Étoile à neutrons

technologies les plus performantes à maîtriser, en préconisant le développement de six concepts de machines. Gas-cooled fast reactor (GFR): Comporte un spectre à neutron rapide, un réacteur hélium refroidi et un cycle du combustible fermé Very-high-temperature reactor (VHTR): Réacteur à graphite modéré et hélium refroidi une fois à travers le cycle du combustible en uranium Supercritical-water-cooled reactor (SCWR): Réacteur à haute température, à haute pression, à refroidissement par eau qui

l'énergie nucléaire dans l'état actuel des techniques. Les centrales nucléaires produisent de l’électricité à partir de deux éléments naturels : l’eau et l’uranium. Une centrale nucléaire est constituée d'un ou plusieurs réacteurs nucléaires (jusqu'à 7), dont la puissance (Le mot puissance est employé dans plusieurs domaines avec une signification particulière :) électrique varie de 40 MW à plus de 1450 MW. Le futur réacteur (Un réacteur peut désigner :) EPR aura une puissance de 1600 MW. En 2006

instables. Si l'un de ces atomes très lourd (par exemple l'uranium 235 ou le plutonium 239) capture un neutron, il se transforme en un noyau encore plus instable (236U ou 240Pu), et récupère par la même occasion de l'énergie. Le noyau résultant se divise très rapidement: il fissionne, en se divisant en deux noyaux principaux, et en libérant deux ou trois neutrons supplémentaires, libres. Ces neutrons supplémentaires sont disponibles pour d'autres fissions de noyau : c'est le principe de la réaction

TPE: Comment les étoiles crées de l 'or? Introduction: Depuis 200 avant JC des alchimistes experimentent de nombreuses techniques pour « produire » de l'or. La création de l'or par l'homme est un mythe qui traverse les siècles. Actuellement nous sommes incapable de fabriquer de l'or ou un autre élément chimque, nous savons que seules les étoiles parviennent a créer ces différent éléments. Mais comment réussissent-elles a créer un des éléments les plus rare de notre planète, l'or ? Dans

6G4 Travail de fin d’études LE CYCLE DE VIE DES ETOILES PHYSIQUE Mme Rousseau Année scolaire 2009-2010 Table des matières Page 1. Introduction………………………………………………………………...…1 2. Les étoiles………………………………………………………………...…...1 1. Définition………………………………………………………………..1 2. Caractéristiques………………………………………………

sa naissance lors du Big Bang jusqu'à la formation de planètes capables d'abriter la vie. Le voyage commence pendant la période de l'inflation, lorsque le principe d'incertitude de la mécanique quantique permet à la matière d'apparaître à partir du vide. Il se poursuit avec l'aventure des particules lors des premières secondes de l'Univers, pendant lesquelles la chute de température provoque différents phénomènes comme le confinement des quarks, l'annihilation

lance des débrits cosmique cad rémanents, les gaz st envoyé à 15 000 km/s. lumière sur des longueurs dondes invisible a loeil humain : onde radio infrarouge, rayon x et gamma. Pour les voirs, des télescope humble spitzer et chadra. mesurer la luminosité d'une supernova avec sa courbe de lumière capturer la lumière d'une supernova a laide dun telescope et réparation à laide dun prisme en un petit arc en ciel, ensuite mesurons

noyau (protons, neutrons). Les nucléides sont des noyaux qui possèdent un n° atomique Z (nombre de protons) et un nombre de masse A (nombre de protons + nombre de neutrons). Par exemple : 21H Ou le chiffre 2 est le nombre de masse A, et le chiffre 1, le numéro atomique Z. Les nucléides changent spontanément de structure et émettent un rayonnement, ils sont donc dit « radioactifs ». Les isotopes sont des atomes de même élément mais qui n’ont pas la même masse A car pas le même

d’information d’une étoile, où s’affrontent forces internes et force d’attraction gravitationnelle. Les protoétoiles sont en général difficiles à voir accorder épaisse couche de gaz et de poussière qui les enveloppent. Pendant les 100 000 à 10 millions d’années du processus, la protoétoile tourne sur elle-même très rapidement, ce qui génère une chaleur et une pression intense amplifiant l’effondrement du nuage sur lui-même ; de plus en plus hydrogène s’accumule dans le cœur de la protoétoile. À terme, température

page 65. 16 p 67 19 p 25. 1. A) Distance de la Nébuleuse d’Orion à la Terre en années lumière : 1.70x1016 9.46x1012 = 1.80x103 années lumière B) La nébuleuse d’Orion appartient à notre galaxie parce que1800 années lumières < 100 000. Donc la distance de la nébuleuse d’Orion à la Terre est par conséquent inférieure à la taille de notre galaxie. C) Pour arriver de la nébuleuse d'Orion, la lumière a mis 1800 ans. 2012 . 1800 = 212, cette lumiè re a été émise en l'an 212 environ. 2