évolution stellaire et masse

[DorioF]

Salut

je suis entrain de faire un exposé sur l'évolution des structures stellaires et il y a plein d'articles intéressant sur le sujet. l'évolution d'une structure stellaire est déterminé par sa masse (et sa composition chimique). par exemple :

M<0.07 Ms : la protoétoile devient une naine brune

0.07<M<0.4 : la protoétoile devient une naine rouge

et d'autres.

comment trouver ces masses là existe il des modèle théorique ou alors c'est des connaissance empirique.
le diagramme HS est il empirique ou justifié.

je connais seulement comment trouver théoriquement deux masse :
Masse de Chandrasekhar
Masse de tov

Cordialement
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[fulmen]

salut,

je pense que ceci est du à beaucoup d'observation et ensuite formalisé grâce au statistique:

sinon comment veut tu trouver la masse de la protoétoile pour qu’ensuite elle devienne une naine brune rouge, ...

[DorioF]

une naine brune est une étoile dont la température du noyau n'a pas atteint la température minimal pour amorcer les réactions de fusion. sachant que l'étoile s’effondre sur elle même il en résulte qu'elle s'échauffe jusqu'à ce qu'il y a équilibre. donc selon la masse initiale soit il atteint l'équilibre avant soit après que le cœur n'atteigne la température de minimal de fusion. je cherche les détailles de calcules.

cordialmeent

[Calvert]

Salut ! Voici une tentative de synthèse, mais c'est peut-être pas ce que tu attends. Demande des précisions le cas échéant.

• Une étoile a une masse minimale d'environ 0.08 Msol. C'est la masse minimale requise pour que les réactions de fusion (via les chaînes pp) s'enclenchent.
• Jusqu'à en gros 2 masse solaire, on a affaire à des étoiles dites "de faible masse". La fusion de l'hydrogène à lieu via les chaînes pp. Dans cette catégorie, on distingue les étoiles de moins de ~ 0.5 Msol, dont la vie s'arrête à la fin de la fusion de l'hydrogène (et laissent derrière elles une naine blanche d'hélium)*. Entre 0.5 et 2 Msol, les étoiles arrivent à allumer la fusion de l'hélium dans leur coeur après la séquence principale. Ce phénomène est brutal, et nécessite une phase dite "flash de l'hélium". Ces étoiles brûlent leur hélium en carbone et oxygène. A la fin, il reste une naine blanche de carbone et d'oxygène.
• Entre 2 Msol et (très) ~ 11 Msol (ca pourrait être 8, tout aussi bien), on a affaire aux étoiles "de masse intermédiaire", avec un fusion de l'hydrogène principalement via le cycle CNO. Le critère, c'est que c'est toutes les étoiles qui allument leur hélium sans faire de flash, mais qui ne produisent pas de supernova. De nouveau, il y a plusieurs sous-domaines : jusqu'à 7-8 Msol, l'étoile ne parvient pas à allumer les réactions nucléaires après la fusion de l'hélium. De nouveau, on se retrouve avec une naine blanche de carbone et oxygène. Entre 7-8 Msol et 11 Msol, les étoiles sont capables d'allumer les réactions de fusion du carbone (via un flash, comme pour l'hélium), mais elles sont incapables d'allumer les réactions suivantes. On se retrouve à la fin avec une naine blanche de néon-oxygène.
• Au-delà de ~11 Msol, on a affaire aux étoiles dites "massives". Il s'agit de toutes les étoiles qui explosent en supernova "par effondrement de coeur". Jusqu'à ~12 Msol (mais c'est très approximatif, on ne sait même pas si ce domaine de masse existe vraiment), le carbone est brûlé en oxygène. Par la suite, l'évolution du coeur le mène dans une zone où des phénomènes particuliers se produisent, provoquant l'effondrement du coeur et une supernova "par capture électronique", et il reste derrière une étoile à neutrons. A partir de 12 Msol, ce sont véritablement des étoiles massives. Elles brûlent le carbone en néon-oxygène, puis le néon en oxygène, puis l'oxygène en silicium, et finalement le silicium en nickel. Après, le coeur s'effondre, et on a a une magnifique explosion de supernova par effondrement de coeur. Il reste une étoile à neutrons ou un trou noir, en fonction de la masse précise du coeur (masse de Oppenheimer-Volkoff), qui dépend de plein de paramètres mal connus.

*Ces étoiles ont une durée de vie tellement longue sur la séquence principale (plus grande que l'âge de l'univers), qu'aucune d'entre elles n'a quitté la séquence principale à ce jour. Les naines blanches d'hélium sont donc des objets théoriques.

[A voir en vidéo sur Futura]

[bongo1981]

Salut

je suis entrain de faire un exposé sur l'évolution des structures stellaires et il y a plein d'articles intéressant sur le sujet. l'évolution d'une structure stellaire est déterminé par sa masse (et sa composition chimique). par exemple :

M<0.07 Ms : la protoétoile devient une naine brune

0.07<M<0.4 : la protoétoile devient une naine rouge

et d'autres.

Je pense qu'il ne faut pas confondre la masse de la proto étoile, c'est-à-dire la nébuleuse qui formera l'étoile ; et l'étoile c'est-à-dire la fraction de masse de la nébuleuse qui a formé l'étoile

comment trouver ces masses là existe il des modèle théorique ou alors c'est des connaissance empirique.

En fait la différence entre une naine brune et une naine rouge provient des conditions qui règnent au coeur de l'astre permettant ou non des réactions de fusion thermonucléaire. Il y a des modèles théoriques, qui sont basées sur nos connaissances de physique nucléaire.

Après la frontière entre une naine jaune et une naine rouge est purement arbitraire, un peu comme quand tu fixes la limite entre une couleur rouge, ou une couleur orangée.

le diagramme HS est il empirique ou justifié.

HR, de Hertzspring-Russell.
Ce diagramme est empirique, c'est-à-dire que les astronomes ont décidé de classer les étoiles selon leur luminosité et leur température de surface.
Par contre je ne comprends pas ce que tu entends par justifié...

je connais seulement comment trouver théoriquement deux masse :
Masse de Chandrasekhar
Masse de tov

Cordialement

[DorioF]

Après la frontière entre une naine jaune et une naine rouge est purement arbitraire, un peu comme quand tu fixes la limite entre une couleur rouge, ou une couleur orangée.

il y a une différence entre une naine rouge et une naine jaune elle n'ont pas la meme structure.une naine rouge est entière convective ce qui n'est pas le cas de la naine jaune de plus la naine rouge n'amorce jamais la fusion d’hélium. par contre la distinction entre naine jaune et orange je comprends qu'elle soit arbitraire.

Par contre je ne comprends pas ce que tu entends par justifié...

justifié
pourquoi existe il des étoiles ou on a pas d'étoile
pourquoi les étoiles sont dispersé
pourquoi certains endroit (du diagramme) sont plus dense que d'autre

mais c'est bon j'ai la réponse maintenant.

merci beaucoup calvert c'est très bien résumé et je vois que j'ai pas mal avancé parce que je connaissais la plus des informations que vous venez de donner (mais pas toutes). ce qu'il faut que je fasse maintenant c'est de faire certains calcules sur :

les étoiles polytopes.
la masse de chandrasekhar
masse de Oppenheimer-Volkoff

et je ne trouve pas de cours intéressant sur le net et il faut que je comprenne les calcules. je vais voir les livres que vous avez proposé dans la bib si elle traite du sujet. je voudrai savoir si vous connaissez des livres traitant de ces trois sujets en particulier de préférence en français mais vu que j'ai pas le choix meme en anglais je suis preneur c'est très important.

merci infiniment pour votre aide.

[DorioF]

justifié
pourquoi existe il des étoiles ou on a pas d'étoile

ça ne veut rien dire ça j'avais la tete ailleurs

[bintang]

Bonjour,

Dans l'ouvrage de Agnès Acker, 'Astronomie Astrophysique Introduction' chez Dunod, il y a un chapitre entier consacré aux équations qui régissent la structure des étoiles : Equation d'état des gaz parfaits, équation de la distribution de la masse en fonction de la distance au centre de l'étoile, équilibre hydrostatique, équilibre énergétique, transfert du rayonnement. On y retrouve les calculs de masses d'étoiles naines blanches (Chandrasekhar), d'étoiles à neutrons, la structure des corps froids de faible masse ... On y trouve pas mal d'infos sur les gaz dégénérés au coeur des étoiles, calculs et diagrammes , etc..

La nouvelle Ed.05 :
http://www.dunod.com/sciences-techni...-astrophysique

On trouve encore l'ed.04 de 2005, peut être moins chère.

[DorioF]

ça parait très intéressant j’espère pouvoir le trouver à la bib.en plus c'est en français

merci

[Gilgamesh]

Je te propose également ce petit article sur les géantes rouges.