Bonjour, pouvez vous me dire combien de temps faut il a un nuage d'hydrogène pour se contracter et devenir une étoile, j'ai crut comprendre que cela prenait entre 10 et 50 million d'années pour qu'un nuage d'hydrogène se contracte et que c'est atomes d'hydrogène fusionne pour former de l'hélium est-ce exacte ? (le seul site qui l'expliquait que j'ai trouver l'expliquait mal alors que pourtant c'est quelque chose de très important..)
Salut,
relis-toi avant de poster, ça va un peu, mais là...rien à foutre, c'est ça?
Orthographe et grammaire se gère plus ou moins avec les correcteurs informatique (quand c'est souligné , c'est qu'il y a un problème, fais un effort, corrige), quand à la ponctuation (le pire): relis-toi!
En gros, pense à nous. pense à toi
Dernière modification par Ernum ; 02/10/2021 à 01h01.
Désoler pour la grammaire mais j'ai un peu de mal avec les é-er et j'ai pas de correcteur sur mon pc..
c'est gênant, c"est vrai mais on s'en fout un peu, il ne vient pas prendre un cours de grammaire..d'autant qu'on comprend parfaitement la question poséeEnvoyé par Ernum
Salut,
relis-toi avant de poster, ça va un peu, mais là...rien à foutre, c'est ça?
Orthographe et grammaire se gère plus ou moins avec les correcteurs informatique (quand c'est souligné , c'est qu'il y a un problème, fais un effort, corrige), quand à la ponctuation (le pire): relis-toi!
En gros, pense à nous. pense à toi
sinon, une réponse ? ça m'intéresse aussi
Maaaagnifiiiiique ! tout ça n'a aucune importance..
Bonsoir.
Il n'y a pas une réponse unique, mais plusieurs en fonction de la masse de l'étoile.
Voire ce site de Wikipedia.
https://fr.wikipedia.org/wiki/Évolution_stellaire
Il y en a d'autres :
https://fr.wikipedia.org/wiki/Naissance_des_étoiles
https://fr.wikipedia.org/wiki/Étoile...ce_des_étoiles
Il y a en fait plusieurs phases : d'abord la contraction, puis la fusion qui convertit l'hydrogène en hélium, puis la fin de vie. Pour la deuxième, la durée est variable en fonction de la masse de l'étoile. Pour notre Soleil, c'est de l'orde de 7 à 10 milliards d'années.
Tu as raison, orthographe/grammaire, ça pique mais on comprends, le gros problème (même si ici ça passe), c'est l'absence de ponctuation.
fou furieux, sans ponctuation, hormis que tu es très difficile à lire, tu risques le contre-sens, c'est toi qui vois.
Pour ton problème de correcteur automatique, ça doit pouvoir s'arranger, contactes moi par MP si tu veux.
è-er c'est une question de sens !
j'ai été adoptè
n'a pas le même sens que
j'ai été adopter
Cette durée a un petit nom, c'est le temps de Kelvin-Helmholtz, ou temps thermique. C'est la durée pendant laquelle un objet massif peut rayonner sur ses réserves d’énergie gravitationnelle, en se contractant lentement.
τ ~ GM²/(2LR)
avec :
G la constante de gravitation
M la masse
L la luminosité
R le rayon final
Pour le Soleil (M ~ 2.1030 kg, L ~ 4.1026 W, R ~ 7.108 m) on trouve τ ~ 15 Ma.
Tu vas me demander ce que vient faire l'énergie et le rayonnement là dedans. En fait ce temps a été calculé par les susnommés (Lord Kelvin et Hermann von Helmholtz) vers la fin du XIXe siècle en cherchant à expliquer la source d'énergie du Soleil. La seule source d'énergie possible était la contraction gravitationnelle. Il fallait imaginer que le Soleil était auparavant bien plus gros (idéalement de rayon infini) et que le gaz en chutant avait dispersé son énergie potentielle gravitationnelle en rayonnant. En supposant la luminosité constante (ce qui est faux mais permet d'approximer un ordre de grandeur), le temps de Kelvin-Helmholtz donne la durée pendant laquelle l'étoile a pu briller en partant d'un rayon infini jusqu'à son rayon actuel.
La durée calculée, qui représentait l'âge maximal de la Terre était certes bien plus longue que ce que donnaient les savants computs bibliques mais carrément trop courte pour les géologues, qui sur la base du registre sédimentaire commençaient à intuitionner des âge de plusieurs centaines de millions d'années (pour aller au moins au début du Cambrien avec l'apparition des fossiles).
La découverte de la radioactivité a complètement changé la donne au début du XXe siècle en fournissant une source d'énergie bien plus abondante aux étoiles.
Bon, ceci dit, les détails de l'effondrement stellaire sont un poil plus complexes. Juste un poil
On part d'un nuage moléculaire dense et froid.
ρ est la densité (en nombre de proton par cm3 ) et T la température en Kelvin.
ρ ~ 1000 cm-3
T ~ 10 K
La masse qui s'effondre est la masse de Jeans. Pour comprendre le concept, considérons un volume sphérique de gaz de rayon R et de température T et voyons ce qui se passe pour un atome d'hydrogène à sa surface.
Il a une certaine température T, donc une certaine vitesse v telle que
v² ~ 3kT/m
où :
k est la cte de Boltzmann (1,6.10-23)
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 ne dépasse pas la vitesse de libération, ou vitesse d'échappement u telle que
u² = 2GM/R
Les conditions d'équilibres s'écrivent donc :
3kT/m = 2GM/R
En tripatouillant tu obtiens la masse d'équilibre, la masse de Jeans, donc :
M ~ √(T3/ρ)
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 cette quantité et la force de gravité l'emportent sur la force d'agitation thermique.
Pour un nuage moléculaire typique, 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 pas directement une étoile.
Ce qui nous amène au phénomène suivant : la fragmentation.
La durée caractéristique τ d’effondrement en chute libre d'une masse de gaz est telle que :
τ² ~ R3/GM ~ 1/Gρ
Avec les données ci-dessus on a :
τ ~ 0,5 Ma
Le gaz qui s'effondre étant très peu dense au départ, et il est donc transparent. La chaleur produite par l'effondrement (résultant essentiellement du rayonnement infrarouge des poussières contenue dans ce gaz) a largement le temps de quitter le nuage et on peut considérer dans un premier temps que le nuage est isotherme. Un concept important ici est celui d'équation d'état, qui relie la pression et la densité : P ~ ρᵞ où l'exposant Ɣ est appelée indice adiabatique.
La détermination de l'équation d'état (et donc de l'exposant adiabatique) est cruciale pour juger de la stabilité de l'étoile. Quand une étoile réduit son volume (=commence à s'effondrer), elle augmente la densité ρ, cela produit un accroissement de la gravité (vu que les masses sont plus rapprochées, le poids de l'étoile augmente) et il faut donc que la pression augmente avec suffisamment de vigueur pour contrer l'effondrement, sinon la gravité l'emportera. On peut montrer facilement que l'étoile est stable si Ɣ > 4/3. Pour une étoile dominée par la pression gazeuse Ɣ = 5/3 donc c'est bon. Quand c'est le rayonnement qui domine Ɣ = 4/3, c'est à dire qu'on est pile à la limite de stabilité. Les étoiles dominées par la pression de rayonnement c'est à dire très chaudes à l'intérieure sont donc sur le fil du rasoir. Or la température est en M/R (masse sur rayon). Les étoiles très massives sont très chaudes au centre. Et au cours de la vie de l'étoile cette température centrale ne fait qu'augmenter.
Mais ne brûlons pas les étapes, ici l'étoile n'est pas encore formée, on est dans une masse de gaz en régime isotherme. Dans ce régime isotherme Ɣ = 1,07 < 4/3, le régime isotherme est donc gravitationnellement instable. De ce fait, on un nuage de densité croissante et de température uniforme, ce qui fait que la masse de Jeans √(T3/ρ) 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 est alors aux alentours de ρ ~ 1010 cm-3 (le rayon du nuage a été divisé par ~ 100 à 200). La contraction va maintenant se faire sans échange d’énergie avec l’extérieur, on est passé en régime adiabatique. La température augmente avec la contraction et avec elle la masse de Jeans : le nuage ne peut plus se fragmenter, il va maintenant ne former qu'une seule étoile.
Le seuil de partage entre le régime isotherme et adiabatique, va déterminer la masse initiale de l'étoile en formation. Ce seuil est extrêmement sensible à la température initiale (c'est en T6) et à l'opacité (en κ2). L'opacité κ (kappa) est liée à la métallicité du gaz (sa richesse en éléments plus lourds que H et He). Les milieux plus chaud et transparent (métallicité faible) donneront des étoiles massives et les milieux plus froids et plus opaques (métallicité élevée) formeront de petites étoiles. 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 0,1 Ma. Au stade adiabatique, Ɣ = 5/3 : c'est stable ! Terminé la chute libre, on a maintenant un cœur de Larson, le premier stade de la protoétoile. Ce cœur fait plusieurs UA de diamètre pour une masse de quelques centièmes de masse solaire. La température centrale est de l'ordre de 1000 K, la matière est encore moléculaire (H2). Rien n'est encore allumé au centre, on n'est pas encore du tout rendu. Sauf pour les naines brunes pour lesquelles ça s'arrête là, en l'absence de réserve de gaz supplémentaire.
Vers 1000 K, les molécules H2 de le queue de distribution des vitesse de Maxwell (dans un gaz toutes les molécules n'ont pas la même vitesse elles se répartissent selon une distribution dite de Maxwell-Boltzmann) sont suffisamment énergétiques pour se dissocier ce qui absorbe moult énergie (4,5 eV par liaison). L'exposant adiabatique passe à 1,1, le cœur est déstabilisé et c'est le deuxième effondrement.
Quand tout l'hydrogène est dissocié et qu'on repasse au régime Ɣ = 5/3, la température a grimpé à 10 000 K. Au départ il est soutenu par la pression de dégénérescence lorsque sa masse est faible, puis à mesure que la masse augmente, il se réchauffe et passe à un régime de pression thermique (P~ρT).
L'accrétion du gaz génère beaucoup de chaleur. La luminosité L se calcule comme :
L = GMṀ/R
avec M la masse de la protoétoile, R son rayon et Ṁ le débit de gaz accrétant (Ṁ = dM/dt)
La protoétoile peut rayonner plusieurs dizaines de luminosité solaire, le choc du gaz à la surface est très violent (T ~ 106 K) et amène à d'intenses émissions X-UV, à laquelle le gaz accrétant est très opaque. Au passage, les poussières (responsable de l'opacité optique) sont détruites. Le rayonnement est absorbé par le gaz puis réémis et la température effective de surface de la protoétoile est comparable à celle d'une étoile de la séquence principale.
L’énergie gravitationnelle produite par la contraction alimente le rayonnement du nuage d’une part, et le chauffe d’autre part. Le théorème du viriel, assez fondamental en thermodynamique, indique les proportions : la moitié est rayonnée, l’autre moitié sert pour le chauffage. La température centrale est encore bien trop faible pour enclencher les réactions de fusion. Il faut atteindre 2 MK pour allumer le deutérium. La température centrale est en M/R. Il faut donc que l'étoile s'effondre et rayonne son énergie pour réchauffer son intérieur (les étoiles augmentent leur température en perdant leur énergie).
Ce n'est que à partir de ce stade de protoétoile qu'on peut appliquer le concept de temps de Kelvin-Helmholtz τ, de l'ordre d'une dizaine de millions d'années pour une luminosité solaire comme on l'a vu, avant que l'étoile atteigne le seuil d'ignition et stabilise son rayon. C'est le ZAMS (Zero Age Main Sequence) : a star is born !
Pour aller plus loin :
Un cours complet (en anglais) Note on star formation (pdf, 405 pages)
Et en français : Bases physiques de l’astrophysique de l'Université de Genève (pdf)
Dernière modification par Gilgamesh ; 02/10/2021 à 21h01.
Parcours Etranges
heu...
j'ai été adopté pas è... mode taquin
"j'ai été adopter",effectivement les deux peuvent se dire, mais offrent un sens différent, bon exemple.Donc oui, contrairement à ce j'ai écris précédemment, la grammaire ça n'est pas que pour la forme (ou une question de respect de l'interlocuteur, de la charte du forum, toussa, toussa...), ça te plente direct si mal adapté.
fou furieux, tu es loin d'être le seul à avoir un problème avec le participe passé, le truc, en cas de doute, c'est de remplacer le verbe par un du troisième groupe, perso depuis gamin j"utilise "pendre" ( niveau psychologique, ça à une signification peut-être?). Donc ici, "j'ai été pendre" ou "j'ai été pendu", si "pendre" alors "er" si "pendu" alors "é".
N"oublie pas, on est sur un forum pas un chat, les écrits restent, on a pas le feu, on se pause, on se relit avant de poster.
Dernière modification par Ernum ; 02/10/2021 à 21h00. Motif: Merci Gilgamesh!
On va arrêter là les remarques sur l'orthographe, merci
Parcours Etranges
Bonjour,
Je sait un peu comment sa fonctionne, mais je n'ai pas trouver de réponses par rapport a la duré que met un nuage d'hydrogène à se contracter avant d'entamer la phase de la création de l'hélium. Ma seul source est celle ci: https://www.etoile-des-enfants.ch/article1860.html ou il est écrit a la 15 ème lignes que " La contraction dure environ 10 à 50 millions d’années" mais je ne suis pas sur du sens de cette phrase en raison de la formulation, pouvez vous toutefois me confirmer cette info ?
Dernière modification par fou furieux ; 05/10/2021 à 22h45.
Oui, c'est exactement ce que tu as compris. On retrouve ce chiffre de 10 millions d'années environ sur d'autres sites sérieux.
