Reprise du message précédent :
Ça continue ce soir sur Arte avec en ce moment même un document sur la Voie Lactée.

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Soiréé et journée exceptionelle sur Arte ...
^^ et n'oubliez pas les étoiles filantes c'est la période.
En ce moment le temps et l'homme

Bof, des docu pour grand public et pas très techniques, t'en regardes un tu les a tous vus

Rediffusion de l'émission sur la Voie Lactée :

Demain à 14h45, jeudi 11 août 2011 à 01h30 et jeudi 25 août 2011 à 14h45.
Pour l'instant pas disponible en streaming sur Arte+7, ce sera peut être dispo plus tard.

C'est toujours mieux que les conneries des autres chaînes et les images sont plutôt bien conçues pour du grand public.

Sinon doc plus technique sur les moyens d'observation en ce moment.

Déjà si tous les francais connaissaient ces données grand public, Ca serait pas mal. Donc je dis bravo a Arte de tenter de piquer la curiosité des gens ( au moins de ceux sui savent qu il y a une autre touche que 1 sur la télécommande )

 
Exagère pas non plus : La plus grosse part du grand public ne bite pas 50% de ce qui s'y dit.
 
 

 
Certes
 
C'est juste qu'Arte nous a habitué à des documentaires plus intéressants en général.

Oui, j'ai écrit ca un peu vite.
 
En fait c'était surtout de la déception, car je recherche régulièrement des documentaires sur le web, j'en ai plein le HDD déjà, et du coup je peine à en trouver des nouveaux avec des infos que je n'ai pas encore vues/entendues.

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Et imagines madame michu qui pige rien

Boulet l'avait bien tweeté il y a quelques heures : "Et madame michu qui dit "on balance encore un vaisseau vers Mars alors que des milliers de personnes sont au chomage !"

Soit dit en passant ce qui se raconte en ce moment me semble bien bien plus technique que ce qu'il y avait cette après-midi.

J'avoue c'est un peu plus dur et par moment si on est pas baigné dedans , c'st plus compliqué

Lolilol France5 la !
"En 1985, l'agence spatiale européenne lance la sonde blablabla..." avec une vidéo d'Ariane 5

Voilà c'est dispo
http://videos.arte.tv/fr/videos/au [...] 66640.html
Faudrait qu'ils pensent à passer à une meilleure définition, pas forcèment de la HD mais au moins de la SD de bonne qualité

Sinon, soa, je suis d'accord avec toi quant à la valeur ajoutée des documentaires astro diffusés pour les amateurs éclairés que nous sommes, mais on ne peut pas cracher dans la soupe.
Si ça peut permettre à des personnes d'élargir leurs connaissances ou même, tout simplement, de prendre connaissance de ce qui les entoure, de quoi ils sont issues, je ne peux qu'approuver la diffusion de tels documentaires.
Ça peut paraître con mais au moins ça leurs sort la tête du cul enfoncer jusqu'aux épaules à force de ne regarder que des émissions abrutissantes et sans intérêts.
Encore faut-il qu'ils accrochent un minimum au documentaire, et pour ça, il ne faut pas que ce soit trop technique.
Comme tu l'as fait remarquer, Arte a déjà diffusé des docs plus intéressants, donc plus technique mais aussi plus susceptible de faire fuir les néophytes.
Il en faut pour tout le monde

Arf, moi j'ai laissé tombé le doc sur la galaxie. Le ciel terrien avec l'espace en technicolor, j'peux plus    
 
Et puis ça n'avait ni queue ni tête, j'avais l'impression de visiter Paris assis dans un autocar

Sympa .

  y'avait un peu de ça effectivement.

 
tu as vu la série documentaire " les clés de l'univers" ?
c'est en 8 épisodes
c'est assez technique quand même je trouve, mais bon je suis pas un grand spécialiste de l'espace  

Ah je connaissais pas. Vais aller voir ca.
 
Merci

 
 
                       ^^^^^
Un docu magistral et complètement inconnu en France: aucune mention ni sur les forums de Futura-Sciences, ni d'Astrosurf et Webastro, et seulement quelques résultats sur HFR mais pas dans les topics Sciences. Il couvre un grand nombre de découvertes faites dans le système solaire jusqu'en 2009 dont la plupart des gens n'entendent jamais parler, et même pour ceux qui suivent l'actualité astro il fait super bien revivre ces découvertes je trouve. Il est factuel (peu de spéculations présentées comme des vérités), pas patronisant, peu d'impressions d'artistes fantaisistes (autant d'images d'origine que possible), et présenté de manière assez spéciale.
 
Je l'avais uploadé intégralement exprès pour HFR il y a deux mois pour finalement ne pas le poster  
Les 5 épisodes en HD 720p avec sous-titres anglais hébergés sur Rapidshare: http://pastebin.com/EH7fEDsf (edit: petit oubli, liste corrigée)
 
À ne pas confondre avec Wonders of the Universe toujours avec Brian Cox qui a reçu plus d'attention cette année, mais qui a un esprit très différent de celui de Wonders of the Solar System à mon humble avis.

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Il faut un compte RapidPro payant

Sinon il se trouve facilement ailleurs en torrent ou d'autres sites d'hébergement de fichiers (note: pour les sous-titres il faut un rip Blu-Ray, pas HDTV)

Je viens de regarder le premier épisode.
J'ai appris deux trucs:
 

• Dès qu'une étoile se met à produire du fer elle explose quelque seconde après. Je pensais pas que c'était aussi rapide.    
• La première génération d'étoile étaient très instables (composée que de hydrogène et hélium)  à peine créées elles explosaient. Pourquoi étaient-elles instables?????  

Parce que les premières versions ne sont jamais stables   faut attendre les patches

 
Quelques secondes je sais pas... Mais c'est très rapide parce que le coeur est à la limite de stabilité à ces densités et à ces températures.  
 
Côté densité : quand elle augmente, la matière change d'équation d'état (l'équation d'état reliant la pression à la densité de particules).  
 
Pour un gaz parfait "froid" l'énergie cinétique est en :
   
(p étant l'impusion et m la masse de l'électron) et la pression de dégénérescence résultante est en :
,  
rho étant la densité du milieu. Quand les électrons deviennent relativistes, l'énergie cinétique s'approxime par la relation :
   
et l'équation d'état passe à un truc du type :
   
 
Or cet exposant 4/3, reliant l'évolution de la pression avec celle de la densité, détermine le seuil de stabilité d'un astre autogravitant. L'augmentation de la pression avec l'augmentation de la densité devient insuffisant pour compenser le sucroit d'intensité de la force de gravité résultant de la contraction des masses : en deça de ce seuil de 4/3, un effondrement entamé s'amplifie. En devenant relativiste, le coeur de l'étoile perd sa stabilité.
 
Côté température : quand elle augmente, la pression de radiation prend le pas sur la pression mécanique des gaz parfaits, or la pression de radiation est également reliée à la densité par un exposant 4/3.
 
Avec un coeur sur le fil, tout phénomène annexe qui vient siphoner un peu de pression provoque un surcroit de contraction ce qui a pour effet d'augmenter la température centrale et les choses s'accélèrent car :
 
* Quand on dépasse le milliard de K, la matière commence à produire des neutrinos pour se refroidir. Comme l'enveloppe de l'étoile est transparente pour ces particules, la déperdition est énorme : premier siphon énergétique.
 
* À ces températures "gigakelviniques" les photons thermiques commencent à devenir vraiment agressifs pour les noyaux eux même cad qu'ils les "ionisent" en leur arrachant des nucléons et des noyaux alpha (photodésintégration). Cette réaction est endothermique : deuxième siphon énergétique.
 
* Il ne fera jamais assez chaud pour que les noyaux de Si parviennent à surmonter la répulsion électrostatique de leur 14 charges positives, mais dans ce magma, les débris légers (p, n, alpha) à haute température parviennent à s'agréger aux noyaux existants pour arriver au Fe-56, qui est le noyau le plus stable de la création. Arrivé là, toute réaction sur le Fe-56 sera endothermique : troisième siphon énergétique.
 
 
 
Autrement dit, la température centrale qui était cause de la pression donc de la stabilité de l'étoile, a partir d'une certain seuil met le coeur sur le fil du rasoir et quand elle continue d'augmenter provoque des phénomène endothermiques (photodissociation, réactions sur le Fe-56) ou dissipatifs (neutrino), d'où l'effondrement.
 
a+

Ca signifie que tous les éléments plus lourds sont formés lors de super novas ? Ou y a d'autres moyens de les fabriquer ?

c'est les SN ouais, a la contraction y a des couches qui generent du lourd il me semble

C'est essentiellement ça oui. Un petit topo là dessus que j'avais fait sur Futura et qui mentionne les nucléosynthèses 'annexes'.

Concernant la nucléosynthèse stellaire, dans les épisodes précédents tu as eu la combustion de l'hydrogène (selon le cycle CNO dans les étoiles massives, celles qui nous intéressent ici), puis combustion de l'He-4 selon la réaction "triple alpha" avec le béryllium (instable, demi vie ~1e-16 s) comme intermédiaire réactionnel:

2 He-4 --> Be-8  ....  Be-8 +  He-4 --> C-12 (T ~ 8.e7 K)

Puis la combustion du carbone selon diverses voies :

2 C-12 --> Ne-20 + alpha (50%)
2 C-12 --> Na-23 + p       (50%)
2 C-12 --> Mg-23 + n       (rare)
(T ~ 8e8 K - durée : 600 ans pour M = 25 Mo

Note : Mo = masse solaire (2e30 kg)

Par ailleurs le carbone réagit avec les noyau d'hélium pour produire de l'O-16.

Quand on dépasse le milliard de K, les choses s'accélèrent car la matière commence à produire des neutrinos pour se refroidir. Comme l'enveloppe de l'étoile est transparente pour ces particules, la déperdition est énorme et la contraction  du coeur (pour compenser la perte d'énergie) devient de plus en plus rapide. La pression centrale, le densité et la température croissent exponentiellement et le stades ultérieurs prennent moins d'une année

Il reste au coeur l'O-16 (produit de la combustion de He-4) et le Ne-20.

Une des dernières série de réactions notable de la nucléosynthèse "calme" est la combustion de l'oxygène qui donne  divers noyaux Mg, Si, S... Ar

(T ~ 2e9 K - durée : 6 mois pour un étoile de 25 Mo)

Et la température continue d'augmenter par contraction du coeur...

Les photons thermiques commencent à devenir vraiment agressifs pour les noyaux eux même cad qu'ils les "ionisent" en leur arrachant des nucléons et des noyaux alpha (photodésintégration). Il ne fait pas encore assez chaud pour que le Si parviennent à surmonter la répulsion électrostatique de leur 14 charges positives, mais dans ce  magma, les débris légers (p, n, alpha) à haute température parviennent à s'agréger aux noyaux existants pour arriver au Fe-56.

Arrivé là, toute réaction sur le Fe-56 absorbe de l'énergie, qui s'ajoute à l'hémorragie neutrinique pour soutirer de l'énergie au coeur. On aborde le domaine de la nucléosynthèse dite explosive bien que pour le processus "s" (cf. ci dessous) elle commence avant l'explosion. Ce processus a également lieu dans le cas des supernovae thermonucléaire et dans les explosions de type novae (cycle CNO chaud). Dans tous les cas, on a à la fois pendant un temps très bref de fortes températures, de fortes densités et un flux intense de particules dégagées par les réactions nucléaires qui se produisent au passage de l'onde de choc, en particulier un flux intense de neutrons rapides.

Source : On the Conditions Required for the r-PROCESS - Norman, E. B. & Schramm, D. N. - Journal: Astrophysical Journal, Vol. 228, pp. 881-892 (1979).

Cours : Explosive Nucleosynthesis and the r-process

Les 4 processus de nucléosynthèse :

• Processus "s" (pour "slow" ) : il a lieu sous flux neutronique "faible" (1e8 - 1e11 n/cm3) et il est ascensionnel selon un chemin évolutif unique pour une "graine" nucleique donnée, balisé par les décroissance bêta pour les éléments de faibles masses, puis par des décroissances alpha pour les éléments les plus lourds. Dans ce processus, la matière s'enrichit par saut d'une unité de masse atomique à la fois, par absorption d'un neutron par un nucléide stable, avec retour immédiat à la stabilité. Ce processus est en mesure de synthétiser des éléments jusqu'au Plomb. Au delà, la décroissance alpha fait reculer le noyau de trop de cases trop rapidement pour aller plus loin.

• Processus "r" ( pour "rapid" ) : sous irradiation neutronique plus intense, des nucléides instables riches en neutron et assez éloignés de la vallée de stabilité peuvent être temporairement formés tant que dure l'irradiation. La limite est donnée par le ratio entre le temps de désintégration du noyau et le flux. Pour un flux de neutron et un flux de gamma donné (on l'a vu, les gamma sont meurtriers pour les noyaux !) il existe pour chaque Z un nucléide limite enrichit en neutron dont le temps de décroissance  bêta ou par rejet de neutron est trop bref pour admettre l'absorption d'un nouveau neutron avant désintégration.

Le chemin évolutif du processus "r" est donc parallèle au processus "s" et situé dans la zone des nucléides enrichis en neutrons.

Une fois le flux d'irradiation passé, ces nucléides enrichis et instables regagnent la vallée de stabilité par des désintégrations bêta successives. Ils forment tous les éléments lourds au-delà du Plomb.

Localisation des processus-r:

1/ supernova gravitationnelles : les anti-neutrinos _ve issus de la neutronisation massive du coeur sont plus chauds donc de plus grande section efficace que les neutrinos ve, ce qui fait que le processus :

est favorisé par rapport au processus inverse :

L'excès de neutrons favorise le processus r, probablement pas trop près du coeur car ça marche mieux avec une "graine"massive.

2/disque d'accrétion autours des trous noirs : dans la partie interne du disque on a un plasma du nucléons avec un excès de neutron qui va croissant  

3/ fusion d'étoile à neutron (éjection de ~0,1 Mo de matière issue du processus r).
Voir On the origin of gold  - APOD 2008 May 18.

• Processus "p" (pour "photodesintegration" ) : vers 2 GK avant l'explosion (combustion de l'oxygène) ou entre 2 et 3,5 GK durant l'explosion (combustion explosive de l'oxygène et du néon) le flux de photons gamma devient suffisant pour provoquer une érosion des noyaux formés par le processus s et donne des éléments riches en neutron du groupe du fer (A +/-60 nucléons).

• Processus "v" (nu pour "neutrino" ) : le flux intense de neutrinos issue du coeur va induire des réaction nucléaire "faibles" dans les couches éjectée et produire des éléments comme B-11, F-19, La-138, Ta-180, et un peu de Li-7 et d'Al-26.

a+

 
Oui c'est très bien expliqué dans Wonders Of The Universe.
Le truc dingue, c'est qu'une étoile vit des milliards d'années tranquille, puis paf supernovæ, et en "quelques" secondes il va se passer un tas de trucs de dingues
Les échelles sont si différentes !
 
Sinon, j'aime bien M. Cox, il est vraiment passionné, il a eu des prix en Angleterre pour ces reportages, de la vulgarisation top qualité.
J'écris progressivement les sous titres FR, mais il me faut environ 4H par épisode, il est bavard
 
En tout cas quand on compare ce que fait la BBC, et ce que font FR2/FR3 ici (chaînes publiques), ça fait pitié pour nous  

ca s'appelle les effets de seuils, et tout dans cet univers est en escalier de la sorte
 
et pour la fin de ton post, on avait les "il etait une fois" , l'auteur etait francais meme si la production etait internationale

 
Oui aujourd'hui on a le coach Domenech... quelle déchéance  

   
 
Voilà, pourquoi ils ne font pas des documentaires qui expliquent ca comme ca    
 
Merci
 
 
Pour la deuxième question, j'imagine que c'est lié aussi à la stabilité à l'équilibre fragile. J'imagine que sur une étoile composée uniquement de hydrogène et hélium, la force de rayonnement prend le dessus sur la force de gravitation (du fait du manque d'autre composant plus lourd qui à ce stade ne réagissent pas encore) et donc dès que l'étoile se met à briller, elle est pulvérisée.
 
Possible où je dis une bêtise?

Je sais pas   mais heureusement pour les éditeurs de bouquins  

La ci-devant Population III a pour caractéristique première une métallicité nulle (Z = 0 si ce n'est un chouia de Li-7 formé lors de la nucléosynthèse primordiale). En outre le rayonnement de fond de l'univers était plus chaud qu'aujourd'hui.

Les éléments lourds ont un rôle non négligeable dans la genèse, dans le coeur et l'enveloppe des étoiles :

• dans la genèse au l'étoile, au sein du nuage moléculaire, ils forment des poussières, qui sont opaques et qui constituent également d'excellents radiateurs infrarouges. L'opacité des poussière permet de protéger le coeur moléculaire du rayonnement externe, ce qui permet au nuage de ne pas se réchauffer et il dégrade la chaleur de compression en IR même à basse température. Or la masse minimale, dites masse de Jeans pour qu'un nuage s'effondre est lié à sa température et à sa densité :

Si la température du nuage est plus élevée, la masse minimale qui pourra s'effondrer d'un seul bloc sera plus élevée dans un ratio T^3/2. Si T0 est la température actuelle de l'Univers (T0=2,73 K), la température à un redshift donné sera T(z) ~ T0(1+z). Pour z ~ 20 qui est l'époque préssenti pour la formation des PIII T(21)~55-60K. La masse typique de Jeans comparée à maintenant est en (1+z)^3/2 ~ 90 fois plus élevée que maintenant. C'est bien sûr très grossier comme raisonnement mais ça donne l'idée.

Donc on a un nuage plus chaud au départ et refroidi moins efficacement d'où de plus grosses étoiles. Comme la durée de vie d'une étoile sur sa séquence principale est en tau ~ 1/M² on a déjà le critère principale expliquant leur brièveté.

• dans le coeur les éléments lourds catalysent la réaction CNO qui démarre vers 15 MK et dont la dépendance à la température est en T^16. En l'absence de CNO, l'étoile brûle son hydrogène selon la chaine proton-proton, dont la dépendance à la température est en T^4. Or, à quoi servent les réactions nucléaires du coeur ? Paradoxalement à refroidir le coeur ! En effet une étoile peut d'autant mieux résister à sa masse que sa pression centrale est élevée. Si les réaction nucléaire s'emballent facilement, tu auras même à faible température une grosse pression de radiation et l'étoile sera stable avec une faible température centrale. Si les réaction nucléaires sont plus paresseuses, il faut une température centrale plus élevée pour résister à la pression. Donc à metallicité nulle, le coeur est plus chaud et l'étoile plus condensée sur elle même. D'où une température de surface plus élevée et donc un taux de perte plus élevée. Ce qui diminue leur durée de vie.

• Dans l'enveloppe, les métaux (particulièrement le fer) provoquent une forte opacité. La lumière se frayant plus difficilement un chemin, elle "souffle" l'enveloppe, ce qui augmente la taille d'icelle et provoque en outre de très forte perte de masse sous forme de vent stellaire. Une étoile à forte métallicité peut perdre facilement 1/3 de sa masse durant la séquence principale, ce qui augmente un peu sa durée de vie (T centrale plus basse, donc moindre consommation des réserve).

Tout ça fait qu'un PIII de 100 à 250 Mo et de Z=0 a une durée de vie inférieure à houla, pas beaucoup (difficile de trouver des chiffres fiables, puisque y'a déjà pas consensus pour la masse) mais disons <10 Ma en ordre de grandeur.

a+

Tiens sinon, pas moyen de retrouver le lien (anglais), mais apparemment on est bien partis pour avoir 3 autres planètes naines à ajouter au compteur du système solaire.  

j'espere toujours voir de mon vivant un homme marcher sur mars

t'as l'intention de vivre jusqu'en 2150 j'espère

hum .... 2050 ca le fera pas ?

Vu la propension de nos sociétés actuelles aux décisions à court terme, à l'enrichissement personnel plutôt que la bonne tenue des économies, et la baisse des budgets pour les programmes spaciaux, 2050 me paraît optimiste.