formation du soleil

[invite58829459]

Bonjour a tous ,

Je souhaiterais comprendre comment notre soleil c est former et a partir de quoi ?

Merci pour vos réponses ,

bernard_
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[Gilgamesh]

Un petit reposte pour exposer le mécanisme de formation stellaire .

Le nuage moléculaire : du gaz poussiéreux

Le gaz
Une galaxie, au départ, c'est du gaz. Ce gaz a une composition précise, résultant de la nucléosynthèse primordiale, soit en gros 3/4 d'hydrogène et 1/4 d'hélium + un poil d'autres éléments légers (D, Li, Be, B). A l'issue des âges dits obscures (puisque dépourvus d'étoiles), environ 200 Ma après le début de l'expansion, ce gaz primordial, suffisamment refroidit, va s'effondrer de places en places pour former les premières étoiles (dite de Population III) et celles-ci, probablement très massives, vont rapidement exploser en supernovas, en dispersant dans le milieu des éléments lourds formés en leur sein, que l'on nomme collectivement "métaux" en astrophysique. Il y a là dedans de l'oxygène, du carbone, de l'azote, du silicium, du fer, etc. Ces éléments lourds vont se condenser en poussières.

Le poussières
Ces poussières sont des petites condensations oblongues de 1 à 2 microns de longueur, formées d'un noyau réfractaire de métaux (Fe essentiellement) et de silicates (SiO2 et consorts) entourés d'une gangue de matériaux volatiles (H2O essentiellement + toutes les autres glaces planétaires : CO2, CO, CH4, NH3...) sous forme de glace amorphe qui dissout une petite fraction de composés organiques ('hydrocarbures').

Le point important est que ces poussières forment des "radiateurs" très efficaces, c'est à dire que lorsqu'elles sont heurtées par une molécule de gaz, le choc va être inélastique, cad que l'énergie va être absorbée par la montagne d'atomes disposés en réseau cristallin que constitue la poussière et, via les vibrations du réseau, être ré-émise dans l'infra-rouge. Un nuage poussiéreux va donc rayonner efficacement. De la sorte, il va se refroidir. Il se condense, ce qui améliore encore l'efficacité des processus radiatifs. Le gaz galactique pour l'essentiel est "tiède" (~ 10⁴ K) c'est à dire grosso modo en équilibre thermique avec le rayonnement des étoiles. En devenant poussiéreux sa température peut être divisée par 1000 pour atteindre 10 K. A cette température, il devient localement instable, c'est à dire que sa pression devient insuffisante pour contrer la force de gravité et il va précipiter pour former des étoiles, de toutes masses.

Formation des étoiles

Instabilité du nuage : la masse de Jeans

Plus le milieu est froid, plus il va former d'étoile (d'autant moins massive, et nombreuse que le milieu est froid). Pour comprendre ça, partons d'un grand nuage de gaz (rayon R supérieur à l'année lumière) et regardons ce qui se passe pour un atome d'hydrogène à sa surface.

Il a une certaine température T, donc une certaine vitesse V_t, pour vitesse "thermique".



où :
k est la cte de Boltzmann (1,6e-23)
m la masse de l'atome d'hydrogène.

Cette vitesse aurait tendance à le mener à l'infini sauf qu'il est dans un puits de gravité. Il est attiré par le centre du nuage, du fait de la masse de l'ensemble.

Par hypothèse, si cet atome n'a pas quitté le nuage, c'est que V_t ne dépasse pas la vitesse de libération, ou vitesse d'échappement V_e




Les conditions d'équilibres s'écrivent donc :



La masse M attractive est égale au produit du volume par sa densité :



En supposant le nuage grosso modo sphérique, le V le volume se calcule simplement :



la masse volumique quand à elle est proportionnelle au nombre de particules par cm³.

En remplaçant les termes qu'il faut tu obtiens que la masse d'équilibre, dite "masse de Jeans", s'écrit :



(K une cte ad hoc)

Numériquement :



avec T en Kelvin et n le nombre d'atomes d'hydrogène (proton) par cm³.

Autrement dit, si tu prend un nuage et que tu augmentes sa densité ou plus simple que tu diminues sa température, tu fais passer sa masse sous Mj et la force de gravité l'emportent sur la force d'agitation thermique.

Pour un nuage normal, de température comprise entre 10 et 100 K, et de densité autour de 10³ atomes par cm^3, on obtient une masse de Jeans de l’ordre de 10⁵ M_☉ et de diamètre de l'ordre de 10 pc. Cette masse est très supérieure, au minimum d'un facteur mille, à la masse d’une étoile. L’effondrement d’un nuage de ce genre ne produit directement une étoile, on va avoir un processus de fragmentation, qu'on examinera dans la suite.

Chute libre du gaz vers le centre : temps caractéristique

L'effondrement commencé, on va continuer de suivre notre atome d'hydrogène de masse m, située à la surface de l’objet, dans sa chute vers le centre du nuage. Il subit une accélération de la pesanteur qui s'exprime comme :



Pour simplifier on va la considérer constante. Pour se rapprocher du centre d’une distance Δr, la particule mettra un temps τ tel que :



On définit le temps caractéristique de chute libre comme celui qui divise le rayon de l’objet par 2 : Δr = R/2. Soit :



d’où :



En reprenant les données précédentes on trouve une durée caractéristique τ~ 1,5 Ma

Fragmentation

La durée de l’effondrement est beaucoup plus longue que le temps de transfert de l’énergie. La chaleur produite au centre où se forme la protoétoile se propage à l’extérieur en une centaine d’années, alors que l’effondrement du nuage dure des millions d’années. La température a largement le temps de s'uniformiser et on peut considérer dans un premier temps que le nuage est isotherme. De ce fait, on un nuage de densité croissante et de température uniforme, ce qui fait que la masse de Jeans diminue. Chaque masse de Jeans connait un effondrement séparé et le nuage se fragmente.

Jusqu'au moment où le densité devient assez élevée pour que l'opacité du gaz et des poussières bloque le rayonnement. On peut considérer qu'un nuage de densité initiale 1000 cm^-3 devient opaque lorsque sa densité a augmenté d'un facteur 100. La contraction va maintenant se faire sans échange d’énergie avec l’extérieur, on est passé en régime adiabatique. La masse de Jeans augmente lors de la contraction, le nuage ne peut plus se fragmenter, il va maintenant ne former qu'une seul étoile. Le seuil de partage entre le régime isotherme et adiabatique, commandé par l'opacité, va déterminer la masse initiale de l'étoile en formation. Le calcul montre que la masse de Jeans la plus petite possible est de l’ordre de la masse du Soleil. Il y aura d'autre pertes en chemin qui vont faire que la plupart des étoiles ont une masse moins élevée. En reprenant les éléments de calcul ci dessus, on calcule que le passage isotherme > adiabatique prend environ 0,14 Ma.

Applatissement

En plus de se réchauffer le nuage va tournoyer de plus en plus rapidement, par conservation du moment de rotation. Le moment de rotation est le produit de la masse M par le rayon R et par la vitesse angulaire ω. Lors que R diminue à masse constante, ω augmente. Au sein de cette sphère en rotation, la gravité est la même en tous les points de la sphère, puisque c’est la quantité de matière située au-dessous (plus près du centre) qui seule compte. Par contre, la force centrifuge varie en fonction de la distance à l’axe de rotation : elle est nulle sur l’axe et maximale à l’équateur. La force subie par une particule est la résultante de ces deux forces : la particule aurait tendance à tomber vers le centre du disque, mais la force centrifuge l’en écarte un peu vers l’extérieur. Au bout du compte, la particule va se diriger en spirale vers le disque équatorial. Le nuage s’aplatit et forme un grand disque de matière en rotation, avec une forte condensation centrale, la protoétoile.

Le moment d'ensemble du système n'est que partiellement conservé. S'il l'était complètement, les particules ne pourraient pas parvenir à se rassembler au centre pour former la protoétoile, qui regroupe plus de 99% de la masse du système. On observe sur de nombreux système en formation, un mécanisme de d'éjection de matière bipolaire, le long de l'axe de rotation du système (voir: objet de Herbig–Haro). Ce mécanisme complexe fait intervenir probablement le champ magnétique de la jeune étoile dans un milieu ionisé. On pense que ces jets contribuent à évacuer le moment de rotation du système, ce qui lui permet de poursuivre son effondrement.


Trajet de Hayashi
La température de la protoétoile est très élevée du fait de la contraction gravitationnelle, et l’énergie potentielle libérée par les atomes dans leur chute vers le centre se transforme en chaleur. C'est pour l'instant la seule source d'énergie de l'étoile. L'évolution en température et luminosité de la protoétoile jusqu'à son ignition définit ce qu'on appelle son trajet de Hayashi. Les courbes de la luminosité en fonction de la luminosité est quasi verticales : la luminosité d'abord très élevée diminue à température constante. L'étoile se contracte. Sa densité augmente, et avec elle sa température centrale.

Quand la température centrale permet l'ignition de l'hydrogène, le dégagement d'énergie stabilise son rayon. L'étoile a maintenant atteint sa séquence principale où elle va passer la majeure partie de son existence.

[invite58829459]

Merci pour votre réponse tres précise .

[invite58829459]

Bonjour et merci pour votre réponse,

J'ai encore une question : L'origine de ce nuage de gaz primitif , de cette nucléosynthèse primordiale ? Comment ce sont former les atomes d'hydrogene et d'helium ? Et a quel moment ?

Merci pour vos réponses , bonne journée.

[A voir en vidéo sur Futura]

[Gilgamesh]

Bonjour et merci pour votre réponse,

J'ai encore une question : L'origine de ce nuage de gaz primitif , de cette nucléosynthèse primordiale ? Comment ce sont former les atomes d'hydrogene et d'helium ? Et a quel moment ?

Merci pour vos réponses , bonne journée.

La nucléosynthèse primordiale est un épisode très bref (~ vingt minutes) qui se déroule dans le très jeune univers, alors que celui ci n'est âgé que d'une dizaine de secondes, lorsque la température du plasma primordial descend en dessous du milliard de degrés. Le plasma est alors composé de photons, de neutrinos, d'électrons et de nucléons. Ces nucléons apparaissent dans la première seconde avec le ratio suivant : 5/6e de protons et 1/6e de neutrons. On dispose donc à ce moment là de neutrons en masse, ce qui n'aura plus jamais lieu sur une échelle universelle. La physique nucléaire appliquée à la nucléosynthèse primordiale est bien maîtrisée car les réactions nucléaires impliquées peuvent être mesurées dans le laboratoire aux énergies considérées.

Le plus simple des éléments complexes, le premier à se former et dont la formation conditionne tout le reste est le deutérium : un proton + un neutron. La nucléosynthèse primordiale commence quand les photons deviennent trop peu énergétiques pour casser ce noyau de deutérium, qui est relativement fragile.

Puis des fusions successives donnent naissance à des noyaux plus complexes. Dans le 2e graphique ci-dessous est représenté réseau des réactions nucléaires les plus importantes pour la nucléosynthèse primordiale. Outre les isotopes stables, hydrogène ou proton (1H), deutérium (2H ou D), hélium-3 et 4 (3He, 4He), lithium-7 (7Li), il faut aussi considérer les noyaux radioactifs de tritium (3H ou t) et de béryllium-7 (7Be) qui se désintègrent en 3He, en 12 ans environ et 7Li, en 53 jours environ, respectivement. Les flèches représentent les réactions nucléaires. Ainsi 12 réactions sont importantes pour la nucléosynthèse primordiale. Deux d’entre elles sont évaluées par la théorie (en bleu), les dix autres mesurées en laboratoire (en rouge). Il faut noter deux voies de production du 7Li : directement (t + 4He) et via le 7Be (3He + 4He) (le sigle g désigne un photon gamma, n symbolise le neutron et a un noyau d’4He dit aussi noyau alpha). (Vangioni E.)
source

D'éventuelles collisions entre les noyaux les plus légers peuvent en produire de plus lourds contenant entre 5 et 8 constituants. Mais tous les noyaux susceptibles d’être ainsi créés sont instables et se désintègrent rapidement. L’instabilité de ces éléments stoppe ainsi le processus de complexification des noyaux et empêche en particulier la création notable d’éléments plus lourds comme le carbone ou l’oxygène. Les éléments lourds à partir du carbone ne peuvent être produits qu'à haute densité, à cause de la très grande difficulté de la réaction dite "triple alpha", qui nécessite un intermédiaire réactionnel très instable. Voir schéma ci-dessous, qui calcule l'abondance prédite de chaque isotope en fonction de la densité du milieu.

Cette "première cuisson" va ainsi déterminer la composition universelle initiale du cosmos, et la mesure de cette composition constitue un excellent proxy des conditions de température et densité du jeune univers.

Un cours en ligne pour aller plus loin : Big-Bang Nucleosynthesis