cours 1 : la matière dans l'univers / partie 1
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La semaine prochaine – Classe inversée Des éléments aux roches
La matière dans l’UniversPartie 1 : Origine de la matière
Caractérisation de la matière
Mendeleiev Dimitri Ivanovitch (1834-1907)
Éléments des Terres Rares,ETR(Rare-Earth Elements,REE)
Les éléments : 90 naturels (de 1 à 92 protons)
Caractérisation de la matière
Caractérisation de la matière
Caractérisation de la matière
Les Isotopes
Eléments ayant les mêmes propriétés chimiques portent le même nom.
Ils se différencient par leur masse pas le même nombre de neutrons.
Les isotopes instables marqueurs du temps.Les isotopes stables
marqueurs des phénomènes à basse température (<300°C)
ZAX2
4HeZ 2A 4X '
Radioactivité a :
Caractérisation de la matière
Les Isotopes
La proportion d’isotopes instables qui disparaît est toujours la même
dNdt
NN = nombre d’atomes qui se désintègrent en fonction du tempsl = constante de désintégration
N(t ) Noe tN = nombre d’atomes radioactifs restant à t
No = nombre d’atomes radioactifs initial (à to)
LA PERIODE RADIOACTIVE ou la demi-vie : TTemps pour que la moitié des atomes radioactifsse soient désintégrés
T ln2
No2
Noe T
Caractérisation de la matière
Les Isotopes
Je veux étudier la formation d’une chaîne de montagne, donc dater les roches qui s’y trouvent. Quels éléments vais-je analyser ?
Je veux étudier la formation d’une chaîne de montagne, donc dater les roches qui s’y
trouvent. Quels éléments vais-je analyser ?
A. Carbone 14B. Plutonium 239C. Iode 129D. Uranium 235E. Potassium 40F. Uranium 238G. Thorium 232
Chimie de l’Univers
Pourcentage en masse dans les roches continentales
Chimie de l’Univers
H, He, O, Si, Al, Fe, Ca, Na, K et Mg.
Pourquoi une telle parcimonie dans l’utilisation des éléments chimiques pour «construire» la Terre et les autres planètes du Système Solaire ?
Chimie de l’Univers
Les 10 éléments utilisés sont les plus abondants dans le système solaire.
Chimie de l’Univers
L’univers, 15 Ga.
Nucléosynthèse interstellaire.
Nucléosynthèse stellaire.
Nucléosynthèse primordiale.
Les étoiles.
Nuages de gaz.
Expliquer la courbe d’abondance des éléments revient à répondre à cette question :
Origine des éléments chimiques
La physique que nous connaissons fonctionnerait jusqu’à 10-43s (temps de Planck) après le Big Bang
Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse primordiale
La physique que nous connaissons fonctionnerait jusqu’à 10^-43s (temps de Planck) après le Big Bang
wikipedia
•Théorie unifiée du contenu matériel et de l’évolution de l’Univers
•Expansion de l’Univers (refroidissement, diminution de la densité)
Le Big-Bang : une théorie cosmologique
Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse primordiale
Avec l’expansion diminution T° de l’univers diminution énergie des particules découplage successif des différentes forces.A partir d’une «soupe» de quarks et d’électrons, formation des différentes particules (hadrons, noyaux, atomes et molécules) dans les étapes suivantes….
A 10-6 s, confinement des quarks
hadrons = P et N (nucléons).
Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse primordiale
Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse primordiale
3 min (T° = 108 K) < nucléosynthèse primordiale < 30 min (T° = 107 K°).P + N noyaux 2H2H + P + N noyaux 4He
Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse primordiale
JP Bourseau.
Ener
gie
< fo
rce
fort
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tique
.
10-6 s 3 min 30 min.10-43 s
À 10-33 s : inflation univers x 10 50
0,3 à 1 Ma
Depuis 1 Ma univers x 1000
Vers 4000 K
Confinement des quarks
Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse primordiale
La Nucléosynthèse StellaireLes étoiles se forment.
Univers vide & froid MAIS Étoiles denses et chaudes !
La fusion nucléaire peut redémarrer… dans les étoilesSynthèse des
éléments =
F(Densité, Température)
= F(masse de l’étoile)Origine des éléments chimiques :
nucléosynthèse stellaire
Le diagramme Hertzsprung (danois)-Russel (américain) représente les étoiles en fonction de leur Température de surface et de leur luminosité. Sa luminosité est directement dépendante de la masse de combustible.La Température de l'étoile est équivalente à sa couleur.
Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse stellaire
La vie adulte : la séquence principale.
A un moment, l’effondrement gravitationnel cesse au niveau de l’étoile.
P gaz au coeur de l'étoile + P radiation compensent l'effet de la gravitation.
Pg + Pr = G
équilibre dynamique et état stable de l’étoile.
se situe sur la séquence principaledu diagramme de Hertzsprung-Russel.
Elle va y passer environ 90 % de sa vie
H He.
Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse stellaire
Le déclin : géantes rouges et naines blanches.
Quand l’étoile est à court de combustible.
Pg + Pr < G
autour du coeur, une coquille d’H va se contracter
sa T° augmente déclenche fusion rapide de H
gonflement des couches périphériques.
Diamère de l’étoile x 200 baisse T° de surface
se traduit par un décalage du rayonnement vers le rouge
géante rouge.
Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse stellaire
Betelgeusegéante rouge de la constellation d’OrionHubble NASA.Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse stellaire
Fusion de HS’arrête lorsqu’on
a consommé 10% du H
Géante rouge : Fusion de He-> C,N,O,F,Ne
M<0.07 MsNaine brune
Supergéante : Fusion de C, O
-> éléments jusqu’au Fe M<8~10 Ms
Naine blanche
Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse stellaire
Une étoile rouge est
A. JeuneB. VieilleC. GrosseD. Petite
L'enveloppe externe de l'étoile est arrachée par les vents stellaires.
nébuleuse planétaire.
Dumbell, ESO.
NGC 3132, Hubble.
Stingray, la plus jeune nébuleuse planétaire connue, Hubble.
Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse stellaire
Les couches externes continuent à s'effondrer
la masse du coeur continue d'augmenter mais pas assez d'énergie (fusion Fe impossible) pour stopper G.
Quand sa masse = masse critique de 1,4 MS (= Chandrasekhar)
il s'effondre brutalement sur lui-même en entraînant les couchesexternes énergie mécanique énorme qui fait exploser l’étoile
(matière éjectée à 10 000 km/s).
phénomène le plus lumineux connu = la supernova.
Cette explosion fournit suffisamment d’Energie
pour déclencher à nouveau des réactions de fusion dans le cœur.
création d'éléments plus lourds que Fe.
Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse interstellaire
La supernova de 1054 qui a brillé en plein jour pendant plusieurs semaines nous a laissé cette splendide nébuleuse dite «du Crabe» du nom de la constellation où on peut la voir.
Nébuleuse du Crabe, ESO.Une supernova = événement rare (1/100 ans)
SN1999, NASA.
Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse interstellaire
La supernova SN1999 a dégagé une puissance équivalent à 50 000 soleils dans la gamme des rayons X.
Une supernova peut briller plus que la galaxie qui l'abrite.
En résumé, les éléments chimiques ont 3 origines, qui expliquent la variabilité
des abondances.