Stellogénèse : le retour vers l'origine des étoiles

[teknoamine]

En étudiant la vie des étoiles la plupart d'entre nous s'intéresse à leur source et à leur origine, après avoir collecté quelques informations sur ce qu'on nomme la Stellogénèse , un petit détaille m'avais intrigué: la contraction gravitationnel que subit les nébuleuses (les gaz et les poussières dont elles sont composées se contactent), je voudrais savoir quel modèle gravitationnel était donc suivis pour donner cet affirmation , est-ce le modèle d'Einstein (relativité générale), ou celui de Newton, et quelles sont les arguments dont se sont basés les scientifiques pour arriver à cette conclusion, et pourquoi ses gaz se contactent-ils pour formés des protostars , et si par exemple on transporte une quantité de gaz (d'hydrogène par exemple) dans un satellite y'aurait il un effet de contraction entre ses atomes ,et pourquoi sur terre il n'y pas cet effet.
J'attends vos réponses avec impatience .
Merci.
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[Gilgamesh]

Le terme stellogénèse existe, je viens de vérifier, mais il est très peu en usage. On parle plutôt de formation stellaire.

Tous les processus se déroulent en champ faible, et l'apport de la relativité générale est nul, dans cette affaire. On utilise exclusivement la théorie de Newton.

Voilà un résumé du mécanisme de formation stellaire dans son ensemble.

Le nuage moléculaire : du gaz poussiéreux

Le gaz
Une galaxie, au départ, c'est du gaz. Ce gaz a une composition précise, résultant de la nucléosynthèse primordiale, soit en gros 3/4 d'hydrogène et 1/4 d'hélium + un poil d'autres éléments légers (D, Li, Be, B). A l'issue des âges dits obscures (puisque dépourvus d'étoiles), environ 200 Ma après le début de l'expansion, ce gaz primordial, suffisamment refroidit, va s'effondrer de places en places pour former les premières étoiles (dite de Population III) et celles-ci, probablement très massives, vont rapidement exploser en supernovas, en dispersant dans le milieu des éléments lourds formés en leur sein, que l'on nomme collectivement "métaux" en astrophysique. Il y a là dedans de l'oxygène, du carbone, de l'azote, du silicium, du fer, etc. Ces éléments lourds vont se condenser en poussières.

Le poussières
Ces poussières sont des petites condensations oblongues de 1 à 2 microns de longueur, formées d'un noyau réfractaire de métaux (Fe essentiellement) et de silicates (SiO2 et consorts) entourés d'une gangue de matériaux volatiles (H2O essentiellement + toutes les autres glaces planétaires : CO2, CO, CH4, NH3...) sous forme de glace amorphe qui dissout une petite fraction de composés organiques ('hydrocarbures').

Le point important est que ces poussières forment des "radiateurs" très efficaces, c'est à dire que lorsqu'elles sont heurtées par une molécule de gaz, le choc va être inélastique, cad que l'énergie va être absorbée par la montagne d'atomes disposés en réseau cristallin que constitue la poussière et, via les vibrations du réseau, être ré-émise dans l'infra-rouge. Un nuage poussiéreux va donc rayonner efficacement. De la sorte, il va se refroidir. Il se condense, ce qui améliore encore l'efficacité des processus radiatifs. Le gaz galactique pour l'essentiel est "tiède" (~ 10⁴ K) c'est à dire grosso modo en équilibre thermique avec le rayonnement des étoiles. En devenant poussiéreux sa température peut être divisée par 1000 pour atteindre 10 K. A cette température, il devient localement instable, c'est à dire que sa pression devient insuffisante pour contrer la force de gravité et il va précipiter pour former des étoiles, de toutes masses.

Formation des étoiles

Instabilité du nuage : la masse de Jeans

Plus le milieu est froid, plus il va former d'étoile (d'autant moins massive, et nombreuse que le milieu est froid). Pour comprendre ça, partons d'un grand nuage de gaz (rayon R supérieur à l'année lumière) et regardons ce qui se passe pour un atome d'hydrogène à sa surface.

Il a une certaine température T, donc une certaine vitesse V_t, pour vitesse "thermique".



où :
k est la cte de Boltzmann (1,6e-23)
m la masse de l'atome d'hydrogène.

Cette vitesse aurait tendance à le mener à l'infini sauf qu'il est dans un puits de gravité. Il est attiré par le centre du nuage, du fait de la masse de l'ensemble.

Par hypothèse, si cet atome n'a pas quitté le nuage, c'est que V_t ne dépasse pas la vitesse de libération, ou vitesse d'échappement V_e




Les conditions d'équilibres s'écrivent donc :



La masse M attractive est égale au produit du volume par sa densité :



En supposant le nuage grosso modo sphérique, le V le volume se calcule simplement :



la masse volumique quand à elle est proportionnelle au nombre de particules par cm³.

En remplaçant les termes qu'il faut tu obtiens que la masse d'équilibre, dite "masse de Jeans", s'écrit :



(K une cte ad hoc)

Numériquement :



avec T en Kelvin et n le nombre d'atomes d'hydrogène (proton) par cm³.

Autrement dit, si tu prend un nuage et que tu augmentes sa densité ou plus simple que tu diminues sa température, tu fais passer sa masse sous Mj et la force de gravité l'emportent sur la force d'agitation thermique.

Pour un nuage normal, de température comprise entre 10 et 100 K, et de densité autour de 10³ atomes par cm^3, on obtient une masse de Jeans de l’ordre de 10⁵ M_☉ et de diamètre de l'ordre de 10 pc. Cette masse est très supérieure, au minimum d'un facteur mille, à la masse d’une étoile. L’effondrement d’un nuage de ce genre ne produit pas directement une étoile, on va avoir un processus de fragmentation, qu'on examinera dans la suite.

Pourquoi en transportant du gaz dans l'espace autours de la Terre, celui ci ne s'effondre pas ? C'est parce que la masse minimale nécessaire est cette masse de Jeans.

Chute libre du gaz vers le centre : temps caractéristique

L'effondrement commencé, on va continuer de suivre notre atome d'hydrogène de masse m, située à la surface de l’objet, dans sa chute vers le centre du nuage. Il subit une accélération de la pesanteur qui s'exprime comme :



Pour simplifier on va la considérer constante. Pour se rapprocher du centre d’une distance Δr, la particule mettra un temps τ tel que :



On définit le temps caractéristique de chute libre comme celui qui divise le rayon de l’objet par 2 : Δr = R/2. Soit :



d’où :



En reprenant les données précédentes on trouve une durée caractéristique τ~ 1,5 Ma

Fragmentation

La durée de l’effondrement est beaucoup plus longue que le temps de transfert de l’énergie. La chaleur produite au centre où se forme la protoétoile se propage à l’extérieur en une centaine d’années, alors que l’effondrement du nuage dure des millions d’années. La température a largement le temps de s'uniformiser et on peut considérer dans un premier temps que le nuage est isotherme. De ce fait, on un nuage de densité croissante et de température uniforme, ce qui fait que la masse de Jeans diminue. Chaque masse de Jeans connait un effondrement séparé et le nuage se fragmente.

Jusqu'au moment où le densité devient assez élevée pour que l'opacité du gaz et des poussières bloque le rayonnement. On peut considérer qu'un nuage de densité initiale 1000 cm^-3 devient opaque quand il a divisé son rayon par 100. La contraction va maintenant se faire sans échange d’énergie avec l’extérieur, on est passé en régime adiabatique. La masse de Jeans augmente lors de la contraction, le nuage ne peut plus se fragmenter, il va maintenant ne former qu'une seul étoile. Le seuil de partage entre le régime isotherme et adiabatique, commandé par l'opacité, va déterminer la masse initiale de l'étoile en formation. Le calcul montre que la masse de Jeans la plus petite possible est de l’ordre de la masse du Soleil. Il y aura d'autre pertes en chemin qui vont faire que la plupart des étoiles ont une masse moins élevée. En reprenant les éléments de calcul ci dessus, on calcule que le passage isotherme > adiabatique prend environ 0,14 Ma.

Applatissement

En plus de se réchauffer le nuage va tournoyer de plus en plus rapidement, par conservation du moment de rotation. Le moment de rotation est le produit de la masse M par le rayon R et par la vitesse angulaire ω. Lors que R diminue à masse constante, ω augmente. Au sein de cette sphère en rotation, la gravité est la même en tous les points de la sphère, puisque c’est la quantité de matière située au-dessous (plus près du centre) qui seule compte. Par contre, la force centrifuge varie en fonction de la distance à l’axe de rotation : elle est nulle sur l’axe et maximale à l’équateur. La force subie par une particule est la résultante de ces deux forces : la particule aurait tendance à tomber vers le centre du disque, mais la force centrifuge l’en écarte un peu vers l’extérieur. Au bout du compte, la particule va se diriger en spirale vers le disque équatorial. Le nuage s’aplatit et forme un grand disque de matière en rotation, avec une forte condensation centrale, la protoétoile.

Le moment d'ensemble du système n'est que partiellement conservé. S'il l'était complètement, les particules ne pourraient pas parvenir à se rassembler au centre pour former la protoétoile, qui regroupe plus de 99% de la masse du système. On observe sur de nombreux système en formation, un mécanisme de d'éjection de matière bipolaire, le long de l'axe de rotation du système (voir: objet de Herbig–Haro). Ce mécanisme complexe fait intervenir probablement le champ magnétique de la jeune étoile dans un milieu ionisé. On pense que ces jets contribuent à évacuer le moment de rotation du système, ce qui lui permet de poursuivre son effondrement.

Trajet de Hayashi
La température de la protoétoile est très élevée du fait de la contraction gravitationnelle, et l’énergie potentielle libérée par les atomes dans leur chute vers le centre se transforme en chaleur. C'est pour l'instant la seule source d'énergie de l'étoile. L'évolution en température et luminosité de la protoétoile jusqu'à son ignition définit ce qu'on appelle son trajet de Hayashi. Les courbes de la luminosité en fonction de la luminosité est quasi verticales : la luminosité d'abord très élevée diminue à température constante. L'étoile se contracte. Sa densité augmente, et avec elle sa température centrale.

Quand la température centrale permet l'ignition de l'hydrogène, le dégagement d'énergie stabilise son rayon. L'étoile a maintenant atteint sa séquence principale où elle va passer la majeure partie de son existence.

Dans le schéma ci dessous est un diagramme luminosité-température, ou diagramme HR. Les lignes colorées représentent le trajet des étoiles de différentes masses (de 0,1 à 120 masses solaires). L'étoile évolue de droite à gauche jusqu'à atteindre la séquence principale. Pour les étoiles de faibles masse, au début cette ligne est verticale, ce qui indique que l’évolution de l’étoile est isotherme : la température superficielle de l’étoile ne change pratiquement pas. Mais sa luminosité baisse, ce qui ne peut s’expliquer, à température constante, que par une diminution du rayon de l’étoile, qui se contracte lentement. Au cours de la contraction, la température centrale augmente, jusqu’à l’allumage de la fusion de l’hydrogène au centre. Alors, l’étoile quitte le trajet de Hayashi vers la gauche, sa température superficielle augmentant. Le point où aboutit l'étoile sur la diagonale de la séquence principale est appelé ZAMS (pour Zero Age Main Sequence, âge zéro de la séquence principale).


Plus de détail ici : Effondrement et fragmentation d’un nuage

[teknoamine]

Merci pour votre réponse .
Une autre petite question s'il vous plait, Si les étoiles refroidissent en fonction du temps,leur rayons augmentent ou diminuent ?

[Gilgamesh]

Merci pour votre réponse .
Une autre petite question s'il vous plait, Si les étoiles refroidissent en fonction du temps,leur rayons augmentent ou diminuent ?

Les étoiles perdent de la chaleur par rayonnement, mais en produisent autant en fusionnant de l'hydrogène au centre. Le ratio M/R est donné par cet équilibre des flux d'énergie. Si l'étoile se contracte, la température centrale augmente, ce qui augmente le taux de réaction de fusion, très sensible à la température. L'étoile produit plus d'énergie, ce qui étend son enveloppe et rétablit l'équilibre. Même chose si elle grossit : la température centrale baisse et avec elle la production de chaleur et l'enveloppe se contracte. Tant qu'il y a de l'hydrogène disponible, on a un équilibre stable. C'est ce qu'on appelle la séquence principale.

La lente montée de la luminosité sur la séquence principale
Cette combustion de l'hydrogène produit de l'hélium, qui est inerte et qui s'accumule au centre. Ce cœur d'hélium grossit lentement, il se contracte et sa température augmente. L'hydrogène qui forme une coquille autours est chauffé par ce cœur ce qui augmente lentement le taux de réaction. Durant la séquence principale, la luminosité de l'étoile augmente ainsi progressivement, mais de plus en plus rapidement.

A titre illustratif, pour une étoile de 1.1 M☉ (M☉ = masse solaire, soit 2e30 kg), la température centrale passe de 14,7 MK à 23,7 Mk en 9 milliards d'années. Une fois que l'hydrogène central complètement consumé, elle passe de 23,7 MK à 67 MK en 700 millions d'années.

La lente montée en température du cœur d'hélium explique la lente évolution de l'étoile sur sa séquence principale. La brutale contraction du cœur guide sa conversion en géante rouge.

Il faut maintenant distinguer le cas des étoiles massives de celui des étoiles de plus faibles masses.

Individualisons tout d'abord le cas des étoiles vraiment très massive (M >30 M☉) et en rotation. Dans leur cas, la perte de masse est si énorme durant leur évolution qu'elles en perdent leur enveloppe d'hydrogène, voire leur couche d'hélium (ce sont les fameuses étoile Wolf-Rayet). Elles restent durant toute leur évolution dans la partie bleue du diagramme HR et ne forment donc pas de géantes rouges.

Considérons maintenant le cas plus général des étoiles "raisonnablement" massives, au delà de 1,5 M☉. Dépassé ce seuil, le cœur brûle selon un nouveau cycle de combustion appelé CNO, dont la dépendance à la température est très forte (en T¹⁶) :

Du fait de cette forte dépendance en température, l'épaisseur qui combuste autour du cœur inerte est de faible épaisseur et l'intensité du taux de combustion par unité de masse très élevée. Le flux dégagé au sein de cette faible épaisseur est donc très important et pour conduire cette chaleur vers l'extérieur, les transfert radiatifs sont insuffisants : le cœur est convectif, donc brassé énergiquement, ce qui contrarie la sédimentation des cendres : l'évolution chimique est identique en tout point. Le cœur ne se contracte que très lentement, dans un mouvement d'ensemble, entraînant une faible augmentation de la luminosité. L'enveloppe se dilate très lentement, entraînant un refroidissement superficiel.

L'hydrogène se raréfie, et la zone réactionnelle étant homogène, cette raréfaction a lieu simultanément sur l'ensemble du volume : la transition est brutale, le cœur subit une compression d'ensemble. L'hydrogène brûle maintenant sur une coquille extérieur, a des température plus élevé. La luminosité augmente et l'étoile bleuit.

Sur le diagramme HR, cela se traduit par un tracé dirigé vers le haut pour commencer (luminosité croissante) et vers la droite (température décroissante), puis vers la gauche (température croissante) au sein même de la séquence principale.


Dans le cas des étoiles de plus faible masse (M < 1,5 M☉), la chaîne p-p (dont il existent 3 variantes) est majoritaire. Sa dépendance à la température est forte mais dans des proportions bien moindres que celle du cycle CNO (en T⁴ seulement).

Les conditions de combustions sont donc atteinte sur une plus forte épaisseur, la combustion a lieu 'dans la masse'. L'intensité spécifique d'énergie dégagée est moindre et les transferts radiatifs sont suffisants pour conduire la chaleur vers l'enveloppe. Le cœur est radiatif. Il est statique (non brassé) et les produits de combustion peuvent déposer en milieu calme. Au fur et à mesure de la croissance du cœur inerte, la fusion se déplace vers l'extérieur, embrassant un périmètre croissant assis sur un cœur de plus en plus chaud, les deux facteur contribuant à l'augmentation de la luminosité. Celle-ci reste modeste, de l'ordre de 20% sur l'ensemble de la séquence principale, pour fixer les idées.

Sur le diagramme HR, cela se traduit par un tracé dirigé vers le haut (luminosité croissante) et vers la gauche (température croissante), au sein même de la séquence principale.


La conversion en géante rouge

Quelle que soit la masse de l'étoile, on peut noter que les étoiles quitte la séquence principale selon un trajet horizontal sur le diagramme HR, c'est à dire à luminosité quasi-constante et à température décroissante.

Dans tous les cas, on est en présence d'une sphère d'hydrogène renfermant une sphère d'hélium qui la réchauffe. On comprend que la coquille réactionnelle se dilate autour du cœur en contraction, et que sa densité diminue. On comprend plus difficilement que ceci entraîne par contre coup, selon une phénoménologie encore difficile à expliciter que les couches externes de l'enveloppe se dilatent également ; faute de quoi il est vrai qu'on se trouverait dans la situation où un milieu plus dense en surmonterait un moins dense, situation instable. L'étoile grossit considérablement à luminosité à peu près constante, c'est ce que l'on constate mais le phénomène reste assez étonnant. Les observations prouvent clairement que l'évolution vers le stade de géante rouge opère, et l'intégration numérique des équations qui gouvernent la structure stellaire reproduit bien cette évolution, et pourtant il n'est pas possible d'en nommer la cause avec exactitude. Toujours est-il qu'une nouvelle configuration hydrostatique s'établit au sein de l'étoile. Elle est devenue géante.

La surface augmentant avec le carré du rayon, le flux d'énergie par unité de surface diminue considérablement ce qui entraîne une chute de la température de surface.

Le refroidissement de la surface décale le spectre vers la droite sur diagramme HR : la géante rougit...

Dans le cas des étoiles massives (M > 1,5 M☉) : après le bref réchauffement en fin de séquence principale, la zone de fusion atteint la limite de température permettant l'entretien du cycle CNO. La production d'énergie diminue brutalement, la contraction gravitationnelle reprend, chauffe les couches externes qui se dilatent.

Dans le cas des étoiles de moindre masse (M < 1,5 M☉), le phénomène est essentiellement le même mais il est plus progressif. Pour les étoiles de masse un peu plus importante que le Soleil (à partir de 1,1 environ), dans un premier temps, les couches externes étant beaucoup plus proches du cœur que chez les étoiles massives, se dilatent peu, et se réchauffent. L'étoile bleuit légèrement. Rapidement, la dilatation l'emporte sur la gravité, les couches externes s'éloignent et se refroidissent ; l'étoile commence à rougir, Sur le diagramme HR, cela se traduit par un tracé en zig zag d'abord vers le haut (luminosité croissante) et vers la gauche (température croissante), avant de retourner vers la droite (température décroissante).

La température de l'enveloppe baisse également ce qui entraîne la recombinaison partielle des électrons avec les ions les plus massifs : l'opacité augmente, déclenchant un mouvement de convection qui évacue efficacement la chaleur de l'étoile. L'étoile continue de gonfler mais cette fois sa luminosité augmente, plusieurs centaine de fois dans le cas des petites étoiles (M < 2M☉), ce qui les amène sur la branche des géantes rouge. L'enveloppe convective devient plus profonde et pénètre dans la zone de combustion de l'hydrogène, ce qui ramène la matière de ces zones profondes vers la surface. C'est le premier dragage convectif (dredge-up). L'observation des abondances isotopiques du carbone et de l'oxygène (12C, 13C, 16O, 17O, 18O) dans l'atmosphère des géantes rouges permet d'affiner les modèles de structure et de nucléosynthèse.

Au centre, on trouve le cœur d'hélium, inerte, minuscule et très dense tandis que l'enveloppe s'étend sur des centaines de millions de kilomètres, avec une densité inférieure à celle de l'atmosphère terrestre. La gravité de surface de ces étoiles est minuscule, quelque millième de la gravité terrestre, alors qu'elle est par exemple 28 fois plus intense à la surface du Soleil actuellement. L'enveloppe subissant peu la gravité, elle peut s'en détacher facilement et les géantes rouges présentent des pertes de masse considérables de l'ordre de 10^-3 - 10^-4 M☉/an sous forme de vents stellaires. Les valeurs de ces pertes de masses restent très incertaines et mal comprises mais il semblerait qu'elles soient en grande partie liées aux métaux présent dans l'atmosphère, notamment au fer, qui est très opaque dans ces conditions, et qui subirait donc préférentiellement la pression de radiation.

[A voir en vidéo sur Futura]

[Gilgamesh]

Triple alpha et flash d'hélium

Et tandis que l'étoile monte sur la branche des géante, son coeur d'hélium continue à se contracter. Sa masse augmente, alimentée par la combustion de la coquille d'hydrogène.

Quand la température centrale atteint 1 à 2.10⁸ K, l'hélium 4 entre en combustion pour produire du carbone 12. Par effet tunnel, deux noyaux 4He (aka particule α) parviennent à surmonter la répulsion électrostatique et produisent un noyau de béryllium 8Be, particule très instable avec une durée de vie de ~10-16 s. Pendant cet infime laps de temps elle a une faible probabilité de capturer une autre particule α pour former un 12C.

Soit :

⁴He + ⁴He ➝ ⁸Be + γ
⁸Be + ⁴He ➝ ¹²C + γ

γ désignant un photon gamma.


On trouve de grandes quantités de carbone dans l'univers, et il n'existe pas dans le gaz primordial, preuve qu'il est formé dans les étoiles, dans l'atmosphère desquelles on le mesure. Cette synthèse n'a pourtant pas été sans soulever de sérieux obstacles théoriques touchant à sa faisabilité. Il n'existe pas d'isotope stable à 5 nucléons. Partant de l'hélium 4, on ne peut donc poursuivre la nucléosynthèse en lui faisant absorber un des protons ambiants. La solution réside dans la fusion de deux noyaux d'hélium suivi d'une troisième comme indiqué ci-dessus. L'origine du problème réside dans l'instabilité de l'intermédiaire réactionnel 8Be qui rend cette succession très improbable a priori. A la vitesse d'agitation thermique des particules alpha à 100 MK (v ~ 130 km/s) on ne parcours guère plus d'un centième de nanomètre en cette durée là...

Par bonheur l'état fondamental du béryllium-8 a presque exactement la même énergie que deux particules alpha et, dans la seconde étape, le couple 8Be + 4He a presque exactement la même énergie que l'un des états excités de 12C. Ces résonances augmentent considérablement la probabilité qu'une particule alpha se combine avec un noyau de béryllium-8 pour former un atome de carbone (3).

C'est l'ensemble de ce processus que l'on appelle triple alpha L'énergie dégagée est de l'ordre de 7,3 MeV. Son rendement de conversion masse - énergie est de ~ 0,05%, ce qui est 15 fois inférieur à celui de l'hydrogène en séquence principale ~ 0,7%. Ceci explique la brièveté de l'existence des géantes rouges : elles ne peuvent compter que sur de faible réserve d'énergie.

Le carbone ainsi formé va ensuite pouvoir réagir avec les atomes d'hélium présents pour former de l'oxygène 16 selon la réaction :

⁴He + ¹²C ➝ ¹⁶O + γ


À la fin de la phase de fusion de l'hélium, le cœur de l'étoile est donc composé majoritairement de carbone et d'oxygène.

On parle de flash d'hélium dans le cas des étoiles de faibles masses car lors de l'allumage la densité du coeur est de l'ordre de 107 kg.m-3 (10 kg par cm3) et le gaz d'électron est dégénéré. Un gaz dégénère sous très forte pression, quand la densité augmente au point que la distance moyenne entre les particules devient comparable à la longueur d'onde quantique de la particule. Un gaz dégénéré s'oppose à un gaz classique en ce que la pression ne dépend pas de la température mais seulement de la densité n des particules.

Pour un gaz classique : p = nkT
avec k la constante de Boltzmann

Pour un gaz dégénéré : p = Kn^5/3
avec K une constante propre au phénomène


On se situe ici dans le cas où la vitesse des électron reste petite devant c. Si v approche de c, le gaz devient ultra-relativiste et l'exposant est en 4/3, la dépendance de la pression à la densité devient plus faible. C'est à noter pour plus tard...

Dans un gaz classique, une augmentation de la température provoque un abaissement de la pression, ce qui régule la réaction. En condition dégénérée, p étant indépendante de la température, elle ne baisse pas au moment de l'allumage des réaction thermonucléaire du triple alpha. Celles-ci se déroulent par conséquent à un rythme foudroyant et partout à la fois (le cœur est isotherme). Quelques siècles plus tard, l'énergie dégagée finit par dilater un peu le cœur, la densité décroit et la dégénérescence des électron disparaît. L'hélium brûle désormais normalement, tout comme dans les étoiles massives, dans lesquelles l'allumage a lieu en conditions non dégénérées.

On a vu que la contraction du cœur inerte augmentait la température centrale et donc le flux d'énergie sortant du cœur. L'allumage du cœur d'hélium, après avoir fait croître la luminosité, finit par la faire baisser : le cœur se dilate, la température baisse et avec elle le rythme réactionnel.

> Sur le diagramme H-R, l'étoile se déplace vers la base de la branche des géantes rouges (vers le bas).

Les étoiles de faibles masse forme un cœur d'hélium de masse ~ 0,45 M☉ dont la combustion produit un débit d'énergie pratiquement constant L ~ 100 L☉ pendant 10⁸ ans.

Si leur métallicité est comparable à celle du Soleil (Z = 0,02), leur température effective se maintient à T* ~ 3000 - 4000 K.

Si la métallicité est faible (étoile de première génération dites de population II, celles du Bulbe galactique ou des amas globulaires) elles brûlent sur la branche horizontale à des températures plus élevée T* ~ 5000 - 12000 K.

Géante asymptotique et nébuleuses planétaires

La combustion de l'hélium achevée, le noyau est composé de carbone et d'oxygène. Privé d'énergie nucléaire, le cœur se contracte à nouveau, libérant de m'énergie gravitationnelle. La couche périphérique d'hélium s'allume et l'enveloppe se dilate une nouvelle fois.

Sur le diagramme HR (non visible ci dessus) l'étoile recommence de monter le long de la banche des géante sur un trajet parallèle au précédent (géantes rouges asymptotiques). Pour les étoiles de masse M > 4 M☉, l'enveloppe pénètre à nouveau dans les zones de combustions de l'hydrogène (qui brûle en coquille autour de l'hélium) : c'est le deuxième dragage convectif qui enrichit à nouveau l'enveloppe en hélium et autres produits du cycle CNO.

A ce stade, la structure de l'étoile devient complexe : au centre un coeur inerte de carbone et d'oxygène dégénéré en lente contraction, autour une couche d'hélium dont la base combuste, encore au dessus, une couche d'hydrogène dont la base combuste également et enfin, s'étendant très loin, l'énorme enveloppe convective. En certaine dernière phase de la vie de l'étoile, l'évolution s'avère difficile à suivre, même avec des modèles numériques. Les couches d'hélium et d'hydrogènes s'allument de façon intermittente. Lorsque la couche d'hélium s'allume, elle se dilate en repoussant la couche d'hydrogène qui se refroidit et s'éteint. Une fois l'hélium consommé, la couche d'hydrogène retombe, se réchauffe et se rallume. Ses cendres alimentent la couche d'hélium sous-jacente qui se comprime, s'échauffe et s'allume à nouveau. L'étoile est ainsi animée de pulsations thermiques. Durant cette phase, les mouvements convectifs mélangent en partie les couches d'hélium et d'hydrogène et cette dernière avec l'enveloppe. ce troisième dragage convectif enrichit une nouvelle fois la surface de l'étoile, en produits de la combustion de l'hélium cette fois, notamment du carbone. L'existence de nombreuses étoiles carbonées (géante rouge exhibant un spectre riche en raie du carbone) plaide en faveur de ce scénario.

La dernière phase de la vie de l'étoile se caractérise par un intense vent stellaire qui dépouille l'étoile d'une grande partie de son enveloppe, sur une durée d'environ ~10⁷ ans. Cette dispersion entraîne avec elle les produits de la combustion de l'hélium, dont le carbone, ce qui participe à l'enrichissement chimique de la Galaxie.

L'étoile dévoile des couches internes chaudes : sa température de surface augmente.

Sur le diagramme HR cela se traduit par un déplacement vers la gauche.


Au delà de T* ~ 30 000 K, le flux ultraviolet ionise l'enveloppe expulsée. Ce phénomène est à l'origine des nébuleuses planétaires, éphémères et spectaculaires structures gazeuses multicolores. Ces enveloppe se diluent dans l'espace en ~10⁵ ans, ce qui explique la rareté des nébuleuses planétaires observables.

[teknoamine]

Merci pour vos réponses, le petit souci qui m'avait dérangé est la conversion en géante rouge(causes des dilatations des couches externes de l'étoile qui sont jusqu'aujourd'hui inexplicables), généralement les couches externes sont des zones froides à hydrogène , au lieu de se contracter gravitationnellement elles se dilatent ?

C'est un peut bizarre ? Non
Et d'ailleurs le noyau de l'étoile devient de plus en plus massives pourquoi n'aurait il pas un effet sur les couches externes .
Un merci solennel à vous Mr.le MODÉRATEUR .

[evrardo]

Moi je ne comprends pas comment un nuage de gaz qui a l'origine était un milliard de fois moins dense que l'air qu'on respire pourrait s'effondrer sous l'effet de sa propre gravitation.
Les molécules d'un gaz ne sont pas liées entre elles et elles ont tendance à se repousser les unes des autres sous l'action des forces répulsives causées par les électrons externes. Répulsion de Pauli, si je me souviens bien.
Non, vraiment je ne comprends pas comment un nuage de gaz aussi peu dense peut s'effondrer sur lui même, alors qu'il devrait plutôt avoir tendance à s'expanser.

[Gilgamesh]

Les molécules d'un gaz ne sont pas liées entre elles et elles ont tendance à se repousser les unes des autres sous l'action des forces répulsives causées par les électrons externes. Répulsion de Pauli, si je me souviens bien.

Non, il faut arriver à des densité extrême (matière dégénérée) pour que cette force s'exprime. La pression qui s'exprime à l'échelle du nuage moléculaire, c'est juste la pression mécanique des gaz et le calcul de la masse de Jeans montre à partir de quand la gravité l'emporte.

[evrardo]

Non, il faut arriver à des densité extrême (matière dégénérée) pour que cette force s'exprime. La pression qui s'exprime à l'échelle du nuage moléculaire, c'est juste la pression mécanique des gaz et le calcul de la masse de Jeans montre à partir de quand la gravité l'emporte.

Ok, mais quelle pression mécanique avec des gaz dont la densité est plusieurs de fois plus ténue que l'air?
Est ce que cela pourrait se produire lorsqu'une étoile explose à proximité?
Ou quand deux nuages entrent en coliision?

[Gilgamesh]

Ok, mais quelle pression mécanique avec des gaz dont la densité est plusieurs de fois plus ténue que l'air?
Est ce que cela pourrait se produire lorsqu'une étoile explose à proximité?
Ou quand deux nuages entrent en coliision?

La pression résultante se calcule simplement avec la loi des gaz parfaits.

P = nkT

avec
P la pression en Pascal
n la densité en nombre de particule par m3
k la cte de Boltzman
T la température

La pression a donc deux "manettes" : n et T. Si tu diminue T la pression baisse. Si tu diminue n la pression baisse, mais également la force de gravité, ce qui fait que le critère de Jeans s'exprime comme

Mj ~ T^3/2 n^-1/2

Si la densité augmente (onde de choc de SN, fusion de deux nuages...) mais à condition de raisonner à T constant, la masse de Jeans diminue et un nuage de masse donnée qui était stable peut devenir instable et s'effondrer. En fait c'est bien le ratio qu'il faut considérer, car T peut également augmenter dans l'affaire. D'où l'importance des phénomène dissipatifs comme la présence de poussières qui d'une part augmente l'opacité et protège l'intérieur du nuage du rayonnement extérieur, et d'autre part évacuent efficacement l'énergie thermique du nuage dans le domaine infra rouge.

[Gilgamesh]

Merci pour vos réponses, le petit souci qui m'avait dérangé est la conversion en géante rouge(causes des dilatations des couches externes de l'étoile qui sont jusqu'aujourd'hui inexplicables), généralement les couches externes sont des zones froides à hydrogène , au lieu de se contracter gravitationnellement elles se dilatent ?
C'est un peut bizarre ? Non
Et d'ailleurs le noyau de l'étoile devient de plus en plus massives pourquoi n'aurait il pas un effet sur les couches externes .
Un merci solennel à vous Mr.le MODÉRATEUR .

Oui, c'est un peu bizarre, mais il est à peu près certain que l'opacité de l'enveloppe joue un facteur primordial dans cette affaire. Si la densité augmente, l'opacité également, ce qui freine le flux de rayonnement à travers le plasma de l'enveloppe, ce qui augmente la température centrale et donc le flux d'énergie produit par le coeur. La taille de l'enveloppe de la géante rouge résulte d'un équilibre entre son poids et la pression de radiation qui la souffle vers l'extérieur.

[teknoamine]

Toutes mes colossaux salutations à vous humbles gens.
Peut on calculé l'âge d'une étoile à partir de sa masse ?
Merci cordialement .

[Oroche]

Juste avec la masse?
Non, il sera simplement possible d'établir une limite haute. Par exemple une étoile de plus de 20 masses solaires ne pourra avoir plus de quelques millions d'années (je n'ai pas les chiffres exacts en tête), mais rien de plus...

[Gilgamesh]

Toutes mes colossaux salutations à vous humbles gens.
Peut on calculé l'âge d'une étoile à partir de sa masse ?
Merci cordialement .

Non. On peut par contre avoir une idée assez juste de sa durée de vie, qui est en gros en proportion inverse du carré de sa masse.
Donc ça donne une limite supérieure. On sait qu'une étoile de 10 M_☉ a une séquence principale de durée 10² fois plus faible que celle du Soleil, dont la longévité est estimée à 10 Ga. On sait donc que l'étoile à moins de 100 Ma.

[teknoamine]

Pourquoi n'a t'on pas pû calculer l'âge de R136a1 ?

[Calvert]

Ben il y a bien des estimations, non ?

[Lansberg]

Bonjour,

Pourquoi n'a t'on pas pû calculer l'âge de R136a1 ?

peut-être parce qu'on n'en sait pas assez sur ce type d'étoile et son évolution. Sa masse initiale est située entre 280 et 420 masses solaires et sa masse actuelle entre 230 et 345 masses solaires. Elle est soumise à un fort vent stellaire qui entraine une perte de masse conséquente. L'âge de l'amas dans lequel elle se trouve est donné entre 0,8 et 1,8 millions d'années.
Crowther et al. (2010) estiment son âge à environ 1,4 millions d'années.

[teknoamine]

Peut-on estimer l'âge que vivrait une étoile ?
Merci cordialement pour vos réponses.

[Calvert]

Oui, c'est ce que font (entre autres) les modèles d'évolution stellaire.

[Lansberg]

Peut-on estimer l'âge que vivrait une étoile ?
Merci cordialement pour vos réponses.

Gilgamesh dans son message#14 donne la réponse. Je pense que pour des étoiles jusqu'à 20 masses solaires l'ordre de grandeur doit être bon.
(1/20^2 x 10^9 = 25 x 10^6 ans).