flash du carbone et autres...

[ricdu57]

Bonjour,

Dans les étoiles de masse relativement faible le processus de réaction triple alpha est précédé par un flash de l'hélium violent et bref dû à l'amorçage des réactions de fusion de l'hélium dans un coeur en état dégénéré.

On peut donc penser que le même genre de phénomène peut se produire lors de l'amorçage des réactions de fusion du carbone dans un coeur également dégénéré si la masse de l'étoile n'est pas suffisante.
Or ce "flash du carbone" est typiquement ce qui provoque une supernova de type Ia dans des systèmes binaires naine blanche-géante rouge.
Ce genre de scénario est-il donc plausible pour certaines étoiles ? Destruction complète de l'étoile par détonation ou bien est ce que d'autres phénomènes pourraient contrecarrer cette fin brutale de l'étoile ?

De même lors des phases suivantes de fusion nucléaire (néon, oxygène... silicium) ce phénomène est-il également possible ?

Richard.
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[Gilgamesh]

Bonne question.

Ce petit schéma donne la trajectoire évolutive en fonction de la masse initiale de l'étoile. Effectivement, si les conditions de fusion du carbone adviennent en conditions dégénérées, le dégagement brutal d'énergie se susceptible de disperser l'étoile. Le texte (cf ci dessous) précise que ce sont les pertes de masse, massives au stade géante rouge, qui permettent d'éviter cette détonation du carbone.

Ainsi, si l'hélium est allumé en milieu dégénéré, les réactions s' emballent (on appelle cela le « flash d'hélium »). Pourtant, l'étoile arrive à sortir de ce passage difficile sans grand dommage. En effet, comme on peut le voir sur la figure 4, avec la croissance de la température finalement la dégénérescence est levée, le gaz redevient un gaz parfait, et la stabilité est assurée de nouveau. Mais si d'aventure le noyau carbone-oxygène, qui est le produit de la combustion d'hélium, devait être allumé en milieu dégénéré, cela tournerait mal : on calcule que cette « détonation du carbone » conduirait à une catastrophe qui ferait éclater l'étoile.

Deux menaces guettent donc notre étoile. Comment survivra-t-elle à l'implosion gravitationnelle une fois que la masse de son noyau dépassera la limite de Chandrasekhar ? Pourra-t-elle éviter la destruction totale par détonation de carbone ?

A la fin de l'évolution d'une géante rouge, un autre phénomène important intervient : la perte de masse. La gravité à l'extérieur de l'enveloppe ténue d'une géante rouge est très faible et des phénomènes turbulents dans l'enveloppe peuvent suffire pour que l'étoile commence à perdre de la masse.
Une fois la perte de masse amorcée, la gravité diminue et le processus s'accélère. Ce qui se passe exactement alors n'est pas parfaitement compris.
On pense que les pulsations que les étoiles subissent alors contribuent à la perte de masse, ainsi que la formation de molécules et de poussières dans les atmosphères froides de ces étoiles. Toujours est-il qu'apparemment, les géantes rouges perdent des masses considérables, au point que les catastrophes citées plus haut n'interviennent finalement pas.

source : cahier Clairaut

[ricdu57]

Bonsoir et merci pour la réponse !

Ainsi donc il n'y a que 2 possibilités si j'ai bien compris :

*ou bien la masse de l'étoile est trop "petite" et les pulsations d'instabilité, dues aux 2 zones de fusion en coquille, auront dépouillé l'étoile de son enveloppe avant que ne puisse avoir lieu cette détonation du carbone
*ou bien la masse de l'étoile est suffisante et dans ce cas de toute façon l'amorçage de la fusion du carbone se fera dans un environnement non dégénéré.

Est ce bien cela ?

Et à priori cette masse limite se situe aux alentours de 8 masses solaires, c'est à peu près la même limite de masse à partir de laquelle l'étoile finira sa vie en supernova par effondrement gravitationnel.
On en déduit alors qu'une étoile qui peut amorcer la fusion du carbone, amorcera systématiquement les prochaines phases de fusion et ce jusqu'au fer ! Non ?

J'aimerais en profiter pour poser 2 questions supplémentaires concernant les étoiles de très faibles masse. On sait que ce genre d'étoile à une structure complètement convective et qu'elles sont incapables d'enclencher la fusion de l'hélium en leur sein :

* Quelle est approximativement la masse de transition entre une étoile à structure complètement convective et une étoile à structure de type solaire ?
* Quelle est approximativement la masse à partir de laquelle une étoile est capable d'enclencher la fusion de l'hélium en son sein ?

Merci.

Richard

[Gilgamesh]

Bonjour Richard,

Bonsoir et merci pour la réponse !

Ainsi donc il n'y a que 2 possibilités si j'ai bien compris :

*ou bien la masse de l'étoile est trop "petite" et les pulsations d'instabilité, dues aux 2 zones de fusion en coquille, auront dépouillé l'étoile de son enveloppe avant que ne puisse avoir lieu cette détonation du carbone
*ou bien la masse de l'étoile est suffisante et dans ce cas de toute façon l'amorçage de la fusion du carbone se fera dans un environnement non dégénéré.

Est ce bien cela ?

C'est bien ainsi que je le comprend puisque qu'on n'observe (ni ne prédit) de supernova causée par la détonation du carbone ayant pour progénitrice une géante rouge.

Et à priori cette masse limite se situe aux alentours de 8 masses solaires, c'est à peu près la même limite de masse à partir de laquelle l'étoile finira sa vie en supernova par effondrement gravitationnel.
On en déduit alors qu'une étoile qui peut amorcer la fusion du carbone, amorcera systématiquement les prochaines phases de fusion et ce jusqu'au fer ! Non ?

D'accord avec ça.

J'aimerais en profiter pour poser 2 questions supplémentaires concernant les étoiles de très faibles masse. On sait que ce genre d'étoile à une structure complètement convective et qu'elles sont incapables d'enclencher la fusion de l'hélium en leur sein :

* Quelle est approximativement la masse de transition entre une étoile à structure complètement convective et une étoile à structure de type solaire ?
* Quelle est approximativement la masse à partir de laquelle une étoile est capable d'enclencher la fusion de l'hélium en son sein ?

On trouve des seuils semblables pour les deux phénomène, autours de 0,3 à 0,5 masse solaire.

http://www.uni.edu/morgans/astro/cou...n2/fusion.html

[A voir en vidéo sur Futura]

[ricdu57]

Bonsoir,

Merci bien pour les réponses.

Je n'ai plus rien à demander à ce sujet.

Bon week-end.