Nucléosynthèse stellaire

masse, la charge et la rotation.Les trous noirs sont classés en 4 catégories : primordiaux, stellaires, intermédiaires et supermassifs.Les trous noirs primordiaux se sont formés suite à la présence de zones de grande densité rassemblées en sorte de grumeaux. Ils ont été créés lors de l’expansion primitive de l'univers. On les appelle aussi micro trous noirs ou trous noirs quantiques. Un trou noir stellaire se forme par la contraction d’une étoile qui meurt et dont la masse est au moins deux fois

inchangées (seuls les passages à proximité de l'horizon induiraient un changement notable). Il existe plusieurs sortes de trous noirs. Lorsqu’ils se forment à la suite de l’effondrement gravitationnel d’une étoile massive, on parle de trou noir stellaire, dont la masse équivaut à quelques masses solaires. Ceux qui se trouvent au centre des galaxies possèdent une masse bien plus importante pouvant atteindre plusieurs milliards de fois celle du Soleil ; on parle alors de trou noir supermassif (ou trou

il y avait des particules de matière et d’antimatière qui était à l’origine de quantité colossale d’énergie. L’univers se nait d’un petit concentré de matière qui serait rentré en expansion pour créer de la matière La nucléosynthèse et évolution de l’univers La nucléosynthèse primordiale Elle correspond encore à la phase cosmique : c’est la phase de formation des 1er atomes et de la diffusion de la lumière. Actuellement les deux éléments physiques les plus absorbantes dans l’univers sont l’hydrogène

| |Transition électro-faible | |Découplage des neutrinos | |Ère leptonique | |Nucléosynthèse primordiale | |Transition matière-rayonnement | |Recombinaison | |Découplage du rayonnement

de carbone, hydrogène, oxygène et azote. . Produire et analyser différentes représentations graphiques de l’abondance des éléments chimiques (proportions) dans l’Univers, la Terre, les êtres vivants. L’équation d’une réaction nucléaire stellaire étant fournie, reconnaître si celle-ci relève d’une fusion ou d’une fission Compétences pouvant être évaluées au cours de l’activité ☒ S’approprier ☒ Analyser ☒ Réaliser ☐ Valider ☐ Communiquer Organisation de la séance et remarques :

l’échelle des temps humains | Charbon | De 1 à 100 Ma | 140 à 200 ans | Oui | Non | Pétrole | <50 ans | Oui | Non | Gaz naturel | <70 ans | Oui | Non | Uranium | Nucléosynthèse stellaire 1 Ga | <100 ans | Non | Non | Durée estimée : elle dépend des nouveaux gisements découverts, de l’évolution des technologies et de la consommation. On constate que les différentes ressources énergétiques non renouvelables

deux premiers atomes (H et He) se sont formés par capture de protons et de neutrons et pas fusion de noyaux au cours de ce qu’on appelle la nucléosynthèse primordiale.3) Les éléments les plus lourds sont formés au cours de la nucléosynthèse stellaire, grâce à des réactions nucléaires.4) Les éléments plus lourds que le fer se sont formés durant la nucléosynthèse explosive. 5) La fusion nucléaire se produit lorsque deux noyaux légers animé de vitesse élevées, s’associent pour former un noyau plus gros

cosmologique fut historiquement la preuve décisive du Big Bang. La nucléosynthèse primordiale Dès la découverte de l’interaction forte et du fait que c’était elle qui était la source d’énergie des étoiles, s’est posée la question d’expliquer l’abondance des différents éléments chimiques dans l’univers. Au tournant des années 1950 deux processus expliquant cette abondance étaient en compétition : la nucléosynthèse stellaire et la nucléosynthèse primordiale. Les tenants de la théorie de l’état stationnaire

l’étoile sous forme de rayonnement, de vents stellaires et de neutrinos. Son évolution ultérieure dépend essentiellement de sa masse. Plus celle-ci est élevée, plus l’étoile est en mesure d’amorcer des réactions de fusion avec des éléments chimiques de plus en plus lourds. Elle peut ainsi synthétiser du carbone, puis de l’oxygène, du néon, etc. La quasi-totalité des éléments plus lourds que l’hélium est produite dans les étoiles (on parle de nucléosynthèse stellaire) dans les derniers stades de leur évolution

l’étoile sous forme de rayonnement, de vents stellaires et de neutrinos. Son évolution ultérieure dépend essentiellement de sa masse. Plus celle-ci est élevée, plus l’étoile est en mesure d’amorcer des réactions de fusion avec des éléments chimiques de plus en plus lourds. Elle peut ainsi synthétiser du carbone, puis de l’oxygène, du néon, etc. La quasi-totalité des éléments plus lourds que l’hélium est produite dans les étoiles (on parle de nucléosynthèse stellaire) dans les derniers stades de leur évolution