Bonjours ou bonsoirs
Pour que le soleil soit en equilibre, il y a une pression qui compense la gravité. Est-ce une pression thermique ? de radiation ? les 2 ? Comment les decrirent facilement ? exercent-t-elles une force en surface ou sur les particules meme qui composent matiere du soleil ? Je suis un peu perdu...Merci pour toutes reponses
Pour le Soleil, c'est essentiellement la pression mécanique des gaz. Mais pour les étoiles massives, c'est la pression de radiation qui l'emporte.Envoyé par scorsez
La pression équilibre partout le poids de la colonne de gaz, elle est donc nulle à la surface et proportionnelle à la profondeur.
En ordre de grandeur la pression des gaz est simplement le produit de la densité par la température. La température centrale augmente grosso modo avec la masse et la pression de radiation augmente avec la puissance quatrième de la température.
Parcours Etranges
Merci pour ta reponse. La pression de radiation vient de la fusion c'est sa ? des photons crée qui agit comme un souffle electromagnétique. La pression mecanique elle vient de la température et donc de l'agitation du gaz et des collisions ? Si cest le cas on peut dire que un permet l'autre...
La pression de radiation provient de la température centrale, qui elle même est régit par le ratio M/R (M la masse, R le rayon) de l'étoile.
C'est un point vraiment fondamental à comprendre en astrophysique stellaire : une étoile est chaude parce qu'elle est massive et non à cause de la fusion. Il faut bien visualiser la causalité dans ce sens là : la masse du gaz en s'effondrant crée de ce seul fait de haute densité, pression et température centrales. Comme la chaleur s'écoule des haute vers les basse températures, un flux de chaleur s'instaure entre le coeur et la surface. L'étoile va rayonner a proportion de sa surface et de la puissance quatrième de sa température de surface. Elle perd de l'énergie. En l'absence de source auxiliaires, c'est la gravité qui doit pourvoire. L’étoile se contracte, ce faisant elle se réchauffe et raccourcit son rayon ce qui augmente le flux de chaleur vers la surface, qui devient de plus en plus chaude. Si rien ne met un frein à ça, ça finit en naine blanche.
La fusion sauve l'étoile : sous l'effet de la température centrale (et étroitement régulé par elle), la matière devient source d'énergie. La fusion permet simplement à l'étoile de compenser ses pertes radiatives et de conserver ainsi son rayon.
Si tu arrêtes la fusion d'un coup de baguette magique, l'astre va perdre de l'énergie potentielle gravitationnel en s'effondrant doucement sur lui même. Ce faisant, son rapport M/R va augmenter (par diminution de R) et donc la température centrale aussi ! On dit que l'étoile est un système de capacité calorifique négative : en perdant de l'énergie, sa température augmente !
Dernière modification par Gilgamesh ; 18/03/2016 à 13h18.
Parcours Etranges
Merci pour cette reponse très interressante.
2 citations de Luminet : " Les ondes electromagnétiques transportent de l'energie et de l'impulsion, elles exercent une force sur la matiere qu'elle rencontre. La lumiere qui eclaire cette page chauffe et la pousse. Le soleil exhale un souffle electromagnétique capable de decoiffer les comètes ; la pression de radiation jaillit du coeur des etoiles peut resister à l'effondrement gravitationnel." et "(...) Mais pourquoi ne se contracte-t-elle pas ? La intervient le qualificatif chaud de la chaleur, cest a dire de l'energie, est fabriquée au centre. cette energie se propage jusqu'a la surface, engendrant une pression colossale qui parvient a supporter le poid de l'astre, puis s'evacue sous forme de rayonnement."
Quand il dit fabriquée au centre, il ne parle pas de la fusion donc ? Le photon n'a donc rien a voir avec la pression de radiation ? Merci en tout cas du temps pris pour ces reponses..
Salut,
si, si. Relit bien l'explication de Gilga. Ce qu'il conteste c'est "la pression de radiation vient de la fusion". Ca c'est faux. Cette pression existe déjà dès que l'étoile se forme, avant même que la fusion ne s'allume au centre.
Cette pression de radiation est due au rayonnement thermique, celui-ci étant dû à la température du coeur.
Par contre, vu ce rayonnement, le coeur se refroidit et devrait s'éteindre. Et là, la perte d'énergie est compensée par la libération d'énergie produite par la fusion thermonucléaire.
Si.
Le rayonnement/radiation est composé de photons. Le photon est juste la "description quantique" du rayonnement électromagnétique. C'est deux manières différentes de parler de la même chose.
"Il ne suffit pas d'être persécuté pour être Galilée, encore faut-il avoir raison." (Gould)
Mais qu'est qui differe de pression de radiation et pression mecanique je comprend pas très bien <_>? Merci beaucoup en tout cas de m'eclairé.
De plus, dans la premiere réponse, il est dit que la contraction augmente la temperature, pression et densité. La vient ma question (peut-etre que j'en pose trop...) cette pression, c'est une pression de radiation ? Elle ne suffit pas a contrer la contraction cette augmentation ? Il faut absolument une nouvelle sourgie d'energie thermique quoi.
Dans la 2 e reponse*
A oui et en passant, c'est quoi l'energie potentielle gravitationnel ?
La pression est un flux d'impulsion (ou quantité de mouvement) à travers une surface.
On va faire deux catégories des particules qui peuvent transporter de l'impulsion.
1) Les particules massives (proton, électron, noyaux, atomes...) ou plus exactement les particules pour lesquelles l'énergie de masse est très supérieure à l'énergie cinétique (mc2 >> pc). Les particules sont dites dans ce cas non relativistes. La composante de la pression qu'elles génèrent est régie par la loi des gaz parfait
P = nkT
avec P la pression,
n la densité volumique de particules,
k la cte de Boltzmann et T la température.
C'est la pression mécanique des gaz.
2) les particules de masse nulle (photon) ou infime (neutrino) cad les particules pour lesquelles l'énergie est entièrement, ou presque, dans l'impulsion (pc >> mc2). Les particules sont dites relativistes. La composante de la pression qu'elles génèrent est régie par la loi de Planck
P = σT4,
avec sigma la cte de Stefan.
C'est la pression de rayonnement.
3) Il y a une troisième composante de la pression, qu'on appelle la pression de dégénérescence. Elle dépend uniquement de la densité volumique.
P = n5/3 si les particules ne sont pas relativistes.
P = n4/3 si elles sont relativistes.
---
L'énergie potentielle gravitationnelle c'est l'énergie que possède l'étoile du fait que la force de pesanteur peut travailler, et donc dégager de l'énergie, en réduisant le volume qu'occupe l'étoile.
En ordre de grandeur (pour un astre de densité homogène) elle s'exprime comme :
E = -3/5 GM2/R
Le signe négatif indique que l'on choisit comme niveau de référence celui où les masses sont séparées à l'infini ; dans ce cas, par définition, on prend E=0
Quand R diminue, c'est à dire que l'étoile s'effondre sur elle même, E devient de plus en plus négative et le delta d'énergie va réchauffer l'étoile. C'est ça initialement qui échauffe l'étoile jusqu'au point d'ignition de l'hydrogène (vers 2 MK).
Dernière modification par Gilgamesh ; 19/03/2016 à 16h12.
Parcours Etranges
Merci, beaucoup peut ses renseignements. Donc si j'ai bien compris il se passe sa et se passera sa ?
Le soleil est une énorme boule de gaz chaud. Qui dit boule sous-entend équilibre de celle-ci. Sur terre on est habitué au fait qu’une masse de gaz tend à se dispersé et occupé tous l’espace environnant, mais sur le soleil le gaz est confiné dans un volume bien déterminé. Tout d’abord on a le mot énorme, en effet sur une échelle de masse aussi grande que celle d’une étoile, la pesanteur est maître d’œuvre absolu de l’organisation de la matière. Quasiment toute particule (atome, électron..) est attirée vers le centre. Et là on se demande pourquoi ne se contracte-t-elle pas ? La intervient le qualificatif chaud de la chaleur c’est-à-dire de l’énergie. Cette énergie se propage jusqu’à la surface engendrant une pression qui ne supporte pas totalement à supporter le poids de l’astre, puis s’évacue sous forme de rayonnement. Donc elle perd de l’énergie. Elle se contracte, ce faisant elle se réchauffe car la température est régit par le ratio M/R, donc par diminution de R : il faut une donc une autre source d’énergie. Quand la température est suffisamment intense au cœur, les protons et leur électron sont séparés, il n’y a plus de cortège électronique, et les protons sont catapultés à des vitesses telle que les noyaux peuvent surmonter la répulsion électrique et s’interpénétrer, au lieu de rebondir ils vont rester collé les uns les autres. C’est une fusion thermonucléaire qui vient en aide le soleil. Dans le celui-ci il y a 3 étapes à la chaîne dite proton-proton : la collision entre 2 protons donne du deutéron, un positron et une particule élémentaire. La collision entre le deutéron et un proton donne un noyau l’hélium 3 et un photon. Puis deux noyaux d’hélium 3 vont donner de l’hélium 4 et 2 proton. Son noyau pèse moins que la somme des masses des 4 protons dont il est constitué. Cette perte de masse minime se traduit par une libération d’énergie colossale selon E=mc2. Il y a donc une augmentation de la température centrale et le soleil exhale donc un souffle électromagnétique plus puissant qui exerce une force sur la matière quelle rencontre. Ainsi la pression de radiation peut maintenant résister à l’effondrement gravitationnel. Mais en consumant ses réserves d’hydrogène notre étoile réduit la pression au sein du noyau, la gravité comprime alors le noyau qui va chauffer, accélérant le processus de fusion et donc réajustant la pression. Le soleil devient de plus en plus brillant. Dans 1 milliard d’année la terre subira un assaut de chaleur, qui sera synonyme de fin du monde, mais il se peut que sa aie encore plus loin.
S’il n’y a plus de carburant dans le réservoir central, l’équilibre gravitation et pression de radiation sera rompu en faveur de la première. Dans le cœur la masse de l’hélium inerte se comprimant engendrera assez de chaleur pour allumer l’hydrogène dans les couches environnantes. Cet ajustement engendrera un certain prix : l’étoile devra gonfler démesurément. C’est la fin. Adieu
Merci beaucoup pour ces renseignement *
Je pense que tu as compris, mais peux tu réexprimer ce qui est en rouge ?
En fait c'est toute l'enveloppe, jusqu'à la surface, qui est ionisée.puis s’évacue sous forme de rayonnement. Donc elle perd de l’énergie. Elle se contracte, ce faisant elle se réchauffe car la température est régit par le ratio M/R, donc par diminution de R : il faut une donc une autre source d’énergie. Quand la température est suffisamment intense au cœur, les protons et leur électron sont séparés, il n’y a plus de cortège électronique,
Au sujet de la chaîne pp, ça vaut le coup je pense d'introduire une (grosse) subtilité, rarement évoqué dans la vulgarisation, alors que ça change vraiment tout dans la compréhension des longévités stellaires.et les protons sont catapultés à des vitesses telle que les noyaux peuvent surmonter la répulsion électrique et s’interpénétrer, au lieu de rebondir ils vont rester collé les uns les autres. C’est une fusion thermonucléaire qui vient en aide le soleil. Dans le celui-ci il y a 3 étapes à la chaîne dite proton-proton : la collision entre 2 protons donne du deutéron, un positron et une particule élémentaire. La collision entre le deutéron et un proton donne un noyau l’hélium 3 et un photon. Puis deux noyaux d’hélium 3 vont donner de l’hélium 4 et 2 proton.
La réaction proton - proton (aka chaîne p-p) est certainement la réaction de fusion la plus courante de l'Univers. Et elle est pourtant quasi impossible à reproduire en laboratoire du fait de sa section efficace ridiculement faible. C'est la seule qui soit réellement inutilisable pour produire de l'énergie sur Terre, en tout cas
La raison en est que ce n'est pas une "vraie" réaction de fusion. Une réaction de fusion normale ça se produit quand tu rapproches deux noyaux de disons, moins de 1 fermi (10-15 m), que l'interaction forte, tel un velcro surpuissant peut alors les retenir de ses petits bras musclés (très musclés mais très courts) et que l'édifice ainsi formé se trouve être plus stable que l'état de départ, en additionnant l'interaction forte et la répulsion coulombienne. Or, tu peux rapprocher deux protons aussi près que tu veux, il ne se passera rien. La réaction n'a donc jamais été observée en labo... Un noyau pp, ça n'est pas stable. Trop de charges positives, mon fils, il faut des neutrons pour que ça colle.
Sauf si tu as la patience d'attendre, boualé... une 'tite dizaine de milliards d'années... Le temps qu'un des deux protons ("Après vous, mon cher - Je n'en ferais rien - Vous m'obligeriez - C'est fort urbain, mais non - Je vous en pris - Vous d'abord...") ait la bonne idée de subir une décroissance β+ pour se transformer en neutron, en éjectant un positon (e+) et un neutrino électronique νe (pour équilibrer la charge "d'antiélectronicité" de e+). Or ce phénomène, purement stochastique, résulte d'un "courant chargé" (interaction faible) c'est à dire de l'émission par effet tunnel d'un boson W+. Un quark u du noyau se change en quark d ce qui transforme le proton en neutron. Le boson W+ étant un gros pépère (81 GeV) il se propage peu et voila ce qui rend les protons si polis. Détaillons cela.
Les conditions de fusion sont circonscrites dans un intervalle étroit qu'on appelle la "fenêtre de Gamow" (Gamow window). Pour un noyau donné cela dépend de la densité et surtout de la température, qui régit la vitesse des particules.
Tu as des particules chargées dont la vitesse est distribuée selon la loi de Maxwell Boltzmann.
Exemple de distributions des vitesses avec la température :
Pièce jointe 159203
La proportion de particules ayant une vitesse relative v et donc une énergie E = mv2/2 est proportionnelle conformément à cette distribution de Maxwell Boltzmann à :
avec k la constante de Maxwell Boltzmann et T la température.
C'est la courbe en rouge dans le schéma ci dessous.
Du fait qu'elles sont chargées, elles subissent une répulsion dite coulombienne (les charges positives se repoussent). Un calcul simple montre que même à la température du centre du Soleil, l'énergie cinétique des particules est largement inférieure à ce qui serait nécessaire pour vaincre cette barrière.
Ici, intervient l'effet tunnel : en mécanique quantique, une particule a une certaine probabilité de traverser une barrière de potentielle supérieure à son énergie cinétique. Cette probabilité est d'autant plus élevée que la vitesse relative v = racine(E) est grande.
avec b une constante
C'est le facteur de Gamow, correspondant à la courbe bleue marquée 'cross section' (section efficace) dans la graphique ci-dessous.
La probabilité P pour la pénétration de la barrière par effet tunnel est le produit de ces probabilités P1 et P2
Cette courbe (en mauve dans le graphique ci-dessous) connait un pic aigu pour une énergie donnée, la fenêtre de Gamow.
Pièce jointe 159202
Plus l'énergie d'une particule est élevée, plus elle a des chances de franchir le tunnel, mais moins il y en a. Les particules qui réagissent effectivement s'inscrivent dans une gamme de vitesse très étroite, et le fait que ce soit un effet tunnel implique que seule un très faible proportion réagissent à chaque instant. Ce qui fait que la demi-vie du proton atteint 1010 ans au coeur du Soleil, alors que dans une réaction de fusion "normale", dans laquelle les particules ont l'énergie classique suffisante pour vaincre la barrière de potentielle, comme dans un bombe H, tout est consommé en quelques nanosecondes. Dans le coeur du Soleil, à T ~ 15 MK et pour une densité centrale de 160, la puissance volumique des réactions nucléaires est de 276 W/m3, ce qui représente à peu près le quart de celle d'un être humain au repos...
C'est ce goulot d'étranglement initial qui explique la longévité des étoiles.
Cette réaction si heureusement difficile à initier s'écrit au bilan :
p + p -> pn (deutérium) + e+ + νe (+1,44 MeV dans lequel on compte l’annihilation des positons - 0,26 MeV en moyenne, emporté par le neutrino, pour qui l'étoile est transparente)
Si on détaille encore un peu plus avant, en fait cette réaction en contient deux : soit un proton se désintègre par émission bêta à proximité d'un autre proton pour former un état lié, le deuton (un noyau de deutérium), un positon et un neutrino. C'est la réaction de base. Soit, mais beaucoup plus rarement (0,4% des cas) les deux proton fusionnent en absorbant un électron soit une réaction à 3 corps, la chaîne p-e-p, aboutissant elle aussi à la production d'un deuton et d'un neutrino, sans émission de positon cette fois.
Bon, quoiqu'il en soit, il se forme un deuton D et les choses s’enchaînent ensuite rapidement. Avec une demi-vie de 6 secondes le deuton absorbe un proton et forme du He3
p + pn -> He3 (=ppn) + 1 photon (+ 5,49 MeV)
Puis, à leur rythme (900 000 ans) deux He3 vont fusionner pour produire de l'hélium 4 : He3 + He3 -> He4 + 2 p (+12,86 MeV), dans 85% des cas ou réagissent avec de l'He4, dans 15% des cas, pour produire du béryllium 7 et à celui ci il arrive bien des misères, il se désexcite en lithium 7 par capture électronique et le Li7, absorbant un proton, forme de l'He4 ou, très rarement (0,02% des cas) Be7 absorbe un proton pour former du bore 8 qui lui même se désintègre en 2 He4.
Cf schéma.
Ce cycle domine la production de l'énergie pour des température centrale inférieures à 15 MK. Ensuite c'est le cycle CNO qui prend le dessus.
Son noyau pèse moins que la somme des masses des 4 protons dont il est constitué. Cette perte de masse minime se traduit par une libération d’énergie colossale selon E=mc2. Il y a donc une augmentation de la température centrale et le soleil exhale donc un souffle électromagnétique plus puissant qui exerce une force sur la matière quelle rencontre. Ainsi la pression de radiation peut maintenant résister à l’effondrement gravitationnel. Mais en consumant ses réserves d’hydrogène notre étoile réduit la pression au sein du noyau, la gravité comprime alors le noyau qui va chauffer, accélérant le processus de fusion et donc réajustant la pression. Le soleil devient de plus en plus brillant. Dans 1 milliard d’année la terre subira un assaut de chaleur, qui sera synonyme de fin du monde, mais il se peut que sa aie encore plus loin.
S’il n’y a plus de carburant dans le réservoir central, l’équilibre gravitation et pression de radiation sera rompu en faveur de la première. Dans le cœur la masse de l’hélium inerte se comprimant engendrera assez de chaleur pour allumer l’hydrogène dans les couches environnantes. Cet ajustement engendrera un certain prix : l’étoile devra gonfler démesurément. C’est la fin. Adieu
C'est à mon avis bien compris mais pour ce qui est en rouge, ne lâche pas l'affaire : ça n'augmente pas la température centrale (si on considère ce qui régit l'état stationnaire de l'étoile). Celle-ci est régit par le ratio M/R. C'est la température qui régit le taux de réaction, et non l'inverse. Mais par contre si beaucoup d'énergie est libérée au centre, l'enveloppe est "soufflée" et l'étoile augmente son rayon, ce qui diminue la température centrale et donc le taux de réaction. Un équilibre s'instaure et tant qu'il y a du combustible au centre, la puissance rayonnée et le rayon de l'étoile restent stables.
Boucle de rétroaction stellaire :
M/R => régit la température => régit le taux de réaction => régit R
Dernière modification par Gilgamesh ; 20/03/2016 à 05h42.
Parcours Etranges
Merci beaucoup, c'est compliqué à mon niveau mais ces renseignements m'intéressent beaucoup.
Alors petite faute de frappe : qui ne parvient pas totalement à supporter le poids de l’astre .
Luminet dit : 'la vient le qualificatif chaud de la chaleur, c'est a dire de l'énergie' donc je pensait que la fusion augmente la température car il y a plus d'énergie. D'autre part vous m'avez dit que la pression de radiation vient de la chaleur, puis une autre personne que je remercie m'a répondu par la suite que ça venait des radiation thermique, donc je pensait qu'il y avait corrélation dans ce sens la.
D'autre part dans la notion pression il y a notion de surface ou une paroi qui intervient. Mais sur le soleil je n'arrive pas a cerner le sens de pression.
De plus j'ai ouï dire que la pression de radiation résultait des collisions entre le photon et la matière, transfert d'impulsion et tout et tout. La température émet des photon alors ? O_O, excusé moi si c'est absurde ce que je dit.
quand vous dites et quand je dis " le soleil perd de l'énergie " elle perd de l'énergie car elle évacue des rayonnements, ou vous parler de l'énergie potentielle gravitationnel ?
Alors si : chaque couche de l'enveloppe de l'étoile équilibre le poids qui repose sur elle par la pression qu'elle génère.
Il faut bien distinguer en physique "énergie" et "température". Ce sont deux notions étroitement appareillées mais pas du tout superposables.Luminet dit : 'la vient le qualificatif chaud de la chaleur, c'est a dire de l'énergie' donc je pensait que la fusion augmente la température car il y a plus d'énergie.
En particulier dans une étoile, l'énergie totale se partage en deux compartiments qui s'équilibrent :
- l'énergie thermique, ou chaleur, qui vient de l'agitation des particules, donc de la température. Si tu as N particules à la température T, l'énergie thermique s'exprime Eth ~ NkT. La pression est assimilable à la densité d'énergie, cad la quantité d'énergie par unité de volume.
- l'énergie potentielle de gravité Ep, qui vient du fait que les particules s'attirent par gravité et qu'elle sont situées à une certaine distance R du centre de masse de l'étoile.
Un théorème important, dit du viriel, dit que l'énergie potentielle est égale au double de l'énergie thermique
Ep = -2 Eth
Si tu rajoute un joule d'énergie à l'étoile, par la fusion par exemple, elle va se partager pour deux parts en énergie gravitationnelle (le rayon va augmenter) et pour une part en énergie thermique (la température va augmenter).
La rétroaction globale qui équilibre le rayon et le température de l'étoile peut s'écrire comme ça : l'augmentation de la température augmente le taux de réaction de fusion ce qui dégage plus l'énergie, ce qui augmente la température du milieu, ce qui va augmenter sa pression, ce qui va faire croître le rayon, ce qui va diminuer la pression, ce qui va diminuer la température.
D'autre part vous m'avez dit que la pression de radiation vient de la chaleur, puis une autre personne que je remercie m'a répondu par la suite que ça venait des radiation thermique, donc je pensait qu'il y avait corrélation dans ce sens la.
D'autre part dans la notion pression il y a notion de surface ou une paroi qui intervient. Mais sur le soleil je n'arrive pas a cerner le sens de pression.
De plus j'ai ouï dire que la pression de radiation résultait des collisions entre le photon et la matière, transfert d'impulsion et tout et tout. La température émet des photon alors ? O_O, excusé moi si c'est absurde ce que je dit.
On va le faire en deux étapes.
Energie thermique et température
Imagine un petit cube élémentaire de matière, qui renferme n particules de masse m. Tu te demandes "où sont les parois" dans l'étoile sur lesquelles s'exerce la pression : considère que ce sont les parois de chacun des petits cubes élémentaires qui composent son volume.
Chacune des n particules de ce petit cube à une vitesse v par rapport au centre de gravité du cube. L'énergie correspondante est l'énergie cinétique :
E = 1/2 mv2.
La somme de l'énergie cinétique des n particules est l'énergie thermique Eth du gaz.
La température se calcule comme l'énergie cinétique moyenne des particules. Les deux notions, énergie et température sont liées par la relation:
E ~ kT
avec k une constante (très petite), la cte de Boltzmann qui fait le lien entre la valeur microscopique de l'énergie individuelle de la particule et la valeur de la température. Comme énergie et température sont reliées par une simple constante fondamentale, on peut comprendre dans un sens que la température est l'énergie cinétique. Toutefois, la notion de température contient aussi la notion de distribution d'énergie. Les chocs incessants des particules font que les vitesses, donc les énergies cinétiques, se distribuent selon une loi bien précise, la distribution de Maxwell Boltzmann (cf. post précédent). Dire qu'un corps a une certaine température, c'est à la fois sous entendre que les énergies moyennes sont de l'ordre de kT et que la courbe des vitesses des particules de masse m est régit par une loi du genre exp(-mv2/kT). La température est donc une notion plus riche que l'énergie seule.
Température et rayonnement
La température exprime donc le fait que les particules sont agitées, qu'elle s'entrechoquent et redistribuent leur vitesse constamment. On va envisager deux genres de collision entre particules :
- les collisions élastiques : les particules s'échangent simplement leur vitesse et repartent dans des directions différentes, l'énergie cinétique totale est conservée,
- les collisions inélastiques : une partie de l'énergie cinétique du choc est absorbée et réémise, sous forme de rayonnement (photon).
Plus le choc est violent, plus la collision a des chances d'être inélastique. Et plus le photon a des chances d'emporter beaucoup d'énergie. Calcul fait, on aboutit au fait que l'énergie qu'emporte le rayonnement est égale à la puissance quatrième de la température. Comme l'impulsion du photon est directement proportionnelle à son énergie p = E/c, cela génère un flux d'impulsion et c'est ce qu'on appelle la pression de rayonnement.
Dernière modification par Gilgamesh ; 20/03/2016 à 13h12.
Parcours Etranges
Bonjours et merci.
Je n'est pas compris pourquoi j'avait faut en disant ne parvient pas a supporter le poid de l'astre si il n'y de fusion, elle perd trop d'energie pour q'elle soit stable, c'est sa ? De plus quand elle perd de l'erergie, cest du au fait qu'elle evacue ses radiations et donc de l'energie, ou vous parler de l'energie potentiel ?
Ok, si tu veux, on peut le comprendre comme ça. Mais je te reprenais parce qu'on raisonne en général à l'équilibre, c'est à dire avec R=cte.
Ensuite, quand l'étoile est sur sa séquence principale, l'énergie perdue par le rayonnement de la surface correspond exactement à celle qui est produite au centre par les réactions de fusion.
Parcours Etranges
Merci beaucoup de ton aide, j'ai beaucoup appris et je comprend mieux maintenant.
