Bonjour,
Je pensais qu'à plus de 8 fois la masse solaire d'une étoile, à sa mort, on obtenait soit un pulsar/étoile à neutron soit un trou noir, hors je viens d'entendre quelqu'un dire que entre 8 fois et 20 fois la masse solaire ça donnait un pulsar ou une étoile à neutron... et que seulement à partir de 20 fois la masse solaire on obtenait un trou noir.
Pourriez-vous me dire quelle est la bonne proposition svp ?
Merci d'avance pour vos lumières !
C'est bien ce que tu viens d'apprendre. Le diagramme complet que donne les modèles fait intervenir à la fois la masse du progéniteur et sa métallicité (noté Z, la proportion en masse d'éléments plus lourds que H et He).Envoyé par Lebleu34
En abscisse la masse.
En ordonnée la métallicité
neutron star : formation d'une étoile à neutrons
BH by fallback : formation du trou noir par retombé du matériau de l'enveloppe sur le cœur effondré
Direct black hole :formation direct d'un trou noir par effondrement du cœur
On voit par exemple que les étoiles de métallicité solaire (Z ~ 0,02) ne forment (presque) pas de trous noirs.
Dernière modification par Gilgamesh ; 12/12/2017 à 18h33.
Parcours Etranges
Un grand merci de plus @Gilgamesh pour cette réponse.
La bande blanche dans la zone trou noir direct correspond-t-elle également à une zone de formation de naines blanches ? Si oui, quel phénomène permet-il l'existence de cette bande ?
Non, la bande blanche en crosse c'est pour l'absence de rémanent : ni naine blanche, ni étoile à neutrons, ni trou noir.
Pour les naines blanches (white dwarfs) c'est la bande blanche de gauche, celle des étoiles de faibles masses.
Dernière modification par Gilgamesh ; 12/12/2017 à 20h16.
Parcours Etranges
Non, il s'agit du domaine où l'on s'attend à trouver des supernovae par instabilité de paires. Il faut aussi garder à l'esprit que ce genre de diagramme n'est pas à prendre "au pied de la lettre", et est seulement indicatif des grands comportements. Il y a beaucoup d'incertitudes dans les modèles d'évolution, notamment :
- les taux de perte de masse à différentes phases de la vie de l'étoile et leur variation en fonction de la métallicité.
- l'"explosabilité" de l'étoile. Le mécanisme détaillé de l'explosion est mal compris, et on ne sait pas encore trop quelles sont les conditions exactes à la fin de la vie de l'étoile qui fait qu'elle va exploser complètement, faire une supernova "ratée" ou directement s'effondrer en un trou noir.
Effectivement, le scénario des SN par instabilité de paires s'est imposé assez récemment (il me semble en tout cas ?). Sur le diagramme publié sur wiki, la crosse correspond maintenant à ces supernova, mais c'est divisé en deux : avec ou sans trou noir.
Comme tu dis, c'est un domaine encore assez mouvant.
Dernière modification par Gilgamesh ; 12/12/2017 à 20h33.
Parcours Etranges
contrairement au titre du fil on parle ici uniquement des trous noirs dus a l' effondrement d'étoiles.
le titre semblait dire que l'on ne peut avoir de trous noirs avec une masse inférieure a 20 masses solaires.
ce qui est moins sur dans d'autres cas de formation ou d'évaporation.
Même dans le cas d'un étoile avec une masse initiale de 20 masses solaires, le trou noir sera beaucoup moins massif : l'étoile perd de la masse au cours de sa vie, et seule les parties centrales finissent dans le trou noir. Ceux-ci font, dans le cas d'étoiles juste à la transition entre l'étoile à neutrons et le trou noir, seulement à peine plus que la masse d'Oppenheimer-Volkoff.le titre semblait dire que l'on ne peut avoir de trous noirs avec une masse inférieure a 20 masses solaires.
ce qui est moins sur dans d'autres cas de formation ou d'évaporation.
D'ailleurs il me semble que c'est sur la perte de masse au cours de la vie de l'étoile que joue la métallicité, non ?
Dernière modification par Gilgamesh ; 13/12/2017 à 15h53.
Parcours Etranges
Surtout, oui. Mais aussi sur le transport du moment cinétique dans l'étoile, et donc in fine de la quantité de moment cinétique dans le coeur en fin de vie, qui influe (sûrement) aussi sur la manière dont l'étoile explose.
