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

[lordeur]

Vous m'avez noyé dans les informations lol. Mais avec tout ce qui a ete dit j'ai de quoi faire. Merci encore

[rt42]

En fait autour de 6 masses solaires.

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

 

Vous pouvez regarder le Camenzind, même si les spécialistes vous expliqueront qu'il est tout sauf rigoureux, mais qui au moins présente les diverses approches de la prise en compte de l'équation d'état d'une étoile à neutrons de façon à peu près intelligible (chap. 6).

 

Cordialement,

[jgricourt]

Vous pouvez regarder le Camenzind, même si les spécialistes vous expliqueront qu'il est tout sauf rigoureux, mais qui au moins présente les diverses approches de la prise en compte de l'équation d'état d'une étoile à neutrons de façon à peu près intelligible (chap. 6).

 

Pas facile d'être rigoureux et d'avancer des chiffres exacts sur des objets aussi mal connus que les naines blanches ou les étoiles à neutron mais quand même on peut avancer quelques ordres de grandeur et classer les phénomènes de manière à les rendre compréhensibles pour le commun des mortel et c'est je crois tout le sens de la démarche de lordeur pour son blog.

[jgricourt]

Pour résumer (même si on admet quelques raccourcis):

 

séquence principale (si m0>0.5MO) => géante rouge (le destin du soleil)

séquence principale (si m0>10MO) => super géante rouge

 

géante rouge => nébuleuse planétaire + naine blanche (M27, M57 ...)

 

système binaire => binaire géante rouge + naine blanche (si m>1.5MO) => supernova de type Ia => en général il ne reste plus rien de l'étoile

 

super géante rouge (si m>1.5MO) => supernova de type II

supernova de type II (si m<2.5MO et m0<40MO) => étoile à neutron ou bien pulsar (M1) ou binaire X (cygnus X-1)

supernova de type II (si m>2.5MO et m0>40MO) => trou noir

 

La masse critique avant effondrement et explosion est la masse de Chandrasekhar (1.5MO).

 

Comme dit précédemment les SN de type Ia permettent la mesure des distances des galaxies sur le même principe que les cépheides donc leur observation est capitale et ça tombe bien car en 2011 nous avons eux 2 SN de ce type: SN 2011fe dans M101 et SN 2011dh dans M51.

Modifié 7 mars 2012 par jgricourt

[lordeur]

Merci jgricourt pour ce résumé.

Donc voilà de quoi je vais parler dans mon article:

- La masse de Chandrasekhar (1.5MO) me parait très importante car c'est ce qui fait la liaison entre un effondrement en nébuleuse planétaire ou en explosion en supernova.

- Ce qui se passe en fonction de la masse d'une étoile, les différents types de supernova.

 

Ce sera déjà un bon début.

[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

J'ai relu nos messages avec plus de recul et je trouve que ce n'est toujours pas super clair.

 

Si le coeur de l'étoile qui s'effondre dépasse 1.4 masses solaires (en l'occurrence 6 masses solaires pour l'étoile entière lors de la séquence principale), alors le résidu donne une étoile à neutron.

 

Si le coeur de l'étoile dépasse 2 à 3 masses solaires, (quelques 20 masses solaires pour l'étoile entière), alors le résidu donne une singularité.

 

Je pense que c'est plus clair comme ça.