Je repose ma question du topic sur les questions  
 
Quand on dit qu'une étoile s'éffondre sur sa propre masse que se passe t'il concrètement?
 
 
J'ai un peu de mal à visualiser la chose

Hmmm je suis pas trop trop calé dans ce domaine mais je peux te donner un exemple qui t'aidera ptet.
 
Par exemple, notre soleil. En gros, c'est une super boule de gaz qui est constant équilibre entre expansion et compression.
 
Au bout d'un moment quand l'équilibre se rompt (je crois que le soleil brule de l'hydrogène et produit je ne sais plus quoi), l'expansion domine et l'étoile finira par exploser et devenir une géante rouge puis une naine blanche une fois toute la matière éparpillée...
 
C'est pas du tout rigoureux, mais dans l'idée c'est ça il me semble.

Pour le cas final de naine blanche, imagine cela comme une contraction du noyau de l'étoile, pendant que ses couches externes sont expulsées.  

Non je pense pas. Le deutérium et le tritium sont des isotopes de l'hydrogène.
 
Je crois qu'ils servent lors de la fusion dans le coeur à la production d'hélium.

Au niveau atomique:

Je ne suis pas sur qu'il explose un jour

Certainement pas en devenant une géante rouge, là c'est une simple expansion, puis éjection des couches externes et contraction du noyau pour devenir une naine blanche.

xactement
L'expansion se fait par la diminution de l'attraction dans le noyau

Nuit blanche toussa, noob

ahhh c'est peut être ça qui a fait collapser les 2 tour du WTC...!!!!

C'est comme un ballon de baudruche, qui est en équilibre entre les forces de pression interne (le gaz à l'intérieur), qui tend à faire exploser le ballon, et les forces de pression qui tendent à faire s'effondrer le ballon (élasticité du caoutchouc et force de pression de l'atmosphère).
 
Quand l'équilibre est rompu dans le sens où la pression interne n'est plus suffisante, il y a effondrement, la matière tombe et n'est plus repoussée vers l'extérieur.
 
Le scénario d'après dépend de la masse totale de l'étoile, si elle n'est pas trop grande, la matière arrive à stopper l'effondrement et l'étoile devient une naine blanche (cas du soleil), ou une étoile à neutron (vestige de la nébuleuse du Crabe). Sinon l'effondrement se poursuit (naissance d'un trou noir).

Le deutérium est un produit intermédiaire dans les réactions au coeur de l'étoile :
p + p -> D + positon + neutrino + photons
D + p -> He3 + photons
He3 + He3 -> He4 + 2p + photons

 
Intéressant ce topic. Donc si j'ai compris, quand une étoile s'effondre sur elle-même, elle se dégonfle

Pas exactement, puisque dans le cas du ballon, de l'air s'échappe.
 
Dans le cas d'une étoile, la matière ne peut s'échapper puisque la gravité y est trop intense. En fait l'étoile s'effondre sur elle-même (sa taille diminue tout en gardant sa masse constante [ce que je dis est faux pour les étoiles très massives, puisqu'elles éjectent leur couche externe], sa densité augmente).
 
C'est comme si ton ballon se dégonflait tout en gardant l'air qu'il a à l'intérieur.

 
Je comprime alors le ballon entre mes mains jusqu'à ce que je ne puisse plus, correspond mieux   n'est-ce pas    

Disons plutôt que l'air à l'intérieur devient plus dense, la quantité ne change pas mais il occupe moins de place => le volume du ballon diminue. (Dans le cas d'un effondrement simple sans éjection de couche externe comme dit Bongo).

Au lieu de parler d'une explosion, il s'agit plutot d'une implosion.
Pour résumer le quote de Sidorku, en gros la gravité au noyau du soleil soumet les atomes à leurs limites pour qu'elle soit contrôlé, cependant vient un moment où cela n'est plus possible: la gravité du noyau devient incontrôlable.

Ch'uis le seul à avoir rien compris ?  

Oups le boulot me met vraiment à la masse x_X
J'avais voulu dire "au noyau du soleil" (hop édité)

il faudrait que tu précises ce qui doit être contrôlée... ainsi que ce que veut dire gravité incontrôlable

Plus je me relis plus je me dis que j'aurais pu le dire autrement ^^
La gravité n'arrive en fait plus à contrôler l'immense énergie provoquée par les atomes au noyau, donc en gros, ils sont "liberés".

Je vois plutôt l'inverse, la gravitation équilibre les réactions thermonucléaires, et lorsque celles-ci s'arrêtent, la gravité provoque l'effondrement de l'étoile.

Ca rejoint ce que j'ai dit: la libération des atomes provoque l'effondrement sur le noyau lui-même, donc de l'étoile.

Ben je trouve que ce que tu as écrit n'est pas clair du tout. (on ne sait pas ce qui est libéré, et tu ne parles pas d'effondrement, et tu n'expliques pas non plus pourquoi il y a effondrement).
 
On ne voit pas non plus comment sont emprisonnés les atomes, ni comment ils sont libérés, la terminologie est assez peu précise...

 CONCRETEMENT, c'est la le hic; car il s'agit de conditions physiques qui n'ont rien à voir avec celles auxquelles nous sommes habitués. On ne peut donc "décrire" ce qui se passe qu'en ayant recours à des comparaisons illusoires.

Entre chaque atome il y a une place immense de vide, et les atomes se repoussent grace aux forces electromagnetique.
 
Dans une étoile, c'est le rayonnement à l'intérieur qui compense la gravité. Quand il n'y a plus de réaction nucléaire il n'y a plus de rayonnement et la force qui repousse les atomes ne suffit plus.
Les atomes se rapprochent les uns des autres jusqu'a....  
 
Jusqu'a ce que les forces internent des noyaux prennent le relais. Les noyaux se repoussent. Je crois que c'est le stade "étoile à neutron".
Et quand la gravité est trop forte, ca passe encore au stade en dessous et les atomes se rapproche jusqu'a ... et ben la on sait plus...

C'est ça sauf que tu brûle les étapes

Les atomes se rapprochent jusqu'à ce que les électrons les en empèches en vertu du principe d'exclusion de pauli. Cette "pression" induite par les électrons et qui empèche l'étoile de s'éffondrer s'appelle la pression de dégénerescence des électrons.
C'est l'étape "naine blanche" (densité typique de l'ordre de la tonne par cm³).

Si la masse de la naine blanche résultante dépasse ~1,4 fois la masse du soleil (c'est la limite de Chandrasekhar), les électrons ne sont plus asser fort et l'étoile continue de s'éffondrer.
Electrons et protons fusionnent pour donner des neutrons. Ces neutrons obéissent également au principe d'exclusion de Pauli, et supporte l'étoile grâce à la pression de dégénerescence des nucléons.
C'est l'étape "etoile à neutron" (densité typique de l'ordre du milliard de tonnes par cm3 ...)

Et ensuite c'est l'étape trou noir si l'étoile à neutron dépasse ~3,3 fois la masse du soleil (limite d'Oppenheimer Volkoff).

Voilà, en gros

putain 1 millard de tonne par cm3 ... ca doit etre minuscule une etoile a neutron  

 
Tout juste
Sachant que plus elles sont massives, plus leur rayon est réduit. Ça tourne entre 15 et 10 km de rayon pour des masses comprisent entre 1,4 et 4 masses solaires.

 
j'ai relu bon pauli , exclusion toussa . mais donc ya bien une force qui maintient tout ca. et qu'elle est elle ? on la connais ou pas ?    

 
sinon , ca peut etre sacrement dangereux un truc pareil. imaginez vous dans une navette spacial , vous entréz dans un systeme d'etoile, et la d'un coup , un truc invisible (15km ..) vous attire comme une etoile massive. bonjour le changement d'orbite inopiné  

http://www.futura-sciences.com/fr/ [...] c3/221/p6/

C'est vrai dans un gaz, mais pas dans un solide ou un liquide. Je pense que ce que tu voulais dire c'est : un atome est composé principalement de vide.

Les conditions au coeur des étoiles ne permet pas l'existence d'atome, mais d'un 4ème état de la matière : un plasma (électron et noyaux atomiques courent en tout sens dans le coeur des étoiles).

Quand les réactions s'arrêtent l'étoile s'effondre.
Si l'étoile n'est pas trop massive, l'équilibre est retrouvé grâce à la pression de dégénérescence des électrons (jusqu'à 1.4 masses solaires, limite de Chandrasekhar).
Sinon c'est la pression de dégénérescence des neutrons qui intervient (jusqu'à 2-3 masses solaires limite de Oppenheimer-Volkof).
Ensuite on ne sait pas (mais on sait que c'est un trou noir qui se forme), enfin plus rien ne peut empêcher l'effondrement (et c'est là qu'interient la gravité quantique).

L'univers aurait 13,72 +/-0,03 milliards d'année selon les dernières mesures.

 
 
Pour les étoile à neutrons, la pression de dégénérescence intervient effectivement, mais la majorité de la pression provient de l'interaction forte.
 
a+

Oh ben faut que je remette à jour mes connaissances

Pour les courageux , un cours d'astrophysique sur la structure interne des étoiles à neutrons  

Neutron stars for undergraduates - Richard R. Silbara and Sanjay Reddy - Theoretical Division, Los Alamos National Laboratory - © 2004 American Association of Physics Teachers.

a+