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Evolution stellaire



  1. #1
    Colas

    Evolution stellaire


    ------

    Bonjour,

    Ma question porte sur l'évolution d'une étoile après le stade de géante rouge, ou disons plutôt sur ce qu'il se passe à la fin. J'ai différents bouquins où je lis différentes choses ... Bon, ils s'accordent tous à dire que tout l'H fusionne en He et qu'après, tout l'He fusionne en C. C'est après qu’ils ne sont pas trop d'accord.

    Dans certains, on lit que dans tous les cas, le C va fusionner en O, et que les réactions de fusions vont continuer jusqu'au Fer. Et que c'est à ce moment là qu'on compare la masse de l'étoile à la limite de Chandrasekhar.

    Dans d'autres, ils font directement intervenir la masse de l'étoile, et il est dit que dans certaines, la température n'est pas assez importante pour initier les réactions de fusion du C. C'est même assez précis, si la masse est <= 8 masses solaires, pas de fusion du C et passage direct en nébuleuse planétaire & naine blanche.

    Je suppose que la seconde version est la bonne, mais si vous pouviez me confirmer ça ! De plus, peut-on être plus précis encore ? Peut-on affirmer que la température de l'étoile ne sera pas nécessairement assez élevée pour initier la fusion des combustibles du noyau (quels que soit la phase de fusion, carbone, oxygène.. je ne sais pas ce qui suis) et qu'alors on passe directement au stade de naine blanche ? Et que, seulement si le fer est atteint, on compare la masse à 1.4 masses solaires ?

    Non je ne chipote pas, mais c'est noté cette histoire
    Merci pour votre aide.

    -----

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  3. #2
    mtheory

    Re : Evolution stellaire

    Citation Envoyé par Colas
    Bonjour,

    Ma question porte sur l'évolution d'une étoile après le stade de géante rouge, ou disons plutôt sur ce qu'il se passe à la fin. J'ai différents bouquins où je lis différentes choses ... Bon, ils s'accordent tous à dire que tout l'H fusionne en He et qu'après, tout l'He fusionne en C. C'est après qu’ils ne sont pas trop d'accord.

    Dans certains, on lit que dans tous les cas, le C va fusionner en O, et que les réactions de fusions vont continuer jusqu'au Fer. Et que c'est à ce moment là qu'on compare la masse de l'étoile à la limite de Chandrasekhar.

    Dans d'autres, ils font directement intervenir la masse de l'étoile, et il est dit que dans certaines, la température n'est pas assez importante pour initier les réactions de fusion du C. C'est même assez précis, si la masse est <= 8 masses solaires, pas de fusion du C et passage direct en nébuleuse planétaire & naine blanche.

    Je suppose que la seconde version est la bonne, mais si vous pouviez me confirmer ça ! De plus, peut-on être plus précis encore ? Peut-on affirmer que la température de l'étoile ne sera pas nécessairement assez élevée pour initier la fusion des combustibles du noyau (quels que soit la phase de fusion, carbone, oxygène.. je ne sais pas ce qui suis) et qu'alors on passe directement au stade de naine blanche ? Et que, seulement si le fer est atteint, on compare la masse à 1.4 masses solaires ?

    Non je ne chipote pas, mais c'est noté cette histoire
    Merci pour votre aide.
    Effectivement les réactions dépendent de la masse d'une étoile.Notre soleil fonctionne avec la réaction proton proton mais pour des étoile plus massive c'est CNO donc je pense que la seconde solution est la bonne.

  4. #3
    mtheory

    Re : Evolution stellaire

    Citation Envoyé par mtheory
    Effectivement les réactions dépendent de la masse d'une étoile.Notre soleil fonctionne avec la réaction proton proton mais pour des étoile plus massive c'est CNO donc je pense que la seconde solution est la bonne.

    http://zebu.uoregon.edu/~imamura/122/feb23/feb23.html

  5. #4
    Colas

    Re : Evolution stellaire

    Merci

    J'avance doucement ...

  6. #5
    Colas

    Re : Evolution stellaire

    J'ai lu qu'il y avais une masse limite aux étoiles à neutrons, et qu'elle était comprise entre 1.5 et 3 masses solaires. N'y a-t-il rien de plus précis ?

  7. A voir en vidéo sur Futura
  8. #6
    mtheory

    Re : Evolution stellaire

    Citation Envoyé par Colas
    J'ai lu qu'il y avais une masse limite aux étoiles à neutrons, et qu'elle était comprise entre 1.5 et 3 masses solaires. N'y a-t-il rien de plus précis ?
    Difficile,a cause des incertitudes sur l'équation d'état de la matière nucléaire à l'intérieur de l'étoile.
    D'ailleurs les gens pensent avoir des renseignements sur cette équation en étudiant le comportement des étoiles à neutrons.
    Quand Rincevent sera rentré demande lui des détails,c'est un expert du sujet,il est astrophysicien et spécialiste des étoiles à neutrons.

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  10. #7
    Makalu

    Re : Evolution stellaire

    Bonjour,

    La masse maximale d'une étoile à neutrons est déterminée par sa composition interne. Or malheureusement, les densités sont tellement énormes (une cuillérée de cette matière "pèse" environ un milliard de tonnes!!) que l'état de la matière n'est pas très bien connu. C'est pour cette raison que les observations d'étoiles à neutrons sont particulièrement importantes parce qu'elles permettent de fixer des contraintes sur les théories. A noter qu'une étoile à neutrons n'a pas seulement une masse maximale mais aussi une masse minimale!

  11. #8
    Plasma

    Re : Evolution stellaire

    Quand une étoile qui a consommé son un maximum d'hydrogène environnant (stade de géante rouge ou supergéante) le noyau s'éffondre sur lui-même. Puisque l'étoile est chargé d'hélium et que les pressions et les chaleurs augmentent, l'étoile commence le même phénomène de transformation d'hydrogène en hélium, sauf que l'élément changé est l'hélium au lieu de l'hydrogène. Le nouvel élément va chargé l'étoile par la suite et ainsi de suite. L'étoile va continuer son effondrement... ou presque.

    Une expansion peut être freinée par deux choses (à ce que je saches): soit par l'attraction des électrons, soit par l'attraction des neutrons. Si l'attraction des électrons permet de stabiliser l'effondrement, l'étoile deviendra une naine blanche. Pour cela, il fallait que l'étoile ait une masse de niveau normal, comme l'est le Soleil. Si la masse à l'origine était supérieure, l'attraction entre les électrons ne sera ps assez puissante; l'effondrement continura...

    Par la suite vient l'attraction entres les neutrons. L'étoile qui se stabilise à se stade sera plus compacte qu'une étoile à neutrons, elle sera une étoile à neutrons. Si la masse d'origine était telle que même les neutrons ne peuvent rien y faire, l'effondrement continura jusqu'à l'apparition d'un objet infiniment petit et incroyablement dense: un trou noir.

    Il paraît que l'élément le plus lourd qu'une étoile en effondrement peut créer est le fer. Je ne sais pas plus que toi ce qu'il y a avant cela. Désolé.

  12. #9
    scorpio711

    Thumbs up Re : Evolution stellaire

    Effectivement, l'évolution stellaire est entièrement fonction de la masse de l'étoile: Supposons qu'au départ l'étoile est formée de 3/4 d'H, 1/4 d'He, et un pouillème de "métaux" (tous éléments plus lourds que He sont appelés "métaux" par les astrophysiciens).
    Bon, l'étoile se condense lentement - la gravité fait son effet. Du coup la température monte. Et si l'étoile est suffisamment grosse, il y a "allumage" des réactions nucléaires au centre de l'étoile, là ou c'est le plus chaud. Et l'H se transforme en He. 2 "cycles" sont effectivement possibles, le cycle H-He direct, ou bien le cycle de Bethe, alias C-N-O, qui en fait se produit - de mémoire- plus facilement que l'autre et à des températures moins élevées. Notre soleil brûle principalement par cycle de Bethe. mais comme d'hab en chimie nucléaire, c'est toujours un mélange de plusieurs réactions qui se passent.
    Le "brûlage" de H fait sortir de l'énergie de l'étoile, qui vient contrebalancer la contraction, on a donc un équilibre qui se produit. L'étoile est ainsi stable... jusqu'au moment ou l'H a entièrement brûlé au coeur. Alors il n'y a plus de brûlage pour contrebalancer la contraction et la gravité, donc l'étoile se remet à se contracter.
    Et là, de 2 choses l'une: soit l'étoile est trop petite, il n'y a pas assez de matière et la contraction ne "chauffe" pas suffisamment le noyau pour qu'on atteigne la température de brûlage de l'He (100 millions de degrés pour déclencher le 'triple-alpha' qui transforme l'He en C - des réactions secondaires créant en plus du N et de l'O principalement). L'étoile s'arrête là, avec un coeur en He, une écorce en H, et finit naine blanche.
    Si l'étoile est assez grosse, l'He du centre se met à brûler... et les températures autour sont assez forte pour que l'H autour du noyau brûle en He lui aussi. On a une étoile en "oignon" avec 3 couches: un noyau qui brûle l'He, une couche qui brûle l'H, et une couche extérieure. L'étoile a gonflé fortement et est une géante rouge.
    Puis de nouveau, qd tout l'He a brûle, on a un noyau en C-N-O, et de nouveau la température au centre tombe, ne contrebalance plus la gravité et l'étoile se remet à tomber sur elle même.
    Encore une fois, soit ça s'arrête là, soit si l'étoile est assez massive (4 masses solaires à peu près, je crois), ça repart en nouvelle géante rouge "oignon" avec un noyau qui synthétise du Si,S,Cl etc.., une première couche qui synthétise du CNO, une seconde qui synthétise du He, et une troisième qui ne fait rien.
    Le stade suivant (8-10 masses solaires) est la transformation du noyau en Fe (et autres elements Cr, V, Ti, Mn, Co, Ni).
    Et enfin, une fois que le noyau est entièrement en fer, de nouveau l'étoile reprend sa contraction. Mais là, (si l'étoile est assez grosse - 16-18 masses solaires / sinon tout finit à nouveau en naine blanche) le Fe ne peut pas brûler car un autre effet arrive avant: les noyaux de Fe dégénèrent et s'effondrent, les electrons se recombinent aux protons... le noyau se transforme en soupe de neutrons en créant des neutrinos en quantité inimaginable, une gigantesque energie est dégagée qui fait exploser littéralement l'étoile en supernova, avec un "reste" de noyau "etoile à neutron" au centre.
    Une très bonne description de tt ça est donnée ds le livre de John Gribbin "stardust" (je ne sais comment il a été traduit en français).

  13. #10
    Makalu

    Re : Evolution stellaire

    Bonjour,

    Citation Envoyé par scorpio711
    le Fe ne peut pas brûler car un autre effet arrive avant: les noyaux de Fe dégénèrent et s'effondrent, les electrons se recombinent aux protons... le noyau se transforme en soupe de neutrons en créant des neutrinos en quantité inimaginable, une gigantesque energie est dégagée qui fait exploser littéralement l'étoile en supernova, avec un "reste" de noyau "etoile à neutron" au centre.
    Il n'y a pas d'éléments plus lourds que le fer parce que c'est l'élement le plus stable.

  14. #11
    Makalu

    Re : Evolution stellaire

    Bonjour,

    Citation Envoyé par Plasma
    Une expansion peut être freinée par deux choses (à ce que je saches): soit par l'attraction des électrons, soit par l'attraction des neutrons.
    C'est le contraire. L'étoile à tendance à s'effondrer sur elle-même en raison de l'attraction gravitationnelle. Ce qui s'oppose à la gravitation lorsque l'étoile a "brûlé" tout son combustible, c'est soit la répulsion des électrons (naines blanches), soit la répulsion des neutrons (étoiles à neutrons). Les électrons et les neutrons sont des fermions. Contrairement aux bosons, ces particules n'aiment pas être regroupées dans un même état et ont donc tendance à se repousser les unes des autres. Plus tu essayes de les regrouper et plus ils résisteront!

  15. #12
    Plasma

    Re : Evolution stellaire

    Excuse-moi, je n'ai lu ceci il y a longtemps de cela et je me suis trompé pour ce qui est des électrons et des neutrons. par contre, je savais que l'étoile s'effondrait par attraction. Merci de me le rappeler.

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  17. #13
    Plasma

    Re : Evolution stellaire

    Je viens de remarquer que j'ai écrit expansion... je me mélanges beaucoup avec le cas de l'Univers ces temps-ci.

  18. #14
    Thioclou

    Re : Evolution stellaire

    Bonjour,
    Citation Envoyé par Makalu
    Bonjour,



    Il n'y a pas d'éléments plus lourds que le fer parce que c'est l'élement le plus stable.
    D'où proviennent les atomes plus lourds que le fer (argent, or, platine, uranium, etc) qu'on trouve (rarement d'ailleurs) dans la nature?

  19. #15
    Makalu

    Re : Evolution stellaire

    Bonjour,

    Comme le fer est l' élément le plus stable, la matière à l'équilibre (de toutes les réactions nucléaires fortes, faibles et électromagnétiques) est donc du fer. Et pourtant sur Terre, on observe une grande variété d'éléments. Cela signifie simplement que la matière n'est justement pas à l'équilibre! Ceci est possible parce que les temps de réactions pour convertir des éléments en fer sont très grands. Par contre, on s'attend à ce que ces écarts à l'équilibre soient beaucoup moins importants dans une étoile à neutrons.

  20. #16
    Makalu

    Re : Evolution stellaire

    Bonjour,

    A une certaine étape de son évolution, l'étoile est bien en expansion suite à l'énergie libérée par les réactions thermonucléaires, jusqu'au devenir une géante rouge

  21. #17
    Colas

    Re : Evolution stellaire

    Merci pour vos réponses. Il y a Rincevent qui m'a envoyé un excellent fichier à ce sujet :
    http://luth2.obspm.fr/~luthier/gourgoulhon/dea.pdf

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