Supernova

l’étoile une luminosité extrême. Le processus se répète durant un certain laps de temps. Les supernovae Une supernova est une explosion stellaire beaucoup plus brillante et intense qu’une nova. La luminosité et même telle qu’elle est aisément visible depuis la Terre. On dit que celle qui est apparue en 1572 brillait autant que Vénus et était même visible en pleine journée. On compte en moyenne une supernova tous les 100 ans. Les astronomes commencent à répertorier ces objets à partir du XIe siècle

d'abord au xénon et à un de ses isotopes : le 129Xe. Cet isotope est produit par la désintégration radioactive de l'iode-129 contenu dans les supernova qui ont contribué à la formation de la planète Terre. La demi-vie de l'iode-129 est de 17 millions d'années. Ceci implique que l'iode-129 a complètement disparu 200 millions d'années après sa formation dans les supernova. Les analyses des isotopes du xénon dans les basaltes de dorsale montrent des excès significatifs de 129Xe par rapport à la composition

et par Pierre Simon de Laplace en 1796. Mais à cette époque on ne connaissait pas encore la vitesse de la lumière. En réalité, les trous noirs ne sont rien d’autre que des résidus d’étoiles massives qui ont explosé en supernova. {draw:frame} *Les restes de la supernova Puppis* A. © NASA Après l’explosion, il reste au centre de l’astre mort un noyau ultra dense de quelques kilomètres de diamètre. Il y a à partir de là deux solutions : Donc, quand une étoile a épuisé son hydrogène

vie. Les étoiles de faible masse, comme le Soleil, finissent leur vie en se transformant en naines blanches, petites étoiles très denses et très chaudes. Les étoiles plus massives deviennent instables et s'effondrent lors d'une explosion appelée supernova (photographie de droite). Ce type d'explosion libère plus d'énergie en quelques secondes que le Soleil en plusieurs millions d'années.

nucléosynthèse stellaire réalisée par des générations successives d’étoiles depuis une douzaine de milliards d'années. En particulier, deux hypothèses expliqueraient la formation d'or par processus R au sein des étoiles : le premier lors de l'explosion d'une supernova, le second lors de collisions ou fusions de deux étoiles à neutrons. Une simulation numérique réalisée en 2011 s'appuyant sur cette dernière hypothèse indique qu'elle permettrait d'expliquer l'abondance mesurée des noyaux d'or. Sa nature géochimique

récente mais les idées principales remontent à la remise en cause de la vision aristotélicienne du monde durant la Renaissance. Tycho Brahe porta un coup fatal à l'immuabilité de la voûte céleste par sa démonstration du caractère translunaire de la supernova de 1572 et d'une comète apparue en 1577, en notant qu'un objet proche devrait changer de position par rapport au fond du ciel selon l'endroit d'où il est observé (phénomène de parallaxe). Mais la grande avancée est avant tout la remise en cause

diffusent de la lumière Sa couleur dépend des atomes et des molécules Étoile Astre circulaire qui brille par sa propre énergie Boule de gaz qui se comprime et se dilate Géante rouge Etoile en fin de vie Plus grosse moins de chaleur Supernova Explosion qui marque la FIN de la vie d’une étoile Planètes Astre de forme circulaire Ne brille pas Tourne autour d’une étoile Ne partagent pas d’orbite avec un astre * Telluriques : Surface solide Noyau de fer 0, 1, 2 satellites

tels SDSS J090745.0+024507 et GRO J1655-40, toutes deux en train de quitter la Voie lactée. La première est probablement issue d'une rencontre rapprochée avec le trou noir central de notre Galaxie, Sgr A*, la seconde est sans doute issue d'une supernova asymétrique dont le résidu compact a été expulsé de la région où l'explosion a eu lieu.

neutrons et les protons sont conservés. 6. Le symbole du noyau de l’atome de fer 56 est Fe5628,selon l’éléctro-neutralité, on compte 56 nucléons, soit 26 protons et 26 électrons car un atome est électriquement neutre et 56-26 = 30 neutrons. Une supernova est une étoile en fin de vie qui explose, cela produit un phénomène lumineux que l’on peut observer au télescope. 8. Une étoile peut également finir sa vie en devenant un trou noir, un objet d’une masse et d’une densité si extrême que même

Naine rouge 5 De naine jaune à naine blanche 7 De géante bleue à la supernova 9 3. Le trou noir 10 4. Conclusion personnelle 12 5. Conclusion générale 13 6. Annexe 14 7. Bibliographie 15 1. Introduction Des chercheurs de l’Observatoire