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Evolution des étoiles



  1. #1
    ixi

    Evolution des étoiles


    ------

    Astrophysiciens, astrophysiciennes, bonjour!!

    J'ai quelques petites questions sur l'évolution des étoiles.

    Lorsque les réactions thermonucléaires débutent au coeur d'une étoile (H -> He), quelle est l'ordre de grandeur de la fraction du volume de l'étoile où elles se déroulent? Je veux dire, c'est plutôt 0.1% ou 10% de l'étoile qui est concernée?
    (Il se peut que ça dépende fortement de la masse de l'étoile)

    Deuxièmement, est-ce que l'Hélium produit a plutôt tendance à rester sur place ou bien est-il diffusé vers les couches plus extérieures?
    (et c'est encore probable que ça dépende de la masse)

    Enfin, et c'est le but des deux questions précédentes:

    Pourquoi l'équilibre entre pression de radiation et gravitation est-il rompu?
    Il me semble qu'une étoile ne brûle qu'environ 10% de son Hydrogène au cours de sa vie; donc, ce n'est pas le manque d'Hydrogène qui ferait diminuer la pression de radiation si une grande partie du noyau est concerné par les réactions thermonucléaires....D'où mes deux idées possibles: peut-être un effet de l'Hélium dans la distribution d'énergie des protons ou bien que seule une petite fraction de l'étoile est concernée par la fusion.
    Ou bien, peut-être que je me plante lamentablement....



    Voilà, ce sera tout pour le moment m'sieurs!!

    Et vous pouvez me répondre dans l'ordre que vous voulez....

    Merci.

    -----
    "Je ne joue même pas aux dés...." (Dieu)

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  3. #2
    Gilgamesh
    Modérateur

    Re : Evolution des étoiles

    Le coeur d'He, c'est plutôt du genre 10%, on peut considérer que ça correspond à la conversion de l'intégralité du coeur (la partie réactive de l'étoile) par fusion. Il n'y a pas de diffusion dans l'enveloppe pour d'évidente raison gravitaire : le noyau d'He4 étant plus lourd, sa vitesse moyenne est moins élevée à température égale => statistiquement il se maintient dans les couches profondes.

    Si l'étoile ne consomme pas mieux sa masse c'est qu'à température très élevées, le transfert le plus efficace est radiatif. Pour des étoiles de petite masse (naines rouges) cette température n'est pas atteinte et l'ensemble de l'enveloppe est convective. En plus du fait qu'elles sont économes de leurs ressources d'hydrogène (du fait du bas rythme de combustion, lié à la température), on peut considérer qu'elles les utilisent intégralement. Elles vivent donc très longtemps. Les étoiles de masse solaire ont une zone radiatives sur la majorité du rayon, ensuite seulement c'est convectif. Il n'y a donc pas de brassage de l'enveloppe vers les profondeurs et elles s'éteignent en ayant consommé à peine 10% des réserves "potentielles". Pour les étoiles massives, la zone convective est en profondeur, mais sur un petit rayon. Elles brassent un peu plus, mais vu leur rythme de combustion, ça ne leur assure qu'un court sursit.

    a+

  4. #3
    mtheory

    Re : Evolution des étoiles

    Citation Envoyé par ixi
    Astrophysiciens, astrophysiciennes, bonjour!!

    J'ai quelques petites questions sur l'évolution des étoiles.

    Lorsque les réactions thermonucléaires débutent au coeur d'une étoile (H -> He), quelle est l'ordre de grandeur de la fraction du volume de l'étoile où elles se déroulent? Je veux dire, c'est plutôt 0.1% ou 10% de l'étoile qui est concernée?
    Je crois que c'est vraiment trés trés faible ,ma mémoire me souffle que la zone de réaction thermonucléaire doit être dans une sphère centrée sur le noyau d'un rayon inférieur à 1000 kms.
    Quand on sait que le soleil fait plus de 1 000 000 kms de diamètre...


    (Il se peut que ça dépende fortement de la masse de l'étoile)

    Deuxièmement, est-ce que l'Hélium produit a plutôt tendance à rester sur place ou bien est-il diffusé vers les couches plus extérieures?
    Je crois que ça dépend de la masse de l'étoile et surtout de son age.
    En effet une étoile est plus ou moins convective donc je pense qu'il y a un brassage chimique à un moment mais peu important en général.
    De sorte que l'hélium reste majoritairement au coeur de l'étoile.
    Ce qui arrive c'est que lorsque l'étoile devient instable ou que des effets de marée importantes débarassent une étoile de ses couches externes on voit la zone riche en hélium.

    Je te préviens que ce n'est pas qq chose que j'ai étudié en détail et ma mémoire doit certainement me trahir (un peu?).

    ah je m'attendais bien à une réponse de Gilgamesh qui sera sans aucun doute meilleure/plus complète que la même.

  5. #4
    Gilgamesh
    Modérateur

    Re : Evolution des étoiles


  6. A voir en vidéo sur Futura
  7. #5
    Gilgamesh
    Modérateur

    Re : Evolution des étoiles

    Citation Envoyé par mtheory
    Je crois que c'est vraiment trés trés faible ,ma mémoire me souffle que la zone de réaction thermonucléaire doit être dans une sphère centrée sur le noyau d'un rayon inférieur à 1000 kms.
    Quand on sait que le soleil fait plus de 1 000 000 kms de diamètre...
    Le coeur représente quand même 25% du rayon solaire (qui totalise 700 000 km), c'est pas si ridicule que ça.

    Un schéma ici :
    http://www.dasop.obspm.fr/dasop/scie...p5/photon.jpeg

  8. #6
    mtheory

    Re : Evolution des étoiles

    Citation Envoyé par Gilgamesh
    Le coeur représente quand même 25% du rayon solaire (qui totalise 700 000 km), c'est pas si ridicule que ça.

    Un schéma ici :
    http://www.dasop.obspm.fr/dasop/scie...p5/photon.jpeg

    Ok! ma mémoire m'a donc complétement trahie car 25 % ça fait beaucoup ,je croyais que c'était vraiment plus faible, Merci!

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  10. #7
    mtheory

    Re : Evolution des étoiles

    Il y a des belles choses là:

    http://jilawww.colorado.edu/~pja/stars02/

  11. #8
    ixi

    Re : Evolution des étoiles

    Merci à tous les deux.

    Donc, en fait, ce qui se passe, c'est que tout l'Hydrogène contenu dans le coeur (soit 1% ou plus du volume) est fusionné en Hélium. C'est pour cela que la pression de radiation diminue à la fin du cycle de l'Hydrogène.

    Je peux donc passer aux questions suivantes:
    Suite à l'épuisement de l'Hydrogène, l'étoile se contracte sous l'effet de son auto-gravitation. Et s'ensuivent les cycles de l'Hélium, du Carbone, etc....
    En parallèle, l'étoile doit "ajuster" sa structure et devenir une géante rouge. Pourquoi? Pourquoi ont-elles besoin d'adapter leur taille?
    "Je ne joue même pas aux dés...." (Dieu)

  12. #9
    mtheory

    Re : Evolution des étoiles

    Citation Envoyé par ixi
    Merci à tous les deux.

    Donc, en fait, ce qui se passe, c'est que tout l'Hydrogène contenu dans le coeur (soit 1% ou plus du volume) est fusionné en Hélium. C'est pour cela que la pression de radiation diminue à la fin du cycle de l'Hydrogène.

    Je peux donc passer aux questions suivantes:
    Suite à l'épuisement de l'Hydrogène, l'étoile se contracte sous l'effet de son auto-gravitation. Et s'ensuivent les cycles de l'Hélium, du Carbone, etc....
    En parallèle, l'étoile doit "ajuster" sa structure et devenir une géante rouge. Pourquoi? Pourquoi ont-elles besoin d'adapter leur taille?
    Parce que le taux d'énergie libérée n'est pas le même,il dépend fortement de la température et du type de réaction.Si la pression de radiation n'est pas la même la pression hydrostatique,qui va dépendre de la densité/température, et qui devra équilibrer tout ça ne devra pas être la même non plus.

  13. #10
    mtheory

    Re : Evolution des étoiles

    Hydrostatic Equilibrium Controls the Reaction Rates
    Hydrostatic equilibrium is the balance between the thermal pressures from the heat source pushing outwards and gravity trying to make the star collapse to the very center. I will discuss hydrostatic equilibrium in more depth (no pun intended) in a later section. The nuclear fusion rate is very sensitive to temperature. It increases as roughly temperature4 for the proton-proton chain and even more sharply (temperature15) for the Carbon-Nitrogen-Oxygen chain. So a slight increase in the temperature causes the fusion rate to increase by a large amount and a slight decrease in the temperature causes a large decrease in the fusion rate.
    Now suppose the nuclear fusion rate speeds up for some reason. Then the following sequence of events would happen: 1) the thermal pressure would increase causing the star to expand; 2) the star would expand to a new point where gravity would balance the thermal pressure; 3) but the expansion would lower the temperature in the core---the nuclear fusion rate would slow down; 4) the thermal pressure would then drop and the star would shrink; 5) the temperature would rise again and the nuclear fusion rate would increase. Stability would be re-established between the nuclear reation rates and the gravity compression.

    A similar type of scheme would occur if the nuclear fusion rate were to slow down for some reason. The fusion rate stays approximately constant for stars that are fusing hydrogen to make helium + energy in the core. Once the hydrogen fuel in the core has been used up, hydrostatic equilibrium can no longer stabilize the star. What happens next will have to wait until I talk about stellar evolution.

    Summary

    http://www.astronomynotes.com/starsun/s3.htm

    en bas

    + http://www.astronomynotes.com/starsun/s7.htm
    Dernière modification par mtheory ; 02/07/2005 à 17h45.

  14. #11
    Gilgamesh
    Modérateur

    Re : Evolution des étoiles

    Citation Envoyé par ixi
    Merci à tous les deux.

    Donc, en fait, ce qui se passe, c'est que tout l'Hydrogène contenu dans le coeur (soit 1% ou plus du volume) est fusionné en Hélium. C'est pour cela que la pression de radiation diminue à la fin du cycle de l'Hydrogène.
    Nt nt nt... tu brûle les étapes, lol
    Le coeur d'he de façon autogravitante engendre une pression centrale supérieure à ce qu'elle était avec de l'h pur => la température centrale ne cesse de grimper.

    La coquille d'h autours du coeur est sur une "plaque chauffante" qui augmente progressivement le rythme des réaction nucléaire => une étoile ne cesse de grimper en puissance émise... jusqu'à extinction finale (après expulsion d'une partie de sa masse ou effondrement "Chandraskhar" du coeur, dans le cas des SNII).

    Je peux donc passer aux questions suivantes:
    Suite à l'épuisement de l'Hydrogène, l'étoile se contracte sous l'effet de son auto-gravitation. Et s'ensuivent les cycles de l'Hélium, du Carbone, etc....
    En parallèle, l'étoile doit "ajuster" sa structure et devenir une géante rouge. Pourquoi? Pourquoi ont-elles besoin d'adapter leur taille?
    A cause de ce qui précède, donc (augmentation de la température du coeur). Actuellement on en est là (le Soleil quitte la séquence principale et évolue en géante rouge).

    Puis (pour le Soleil, vers 13 GA...) l'He finit par fusionner (flash d'hélium, vers 1e8K : processus 3 alpha -> production de carbone), l'expansion du noyau diminue sa température et le soufflé retombe un peu puis reprend par contraction gravitationnel du coeur, ce qui relance la fusion de l'H, etc. C'est toujours la gravité qui gagne... Toujours ! Après le flash d'He l'étoile (tjs dans le cas du Soleil) équilibre sa luminosité : le coeur se contracte, l'enveloppe s'étend et finit par se perdre dans l'espace (car la gravité de surface devient ridicule) selon un processus mal connu -> néubuleuse planétaire. Ce qui reste forme le coeur dégénéré.

    a+

  15. #12
    Gilgamesh
    Modérateur

    Re : Evolution des étoiles

    Citation Envoyé par mtheory
    It increases as roughly temperature4 for the proton-proton chain and even more sharply (temperature15) for the Carbon-Nitrogen-Oxygen chain.
    Le p-p proprtionnel à T^4
    Le CNO proportionnel à T^15

    ça faisait longtemps que je recherchais confirmation (ne l'ayant lu qu'une fois). Puissance 15 pour CNO !!! fatche...

    Merci mthery

  16. Publicité
  17. #13
    mtheory

    Re : Evolution des étoiles

    Citation Envoyé par Gilgamesh
    Le p-p proprtionnel à T^4
    Le CNO proportionnel à T^15

    ça faisait longtemps que je recherchais confirmation (ne l'ayant lu qu'une fois). Puissance 15 pour CNO !!! fatche...

    Merci mthery

    Bah c'est surtout Strobel qu'il faut remercier,ça fait 3 ans que je connais ce site et il est vraiment bien fait

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