Bonjour/Bonsoir
Après quelques recherches sur la formation des planètes et des étoiles, j'ai cru comprendre que les étoiles se formaient par fragmentation et effondrement du nuage initial, et les planètes par accrétion, mais ça me parle pas trop tout ça si quelqu'un pourrait m’éclaircir sur le sujet ^^
Bonjour jeune homme
La définition donnée par Wikipedia semble trop technique pour le néophyte que tu sembles être.
Voici une page qui simplifie légèrement la formation du système solaire, je suis sûr que cela te sera accessible :
https://www.stelvision.com/astro/for...steme-solaire/
Bonne lecture et bienvenue dans le monde de l'astronomie ^^
Bonjour/Bonsoir
Merci pour la réponse rapide, mais sinon que ce qui va différencier la formation d'une étoile, va t-elle devenir une naine rouge ? Une géante rouge ? Une super géante rouge ? etc...c'est en fonction de sa masse que sa va se décider ou d'autres facteurs entrent en compte ? Et pour les planètes de ce que j'ai compris, en fonction de la taille du cœur planétaire, la futur planète sera gazeuse ou tellurique, dans ce cas quelle est la différence entre une planète gazeuse et tellurique de même taille et masse, quelle facteur a fait que la première sera rocheuse et l'autre gazeuse ?
Bonne soirée
Les étoiles ( dont fait partie le soleil) ont diverses caractéristiques selon leur masse ( distribuée de façon chaotique lors de leurs formations en groupe dans les nuages stellaires), selon leur âge et aussi selon la proportion des éléments qui les composent.
Pour les planètes c'est surtout leur distance à l'étoile qui détermine leur caractéristiques ( les plus proches sont telluriques et les plus éloignées seront gazeuses).
Ces réponses se trouvent dans le lien que je t'ai envoyé, je cite :
Par ailleurs, l’aspect final des planètes dépend de leur distance au Soleil. Près de celui-ci, les éléments légers sont trop chauds pour se condenser. Le matériau qui constitue ces astres est donc riche en éléments lourds, comme le fer ou le silicium. Cela donne naissance aux planètes telluriques de forte densité (Mercure, Vénus, la Terre et Mars).
Loin de notre étoile, des noyaux denses issus de l’accrétion des planétésimaux s’entourent peu à peu d’une enveloppe de gaz, pour finalement aboutir à des planètes très massives et volumineuses. Ce sont les planètes gazeuses, principalement constituées d’hydrogène et d’hélium, et donc peu denses (Saturne, Jupiter, Uranus et Neptune).
Il est normal que tu souhaites assouvir ta curiosité mais fais un petit effort pour lire les réponses qu'on te donne ^^
Bonjour/Bonsoir
Merci de la réponse, Il y'a peut-être un malentendus, mais j'ai lu votre lien et comme les réponses sont implicites je voulais avoir confirmation, donc il est impossible de trouver dans un quelconque système solaire, des planètes gazeuse positionnées avant des planètes telluriques ? Mais il existe des plantes telluriques plus grandes que d'autres gazeuse non ?
D'après mes très modestes connaissances , il n'est pas possible d'avoir des planètes gazeuses avant les telluriques en partant de l'étoile ( que quelqu'un me reprenne si je me trompe ^^ ).
Et toujours d'après mes très modestes connaissances , rien ne s'oppose à ce qu'il existe des telluriques plus grandes que des gazeuses au sein du même système solaire. Cela peut à mon avis se produire s'il y a très peu de gaz et de planétésimaux dans le disque protoplanétaire.
Par contre , je ne sais pas si cela a déjà été observé.
Juste pour corriger une erreur que j'ai commise , j'ai parlé de système solaire mais je voulais dire système stellaire car le système solaire ( du mot soleil donc ) est notre système stellaire ^^
Mais bon je pinaille
Salut,
En plus de l'eloignement necessaire a l'etoile principale, l'autre facteur qui joue est un effet est la masse initiale accretee du planetisimal.Envoyé par UnityPm
Beaucoup de gaz ne peuvent etre retenu par la gravite d'une planete trop petite. Dans le cas de la Terre par exemple, l'hydrogene et l'helium ne peuvent etre retenu et s'echappent continuellement dans l'espace (alors que l'azote, l'oxygene, l'eau, le CO2 restent bien sur Terre). La formation d'un geante gazeuse necessite donc une masse initiale suffisante pour capturer et conserver cette hydrogene et helium present dans la nebuleuse protoplanetaire initiale. de facto, une geante gazeuse sera plus grande qu'une tellurique dans un systeme stellaire normal.
Credit: wiki
Dans un systeme stellaire normal, non, les geantes gazeuses necessitent des temperatures suffisamment froides pour que des gaz tels que H et He puissent etre retenus initialement; je dis normal car la decouverte des planetes extrasolaires nous ont montre qu'on ne devrait pas avoir trop de convictions sur ce sujet et une migration posterieur de la planete geante est peut etre possible.il est impossible de trouver dans un quelconque système solaire, des planètes gazeuse positionnées avant des planètes telluriques ?
J'ai un doute que cela soit possible; j'ai difficile d'imaginer une nebuleuse protoplanetaire videe de tout son hydrogene & helium alors qu'une etoile s'en est formee. A nouveau, normal, car peut etre est-il possible de finir avec un systeme fait de planetes telluriques et a moitie chtonienne ou les telluriques auraient une masse superieure...mais a ma connaissance, c'est 100% theorique.
Attention que dans le detail, ce n'est pas 100% lie a la masse atomique des elements mais a leur caractere refractaire (lie a la masse, mais pas a 100%)
Credit: Albarede, 2009
Voir ici par exemple la position de l'aluminium, titane, bore et phosphore compare a la position du plomb ou tellure (pour prendre des elements relativement abondants dans la nebuleuse proto-planetaire)
T-K
Dernière modification par Tawahi-Kiwi ; 09/03/2019 à 06h43.
If you open your mind too much, your brain will fall out (T.Minchin)
Un petit repost sur la 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 Vt, 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 Vt ne dépasse pas la vitesse de libération, ou vitesse d'échappement Ve
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 cm3, 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.
Parcours Etranges
