Bonjour, j'aimerais savoir : quand notre soleil grossira, il perdra de sa masse petit à petit ou il perdra sa masse d'un coup à l'explosion ?
Correction ortho et typo. Merci de prendre soin à la rédaction de vos messages, particulièrement celui qui ouvre la discussion.
Pour la modération,
Gilgamesh
Dernière modification par Gilgamesh ; 07/08/2011 à 17h14.
Bonjour
Les modèles de fin de vie des étoiles sont fonction de la MASSE de l'étoile.
Pour les étoiles dont la masse est celle, justement, de notre Soleil, la fin de vie n'est pas explosive.
Quand le Soleil aura brulé tout son hydrogène, il gonflera, assez lentement, jusqu'à un stade de géante rouge. Savoir si l'orbite de la Terre sera dedans ou dehors fait l'objet de débat, mais , finalement, est de peu d'intèret pratique : la vie, sur la Terre, sera devenue impossible depuis longtemps.
A la fin de la phase "géante rouge" il y a une expulsion des couches externes, mais c'est un phénomène lent qui n'a rien d'une explosion.
Ensuite, les processus nucléaires se poursuivront un peu dans le petit corps résiduel ( naine blanche) situé au centre du système; puis, finalement, tout ça se refroidira lentement....
Le gonflement lent du Soleil devrait commencer d'ici 4.5 à 5 milliards d'années.
Voilà pourquoi, il faut réfléchir, dès à présent, aux voyages interstellaires
Bonnes lectures
Dernière modification par bb98 ; 07/08/2011 à 17h22. Motif: ortho ;)
La perte de masse est progressive mais elle s'accélère au stade géante rouge. Le passage de la séquence principale au stade géante rouge se caractérise par une contraction du coeur ce qui fait augmenter la température centrale et le rythme de production de l'énergie par les réactions thermonucléaires, qui sont très sensibles à la température. Cela augmente dans de grandes proportions (x100 ou 1000 typiquement) la quantité d'énergie que l'étoile doit évacuer à travers son enveloppe et ça se traduit par son gonflement, le rayon r pouvant être centuplé. Les couches les plus extérieures s'étant énormément éloignées du centre, la gravité de surface diminue encore plus fortement (c'est en 1/r² : si r est multiplié par 100 la gravité de surface est divisée d'un facteur 100²=10 000).
En conséquence de quoi, le "vent stellaire" est multiplié dans d'énormes proportions car ces couches externe sont désormais faiblement liées à l'étoile. L'étoile perd un fraction appréciable de son enveloppe à un rythme variable et qui atteint des valeurs élevées (genre 1/100 000e de sa masse par an) avec des vitesses d'éjection de l'ordre de 5 à 20 km/s. Cette perte de masse peut durer jusqu'à un million d'années et elle représente au total facilement plus d'1/3 de la masse initiale.
L'étoile au centre se déshabillant de son enveloppe, elle laisse voir des couches de plus en plus profondes donc de plus en plus chaudes. Puis, les réactions nucléaires cessant tout à fait, le coeur se contracte fortement, ce qui fait grimper la pression et la température centrale. La densité est très élevée (plus d'une tonne par cm3) et la taille, très petite (de l'ordre de 10 000 km de diamètre, soit la masse du Soleil dans le volume de la Terre, en gros). La température de surface est par contre très élevée (de l'ordre de 100 000 K en fin de processus) d'où le terme de naine (pour la taille) blanche (pour l'éclat). Comme l'émission d'énergie est proportionnelle à la puissance quatrième de la température, pendant les premiers temps ce petit résidu très chaud a une luminosité qui peut atteindre 10 000 fois celle du Soleil.
Dès que la température de surface de la naine blanche dépasse 30 000K, l'essentiel du flux lumineux est émis sous forme d'ultra violet qui illuminent l'enveloppe. Les éjectas annulaires de gaz en cours de dilution, devenus brillants et chatoyant (fluorescents) sous le flux UV central, forment ce qu'on appelle une "nébuleuses planétaires". On pensait autrefois qu'il s'agissait de systèmes planétaires en formation et ce terme impropre est resté.
Cela dure peu de temps, typiquement de l'ordre de 30 000 ans et cette brieveté de l'éclat fait que ce sont des objets assez rares sur la voûte céleste.
a+
Parcours Etranges
en faite je me demander si la masse baisser car si elle baisse il y aura une gravite moins forte et donc pluton pourrai ne plus orbitai autour du soleil
La masse ne disparait pas comme celaEnvoyé par kaleldu13
Le Soleil voit sa masse diminuer de 4,4 millions de tonnes par seconde dans les réactions nucléaires qui font que nous sommes chauffés et éclairés( Hydrogène transformé en Hélium)
Dans les transformations évoquées ci dessus, la masse au centre du système solaire change globalement peu, même si elle est sous d'autres formes, qu'un petit Soleil jaune.
Les orbites des planètes ou des petits corps lointains n'en seront pas affectées; les planètes proches du Soleil : Mercure, Vénus Terre, peut être Mars, ne seront plus là pour raconter la suite
Il faudrait déterminer la masse de la naine blanche résiduelle pour calculer l'état final des orbites des planètes qui auront survécu. Mais on estime que cette masse reste assez voisine de celle du Soleil.
Il a des corps en orbite autour du Soleil bien plus loin que Pluton !
Le nuage de Oort est un ensemble de comètes, près de 1000 fois plus loin que Pluton ! ( presque une année lumière)
La vitesse orbitale moyenne d'une planète est :
où M est la masse du Soleil
A cette même orbite de grand axe R, la vitesse de libération est :
ou M' est la masse du Soleil après perte de masses.
Pour que vl>vo il faut :
M>2M'
Le résultat me semble de portée générale : un astre central qui perd plus de la moitié de sa masse devrait perdre tout son cortège planétaire. Et si les pertes de masses sont inférieures, comme ce devrait être le cas pour le Soleil, il n'en perd aucun en bonne logique (sauf transferts de moments orbitaux à l'intérieur du cortège, mais ces phénomènes sont très rares pour des systèmes planétaires matures).
a+
Orthographe ! Je viens de te corriger et c'est pire que tout, là.
Dernière modification par Gilgamesh ; 07/08/2011 à 17h53.
Parcours Etranges
ok d accord merci
