

5756 5855

protons

26 Fe 54

27 Co

28 Ni

29 Cu

62

63 65

•• Capture d’un neutron •• Radioactivité –

ν epn

neutrons30 4035

64

Il y a compétition entre

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Le processus lent

30

40

50

60

70

80

90

100

20

protons

232Th238U

209Bi

56Fe

neutrons30 40 50 60 70 80 90 100110 120 14013020 150 160 170

CSNSM CNRS-IN2P3

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Les éléments du processus lent

CSNSM CNRS-IN2P3

Li Be B

H

D

Abondance relative

1

0,01

104

100

108

106

1010

Masse atomique0 50 100 150 200 250

N=50

N=82 N=126

C, O, Ne, Mg, Si…

He

groupe du fer

L

L L

He

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Nucléosynthèse avec beaucoup de neutrons

CSNSM CNRS-IN2P3

616058

59

59

5756 5855

protons

26 Fe 54

27 Co

28 Ni

29 Cu62

63

64

65

Capture d’un neutron Radioactivité –

neutrons30 4035 45

ν epn

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Le processus rapide

neutrons

protons

30

40

50

60

70

80

90

100

20

232Th238U

209Bi

56Fe

30 40 50 60 70 80 90 100110 120 14013020 150 160 170

N=50

N=82

N=126

CSNSM CNRS-IN2P3

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L’abondance des éléments

CSNSM CNRS-IN2P3

Li Be B

H

D

Abondance relative

1

0,01

104

100

108

106

1010

Masse atomique0 50 100 150 200 250

N=50

N=82 N=126

C, O, Ne, Mg, Si…

He

groupe du fer

L

L L

R

R R

He

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Le destin des étoiles…

CSNSM CNRS-IN2P3

Nainebrune

Séquenceprincipale

H

TempératureMillions °

10

Durée (ans)10 milliards100 millions

Densité/cm3

Naineblanche

1 M •

supernova

Quelques secondes

100

100 millions

100 kg

Géanterouge

HHe

supergéantes

2 M •

600

10 000

1 100 tonnes

HeH

C,OC,O

HeH

Fe

1000…

1 100 1000 tonnes

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Explosion d’une supernova

1985CSNSM CNRS-IN2P3

© A

nglo

-Aust

ralia

n O

bse

rvato

ry

février 1987

© A

nglo

-Aust

ralia

n

Ob

serv

ato

ry

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La supernova SN1987A

En février 19872 semaines après l’explosion

CSNSM CNRS-IN2P3

Il a fallu 170 000 ans pour que la lumière nous parvienne !

En 2003

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La nébuleuse du crabeà 6000 années lumière de la terre,

l’explosion de cette supernova avait été observée en 1054CSNSM CNRS-IN2P3

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Des étoiles meurent, d’autres naissent…

Une étoile meurt…

Des étoiles naissent…

CSNSM CNRS-IN2P3

La supernova SN1987

La nébuleuse du crabe

Orion

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La vie du soleil

CSNSM CNRS-IN2P3

3000°5000°7500°30000°

1

100

10000

0,01

0,0001

luminosité

Séquence principale

Géantes rouges

Naines blanches

~1010 ans

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La vie d’une

étoile de 15 M

CSNSM CNRS-IN2P3

3000°5000°7500°30000°

1

100

10000

0,01

0,0001

luminosité

Séquence principale

Géante rougeSuper géante rouge

~1,2 x 107 ans

~1,1 x 107 ans

Meurt en Supernova ; enrichit le

gaz interstellaireen éléments

lourds

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Le processus rapideprotons

30

40

50

60

70

80

90

100

20N=50

N=82

N=126

30 40 50 60 70 80 90 100110 120 14013020 150 160 170

neutrons

ETFSI

DM

CSNSM CNRS-IN2P3

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Ce que les physiciens étudient

au CSNSM

CSNSM CNRS-IN2P3

Centre de Spectrométrie Nucléaire et de Spectrométrie de MasseCNRS-IN2P3 et Université Paris-Sud

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L’expérience MISTRAL au CERN

Mesures de masses à quelques 10 millionièmes près

Pour des noyaux de demi-vie de quelques millisecondes

CSNSM CNRS-IN2P3

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Le Soleil vu par SOHO

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Etude du soleil avec Integral

CSNSM CNRS-IN2P3

Masque IBIS 15 keV - 10 MeVE/E ~ 6% 1’

Masque XRM 3 - 35 keV

STR

SPECTROMETRE 20 keV - 8 MeV

E/E ~ 2%0 à 1 MeV 2°

Le satellite INTEGRAL

mis sur orbite fin 2002

« Flare » solaire 28 octobre

2003

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Collecte et étude de micrométéorites

CSNSM CNRS-IN2P3

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Et ce n’est pas tout…

CSNSM CNRS-IN2P3

La vie des étoiles n’a été décrite que pour des étoiles isolées. Les systèmes binaires sont très nombreux…

Novae; autres supernovae; sursauts gamma…

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Quelques sites web sur les métiers scientifiques

http://www.sg.cnrs.fr/drh/publi/pdf/CNRS-metiers.pdf

http://www.sg.cnrs.fr/drh/publi/pdf/CNRS-metiers-fiches.pdf

http://www.int-evry.fr/femmes_et_sciences/diaporama/Fillesetgarcons.htm

http://www.elles-en-sciences.org/home.php

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La supernova SN1987A

En février 19872 semaines après l’explosion

En 1994CSNSM CNRS-IN2P3

Il a fallu 170 000 ans pour que la lumière nous parvienne !

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Etoile massive supergéante

rouge

H

He

C,O

HH HeC,OHe

H

H

He

C,O

Ne,Na,Mg

H

HeC,O

Ne,Na,Mg

Al, Si, P, S

H

HeC,O

Ne,Na,MgAl, Si, P, S

Fe

CSNSM CNRS-IN2P3HH