diapo année 2 n°1
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diapo année 2 n°1 Presentation Transcript

  • 1. Conférence Braa, Marie-Claire, Marie et Amélie. Les Nébuleuses
  • 2. I- Présentation du conférencier: Woerhling Daniel et de la société d'astronomie de NANTES (SAN) 1-) La SAN (Société Astronomique de Nantes) 2-) Daniel Woerhling II- Les nébuleuses 1-) Les nébuleuses qui permettent la naissance des étoiles 2-) Les nébuleuses conséquence de la mort des étoiles III- Conclusion ( ouverture sur le soleil) Sommaire
  • 3. Schéma représentant le processus qui permet de comprendre comment la composition des nébuleuses c'est compliqué au fil des années.
  • 4. I. 1-) La SAN ( Société Astronomique de Nantes ) Le 5 août 1971 était déposée à la préfecture de Loire-Atlantique une déclaration de création d'une association dénommée Société d'Astronomie de Nantes dont le but était de réunir entre elles les personnes qui s'intéressent à l'astronomie, à l'astrophysique et à l'étude des phénomènes célestes en général. Dès sa fondation, la SAN fut très active et oeuvra afin de concilier son double objectif, menant de front la pratique de l'astronomie et l'action pédagogique et culturelle . C'est ainsi qu'en trente ans elle a accueilli des centaines de passionnés dont nombre de jeunes. Parallèlement, et dans la grande tradition des astronomes amateurs, elle mena une action importante envers le public afin de partager l'amour des sciences et la passion de l'astronomie. L'organisation de grandes conférences publiques devint rapidement l'un des fleurons de son activité et à ce jour les conférences de la SAN, qui reçoivent les plus grands noms de l'astronomie et des sciences, ont déjà touché plusieurs dizaines de milliers de personnes et font de la SAN l'une des sociétés les plus en vue pour ce type d'activité. Ils font également des observations du ciel lors de grands événements astronomiques.
  • 5. Président de la SAN, organisateur du cycle de conférences , Daniel WOEHRLING s'est fait connaître entre autres par son diaporama, mais aussi il y a quelques années par la photographie. Personnage aux multiples facettes, il est passionné de sciences et épris de vulgarisation. Daniel WOEHRLING a écrit plusieurs fascicules et est organisateur des Journées de Nantes. I. 2-) Daniel Woerhling
  • 6. II. 1-) Les nébuleuses qui permettent la naissance des étoiles 0,1 0,3 0,4 1,1 2,2 Multiplier par la masse du soleil ( =1,98892 × 10^30 kilogrammes ) Supernovae
  • 7. Carte d'identité: Nom : Les Nébuleuses primitives Métier : donner naissance aux étoiles. Températures : elles ont une température très faible (environ -260°c). Tailles : plusieurs années lumières de diamètre. Composition : de 90% d'hydrogène, 9% d'hélium et 1% d'éléments rares, de poussières... Densité : très faible, quelques centaines d'atomes par centimètre cube environ.
  • 8. Selon un processus encore mystérieux, une masse de gaz va s'isoler et va commencer à s'effondrer sur elle-même en formant une sorte de cocon baptisé proto-étoile . Elle prend la forme d'une boule plus ou moins sphérique. Et plus elle se contracte, plus sa densité augmente, plus sa température augmente et plus elle s'effondre rapidement. Le cycle est lancé. Plus rien ne peut l'arrêter. Cet effondrement se poursuivra plusieurs millions d'années durant. Contraction, échauffement jusqu'à la fusion de l'hydrogène: -les étoiles produisent leur énergie et brillent -fabrication de nouveaux atomes
  • 9. II. 2-) Les nébuleuses conséquence de la mort des étoiles La mort des étoiles survient lorsque le carburant nucléaire principal, l'hydrogène, fait défaut au centre. La mort des étoiles peu massives Pour les étoiles dont la masse est inférieure à 1,4 fois celle du Soleil , le processus s'arrête lorsque tout l' hélium est épuisé et que la température n'est pas suffisante pour amorcer la fusion du carbone. La matière issue des couches externes de l'étoile est expulsée dans l'espace. Les restes éparpillés de cette enveloppe forment ce que l'on appelle une nébuleuse planétaire . Celle-ci va se disperser dans le milieu interstellaire en quelques centaines de milliers d'années . Le cœur de l'étoile, lui, va s'effondrer à nouveau sous l'effet de la gravité. A ce stade, l'étoile est devenue une naine blanche dont la température varie entre 5000 et 100 000 K. Cette naine blanche est à peu près de la taille de la Terre avec une masse pratiquement égale à sa masse initiale. La densité y est donc très élevée. Les naines blanches sont des étoiles en rotation rapide , car elles gardent la rotation de l'étoile initiale tout en étant beaucoup plus petite. Une fois leur température assez basse , elles deviennent des astres morts , des naines noires .
  • 10. La mort des étoiles massives Les étoiles massives (dont la masse est supérieure à 1,4 fois celle du Soleil) ont des températures centrales beaucoup plus élevées . Elles s'éteignent donc rapidement, après trois ou quatre millions d'années . L'hydrogène (transformé en hélium par les réactions thermonucléaires) s'étant complètement épuisé au centre de l'étoile, celle-ci se contracte à nouveau sous l'effet de la gravité et la température s'élève encore . Autour du milliard de degré, ce sont les noyaux de carbone qui fusionnent. La mort se prépare quand le cœur de l'étoile approche les 5 milliards de degrés . A ce stade, l'étoile va se contracter rapidement, puis s'effondrer ce qui provoque une formidable explosion , brillante comme plusieurs centaines de millions de soleils . C'est une supernova . Les produits vont être expulsés dans l'espace, puis se refroidir, formant un nuage. Mais contrairement à la nébuleuse qui a donné naissance à l'étoile, cette fois, la nébuleuse contient des éléments lourds. L'étoile aura donc permis de produire des éléments plus complexes.
  • 11. III. Conclusion ( ouverture sur le soleil ) La naissance d'un nouveau soleil. Lorsque la température du cocon central atteint 9000°C , les électrons ne peuvent plus rester "accrochés" aux atomes, et s'en séparent. Il se forme alors un plasma , véritable soupe de particules, composée de protons, de noyaux atomiques et d'électrons. A cause de son mouvement de rotation sur elle-même , la force centrifuge oblige la nébuleuse à s' aplatir dans un plan . Cette dernière prend alors l' allure d'un disque . L'attraction gravitationnelle de la protoétoile permet à celle-ci "d'aspirer" le gaz alentour, qui s'effondre sans cesse vers elle. Lorsque la température atteint 1 million de degré celsius, l'énergie libérée lors des chocs entre les atomes de deutérium que les premières réactions de fusions nucléaires apparaissent . Dès lors, l'évolution de l'étoile est guidée par sa masse et sa luminosité. Grâce à ces deux paramètres bien connus, les physiciens lisent dans les grandes lignes le destin des étoiles.