Les réactions en chaîne lors de la mort d'une étoile

[bongibong]

c'est ce qui se passe fréquemment M'sieur J dans un système binaire

mais que reste-t-il à à la fin du compagnon englouti ?

(dis tu peux répondre à ma question plus haut aussi merci )

Pour la naine blanche qui dévore son compagnon, elle donne une supernova Ia (celle qui permet de calibrer les distances).

 

L'étoile compagnon subit un régime forcé

[christel]

merci Bongi

"M'sieur J"(gricourt) ne répond pas aux questions que je lui pose c'est laid

[bongibong]

Les étoiles dont la masse était inférieure à 10MO deviennent le plus souvent des naines blanches et ce après un passage en géante rouge si leur masse leur permettait (sup. à 0.5MO je crois).[/Quote]Sur wiki je trouve entre 0.4 MO et 6 MO

 

En fait l'étoile pendant la phase de géante rouge perd pas mal de masse. Au final, lorsqu'elle s'effondre, seul la masse du coeur compte, si le coeur excède 1.4 MO alors c'est une étoile à neutrons.

Ensuite ces naines blanches continuent de perdre leur enveloppe externe (nébuleuse type planétaire) et en refroidissant finissent par devenir parfois ce que l'on appel une naine brune.

Il me semblait que la naine blanche ne perd plus rien, elle se contente de refroidir pour devenir une naine noire (comme ça a été repris).

[jgricourt]

Désolé christel j'avais pas levé les yeux assé haut (ça doit être la fatigue )

 

Oui lorsque la pression du gaz n'est plus suffisante c'est la gravitation qui l'emporte mais c'est pas pour celà qu'il y a nécessairement effondrement cataclysmique car en générale à ce stade que le coeur va fusionner l'hélium produit lors de la phase précédente et réamorcer du coup la pression pour faire enfler l'étoile au point de devenir une géante rouge (le destin prédit pour notre soleil soit dit en passant).

Modifié 6 mars 2012 par jgricourt

[bongibong]

Attention il arrive aussi que la naine blanche puisse reprendre du poil de la bête si à proximité se trouve un compagnon et alors elle peut par gravitation (une naine blanche est une étoile super-massive) attirer la matière de son compagnon (une géante rouge e-g) pour éventuellement dépasser la masse critique qui la fera exploser.

Justement sa masse est inférieure à 1.4 MO.

Je pense que tu voulais dire super dense ?? 1.4 Masse solaire concentrée dans une boule de la taille de la terre, du coup en s'approchant des géantes gazeuses, elle a aucun mal à lui voler ses couches externes.

Modifié 6 mars 2012 par bongibong

[bongibong]

En fait quand le coeur dépasse un seuil d'hélium, l'hydrogène ne peut plus fusionner, l'étoile s'effondre, ce qui élève la température, et permet (si l'étoile est assez massive) d'amorcer les réactions de fusion de l'hélium.

 

Au final, on parle de modèle en couche d'oignon, c'est à dire que le coeur fusionne l'hélium, ce qui dégage encore plus d'énergie que la fusion de l'hydrogène, provoquant une dilatation de l'étoile. Les couches externes s'éloignant du centre refroidissent et deviennent rouges.

La couche au dessus de celle qui fusionne l'hélium est réchauffée, et elle se met à fusionner l'hydrogène.

[jgricourt]

Il me semblait que la naine blanche ne perd plus rien, elle se contente de refroidir pour devenir une naine noire (comme ça a été repris).

 

Oui j'aurais dû parler de stade pré-naine blanche mais cela n’empêche pas que l'on observe toujours cette enveloppe qui forme la nébuleuse planétaire longtemps après la fin de ce processus. Cette phase d'expulsion de la couche externe est aussi très courte 75 Millions d'années au regard de la vie de la naine blanche qui est de 50 Milliards d'années.

[Beam]

75 Millions d'années au regard de la vie de la naine blanche qui est de 50 Milliards d'années.

 

Du coup il n'y a pas encore de naine noire?

[christel]

nan Beam, apparemment les naines blanches n'auraient pas encore assez refroidis pour ne plus émettre de lumière

 

et puis un truc noir là-haut, pas simple pour le détecter

à part son influence sur son environnement immédiat... tintin !

[Beam]

Sinon, j'avais adoré un article sur la fin cataclysmique des étoiles dans l'astronomie. Mais ma femme l'a balancé à priori. Les femmes...

[lordeur]

Olala une simple question pour de malheureuses équations s'est terminé en véritable débat :D

Mais permettez quand même que je relance le sujet initialement posé :

Jgricourt, en fait je me suis rendu compte que j'avais parfois trop tendance à vouloir "simplifier" les articles de mon site, et je voulais illustrer ce que je dis dans mon article, en apportant un peu de science par exemple.

Mais tu parles de:

la reaction de base chaîne proton-proton

- du cycle de Bethe

- de l'équation célèbre reliant la masse/luminosité/durée

- des réactions de fusion du shell

- des réactions de fusion du core (sans rentrer dans les détails mais expliquer ce qui se forme dans ces réactions, réaction alpha ou triple alpha par ex)

- du fameux Flash de l'helium

- la masse critique de Chandrasekhar (1.5 MO)

 

J'avoue que certains phénomènes m'étaient totalement inconnus jusqu'à aujourd'hui, pourrais-tu expliquer davantage sur notamment le cycle de Bethe ? (Il me semble que ce fameux cycle de Bethe est tombé au bac de physique chimie il y a pas longtemps)

[bongibong]

Je me suis dit que j'allais te l'expliquer, mais... autant lire cette page :

http://fr.wikipedia.org/wiki/Cycle_carbone-azote-oxyg%C3%A8ne

[jgricourt]

Du coup il n'y a pas encore de naine noire?

 

Oui tu l'a deviné c'est un stade de l'évolution purement théorique et donc non observé actuellement car l'age de l'univers est bien trop jeune pour que cela arrive. D'ailleurs je viens de trouver un lien wikipedia qui dit exactement ce que je viens de dire: http://fr.wikipedia.org/wiki/Naine_noire. Les naines blanches sont des étoiles à très longue longévité

Modifié 6 mars 2012 par jgricourt

[Bison]

A tout ceux qui veulent "rafraîchir" leurs connaissances, je ne saurais que trop conseiler de feuilleter l'un, l'autre ou les deux cours en ligne suivants :

 

- celui de de l'Observatoire de Paris-Meudon : http://ufe.obspm.fr/article74.html en particulier le lien "Fenêtre sur l'Univers"

 

- celui de l'Observatoire de Marseille (dit Cours J GISPERT) : http://astronomia.fr/

 

Sinon jsute pour mémoire, mais vous connaissez déja tous ça, si vous voulez casser du fer ! :

 

 

Bison (Prof?..nan nan)

Modifié 6 mars 2012 par Bison

[jgricourt]

Je me suis dit que j'allais te l'expliquer, mais... autant lire cette page :

http://fr.wikipedia.org/wiki/Cycle_carbone-azote-oxyg%C3%A8ne

 

Donc pour les étoiles de la séquence principale en dessous de 1.5 MO c'est la chaîne proton-proton qui domine dans les réactions et au dessus de 1.5 MO c'est le cycle de Bethe (CNO) qui prédomine.

Pour les géantes rouge la fusion du core mets en oeuvre la réaction triple alpha (production de carbone et d'oxygène) si la masse reste en dessous de 5 MO et au dessus c'est la réaction dite alpha (production de fer). Sinon l'article de wikipédia donné par bongibong détaille précisément ces réactions complexes.

Modifié 6 mars 2012 par jgricourt

[lordeur]

Merci à bongibong pour le lien, et à jgricourt pour la petite explication complémentaire

[jgricourt]

Sinon jsute pour mémoire, mais vous connaissez déja tous ça, si vous voulez casser du fer ! :

 

 

En ce qui me concerne je ne connaissais pas ce graphique fort intéressant, merci Bison pour le partager.

 

Le lien avec les explications en anglais aussi: http://en.wikipedia.org/wiki/Nuclear_binding_energy

Modifié 6 mars 2012 par jgricourt

[Bison]

En ce qui me concerne je ne connaissais pas ce graphique fort intéressant, merci Bison pour le partager.

 

Le lien avec les explications en anglais aussi: http://en.wikipedia.org/wiki/Nuclear_binding_energy

 

Un vieux souvenir de prépa qui explique bien pourquoi le Fer est l'élément le plus stable, et qui llustre bien l'intérêt énergétique de la fusion par rapport à la fission...Google est ton ami. En cherchant ce schéma je suis arrivé sur ce lien plus global : http://physique.coursgratuits.net/ où il y a aussi un cours d'astronomie. Pas eu le temps de le feuilleter encore, je ne sais donc pas ce qu'il vaut mais je me méfie un peu d'un site gratuit où l'on trouve pêle-mêle une introduction à la théorie des cordes et la méthode de lecture d'un bilan comptable;)

 

:!:J'en profite donc pour attirer l'attention de tous sur les pièges que peuvent receler les "cours" sur le net. J'ai donné en référence tout à l'heure ceux des observatoires de Paris et de Marseille, dont la qualité est reconnue, ce n'est pas forcément le cas de tous.:!:

 

Bison

[jgricourt]

Justement sa masse est inférieure à 1.4 MO.

Je pense que tu voulais dire super dense ?? 1.4 Masse solaire concentrée dans une boule de la taille de la terre, du coup en s'approchant des géantes gazeuses, elle a aucun mal à lui voler ses couches externes.

 

Oui très dense, une naine blanche peut quand même avoir une masse de 10 MO maxi.

[bongibong]

A propos de la construction du graphe, il prend en compte l'énergie de liaison d'un noyau donné par nucléon.

 

Je m'explique, tout le monde connaît le défaut de masse ? C'est à dire que la masse du noyau est inférieure à la somme des masses de ses constituants. Le défaut de masse correspond à l'énergie de liaison.

 

Cette grandeur n'a pas vraiment de signification en soi puisque plus un noyau a de constituant et plus il y a de défaut de masse (à comparer avec la différence entre un écart absolu et relatif).

 

C'est pourquoi la grandeur intéressante est l'énergie de liaison par rapport au nombre de nucléons, c'est le graphe qui a été présenté.

 

Donc dans une réaction nucléaire, si vous voulez en extraire de l'énergie, vous pouvez le faire de 2 façons :

- partir de noyaux très lourds, les casser pour donner des éléments plus légers, c'est la fission (principe de la bombe A et des centrales nucléaires actuelles)

- partir de noyaux très légers, et les fusionner en éléments plus lourds, c'est la fusion thermonucléaire (principe des bombes H, et de ITER, et bien sûr des étoiles)

 

Qu'est-ce qui caractérise le très léger et le très lourd ? La barrière se fait au fer 56, c'est pourquoi la fusion thermonucléaire s'arrête au fer.

 

Il faut noter que cette courbe n'est pas régulière, elle présente une sorte de périodicité. C'est parce que le noyau est comme les couches électroniques, les neutrons et protons s'organisent également en couche, et certains sont plus stables que d'autres tout comme les gaz nobles. On appelle ceux-là les noyau magique, ou doublement magique etc...

Oui très dense, une naine blanche peut quand même avoir une masse de 10 MO maxi.

Non une naine blanche n'est pas plus lourde que 1.4 Masse solaire, au delà, la pression de dégénérescence des électrons ne suffit plus pour compenser la force de gravitation.

 

Dans ce cas les électrons fusionnent avec les protons pour donner des neutrons et libérer une bouffée de neutrinos. Cela donne l'étoile à neutron, où cette fois la pression de dégénérescence des neutrons stabilisent ces astres. Au delà d'une certaine limite (l'équation d'état de la matière nucléaire n'est pas très bien connue), on atteinte la limite d'Oppenheimer Volkov, et rien de connu ne peut s'opposer à l'effondrement, aboutissant à une singularité de Schwarzschild, en d'autres termes un trou noir.

 

Pour ce qui est des cours, je conseille plutôt ce site :

http://www.sciences.ch

[rt42]

 

Oui très dense, une naine blanche peut quand même avoir une masse de 10 MO maxi.

 

Non une naine blanche n'est pas plus lourde que 1.4 Masse solaire, au delà, la pression de dégénérescence des électrons ne suffit plus pour compenser la force de gravitation.

 

Dans ce cas les électrons fusionnent avec les protons pour donner des neutrons et libérer une bouffée de neutrinos. Cela donne l'étoile à neutron, où cette fois la pression de dégénérescence des neutrons stabilisent ces astres. Au delà d'une certaine limite (l'équation d'état de la matière nucléaire n'est pas très bien connue), on atteinte la limite d'Oppenheimer Volkov, et rien de connu ne peut s'opposer à l'effondrement, aboutissant à une singularité de Schwarzschild, en d'autres termes un trou noir.

 

Pour ce qui est des cours, je conseille plutôt ce site :

http://www.sciences.ch

 

Je pense que le 10 masses solaires se réfère à la masse maximale que peut avoir une étoile qui évoluera en naine blanche. Les pertes de masse importante font que le coeur ne dépassera pas les 1,4 masse solaire sans amorcer la fabrication de silicium et de fer.

 

Sinon, une étoile à neutrons n'est pas maintenue par la pression de dégénérescence des neutrons, mais par l'interaction forte.

 

Cordialement,

[jgricourt]

Non une naine blanche n'est pas plus lourde que 1.4 Masse solaire, au delà, la pression de dégénérescence des électrons ne suffit plus pour compenser la force de gravitation.

 

 

Exacte ! J'ai confondu avec la masse initiale maximale de l'étoile génitrice de la naine blanche.

[bongibong]

En fait autour de 6 masses solaires.

Sinon, une étoile à neutrons n'est pas maintenue par la pression de dégénérescence des neutrons, mais par l'interaction forte.

 

Cordialement,

Effectivement, j'ai lu qu'il y a :

- 1/3 lié à la pression de dégénérescence des neutrons

- 2/3 lié à l'interaction forte qui devient répulsive à courte distance

 

Cependant je ne saurai refaire les calculs. Si vous avez des références, je veux bien

[iksarfighter]

 

Hans Bethe, un mec rayonnant

[bongibong]

 

Hans Bethe, un mec rayonnant

Je sais qu'il a cosigné un article sérieux avec Alpher et Gamow pour faire une sorte de blague

[salviati]

Son nom été ajouté à celui de Alpher et Gamow pour faire Apha, Béta, Gamma, c'est là qu'est la blague Il n'a pas participé à cet article.

 

Une idée du facétieux Georges Gamow

Modifié 6 mars 2012 par salviati

[jgricourt]

En fait autour de 6 masses solaires.

 

Oui c'est le seuil pour une étoile à neutron mais ici on parlait d'une naine blanche donc c'est bien 1.4 MO

[Beam]

Merci a jgricourt Bison Christel and co pour ce thread.

 

Ca va faire toutes mes pauses au taff.

[jgricourt]

J’espère qu'avec toutes ces infos et ces références lordeur va nous concoter un article du tonnerre

[bongibong]

Oui c'est le seuil pour une étoile à neutron mais ici on parlait d'une naine blanche donc c'est bien 1.4 MO

Oui et non, en fait on parle sur deux registres, et je pense qu'il est très important de faire la différence.

 

1.4 Masse solaire, c'est bien la masse maximale de la naine blanche en tant que résidu de l'étoile originelle. Cette masse est assez précisément calculée. Pour l'anecdote, c'est Chandrasekhar qui a fait le calcul, en prenant en compte la pression de dégénéresence des électrons et des effets relativistes lors de son voyage vers l'Angleterre pour rencontrer le grand Eddington (le voyage durait des mois en bateau depuis l'Inde).

 

Cependant, une étoile, jusqu'à 6 masses solaires va évoluer en naine blanche, étant donné que durant sa vie, cette étoile va perdre de la masse, et seule la masse du coeur qui s'effondre est discriminante. J'insiste sur le fait que cette frontière est floue, puisque l'on ne sait pas exactement chiffrer la quantité de matière perdue par une étoile (surtout dans la phase de géante rouge).