Bonjour à tous,
A la fin de sa vie, une étoile peut, entre autre, devenir une naine blanche ou bien une étoile à neutron, selon sa masse initiale.
Mais qu'en est-il de ces objets, ont-ils également une évolution ?
Dans les deux cas, l'équilibre est réalisé par la conséquence du principe d'exclution de Pauli, bien que dans deux situations différentes, mais cet équilibre se maintient-il indéfiniment ?
Quelqu'un pourrait-il me renseigner ?
Merci d'avance
Phys2
If your method does not solve the problem, change the problem.
Bonjour,
Pour l'évolution des naines blanches il semblerait qu'elles finissent en naines noires : http://fr.wikipedia.org/wiki/Naine_noire .
Après je ne pense pas que les astrophysiciens savent grand chose à leur sujet vu qu'elles ne sont pas observables.
Pour les étoiles à neutrons je ne sais pas, peut-être finissent elles en trou noir après absorption d'une assez grande quantité de masse. Je pense que ce doit dépendre de l'environnement qu'elles ont (sont-elles accompagnées ou non ?).
Dans les deux cas selon leur aptitudes à rayonner il y a peut-être possibilité d'évolution.
Autant dire que si quelqu'un a des infos précises sur le sujet je suis aussi preneur (surtout que j'ai passer mon exam d'astro il y a 3 jours et qu'une partie du sujet concernait l'équilibre de ces deux types d'étoiles donc je suis d'autant plus curieux...).
Ces "naines noires" n'existent pas encore car le processus de refroidisement des naines blanches est extremement lent. Quand on effectue un histogramme de la luminosite des naines blanches, on observe une coupure extremement nette et brutale en deca d'une certaine valeur, correspondant a la luminosite minimale atteinte par les premieres naines blanches. Avec un modele sous-jacent de refroidissement de naine blanches (difficile car des phenomenes e cristallisation s'y produisent), on peut alors remonter a l'age de la region (disque galactique ou amas globulaire) ou elles se trouvent.Envoyé par Magnétar
D'accord pour les naines blanches.
Une petite idée sur les étoiles à neutrons ?
If your method does not solve the problem, change the problem.
En effet il semblerait que le temps de refroidissement nécessaire pour passer du stade naine blanche à celui de naine noire soit de l'ordre de plusieurs milliards d'années soit plus que l'âge de l'univers.Ces "naines noires" n'existent pas encore car le processus de refroidisement des naines blanches est extremement lent. Quand on effectue un histogramme de la luminosite des naines blanches, on observe une coupure extremement nette et brutale en deca d'une certaine valeur, correspondant a la luminosite minimale atteinte par les premieres naines blanches. Avec un modele sous-jacent de refroidissement de naine blanches (difficile car des phenomenes e cristallisation s'y produisent), on peut alors remonter a l'age de la region (disque galactique ou amas globulaire) ou elles se trouvent.
Autrement quelqu'un saurait-il où on peut trouver une description (même qualitative) de quelques modèles de refroidissement de naines blanches ? Je ne pense pas que ce sera à ma portée mais bon je voudrai essayer de voir.
Au niveau des étoiles à neutron serait-il possible que le rayonnement de celles-ci influe leur évolution.
Plus clairement l'étoile à neutron rayonne une certaine quantité d'énergie dans l'environnement ce qui doit, en premier lieu, faire baisser la température de celle-ci, comme l'équilibre d'une étoile à neutron est principalement régit par l'équilibre entre pression gravitationelle et pression de Fermi des neutrons la température doit peu influer sur leur évolution, à part une baisse de la luminosité de l'étoile à neutron.
A la suite de ça, se pourrait-il qu'une étoile à neutron rayonne assez d'énergie pour que ce rayonnement en plus d'induire une baisse de la température du corps provoque une perte de masse assez importante pour que l'équilibre pression gravitationelle-pression de Fermi soit perturbé ?
En réalité je pense qu'il n'y aura pas (ou peu) de perte de masse par rayonnement car ce ne sont pas des réactions de fusion qui provoque ce rayonnement mais bon je ne suis pas sur du tout...
PS: Désolé Phys2 de pourrir ton fil mais ces questions me titillent.
Concernant naines blanches et étoiles à neutron, je conseille l'excellent bouquin: "Black Holes, White Dwarfs and Neutron Stars: The Physics of Compact Objects" de Shapiro et Teutolski.
Ca demande quelques connaissances de physique(beaucoup en fait), mais franchement dans le domaine c'est une bible.
Voir http://www.amazon.com/Black-Holes-Wh.../dp/0471873160
Sinon l'article de wikipedia anglais sur les naines blanches est assez bon et est une bonne "intro".
http://en.wikipedia.org/wiki/White_dwarf
salut,
très peu comme tu le disais...
non, c'est principalement le caractère répulsif de l'interaction forte à courtes distances, la pression de Fermi joue seulement pour en gros 1/3 de la résistance à la gravitation.comme l'équilibre d'une étoile à neutron est principalement régit par l'équilibre entre pression gravitationelle et pression de Fermi des neutrons
cela reste vrai : le refroidissement se fait principalement par émission de neutrinos et antineutrinos par le coeur en raison de l'équilibre chimiquela température doit peu influer sur leur évolution, à part une baisse de la luminosité de l'étoile à neutron.(où il manque un neutrino à gauche ou un antineutrino à droite). Ces deux particules étant (quasiment) sans masse, elles disparaissent très facilement en emportant le surplus d'énergie.
c'est surtout qu'il y a rapidement équilibre beta donc pas de perte de masse notableEn réalité je pense qu'il n'y aura pas (ou peu) de perte de masse par rayonnement car ce ne sont pas des réactions de fusion qui provoque ce rayonnement mais bon je ne suis pas sur du tout...
c'est quand même un bouquin pas trivial... je dirais pas la peine de le regarder sans au moins des connaissances de M1 voire M2.
un peu plus abordables (ça reste quand même niveau M) et en français, y'a ces notes de cours par E. Gourgoulhon.
Bonjour,
Je disais ça car dans mon exam on considèrait que seule la pression de Fermi joue un rôle, mais bon en L2 on fait surtout des modèles foireuxnon, c'est principalement le caractère répulsif de l'interaction forte à courtes distances, la pression de Fermi joue seulement pour en gros 1/3 de la résistance à la gravitation.surtout que l'on a pas le niveau suffisant pour traiter de l'interaction forte. Bon un bon point c'est qu'elle joue quand même un rôle.
Cet équilibre s'établit comment ? Est-ce du au fait que les électrons issu des réactions beta ne peuvent pas occuper les mêmes niveaux d'énergie à cause du principe de Pauli ?c'est surtout qu'il y a rapidement équilibre beta donc pas de perte de masse notable
En tout cas merci à vous deux pour les réfs et explications bien que je ne puisse pas consulter le bouquin de Shapiro et Teutolski à ma BU (il est en bibliothèque recherche), mais si comme le dit Rincevent il n'est pas trivial...
Je consulterai les notes de cours (en espérant que je pige quelque chose eh eh eh).
salut,
c'est pas complètement foireux en ce sens où cela donne grossièrement les ordres de grandeur et qu'en plus c'est historiquement le premier modèle qui a été développé dans les années 30 par Oppenheimer et Volkoff.Je disais ça car dans mon exam on considèrait que seule la pression de Fermi joue un rôle, mais bon en L2 on fait surtout des modèles foireux
ça peut se faire de manière grossière aussi...surtout que l'on a pas le niveau suffisant pour traiter de l'interaction forte.
cela me fait d'ailleurs penser que j'aurais du mentionner une référence qui t'intéressera peut-être : Neutron Stars for Undergraduates
plusieurs choses jouent dans tout ça :Cet équilibre s'établit comment ?
- initialement, l'étoile à neutrons est formée par captures électroniques et photodissociations quand le coeur de fer de l'étoile progénitrice s'effondre
- tu commences donc par une soupe de n,p,e et neutrinos (enfin, pour le coeur : les couches externes sont plus complexes mais représentent une partie faible de la masse totale)
- cette soupe refroidit et devient transparente pour les neutrinos en environ une minute
- l'interaction électromagnétique est tellement forte, que rapidement les protons et les électrons se rassemblent pour donner un truc électriquement neutre aux échelles pas trop petites
- "l'instabilité" du proton, en raison de la forte présence d'électrons, redonne des neutrons [capture électronique toujours : p+e -> n]
- mais inversement, l'instabilité du neutron redonne aussi des protons et des électrons.
En gros, tu as continuellement des réactions n -> p+e et inversement. L'équilibre est atteint quand les deux taux se compensent.
salut Rincevent,
et y'a une fonction analytique simple qui établie (même grossièrement) le niveau d'équilibre p/n en fonction de la pression, au moins sur une certaine profondeur ? Ou ce n'est accessible qu'à la modélisation ?
a+
Parcours Etranges
salut,
l'équation d'état est normalement obtenue par des calculs complexes de physique nucléaire [problème à N-corps quantique avec une interaction effective qui est donc très complexe et riche]. Très loin d'une fonction analytique donc
Mais une modélisation grossière valable pour les couches internes [car dans les couches externes tu as des noyaux], en faisant pas mal d'approximations a été proposée autrefois par Prakash, Ainsworth & Lattimer. Cet article n'étant pas en accès libre, en voici un autre dans lequel tu trouveras quelques détails sur ça dans le début : ici.
L'idée c'est que le terme qui joue le plus sur l'équilibre est un terme dit d'asymétrie qui contribue à l'énergie par nucléon en étant d'autant plus grand que les nombres de p et n sont différents (ce terme et cette formule sont dans l'esprit du modèle de la goutte liquide en physique nucléaire, cf. la formule de Bethe-Weizsäcker).
salut,
l'équation d'état est normalement obtenue par des calculs complexes de physique nucléaire [problème à N-corps quantique avec une interaction effective qui est donc très complexe et riche]. Très loin d'une fonction analytique donc
Mais une modélisation grossière valable pour les couches internes [car dans les couches externes tu as des noyaux], en faisant pas mal d'approximations a été proposée autrefois par Prakash, Ainsworth & Lattimer. Cet article n'étant pas en accès libre, en voici un autre dans lequel tu trouveras quelques détails sur ça dans le début : ici.
L'idée c'est que le terme qui joue le plus sur l'équilibre est un terme dit d'asymétrie qui contribue à l'énergie par nucléon en étant d'autant plus grand que les nombres de p et n sont différents (ce terme et cette formule sont dans l'esprit du modèle de la goutte liquide en physique nucléaire, cf. la formule de Bethe-Weizsäcker).
Merci à toi.
C'est bien "B. EOS in beta equilibrium" eq.11 ? Et en gros ça donne un p/(p+n) de 7-8% (TABLE I) c'est ça ?
a+
Parcours Etranges
Est-ce pour cela qu'une association de quarks de charges électriques de même signe peut être stable ?
If your method does not solve the problem, change the problem.
Je me permets d'insister sur la question, parce que je me suis toujours demandé comment les quarks pouvaient former des particules stables, alors qu'il n'y avait que des forces attractives. Donc le fait que l'interaction forte soit répulsive à courte distance, ce que j'ignorais, explique-t-il cette stabilité ?Est-ce pour cela qu'une association de quarks de charges électriques de même signe peut être stable ?
If your method does not solve the problem, change the problem.
salut,
Ça c'est la méthode pour calculer la structure. L'équation (11) te donne la composition en fonction de la densité si tu as d'abord une équation d'état (4). Et tu vois que seul le terme S de celle-ci intervient dans la fraction x à l'équilibre. Pour la pression, tu la calcules à l'aide de l'EOS grâce aux équations (13), (12) et (6). Les quelques détails sur l'équation d'état (Equation Of State) analytique sont dans la partie D.
c'est ça. La composition typique (approximative) d'une étoile à neutrons, c'est un proton pour 10 neutrons.Et en gros ça donne un p/(p+n) de 7-8% (TABLE I) c'est ça ?
euh, oui mais non
quand j'utilise le terme "interaction forte" c'est pour parler de l'interaction entre hadrons qui est une interaction effective découlant de l'interaction de couleur entre quarks. C'est cette interaction (entre nucléons par exemple) qui est responsable de la cohésion des noyaux atomiques et est répulsive à courtes distances [si tu cherches sur le forum tu verras que j'ai déjà plusieurs fois mentionné ce fait ainsi que sa relation avec le spin de la particule virtuelle échangée]. Pour ce qui est de ta question, la réponse est multiple mais avant tout quantique :
- il ne faut pas imaginer les particules comme des petites boules et leurs réactions comme des collisions entre celles-ci
- les interactions en question ne sont pas des forces, mais bien des interactions. C'est-à-dire des choses plus complexes et qu'il faut voir comme des "échanges d'information entre sous-parties d'un système physique" plutôt que comme des attractions ou répulsions. Ainsi, un effet important inévitable de l'échange de gluons entre quarks est de changer leurs couleurs.
- les interactions en question obéissent à des lois de conservation qui font (par exemple) que les quarks dans un hadron ne peuvent généralement pas s'annihiler. Mais parfois ils le peuvent et c'est comme ça que les pions (par exemple) se désintègrent (ce processus pouvant mettre en jeu les 3 types d'interactions)
Merci Rincevent
a+
Parcours Etranges
