Reprise du message précédent :

Des scientifiques enregistrent la plus grosse explosion depuis le Big Bang

https://www.clubic.com/mag/sciences [...] -bang.html
 
   

Pas dur, vu que le big bang n'est pas une explosion  

il parle de produire 580000 neutrinos avec une collision de 290 TeV, c'est ça ?

c'est plus un gros prout le big bang

Si un truc comme ça arrive dans la Voie Lactée...

C'est proportionnel à la masse du trou noir central, avec 4 millions de masse solaire (ce qui est modeste) et à 25 000 années lumière du centre on est peinard  

Gilga, à propos de R136A1, la plus massive des hypergeantes bleues connues, si je comprends bien, elle est tellement massive que sa fin de vie pourrait finalement ne rien laisser derrière elle ? (a part une nebuleuse stellaire, mais pas de trou noir) si elle devient une supernova/hyper nova à instabilité de paires ?

https://fr.wikipedia.org/wiki/R136a1

par avance, merci l'ami.

edit : d'ailleurs, on a une toute petite idée de comment une etoile peut soutenir une masse de 350 Masses solaires quand on pensait avant que la limite se trouvait avant autour de 150 ?

A priori si, elle devrait former un trou noir.

Le mécanisme est complexe.

A la base, pour résister à la gravité, donc à l'effondrement, l'étoile dispose de 3 sources de pression P, fonction de la densité ρ et de la température T :
* la pression mécanique des gaz P ~ ρT
* la pression de radiation P ~ T⁴
* la pression de dégénérescence P ~  ρ⁴/ᶾ

Quand la température est très élevée c'est la pression de rayonnement qui l'emporte, quand c'est la densité, c'est la pression de dégénérescence.

source : http://amwdb.u-strasbg.fr/HighEner [...] llaire.pdf

La relation entre la pression et la densité est l'équation d'état P ~ ρᵞ où l'exposant Ɣ est appelée indice adiabatique.

La détermination de l'équation d'état (et donc de l'exposant adiabatique) est cruciale pour juger de la stabilité de l'étoile. Quand une étoile réduit son volume (=commence à s'effondrer), elle augmente la densité ρ, cela produit un accroissement de la gravité (vu que les masses sont plus rapprochées, le poids de l'étoile augmente) et il faut donc que la pression augmente avec suffisamment de vigueur pour contrer l'effondrement, sinon la gravité l'emportera. On peut montrer facilement que l'étoile est stable si Ɣ >4/3. Pour une étoile dominée par la pression gazeuse Ɣ = 5/3 donc c'est bon. Quand c'est le rayonnement qui domine Ɣ = 4/3, c'est à dire qu'on est pile à la limite de stabilité. Les étoiles dominées par la pression de rayonnement c'est à dire très chaudes à l'intérieure sont donc sur le fil du rasoir. Or la température est en M/R (masse sur rayon). Les étoiles très massives sont très chaudes au centre. Et au cours de la vie de l'étoile cette température centrale ne fait qu'augmenter.

Ça ne va pas bien se passer s'il y a des "pertes de charges", c'est à dire si un mécanisme distrait de l'énergie aux photons, qui ne peuvent supporter le poids de l'étoile qui s'ils sont investis à 100%. Ces pertes de charges vont se produire sous l'effet d'une température excessive.

Pour des étoiles > 100 M☉ la température va franchir le milliard de degrés alors que la nucléosynthèse n'en est qu'à l'oxygène (on a donc encore pas mal d'énergie thermonucléaire sous la pédale). A ces températures,  on commence à voir apparaître des photons >1 MeV, c'est à dire dont l'énergie est suffisante pour produire une paire électron-positron. Des photons disparaissent pour créer ces paires : de l'énergie est ainsi soustraite au cœur => début d'effondrement. La température et la densité augmentent, ce qui booste les réactions nucléaires, excessivement sensibles à la température. Pour des étoile pas trop hyper massives (<130 M☉, type Eta Carinae) ce surcroît de production est suffisant pour stopper l'effondrement, elles sont sauvées pour le moment  et attendront d'épuiser leur combustible central pour s'effondrer en supernova gravitationnelle, avec formation d'un trou noir.

Pour des étoiles comprises entre 130 et 250 M☉ ça s'emballe et c'est tout le cœur qui combuste massivement (en nickel-56, le noyau "terminal" de la nucléosynthèse) et si l'énergie dégagée de la sorte dépasse l'énergie de liaison gravitationnelle de l'étoile (GM²/R), tout est dispersé façon puzzle. Ce sont les supernovas par instabilité de paires, qui ne laissent aucun reliquat.

Pour les étoiles qui abusent carrément, au delà de  250 M☉, une autre "perte de charge" advient, la  photodésintegration. Les photons gamma ont tout simplement assez d'énergie pour briser des noyaux, ce qui absorbe moult énergie. Le cœur perd de la sorte suffisamment de chaleur avant que la nucléosynthèse ne s'emballe pour s'effondrer en trou noir.

C'est a priori le destin qui attend R136A1, mais bon c'est pas non plus une science exacte, tout ça c'est à une vache près, hein  

merci !  
 
j'ai plein de questions ! mais vu l'heure tardive, ca attendra demain

Je viens de parcourir le pdf du cours d'où j'ai tiré le graphique, c'est du caviar, je conseille.

Merci Gilga. Une nouvelle fois, un vrai plaisir de te lire.

 
 
Je suis taureau, pas vache.
 
De la constellation du taureau.
 
Je vous dis que l'illusion est parfaite et que ça relève des convictions qui projètes une réalité alternative individuelle et que le commun est la peste de l'esprit.
 
 
Chez les chinois, je suis chien, le meilleur ami de l'Homme.

 
Faux, nul, zéro  Je ne peux pas vous laissez dire ça.
 
C'est la perfection illusoire qui alterne la réalité projetée dans l'esprit convaincu des individus atteints de la peste commune.  
 
Ce qui n'est quand même pas la même chose !  

 
Je ris.

Mais c'est vrai que là haut quelque chose brille…
 
Mon esprit à moi. (de Nazareth).

Quelles sont les étymologie de "éternel" et de "infini" ?
 
L'entendement de la combinaison de ces deux notion suffis à metre en question la bible, et de croire, si ce n'est en son contenu, en son fondement, et d'aller plus avant dans l'histoire, et de croire, de savoir réellement, comment analyser avec umilité les science de la terre et des homme.
 
Vous me refferez des fusée, j'ai envie de partir.

les ravages du confinement sur un esprit pas bien en forme

Je pose ça là, un conf d'Aurélien Barrau sur sa chaîne  : Qu'est-ce que la gravitation quantique ? Pour physicien non-spécialiste.
 
Bon, le titre est un peu abusé parce qu'il faut un bon niveau pour suivre mais il donne vraiment un panorama super large de l'ensemble qu'on peinerait à trouver ailleurs, en restant quand même par trop technique mais un peu comème   .
 
(Bon le transcript je vais pas y arriver)

En ces temps de confinement il y a une question que je me pose, sur la formation des étoiles.

Pour une raison quelconque, un nuage moléculaire est déstabilisé, et commence à se contracter en globule. Dans un globule la gravitation comprime de plus en plus ce nuage, très peu dense au départ, en un point, jusqu'à ce que la pression et la température soit suffisante pour démarrer les réactions de fusion nucléaire. Ensuite la pression de radiation fait place nette et ne reste que ce qui était assez dense pour rester grâce à la gravité, ce qui finira par donner des planètes. Enfin de ce que j'ai compris.

D'où ma question. On part de manière évidente (non ?) toujours d'un nuage moins dense de plusieurs ordre de grandeur qu'une étoile. Donc quand le nuage s'effondre, il va toujours passer par une densité et une masse d'une naine rouge et commencer ses réactions de fusion. Du coup pourquoi il y a des étoiles entre 0.1 et 100 masses solaires ? Genre quand l'étoile commence à vivre, pourquoi l'effondrement se poursuit et le vent stellaire ne chasse pas tout le gaz restant, l'empêchant de devenir plus grosse ?

Il y a plein de petites zones denses très proches qui se forment en réalité, assez denses pour ne pas être éjecté par le premier vent stellaire, la gravité l'emporte et elles sont incorporées à l'étoile naissante ? Du gaz qui se rapprochait par gravité avant l'allumage, et a donc une vitesse vers l'étoile, a assez d’énergie potentielle pour aller s’agglutiner sur l'étoile malgré le vent stellaire ?

Et inversement pourquoi il se forme aussi des naines brunes, il n'y a aucun vent stellaire, mais l'accrétion s'arrête tout de même ? C'est simplement que ben la masse de départ de la zone du nuage qui s'est contractée était trop faible ?

Parce que ça prend du temps.

On part d'un nuage moléculaire dense et froid.

ρ ~ 1000 cm-3
T ~ 10 K

La masse qui s'effondre est la masse de Jeans. Pour comprendre le concept, considérons un volume sphérique de gaz de rayon R et de température T et voyons ce qui se passe pour un atome d'hydrogène à sa surface.

Il a une certaine température T, donc une certaine vitesse v telle que

v² ~ 3kT/m

où :
k est la cte de Boltzmann (1,6e-23)
m la masse de l'atome d'hydrogène.

Cette vitesse aurait tendance à le mener à l'infini sauf qu'il est dans un puits de gravité. Il est attiré par le centre du nuage, du fait de la masse de l'ensemble. Par hypothèse, si cet atome n'a pas quitté le nuage, c'est que v ne dépasse pas la vitesse de libération, ou vitesse d'échappement u telle que

u² = 2GM/R

Les conditions d'équilibres s'écrivent donc :

3kT/m = 2GM/R

En tripatouillant tu obtiens la masse d'équilibre, la masse de Jeans, donc :

M ~ √(Tᶾ/ρ)

Si tu prend un nuage et que tu augmentes sa densité ou, plus simple, que tu diminues sa température, tu fais passer sa masse sous cette quantité et la force de gravité l'emportent sur la force d'agitation thermique.

Pour un nuage moléculaire typique, on obtient une masse de Jeans de l’ordre de 1e5 M☉ et de diamètre de l'ordre de 10 pc. Cette masse est très supérieure, au minimum d'un facteur mille, à la masse d’une étoile. L’effondrement d’un nuage de ce genre ne produit pas directement une étoile.

Phénomène suivant : la fragmentation.

La durée caractéristique τ  d’effondrement en chute libre d'une masse de gaz est telle que :

τ² ~ Rᶾ/GM ~ 1/Gρ

Avec les données ci-dessus on a :
τ ~ 0,5 Ma

Le gaz qui s'effondre étant très peu dense au départ, et il est donc transparent. La chaleur produite par l'effondrement (résultant essentiellement du rayonnement infrarouge des poussières contenue dans ce gaz) a largement le temps de quitter le nuage et on peut considérer dans un premier temps que le nuage est isotherme. Dans un post précédent j'ai introduit l'équation d'état  P ~ ρᵞ où l'exposant Ɣ est appelée indice adiabatique. Dans ce régime isotherme Ɣ = 1,07 < 4/3 (qui est le seuil de stabilité). Le régime isotherme est donc gravitationnellement instable.  De ce fait, on un nuage de densité croissante et de température uniforme, ce qui fait que la masse de Jeans √(Tᶾ/ρ) diminue. Chaque masse de Jeans connait un effondrement séparé et le nuage se fragmente.

Jusqu'au moment où le densité devient assez élevée pour que l'opacité du gaz et des poussières bloque le rayonnement. On est alors aux alentours de ρ ~ 1e10 cm-3 (le rayon du nuage a été divisé par ~100 à 200). La contraction va maintenant se faire sans échange d’énergie avec l’extérieur, on est passé en régime adiabatique. La température augmente avec la contraction et avec elle la masse de Jeans : le nuage ne peut plus se fragmenter, il va maintenant ne former qu'une seule étoile.

Le seuil de partage entre le régime isotherme et adiabatique, va déterminer la masse initiale de l'étoile en formation. Ce seuil est extrêmement sensible à la température initiale (c'est en T⁶) et à l'opacité (en κ²). L'opacité κ est liée à la métallicité du gaz (sa richesse en éléments plus lourds que H et He). Les milieux plus chaud et transparent (métallicité faible) donneront des étoiles massives et les milieux plus froids et plus opaques (métallicité élevée) formeront de petites étoiles. Le calcul montre que la masse de Jeans la plus petite possible est de l’ordre de la masse du Soleil. Il y aura d'autre pertes en chemin qui vont faire que la plupart des étoiles ont une masse moins élevée. En reprenant les éléments de calcul ci dessus, on calcule que le passage isotherme > adiabatique prend environ 0,1 Ma. Au stade adiabatique, Ɣ = 5/3 : c'est stable ! Terminé la chute libre, on a maintenant un cœur de Larson, le premier stade de la protoétoile. Ce cœur fait plusieurs UA de diamètre pour une masse de quelques centième de masse solaire. La température centrale est de l'ordre de 1000 K, la matière est encore moléculaire (H2). Rien n'est encore allumé au centre, on n'est pas encore du tout rendu. Sauf pour les naines brunes pour lesquelles ça s'arrête là, en l'absence de réserve de gaz supplémentaire.  

Vers 1000 K, les molécules H2 de le queue de distribution des vitesse de Maxwell sont suffisamment énergétique pour se dissocier ce qui absorbe moult énergie (4,5 eV par liaison). L'exposant adiabatique passe à 1,1, le cœur est déstabilisé et c'est le deuxième effondrement. Quand tout l'hydrogène est dissocié et qu'on repasse au régime Ɣ = 5/3, la température a grimpé à 10 000 K. Au départ il est soutenu par la pression de dégénérescence lorsque sa masse est faible, puis à mesure que la masse augmente, il se réchauffe et passe à un régime de pression thermique (P~ρT).

L'accrétion du gaz génère beaucoup de chaleur. La luminosité L se calcule comme

L = GMṀ/R

avec M la masse de la protoétoile, R son rayon et Ṁ le débit de gaz accrétant (Ṁ = dM/dt)

La proto-étoile peut rayonner plusieurs dizaines de luminosité solaire, le choc du gaz à la surface est très violent (T ~ 1 MK) et amène à d'intenses émission X-UV, à laquelle le gaz accrétant est très opaque. Au passage les poussières (responsable de l'opacité optique) sont détruites. Le rayonnement est absorbé par le gaz puis réémis  et la température effective de surface de la protoétoile est comparable à celle d'une étoile de la séquence principale.

L’énergie gravitationnelle produite par la contraction alimente le rayonnement du nuage d’une part, et le chauffe d’autre part. Le théorème du viriel, assez fondamental en thermodynamique, indique les proportions : la moitié est rayonnée, l’autre moitié sert pour le chauffage. La température est encore bien trop faible pour enclencher les réactions de fusion. Il faut atteindre 2 MK pour allumer le deutérium. La température centrale est en M/R. Il faut donc que l'étoile s'effondre et rayonne son énergie pour réchauffer son intérieur (les étoiles augmentent leur température en perdant leur énergie).

Le temps caractéristique pour une masse de gaz initialement infinie pour se contracter jusqu'au rayon R en libérant son énergie gravitationnelle avec la luminosité L est le temps de Kelvin-Helmholtz τKH.

τKH  = GM²/(LR)

de l'ordre d'une dizaine de millions d'années pour une luminosité solaire.

source

salut le monde,
Petite question, savez-vous si un système solaire est possible en dehors d'une galaxie en mode vagabond  ?

Oui c'est possible.  Notamment à l'occasion de fusion de galaxies qui éjectent des queues de marée.

Une petite simulation de fusion de galaxie avec formation de queue de marée : https://www.youtube.com/watch?v=mycvWNcSfNw

merci pour la réponse

 

 
en effet, le pavé, pour tout aussi intéressant qu'il puisse être, était assez indigeste à lire sous cette forme

Mais le début était bien

Ah merci beaucoup d'avoir pris le temps,  c'est assez vulgarisé pour que je puisse comprendre, je dormirai moins bête  

Moi également J'en ai profité pour parcourir le doc que j'ai mis en lien et qui est vraiment super complet sur la question.

https://www.youtube.com/watch?v=PR4EzyUv_fs
 

 
https://www.eso.org/public/videos/eso2006b/
 

 
   
L'étoile tourne en combien d etemps autour du trou noir?

~15 ans.

Je trouve un précession de Schwarzschild

δφ =  6πGM/(c²a(1-e²))

avec
G la cte de gravitation
M = 4,154e6 M☉ la masse de Sagitarius A*
c la vitesse de la lumière
a = 970 UA le demi-grand axe de l'orbite de S2
e = 0,88466 son excentricité

δφ =  0,0037 rad/orbite

à une couille près.

et merci pour la conf d'Aurélien Barrau
je dois la revoir, au calme. très calme.  
c'est beau de pouvoir jongler comme ça entre les concepts et les formalismes

 
Merci, je regarde ça.
Je pense que ma fille de 7 ans va y avoir droit aussi, demain, juste histoire de voir sa réaction.

 
quand il va, au bout de 3 minutes, commencer à jongler avec les transformations de Lorentz et rentrer dans le gras, ta pauvre pitchoune va exploser

Ouais non, pour elle ça sera de la poésie cabalistique au mieux. A minima faut maîtriser la notion de métrique et d'espace courbe, non seulement au plan mathématique mais également en quoi ça permet de faire de la physique.

Je plaisantais, bien sûr niveau bac+5 en physique, ça se suit, mais ça doit être mieux encore avec bac+8 ou bien, des notions du sujet
 
EDIT: vous connaissez sans doute, ou pas, donc je poste ce site, au cas où: http://www.ca-se-passe-la-haut.fr/
que je trouve plutôt intéressant.

Oui ça se passe là haut c'est de la bonne came.

Il a fait une FAQ récemment, il est physicien au CEA.  
J'ai quand même du mal sur pas mal de chose. En cosmo ça va, en astrophysique j'arrive encore à peu près à suivre sans tout comprendre mais en physique des particules quand il part dans les articles qui traitent de leptons muons positrons, leur spin et tutti quanti il me perd systématiquement.