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Perte de masse d'une étoile



  1. #1
    zaqiel

    Perte de masse d'une étoile

    Bonjour à tous,
    Je cherche à vérifier une information au sujet du pourcentage de la perte d'une étoile avant qu'elle se transforme en naine blanche, étoile à neutrons ou trou noir. Je crois savoir qu'elle se situe à 50%, mais j'aimerais en être sûr. Ce qui veut dire par exemple que pour qu'une étoile se transforme en trou noir, elle doit avoir à sa naissance environ 8 masses solaire. Malgré toutes mes recherches, tous les sites parlent de la masse restante mais pas la masse initiale.
    D'avance merci.

    -----


  2. #2
    Calvert

    Re : Perte de masse d'une étoile

    Salut!

    En fait, cela dépend de tout un tas de paramètre, dont la plupart ne sont pas complétement maîtrisés. Voici en vrac ce qui me passe par la tête:

    La masse
    Et oui, la perte de masse dépend... de la masse. En fait, les vents sont surtout composés de matière expulsée par la radiation de l'étoile, via les photons qui sont capturés par cette matière. Donc, plus on a de photons, plus on expulse de la matière. Et les étoiles les plus lumineuses sont les étoiles massives. Ainsi, au delà de quelques dizaines de masses solaires, elle devient même assez dramatique (je donnerai quelques chiffres plus loin).

    La métallicité
    Comme dit ci-dessus, les vents sont surtout des "line driven wind", donc des vents provoqués par la capture des photons par les raies d'absorption. Donc, plus on a de raies, plus on emporte de la matière. Or, les métaux (notamment le fer) comportent énormément de raies et favorisent la perte de masse.

    La rotation
    En fait, la rotation diminue la gravité effective à la surface de l'étoile par la force centrifuge. Ainsi, la matière peut plus facilement quitter l'étoile. Le cas le plus spectaculaire survient lorsque l'étoile arrive à "la rupture", c'est-à-dire que la gravité effective à la surface est nulle (la force centrifuge compense la force de gravitation). Ainsi, les couches superficielles de l'étoiles ne sont plus liées à l'étoile et peuvent s'échapper. Ce phénomène arrive bien évidemment en premier à l'équateur. La matière qui s'en va forme alors des disques autour de l'étoile. C'est par exemple le cas des étoiles Be.

    On mélange le tout, et on secoue
    Voici pour un premier aperçu. Il va sans dire que la réalité est plus complexe. Ainsi, l'évolution stellaire joue un grand rôle. Sur la séquence principale, la perte de masse est "relativement" tranquille via les vents. Lorsque l'étoile "traverse dans le rouge", ie. lorsqu'elle devient une géante/supergéante rouge, sa lumiosité augmente, ce qui tend à augmenter la perte de masse. Cependant, l'augmentation du rayon freine dramatiquement l'étoile, ce qui a plutôt l'effet inverse.

    Il existe également des étoiles qui ne traversent pas le diagramme HR: les étoiles de Wolf-Rayet. Elles perdent progressivement leurs couchent et s'évaporent littéralement. De plus, elles tournent à une vitesse forcenée. Une étoile WR de masse initiale de 60 masses solaires peut se retrouver à 15 masses solaires à la fin de sa vie.

    Les étoiles de basses métallicité on tendance à perdre moins de masse (de part leur métallicité, justement). Cependant, ces étoiles ont tendance à être plus compactes qu'à métallicité plus élevée. Et qui dit plus compacte, dit plus rapide. Avec des effets inverses sur la perte de masse...

    Voilà. Donc, rien de très simple. Dans les codes d'évolution, on utilise des lois "ad hoc", paramétrées par les observations et dépendant du type d'étoile, et d'autres paramètres. Pour une étoile de type solaire, la perte de masse est très réduite. Pour les étoiles très massives, de plus de 100 masses solaires, elle peut dépasser les 75% de la masse initiale.

    Ce qui détermine le type de rémanant, c'est la masse du noyau de l'étoile. Ainsi, cela va étroitement dépendre de paramètres tels la rotation (qui augmente un peu la taille du noyau), etc... De plus, on ne sait actuellement pas détreminer exactement la masse du rémanant en fonction de la masse du coeur de l'étoile. Donc les limites que l'on entend (autour de 8 masses solaires pour un trou noir) est un peu arbitraire. Cela peut être un peu moins pour certaines étoiles, et un peu plus pour d'autre.

  3. #3
    zaqiel

    Re : Perte de masse d'une étoile

    Merci de ta réponse aussi rapide que précise. On peut donc dire que les valeurs minimales telles que 3 masses solaire pour devenir une étoile à neutrons est dans l'ordre de grandeur, puisque la masse minimale restante doit être de 1,4 masses solaire et environ 8 masses solaires pour qu'il ne reste que 3,2 masses solaires pour un trou noir est bien correct, même si par la suite le proportions vont changer.

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