unité 5 : étude de l'univers

complèt

Distribution des galaxies

pas de manière alléatoire
les galaxies exercent des forces gravitationnelle sur leurs voisins

Groupe local

regroupement de moins de 100 galaxies.

Supermas de galaxies

peuvent contenir plusieurs centaines de milliers de galaxies

Types de morphologie de galaxie

Elliptique
Spirale ou spirale barré
Irrégulière

Galaxie Elliptique

peu de structuure et de matière interstellaire
faible taux de formation d'étoiles

Galaxie spirale ou spiralle barré

disque en rotation composé d'étoiles et de millieu interstellaire
possède un bulbe centrale d'étoiles ancienne. Bras brillan d'étoiles jeunes extendent de ce centre

Galaxie irrégulières

galaxie annulaire: structure formée d'étoile et de gaz de forme d'anneux autour du centre galactique

galaxie lenticulaire: galaxie en transition avec une forme entre elliptique et spirale.

Singularité

Avant le Big Bang, toute matière et énergie se trouvait en un seul endroit où la température et la densité était infiniment grand.

Après le Big Bang

Quelques minutes après le reffroidissement, la matière s'est formé.
Toute matière existait sous forme de nébuleuse jusqu'a 400 millions d'années ou la première étoile est formé
Étoiles intéragissent gravitationnellemen et les galaxies sont formé et regroupé
Grâce à l'expansion, les galaxies non-regroupé se sont éloignées.

Vitesse d'expansion

Causé par l'énergie somple.
La vitesse d'expansion n'est pas constant depuis la formation
Au début, beaucoup plus vite. Scientifique prédisent que ça pourrait accélérer

Matière noire

Matière la plus abondante dans l'Univer
Invisible au téléscope/ l'oeuil nu
90% de la matière de la galaxie
mat. visible \= 4% de l'univers.
mat. noire \= 23% de l'univers

Énergie sombre

forme d'énergie qui compose 3/4 de l'univers
Effet d'augmenter l'expansion de l'univers
73% totalité de l'Univers

Rayonnement électromagnétique

Maxwell dit que la lumière visible est constitué d'onde électromagnétique.
Ondes se distinguent par la longuer et la fréquence

Ondes

plus la longeur est courte et plus la fréquence est élevée, plus de rayonement est énergétique

L'effet de Doppler

une des preuvent d'expansion de l'Univers
changement de fréquence d'une source lumineuse en raison de son mouvement par rapport à la personne qui l'observe
décalage des raies spectrales par rapport à leurs position habituelle

décalade vers le rouge et décalage vers le bleu: types d'ondes

grandes longeurs d'onde \= décalage vers la région rouge
courtes longeurs d'ondes \= décalage vers la région bleu

(raies spectrales indiquent la direction du mouvement d'une étoile)

décalage d'un objet qui s'éloignent

décalage vers le rouge

décalage d'un objet qui se rapproche

déclage vers le bleu

Preuve de l'expansion de l'univers

(1929) Hubble + Humason trouvé que la vitesse de la galaxie, déterminé par le décalage des raies vers le rouge, est proportionelle à la distance de cette galaxie de la terre.

Ceci explique que tout les galaxies ont comencé à bouger vers l'extérieur en même temps.

Fonds diffus cosmologiques

rayonnement résiduel du Big Bang.

initiallement des rayons gamma mais avec le reffroidissment et l'aggrandissment sont maintenent des rayons micro-ondes

Pourquoi le ciel est noir la nuit

l'univers à une limite (paradoxe d'Olbers)

Tout rayons saufs ceux des étoiles se sont décallé vers le rouge.

Paradoxe d'Olbers

si l'univers est statique et infinie, on devraient être capable de voir tous les étoiles supperposé par dessus les uns les autres, et le ciel devrait toujours être brillant.

Pourquoi on met des télescope dans l'espace

la majorité des rayonments qui atteint la terre est absorbé par l'atmosphère, donc en lancant des télescope au dessus de l'atmosphère on peut voir les autres rayons.

noyeau du soleil

lieu de fusion nucléaire qui produit toute énergie du soleil

zone de radiation du soleil

énergie produit dans le noyeau est tranporté par radiation vers la zone de convection

zone de convection du soleil

monvement de convection (chaud monte, se reffroidit et redescend) \= transfert d'énergie vers l'extérieur

photosphère

couche de soleil visible à l'oeil. Lumière

Tâche solaire

champ magnétique cause l'intensité de la lumière à diminuer. région de la surface du soleil à temp. inférieur

rayonnement électromagnétique

détecter par télescope. constitué d'onde électromagnétique qui voyage l'espace à la vitesse de lumière

spectre d'émission

spectre de fréquence de radiation électromagnétique émise lorsqu'un électron transitione de haute énergie à basse énergie.

rayonnement en fonction des longeurs d'onde.

2 sortes - spectre continu ou spectre de raie

Spectre continu

contient tout les longeurs d'onde. émission de lumière du soleil

spectre de raie

possède des traits verticales(raies) correspondent au longuers d'onde absorbée par des atomes à l'état gazeux lorsque la lumière y traverse.

spectre d'absorbation

si on le passe par un nuage, il absorbe tous ce qu'il ne contient pas. (idk)

spectroscope

instrument optique. spectre de mince rayon de lumière. projette sur une plaque photographique/détecteur numérique

raies spectrales

lignes dans un spectre qui montre les longeurs d'ondes particulières. permet d'indentifier des éléments chimiques

Facteurs qui influence la «brillance» d'une étole

énergie émise
distance de l'étoile de la terre
taille de l'étoile.

luminosité

mesure d'énergie.

quantité tole de rayonnement électromagnétique .mise par unité de temps. Ne présent pas de la distance d'observation

magnitude apparente

mesure de la luminosité

dépende de la luminosité de létoile et de la distance de la terre.

plus grande magnitude apparente si une étoile est une certaine luminosité et plus proche de la terre.

échelle logarithmique inverse. 1\=brillant 6\= à peine visible

variations de luminosité

objets célectes plus brillants que les étoiles. magnitudes apparentes négative

soleil \= -26.7
lune \= -12.5

échèle de magnitude absolue.

rassembler tout les planètes pour standarisé la distance.

conversion parsec à année lumières

10 parsec \= 33 années lumières

unité solaire

la luminosité d'une étoile divisé par la luminosité du soleul.

(soleil\=luminosité 1 sur l'échelle)

loi de Plank

spectre de rayonement dépende de la température de l'objet

loi de Weiss

lien entre rayonnement d'un corps noir et longeurs d,ondes.

le rayonnement atteindra un somments à différents longuers d'onde qui est inversement proportionelle à la temps.

plus que tu chauge, plus que le max est atteint par des courtes ondes.

température de surface et la couleurs

étoiles les plus froide →étoiles les plus chaude

rouge→jaune→blanches→bleu

classe spectrale

classement en fonction de leurs temp de surface de plus chaud →froid
on des subfivision de 1 à 9
O,B,A,F,G,K,M

classe spectrale du soleil

G2 (ou naine jaune)

étoiles naines

relativement petite

(12 fois la taille de Jupiter à 20 fois la taille du soleil)

étoiles géantes

rayon jusqu'a 100 fois plus grand que le soleil

étoiles super géantes

rayon de 100-1000 fois plus grand que le soleil

masse solaire (Ms)

unité de mesure qui compare au soleil (1 Ms)

petite masse (plus petit que 0.5)
moyenne (entre 0.5 et 10 Ms)
grandes (entre 10 et 40)
supermassive (plus gros que 40)

diagramme Hertzprung-Russel (H-R)

montre la relation entre la luminosité et la température de surface des étoiles.

séquence principale

étroite bande d'étoile dans le diagrame H-R.
Traverse du haut gauche (étoiles chaude forte luminosité) jusqu'au bas droite (étoile froide de faible luminosité)

naine blanche

étoile petite, chaude avec faible luminosité. coeur d'un géant rouge

étoile à neutron

très dense, noyeau contient seulement des neutrons.

très grand champ magnétique. rotation rapide qui relâche des pulsars. (pulsation d'énergie sous forme d'onde radio)

équilibre hydrostatique

forces d'attractions vers l'intérieur est conpensé par l'Action des forces vers l'extérieur. (pression d'un fluide)

temp. interne + rayon se stabilsise pour une longue période de temps.

lorsqu'une étoile atteint l'équilibre, elle change a un taux très lent. (rayon dimiue car 4 hydrogène se transforme en hélium qui prend moins de place)

équilibre hydrostatique de température

dépend de masse. ex. étoile massive à un noyeau plus dense+chaud, fusion se produit plus vite

équilibre hydrostatique de luminosité

dépend de la masse. ex. étoile massive produit plus d'énergie qu'une plus petite étoile.

étoile binaire

dépend de la masse de la nébuleuse formante.

paire d'étoile qui orbite la même masse.

résumé de l'évolution d'une étoile (ne compte pas mort)

initialement:

• volume de masse devient étoile avec basse luminosité+temp de surface.

• éventuellement, volume s'éfond vers l'intérieur (devient protoétoile) avec grand rayon et haute luminosité. (basse temp de surface)

• protoétoile continue à se contracter (temp de surface augment, taille diminue)

• Fusion commence, temp de surface +luminosité augmente. position dand H-R se rapproche de la séquence principal.

durée de vie d'une étoile

reste en équilibre jusqu'a toule l'hydrogène est utilisé dans le noyeau. plus la masse est grande, plus l'hydrogène se fait utilisé rapidement.

la mort d'une étoile (intro)

j'ai divisé en trois partie.

initial
phase géant rouge
phase naine blanche
phase naine noir

la mort d’une étoile (initiallement)

(1/4)

fusion nucléaire arrêtent

• pression thermiques vers extérieurs diminue

• forces gravitationel intérieur cause contractions du noyeau

fusion de l’hydrogène de la couche

• autour du noyeau, causé par contractions

• augmente les temps.

expansion de la couche extérieur

• par pression thermiques vers extérieurs.

• augment diamètre+luminosité

• temp. de surface diminue

brûlera pour 100 millions d’années

la mort d’une étoile (phase de géant rouge)

(2/4)

devient un géant rouge

• devient 100 fois plus grand. photosphère refroidit à 3000 degrées celcius.

noyeau hélium s’éffond vers l’intérieur

• temp. augmente

fusion d’hélium en carbon

• quand la temp. atteint 100 millions de degrées celcius

noyeau de charbon se forme.

• augmentation de taille. couche externe en fusion poussent vers l’extérieur

• notre soleil atteindra mars

la mort d’une étoile (phase naine blanche)

3/4

couche d’hydrogène et hélium devient instable

• extension et contractions en alternance

• éjecte la matière de la couche. forme des nébuleuse

noyeau de carbon se refroidit.

• perte de carburant. pression thermal diminue. étoile se contracte

devient une naine blanche

• couche externe continu à éjecter de la matière.

  • noyeau carbon est visible. (blanc)

la mort d’une étoile (phase naine noir)

4/4

densité immense

• naine blanche à 1/2 masse et 1% de volume de notre étoile

rayons UV émise

• font briller les gaz de la nébuleuse

devient une naine noir

• énergie émise par naine blanche refroidit, devient moins visible, éventuellement, non visible.

formations d’une supernova (explication_

processus très différent pour une étoile de grande masse que celle de moyenne masse.

formation de supernova (processus)

1er étapes ressemblent à celle d’une étoile moyenne

• noyeau contient plus de fer, réactions de fusion s’arrêtent.

• sans pressions thermale externe, force d’attraction gravitationnelle cause effondrement de noyeau.

  • noyeau est comprimé, temp. augmente.

atomes du noyeau se divisent

• se divisent en protons qui fusionne avec électron pour former neutrons

neutrons sont comprimé vers le centre

• masse de l’étoile devient instable

• rebondi vers l’extérieur qui cause un gros cho violent

supernova

• choc violent détruit l’étoile

• éjecte toute la masse vers l’Extérieur (nébuleuse en expansion)

• protons et neutrons voyagent à tels vitesse qu’ils se compriment pour devenir tout les éléments

après la supernova

partie interne du noyeau (neutrons comprimé) survie le choc. devient ==étoile à neutrons.==

\
**si l’étoile qui se supernova est plus grand que 25 Ms**

* force gravitationnelle écrase les neutrons.
* devient tellement grande que rien échape la région frontière

l’horizon des évènements.

frontière ou évènements peuvent plus affecté l’observateur

\
intérieur = trou noir (lumière peut pas entrer)