soleil

[mc222]

Salut, encore une question!

Quelle seraient les différentes étape lors de la fin de vie du soleil ?

J'ai entendu parler d'un flash d'hélium , qu'est ce ?

merci, a+
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[invite14b0ff87]

bonsoir à toi.
je ne suis pas un spécialiste de l'astronomie mais les étapes de fin de vie d'une étoile similaire (en masse) au soleil sont:

-transformation en naine rouge : augmentation de volume (x10 à x100) et augmentation de l'intensité de son rayonnement.

-rayonnements irréguliers

-éjection des couches supérieures du manteau solaire (formation d'une nébuleuse)

-transformation en naine blanche

-extinction définitive

voilà,j'espere avoir répondu à ta question.
Pour le "flash d'helium", je sais pas...certainement lors de l'éjection du manteau.

Cordialement

[invite3d779cae]

En fait si on détail un peu plus, notre soleil va consommer son hydrogène pour produire de l'hélium, mais cet hélium ne réagissant pas dans les conditions de température et de pression, va s'accumuler au coeur de l'étoile. De ce fait, l'étoile perd peu a peu en puissance car une partie de son coeur n'est plus utilisé pour produire de l'énergie.

Vu qu'il y a de moins en moins de réactions nucléaire la gravitation va l'emporter et augmenter la pression au coeur de l'étoile. Une fois franchie une certaine limite les réaction avec l'hélium peuvent commencer, c'est ce moment qui est appelé flash hélium car c'est tout le coeur d'hélium qui va commencer a réagir quand une pression et une température suffisante seront atteinte.

Une étoile comme notre soleil (peu massive) n'a pas une force gravitationnelle suffisamment importante pour contre-carrer 2 réactions nucléaire (hydrogène et hélium), de ce faite elle va commencer a enfler jusqu'à une taille ou les pressions et température limiteront les réactions nucléaire de manière a compenser exactement le poids de l'étoile. Bien que sa température augmente considérablement du fait des 2 réactions nucléaire simultanés sa couleur tend vers le rouge, car sa surface crois d'avantage que la température. C'est pour ces raisons qu'on appel ce type d'étoiles des géantes rouge.

L'hélium étant consommé très rapidement l'étoile va vite se "dégonfler", mais a présent sa masse n'est plus suffisante pour recommencer une réaction, le coeur de cette étoile sera donc très petit et fait d'une matière très dense mais sans réaction nucléaire. Les couches externes venant s'écraser sur ce noyau, vont voir leur pression et température augmenter considérablement et comme elles contiennent encore de l'hydrogène les réactions nucléaires encore présente vont s'emballer et faire littéralement exploser les couches superieurs, ne laissant plus que le coeur de l'étoile appelé aussi naine blanche.

Comme a l'interieur de la naine blanche aucune réaction nucléaire ne se produit elle va finir par s'éteindre et on l'appellera alors naine noire.

[mc222]

ok merci bocoup!

[A voir en vidéo sur Futura]

[invite14b0ff87]

Bonjour jackyzgood.

tu sembles maitriser le sujet, j'ai une question.
j'ai entendu parler que les étoile telle que notre soleil peuvent produire par réaction de fusion nucléaire des éléments jusqu'aux Fer, quand aurra t'il une energie et une pression assez importante pour synthetiser ces éléments et quand pourra t'il les expulser?

cordialement

[invite3d779cae]

Non ! Notre étoile n'est pas capable, du fait de sa faible masse, de synthétiser des éléments au-dela du carbone. Si tu relis mon post :

"L'hélium étant consommé très rapidement l'étoile va vite se "dégonfler", mais a présent sa masse n'est plus suffisante pour recommencer une réaction, le coeur de cette étoile sera donc très petit et fait d'une matière très dense mais sans réaction nucléaire."

Ce n'est que dans le cas d'étoile plus massive que la force de gravité est suffisamment importante pour déclencher la fusion des atomes de carbone.

Car si rapprocher 2 atomes d'hydrogène est "facile", rapprocher 2 atomes d'hélium nécessite une force 4x plus importante, puisque la force de répulsion électrostatique est fonction de q². Pour fusionner le carbone il faut donc une force 36x plus importante que pour l'hydrogène !

Si une étoile a une masse suffisamment importante pour arriver jusqu'au fer, il se produit un phénomène tout à fait remarquable : les électrons fusionne avec les noyaux des atomes !!! Car il faut savoir que le fer est l'élément le plus stable. Si on veut le fusionner ou le fissionner il faut apporter de l'énergie. N'importe quelle étoile, aussi massive soit elle, est donc bloqué a ce stade. Le fer s'accumule donc dans le coeur de l'étoile et le nombre de réaction nucléaire diminue, puis une fois la masse critique franchie, la pression est si importante que les électrons fusionnent avec les protons des noyaux de fer en l'espace de quelques secondes !!! Sachant que le rapport de taille entre un atome et un noyau est de l'ordre de 100.000 je vous laisse imaginer a quel point ce phénomène est brutal !!! Le coeur passe donc d'une taille de plusieur dizaines de millier de km a seulement une dizaine de km en quelques secondes !!!! Les couches supérieurs sont aspirés par ce noyau extrêmement dense (un dé a coudre de cette matière à une masse de l'ordre de 300.000tonnes). L'étoile s'effondre littéralement sur elle même. Si on diminue le volume la pression et la température augmente, sachant que ce sont ces 2 paramètres qui jouent sur les réactions nucléaires, l'activité de l'étoile s'en trouve extrêmement augmenté, allant même jusqu'à ce que la luminosité de l'étoile dépasse celle d'une galaxie !!! Cette réaction d'une brutalité extrême s'appelle une super novae. Ce n'est que dans ce type de cataclysme que les éléments se situant après le fer peuvent être formé.

[invite14b0ff87]

je te remercie pour tes explications.

Cordialement

[invite3c68aec2]

Sans etre expert en astrophysique, le flash de l'helium vient avant du tout du fait des conditions atteintes dans le noyau de l'etoile. Le noyau de l'etoile prend un comportement quantique (voir temperature de Fermi ou gaz de fermions degeneres). La pression a l'interieur du noyau devient alors independante de l'energie liberee par fusion et la reaction de fusion de l'He peut alors s'emballer et creer un "flash" (flash de l'helium) jusqu'a revenir a un comportement classique de ~ gaz parfait.

[Calvert]

Salut !

Quelques précisions / corrections :

De ce fait, l'étoile perd peu a peu en puissance car une partie de son coeur n'est plus utilisé pour produire de l'énergie.

Pas forcément. Une fois le coeur éteint, la combustion de l'hydrogène peut se poursuivre "en coquille", c'est-à-dire, hors du coeur.

Une fois franchie une certaine limite les réaction avec l'hélium peuvent commencer, c'est ce moment qui est appelé flash hélium car c'est tout le coeur d'hélium qui va commencer a réagir quand une pression et une température suffisante seront atteinte.

Non. Comme précisé par mythe, on appelle flash de l'hélium l'allumage de l'hélium pour les étoiles de faible masse (jusqu'à quelques masses solaires). Pour ces étoiles, le coeur d'hélium est dans un état dégénéré à la fin de la fusion de l'hydrogène. Lorsque la température est suffisante pour lever la dégénérescence, le coeur s'allume brutalement et augmente beaucoup en luminosité. C'est cette phase qui est appelée "flash". Pour les étoiles plus massives, le coeur d'hélium n'est pas dégénéré, et il s'allume paisiblement.

Une étoile comme notre soleil (peu massive) n'a pas une force gravitationnelle suffisamment importante pour contre-carrer 2 réactions nucléaire (hydrogène et hélium), de ce faite elle va commencer a enfler jusqu'à une taille ou les pressions et température limiteront les réactions nucléaire de manière a compenser exactement le poids de l'étoile. Bien que sa température augmente considérablement du fait des 2 réactions nucléaire simultanés sa couleur tend vers le rouge, car sa surface crois d'avantage que la température. C'est pour ces raisons qu'on appel ce type d'étoiles des géantes rouge.

Si l'étoile enfle, c'est parce que l'opacité des couches externes est grande, et l'augmentation de la luminosité du coeur augmentant, le pression de radiation sur ces couches externes devient suffisamment importante pour les repousser au loin. Toutes les étoiles "normales" (y compris les très massives, cf. Bételgeuse) deviennent des (super-)géantes rouges (les exceptions étant les étoiles de type Wolf-Rayet, pour des raisons très spécifiques). Si l'étoile devient rouge, c'est justement que se surface refroidit énormément.

L'hélium étant consommé très rapidement l'étoile va vite se "dégonfler"

Non, elle va finir sa vie comme géante rouge.

Les couches externes venant s'écraser sur ce noyau, vont voir leur pression et température augmenter considérablement et comme elles contiennent encore de l'hydrogène les réactions nucléaires encore présente vont s'emballer et faire littéralement exploser les couches superieurs, ne laissant plus que le coeur de l'étoile appelé aussi naine blanche.

Non. Les couches externes sont expulsée progressivement, car elles sont très peu liée au noyau. Les phénomène "écrasement-rebond" est le phénomène de supernova, qui n'a lieu qu'à plus grande masse.

Si une étoile a une masse suffisamment importante pour arriver jusqu'au fer

C'est le cas de toutes les étoiles qui sont suffisamment massives pour brûler le carbone.

Si on diminue le volume la pression et la température augmente, sachant que ce sont ces 2 paramètres qui jouent sur les réactions nucléaires, l'activité de l'étoile s'en trouve extrêmement augmenté, allant même jusqu'à ce que la luminosité de l'étoile dépasse celle d'une galaxie !!! Cette réaction d'une brutalité extrême s'appelle une super novae. Ce n'est que dans ce type de cataclysme que les éléments se situant après le fer peuvent être formé.

Ici aussi, quelques imprécisions : lorsque le coeur de fer s'effondre, il est accompagné d'une émission extrêmement forte de neutrinos (en fait, la luminosité en neutrinos est beaucoup plus imprtante que la luminosité en photons). Dans les conditions extrêmes de densités présente, les couches externes, qui avaient commencé de tomber sur le coeur, sont brutalement repoussée : l'étoile explose. La très forte luminosité de la supernova est due à la désintégration radioactive du Nickel 56.

[invité576543]

La très forte luminosité de la supernova est due à la désintégration radioactive du Nickel 56.

Qu'a-t-il de particulier cet isotope là?

Cordialement,

[Calvert]

La très forte luminosité de la supernova est due à la désintégration radioactive du Nickel 56.

Qu'a-t-il de particulier cet isotope là?

Je m'auto-corrige, après vérification de mes dires : la luminosité des supernova par effondrement de coeur est due à l'onde de choc provoquée par l'explosion, ce en quoi Jackyzgood avait raison. L'histoire du Ni56, c'est pour les supernova de type Ia (thermonucléaire). Le Ni 56 est produit lors de l'épisode de nucléosynthèse suivant l'explosion. Il en est produit une grande quantité pendant l'explosion : il a une demi-vie de 6 jours environ. La baisse de luminosité des courbes de lumières des SN Ia correspond à cette période.

[invité576543]

Il en est produit une grande quantité pendant l'explosion

Pourquoi? Fe56 qui se ramasse des positrons? Ou qui se ramasse des neutrinos et jette des électrons?

Cordialement,

PS: vu les masses, le second cas n'a pas l'air très vraisemblable!

[Calvert]

Je ne suis pas un spécialiste des réactions de nuclésynthèses explosives dans ces événements. Le 56Ni est produit par une série de captures alpha par le 28Si (lui-même résidu de la fusion de 16O). Il se désintègre d'abord en 56Co, puis en 56Fe.

[invite945d3fbd]

Non ! Notre étoile n'est pas capable, du fait de sa faible masse, de synthétiser des éléments au-dela du carbone.

Ah bon?! :

The Sun is composed primarily of the chemical elements hydrogen and helium; they account for 74.9% and 23.8% of the mass of the Sun in the photosphere, respectively.[81] All heavier elements, called metals in astronomy, account for less than 2 percent of the mass. The most abundant metals are oxygen (roughly 1% of the Sun's mass), carbon (0.3%), neon (0.2%), and iron (0.2%).[82]

Où encore :

Photospheric composition (by mass)
Hydrogen 73.46%[8]
Helium 24.85%
Oxygen 0.77%
Carbon 0.29%
Iron 0.16%
Sulfur 0.12%
Neon 0.12%
Nitrogen 0.09%
Silicon 0.07%
Magnesium 0.05%

Pour les sources, lis l'article http://en.wikipedia.org/wiki/Sun.

bonsoir à toi.
je ne suis pas un spécialiste de l'astronomie mais les étapes de fin de vie d'une étoile similaire (en masse) au soleil sont:

-transformation en naine rouge : augmentation de volume (x10 à x100) et augmentation de l'intensité de son rayonnement.

Je crois que tu voulais dire "géange rouge", car le soleil ne devriendra jamais une naine rouge.

[invité576543]

Ah bon?! : Où encore :

La présence des éléments ne veut pas dire qu'ils ont été créés dans le Soleil!

Les atomes lourds qu'on trouve sur Terre n'ont pas de raison de ne pas être trouvables dans le Soleil, mais ont été créés avant que le Soleil ne s'allume.

Cordialement,

[invite3c68aec2]

Ce n'est pas parce qu'on peut observer d'infime traces de certains elements comme le fer dans le soleil qu'il est capable de le synthetiser par fusion. Je ferai d'ailleurs remarquer qu'actuellement le soleil est seulement en train de bruler son hydrogene et est donc incapable de produire un element plus lourd que l'helium.
Sans en etre certain il me semble que le soleil est juste assez massif pour allumer ensuite la reaction de fusion de l'helium. Par juste assez massif, je veux dire que cette reaction va s'allumer alors que le coeur du soleil sera un gaz de fermions degenere et si il avait ete un poil moins massif la pression du gaz degenere aurait empeche la temperature d'etre suffisante pour allumer la reaction de l'helium.
Par contre le soleil n'est pas assez massif pour allumer les reactions suivantes (si je me souviens bien) car la pression de degenerescence empeche l'atteinte de temperature trop elevee.

[invite945d3fbd]

La présence des éléments ne veut pas dire qu'ils ont été créés dans le Soleil!

Les atomes lourds qu'on trouve sur Terre n'ont pas de raison de ne pas être trouvables dans le Soleil, mais ont été créés avant que le Soleil ne s'allume.

Cordialement,

D'accord, j'ai sûrement conclut trop vite alors.
Je n'était pas au courant de ça. Content d'apprendre un peu.