Comment savoir si une étoile visible depuis un téléscope est toujours active ?

[LaDex]

Bonjour,

Étant nouveau sur ce forum, j'espère placer ce post au bon endroit, mais je n'en suis pas sur.

Ma question en titre n'est peut-être pas très claire. Mais je viens de me renseigner sur les exo-planètes, les téléscopes etc. en essayant de réactiver mes connaissances en optique... à tord
Mais en regardant une vidéo, je me suis posé une question assez bête: quand des chercheurs investiguent sur des exo-planètes à des dizaines voire centaines d'années lumières, comment savoir si les étoiles autour de desquelles elles tournent sont toujours "actives" à l'instant t de la prise de vue par une téléscope par exemple ? Sachant qu'on a un décalage de centaines d'années lumières. Cela ne me semble pas possible, mais je m'imagine les meilleurs films de SF où après découverte d'une exo, un vaisseau par à sa conquête... mais si il arrive est que l'étoile s'est éteinte ?

Merci à vous.
En vous souhaitant une bonne soirée.

LaDex
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[Gilgamesh]

Bonjour LaDex et bienvenue sur le forum. C'est le bon endroit pour poser la question.

La réponse est que les processus stellaire ont des durées qui s'étalent sur des millions voire des milliards d'années. Et c'est d'autant plus vrai que les étoiles sont moins massives. La durée de vie d'une étoile sur sa séquence principale (celle où elle brûle calmement son hydrogène) est en 1/M² avec M la masse. Pour une étoile de 1 masse solaire ça représente une dizaine de milliards d'années. Sur le diagramme tu as la durée des différents stades d'évolution des étoiles en fonction de leur masse. Plus elles sont massives, plus elles évoluent rapidement, mais pour les plus massives tout en haut du diagramme, ça se chiffre quand même en dizaines de millions d'années.

Et comme tu le sais peut être, on recherche principalement des exoplanètes autours d'étoiles moins massives que le Soleil, avec des durées de vie qui peuvent être très supérieures à l'âge actuel de l'Univers.

[LaDex]

Bonsoir Gilgamesh,

alors merci pour cette réponse bien détaillée et ce graphique très intéressant. Ce qu'il me manquait c'était cet ordre de grandeur de la durée de vie d'une étoile. J'avais oublié que quelques milliers d'années lumières ne faisaient pas le poids face à la durée de vie d'une étoile.
Concernant le graphique, je dérive surement un peu du topic initial, mais je remarque que plus une étoile a une masse solaire élevée, plus elle est lumineuse. Plus la masse est importante, plus le mécanisme de fusion nucléaire le sera aussi ?
de plus, comment expliquer l'augmentation brutale de la luminosité des étoiles pour des masses solaires comprises entre 1 et 1.5 pour leur phase terminale ? (peut-être que ces réponses se trouvent dans d'autres sujets, je vais aller y jeter un oeil).

Oui j'imagine que le but est de trouver des étoiles avec des durées de vie les plus longues possibles.

[physeb2]

Bonsoir LaDex,

Oui, plus une étoile est massive et plus son 'mécanisme de fusion' au centre est efficace. C'est tellement vrai que pour cette raison, plus une étoile est massive et plus sa durée de vie est courte.

La seconde partie de ta question est reliée a la première, mais il faut d'abord definir ce que veut dire qu'une étoile est vivante ou morte. On peut definir une étoile comme un objet qui consomme un élément (un type d'atome) pour en fabriquer d'autres plus lourd a travers des processus de fusion nucléaires. L'energie requise pour permettre de tels processus est garanti par l'énergie gravitationnelle de l'étoile (donc du même gaz). Pour faire simple Reston sur des étoiles qui commencent majoritairement avec de l'hydrogene (c'est en tres grande majorité le cas), ce qui est également le cas du Soleil. Le processus de fusion va générer de l'helium et quelques autres éléments plus lourd (va jeter un oeil sur le cycle C-N-O pour rentrer un peu plus en detail).
L'enegie generée par la fusion repousse le gaz vers l'extérieur tandis que la gravité tend a le faire collapsus au milieu. L'etoile trouve un point d'equilibre entre le deux et nous apparait comme une jolie sphère lumineuse tranquile.
Mais au fur et a mesure que le temps passe, il y a de moins en moins d'hydrogène et de plus en plus d'hélium. Rentre en jeu de nouvelle réactions nucléaires qui transforme l'helium en éléments plus lourds. Tant que le processus est dominé par la fusion l'hydrogene on reste dans une situation a peu près stable avec une montée progressive lente de la luminosité de l'étoile. Cela est du au fait que le processus de fusion de l'helium produit plus d'énergie.

Lorsque l'hydrogene bien a manquer c'est la combustion de l'helium qui devient dominant ce qui entraine un desequilibre car l'énergie produit au centre repousse le gaz tres loin. Le rayon de l'étoile de vient beaucoup plus grand ce qui entraine également une température plus faible a sa surface. Pour cela l'étoile s'observe plus rouge et beaucoup plus grande. On parle alors d'une géante rouge. C'est cette transition que tu vois apparaitre dans le diagramme lorsqu'il y a la subite augmentation de lumnosité. Car en effet, bien que moins chaude a la surface, la superficie de la surface de l'étoile a considérablement augmentée. La luminosité étant le flux émis intégré sur toute la surface, cette dernière augmente également considérablement.

Pour les étoiles plus massives l'histoire est tres différente avec la capacité de produire des éléments bien plus massifs jusqu'au fer. Le fer étant excessivement stable, il devient impossible de continuer des réactions de fusion malgré de tres grandes masses d'étoiles. Le coeur de fer grandit jusqu'a provoquer l'incapacite de contrecarré le collasse gravitationnel. Il en resulte la formation d'une supernova de type 2 (core collapse) ou d'un trou noir. I

J'espere que cette réponse te permettra d'y voir un peu plus clair. Bien évidemment ma réponse est tres simplifiée et je t'invite a ouvrir un livre d'évolutionniste stellaire si cela te plait pour en apprendre bien d'avantage.

[A voir en vidéo sur Futura]

[Gilgamesh]

Pour compléter la réponse de physeb sur la dépendance de la luminosité à la masse, y a 2 aspects clés à bien comprendre :

* la température centrale de l'étoile est en M/R, les étoiles massives sont plus chaudes en leur coeur.
* le taux de production d'énergie des réactions thermonucléaires qui se déroulent au centre de l'étoile est excessivement dépendant de la température.

On représente ce taux de production d'énergie ε sous la forme d'une loi de puissance :

ε = ε₀ρ^λ T^ν

Pour la chaîne proton-proton qui est majoritaire dans les étoiles de faibles masses (en dessous de 1,5 masse solaire, T centrale < 15 MK) :

ε = ε₀ρ T⁴

Autrement dit, si la température centrale double, à densité constante, l'étoile va rayonner 2⁴ = 16 fois plus d'énergie.

C'est déjà plutôt sensible.

Mais quand on passe au cycle catalytique CNO, majoritaire dans les grosses étoiles (T centrale > 15 MK), c'est bien pire :

ε = ε₀ρ T¹⁶

Un doublement de la température centrale provoque une augmentation d'un facteur 2¹⁶ = 65536 de la luminosité. Et c'est ce qui fait que les grosses étoiles peuvent avoir des luminosités de plusieurs centaines de milliers de luminosités solaires.

En très gros : la luminosité L est en M³, la quantité de réserve disponible en M, donc la durée de vie est en M/L => M/M³ ~ 1/M².

[JPL]

La réaction CNO, c’est ce qu’on appelait autrefois le cycle de Bethe (de mémoire).

[LaDex]

Bonjour,

merci pour toutes ces réponses, elles permettent de me donner des axes de recherches pour éviter de m'éparpiller sur ce sujet. Malheureusement, comme souvent, je vais répondre avec des questions.

Avant tout merci physeb2 pour cette réponse claire et compréhensible. Je retiens après recherche que la luminosité est de la forme L~ R^2 * T^4, avec T la température à la surface de notre étoile. Donc lorsque l'étoile s'agrandit, sa température de surface diminue d'après votre réponse. Donc pour que la luminosité augmente brutalement, il faut donc que l'augmentation du rayon soit bien supérieur à la baisse de température, c'est bien cela?

De plus, cette expansion de l'étoile est, si j'ai bien compris, liée au fait de passer d'une réaction chaîne proton-proton à une réaction chaîne CNO. Mais la réaction en chaîne CNO semble, selon le commentaire de Gilgamesh, augmenter considérablement la température du coeur, alors que la température de surface diminue. Donc pour résumer, malgré une augmentation considérable de la température du coeur de l'étoile, la température à sa surface va diminuer et ce à cause de son expansion très rapide ?

J'essaie de comprendre au plus simple avant de me lancer dans les détails, j'espère que cela ne pique pas trop les yeux des plus aguerris.

Dernière question concernant le commentaire de Gilgamesh, j'aime beaucoup les ordres de grandeurs cité à la fin de ton commentaire, mais je n'arrive pas à les retrouver par mes propres moyens: L ~ M^3, j'ai cherché des démonstrations, mais il me semble que dans chacune d'entre elle, dans le formule de L, T est confondue avec la température au centre, ou peut-être n'ai-je pas tout compris. L'ODG de la durée de vie me parait aussi flou, je vais essayer de creuser.

En tout cas merci pour le temps consacré à l'écriture de vos réponses, je vais essayer d'en faire bonne usage.

[physeb2]

Bonjour LaDex,

la réponse a tes deux premieres question est simplement: TOUT A FAIT!

[Gilgamesh]

Si tu veux un peu plus de précision sur l'histoire très mouvementée des étoiles quand elles quittent la séquence principale, j'avais rédigé ce petit topo (pour notre Soleil) :
https://forums.futura-sciences.com/q...ml#post6714121

[LaDex]

Merci je vais aller jeter un oeil sur ce topic !