salut,
une question quant à l'effondrement des étoiles en fin de vie.
une première question :
- la masse des étoiles reste constante du début de la séquence principale jusqu'à sa mort ?
donc quand une étoile se dilate en fin de vie, la pression interne diminue, et c'est donc à cause de ça que l'étoile s'effondre sous son propre poids ?
l'attraction gravitationnelle est inchangée et l'emporte sur la pression.
merci
Si l'étoile se dilate et devient géante rouge, c'est que le cœur de carbone "pulse" et expulse les couches extérieures.
La masse de l'étoile ne reste pas inchangée au cours de la séquence principale, mais disons qu'elle varie peu. Ce qui importe, ce n'est pas tant la masse mais la densité. En effet, lorsque l'étoile produit des métaux, ceux-ci vont s'agglutiner au centre, de telle sorte que le cœur sera plus dense que l'extérieur.
Enfin, ce n'est pas tant la pression (qui joue un rôle dans le stade d'effondrement de l'étoile, suivant qu'il s'agisse de la pression classique, de la pression de dégénérescence baryonique ou électronique) que la pression de radiation qui importe. C'est lorsque la pression de radiation diminue (i.e quand la température de l'étoile diminue) que la gravitation l'emporte et que l'étoile s'effondre.
Salut!
Une étoile très massive peu tout de même perdre plus de la moitié de sa masse initiale durant sa vie, dont une grande partie sur la séquence principale. Ce n'est pas particulièrement négligeable.La masse de l'étoile ne reste pas inchangée au cours de la séquence principale, mais disons qu'elle varie peu.
Pour le reste, d'accord avec Cassano: une fois les dernières réactions nucléaires terminées dans le coeur, la pression de radiation chute et la pression totale ne permet plus de soutenir le coeur face à la gravitation.
ok les gars merci
une autre question : la fusion de l'hydrogène se fait à partir de 10 millions de degrés, donc la fusion se fait au coeur des étoiles.
et la matière qui se trouve en surface, elle accède comment au centre de l'étoile pour fusionner ?
c'est encore la gravité ?
Un million de degrés K, ca suffit...
En fait au départ ton étoile n'est qu'une grosse boule de gaz, principalement de l'hydrogène. L'hydrogène qui est au centre, à la chaleur (matrix cover), fusionne pour donner de l'hélium. Le truc c'est que l'Hydrogène qui est à l'extérieur ne vient précisément pas au centre pour brûler.
C'est pourquoi après que l'étoile ait consommé à peu près 10% de son hydrogène (majeure partie de la séquence principale), les réactions nucléaires s'arrêtent (car la température n'est pas assez importante pour faire fusionner l'hélium qui est au centre, et pas assez importante sur les couches extérieures pour faire fusionner l'hydrogène qui s'y trouve), faisant chuter la température de l'étoile, donc la pression de radiation, et nous ramenant à ta question précédente sur l'origine de l'effondrement d'une étoile
il me semblait que l'étoile grossissait car plus d'hydrogène, donc bouffe sa réserve d'hélium, puis oxygène, carbone, ...jusqu'à mort s'en suive.
Non elle ne grossit pas.. ca ne serait pas logique. Elle mange son hydrogène, puis s'effondre,. Sa température augmente alors et peut faire fusionner l'hélium. Réaction triple alpha qui te donne du Carbone... et c'est la que le coeur de carbone se met à "pulser" et éjecte les couches externes. C'est donc arrivé au stade du carbone (visible par le flash de l'hélium) que ton étoile enfle (se dilate) et devient une géante rouge... mais pas avant.
qd je dit grossir, c'est bien d'en l'idée de se dilater.Envoyé par Cassano
ok merci pour tout.
jte demande tout ça car je lis le bouquin de JP Luminet, "Le destin de l'univers", si jamais tu connais. et jveux bien comprendre avant de poursuivre la lecture.
salut,
pas pour les étoiles les plus massives. Dans le cas des supernovae gravitationnelles, le coeur est inerte depuis pas mal de temps et c'est la pression de dégénérescence des électrons qui contrebalance la gravité jusqu'à ce que la masse du coeur de fer ne devienne supérieure à la masse de Chandra.
Non. Les étoiles "normales" deviennent des (super)géantes rouges à la fin de la séquence principale. Les réactions de fusion de H s'arrêtent, le coeur se contracte, et par un effet souvent appelé "effet miroir" dans la littérature, les couches externes se dilatent. Ceci implique une diminution de la la température de surface, et donc un rougissement de l'étoile. Quand au flash de l'hélium, il se produit durant la fusion de l'hélium (si, si
A la vitesse à laquelle ont lieu les phases finales de combustion, pas mal de temps me semble un peu osé! La fusion de l'oxygène dure moins d'une année, celle du silicium doit durer à peine quelques semaines...
Donc il marque bien (le flash de l'Hélium) l'apparition d'un coeur de carbone... puisque les réactions triple-alpha produisent du carbone... ce qu'on dit ne ce contredit pasQuand au flash de l'hélium, il se produit durant la fusion de l'hélium (si, si
Par contre je ne savais pas pour leur absence concernant les étoiles massives... j'aurai au moins appris quelque chose
on n'a pas les mêmes repaires
par rapport à l'effondrement qui dure quelques millisecondes, quelques semaines c'est vraiment beaucoup...
Certes!on n'a pas les mêmes repaires
Conclusion: par rapport à la durée de vie de l'étoile, c'est très court, par rapport à l'effondrement, c'est très long. A choix!
On commence de parler de coeur de carbone lorsque l'abondance de CO dans le coeur est très majoritaire par rapport à l'He. Hors, le flash à lieu au tout début de la combustion de l'He. En évolution stellaire, on ne parle pas encore de coeur de CO à ce moment-là.Donc il marque bien (le flash de l'Hélium) l'apparition d'un coeur de carbone...
Dans les étoiles dites massives (8 - 150 Msol), l'inition de la combustion de He à lieu en milieu non-dégénéré, et le flash de He n'a pas lieu. Il concerne les étoiles de type solaire.
Juste une remarque de précision concernant le dernier message, jusqu'à présent l'étoile la plus massive observée est de 80 masses solaires environ (enfin du moins tel était le cas en 2004, je ne sais pas si d'autres équipes ont revendiquées la palme entre temps?). 150 masses solaires pour définir la limite supérieure c'est un peu beaucoup (en évolution stellaire, on admet théoriquement des masses pouvant aller jusqu'à peu près 100 masses solaires). Mais bon les pertes de masse deviennent tellement importantes pour des étoiles si importantes qu'elles sont hors catégorie en quelque sorte
Aussi concernant le flash de l'Helium, c'est un phénomène qui peut parfois mal porter son nom, notamment pour des étoiles de quelques masses solaires, qui ne subissent pas toujours ce flash mais amorcent la combustion de l'Helium "en douceur".
Enfin pour en revenir au topic initial, il est très important de distinguer les deux catégories d'étoiles, massives (>8 masses solaires) qui finissent leur vie généralement en supernova et les autres donc; pour lesquelles on ne peut pas à proprement parler d'effondrement, mais plutôt d'une séquence de fin de vie, nommément la séquence post-AGB, séquence assez chaotique où l'étoile expulse ses couches externes, suite à des pulses thermiques (provenant de la combustion en shell de He et H).
Dans les deux cas précisons que ces phénomènes sont encore assez mal compris, enfin surtout la séquence post AGB pour les étoiles de faibles masses
Cordialement.
En fait, cela dépend de la métallicité. Dans la littérature, on considère souvent une masse limite supérieure de 120 - 150 Msol sur la séquence d'âge zéro, pour les métallicités non-nulles. Avec les taux de perte de masse "à la mode", notamment pour les phases Wolf-Rayet, on arrive à des masses finale de quelques dizaines de masses solaires (mettons entre 20 et 40).Juste une remarque de précision concernant le dernier message, jusqu'à présent l'étoile la plus massive observée est de 80 masses solaires environ (enfin du moins tel était le cas en 2004, je ne sais pas si d'autres équipes ont revendiquées la palme entre temps?). 150 masses solaires pour définir la limite supérieure c'est un peu beaucoup (en évolution stellaire, on admet théoriquement des masses pouvant aller jusqu'à peu près 100 masses solaires). Mais bon les pertes de masse deviennent tellement importantes pour des étoiles si importantes qu'elles sont hors catégorie en quelque sorte
A métallicité nulle, il est admis que les étoiles étaient (beaucoup) plus massives (j'ai vu passer en conf des modèles jusqu'à 1000 masses solaires). Des résultats récents tendent cependant à faire un peu machine arrière, et de considérer également des étoiles moins massives à cette métallicité.
Oki merci de cette info. En fait les 100 masses solaires comme limite supérieure (pour des métallicités similaires à celle du soleil) , c'est ce que j'avais retenu de mon cours d'évolution stellaire. Mais bon il faut préciser que c'était plutôt un avis personnel de notre enseignante, et surtout ça dépend fort je pense des différentes équipes de recherches dans le monde et des codes d'évolution utilisés.
Sinon je met en lien une page d'info concernant une binaire constituées de WR qui feraient à peu près 80 masses solaires chacunes. A ma connaissance ce serait parmis les plus massives découvertes, il me semble qu'il ya eu une autre découverte entre temps mais je ne remets plus la main dessus.
http://www.presse.ulg.ac.be/communiq...e24052004.html
Sinon, à propos de ces modèles qui font tourner des étoiles de métallicité nulle de 1000 masses solaires, si tu disposes d'un lien ou d'un article contenant plus d'info ça m'intéresserait
Cordialement.
PS: désolé de dévier un peu du sujet initial
Il faudrait que je cherche des sources plus récentes, mais j'ai ici un papier de 2002 paru dans Science (version arXiv, dernière mise à jour en 2008):
The Formation of the First Star in the Universe (astro-ph/0112088)
*** lien édité pour éviter qu'il ne pointe vers un truc en cache et donc provisoire. Pour la modération. ***
Bonjour à tous,
J'aimerais profiter de ce sujet pour poser une question aux spécialistes de physique. Je sais que la masse minimale d'une étoile est de 0,08 masses solaire. Pouvez vous me dire quelle est la température minimale nécessaire pour que s'enclenchent les réactions thermonucléaires?
D'avance merci
Salut,
La fusion de l'hydrogène intervient quand la température est de l'ordre de la dizaine de millions de kelvin.
A+
cela dépends des noyaux, mais c'est au moins 10 millions de Kelvins.
pour le soleil la fusion de l'hydrogène qui produit de l'hélium se fait à des températures de l'ordre de 15 millions de Kelvin.
Aux alentour de 10 millions de degrés.
EDIT: grilled!
Merci de vos précisions.
