{"id":8450,"date":"2018-07-20T17:01:51","date_gmt":"2018-07-20T15:01:51","guid":{"rendered":"https:\/\/sciencetonnante.wordpress.com\/?p=8450"},"modified":"2018-07-20T17:01:51","modified_gmt":"2018-07-20T15:01:51","slug":"plongee-au-coeur-des-etoiles","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/scienceetonnante.com\/blog\/2018\/07\/20\/plongee-au-coeur-des-etoiles\/","title":{"rendered":"Plong\u00e9e au coeur des \u00e9toiles"},"content":{"rendered":"<p>La vid\u00e9o du jour nous parle d&rsquo;astrophysique, et des processus \u00e9tranges qui se d\u00e9roulent au sein des \u00e9toiles !<\/p>\n<p><iframe title=\"Plong\u00e9e Au Coeur Des \u00c9toiles \u2014\u00a0Science \u00e9tonnante #55\" width=\"770\" height=\"433\" data-src=\"https:\/\/www.youtube.com\/embed\/MWUEh0xqtB4?feature=oembed\" frameborder=\"0\" allow=\"accelerometer; autoplay; encrypted-media; gyroscope; picture-in-picture\" allowfullscreen src=\"data:image\/svg+xml;base64,PHN2ZyB3aWR0aD0iMSIgaGVpZ2h0PSIxIiB4bWxucz0iaHR0cDovL3d3dy53My5vcmcvMjAwMC9zdmciPjwvc3ZnPg==\" class=\"lazyload\" data-load-mode=\"1\"><\/iframe><\/p>\n<p>Et comme de coutume, c&rsquo;est parti pour des compl\u00e9ments !<!--more--><\/p>\n<h3>Les nuages de gaz<\/h3>\n<p>Comme je l&rsquo;\u00e9voque dans la vid\u00e9o, il y aurait plein de choses \u00e0 dire sur la mani\u00e8re dont les nuages de gaz se r\u00e9partissent dans l&rsquo;Univers, et plus g\u00e9n\u00e9ralement les galaxies et la structure \u00e0 grande \u00e9chelle de l&rsquo;Univers. C&rsquo;est une question vraiment fascinante et contre-intuitive, je ferai une vid\u00e9o sur le sujet, c&rsquo;est promis !<\/p>\n<p>Si on se focalise sur le nuage lui-m\u00eame, une question naturelle qu&rsquo;on peut se poser c&rsquo;est le temps qu&rsquo;il met \u00e0 s&rsquo;effondrer sous son propre poids. Si on ne consid\u00e8re que la gravit\u00e9, l&rsquo;analyse dimensionnelle vient \u00e0 notre secours puisque si on consid\u00e8re un nuage de densit\u00e9 \\(\\rho\\) (oui je sais, je dis sans cesse densit\u00e9 pour \u00ab\u00a0masse volumique\u00a0\u00bb), la seule mani\u00e8re de fabriquer un temps avec ce qu&rsquo;on a comme constante, \u00e0 savoir la constante de Newton \\(G\\), c&rsquo;est d&rsquo;\u00e9crire<\/p>\n<p style=\"text-align:center;\">\\(\\tau = \\frac{1}{\\sqrt{G\\rho}}\\)<\/p>\n<p>C&rsquo;est le temps de \u00ab\u00a0chute libre\u00a0\u00bb du nuage. En r\u00e9alit\u00e9 c&rsquo;est plus compliqu\u00e9 que \u00e7a, puisque quand le nuage s&rsquo;\u00e9chauffe, la pression rentre en ligne de compte.<\/p>\n<p>J&rsquo;en profite pour pr\u00e9ciser un truc sur lequel je suis pass\u00e9 vite : ce qui est important dans l&rsquo;affaire c&rsquo;est qu&rsquo;il y ait des gradients de temp\u00e9rature, et donc de pression, car ce sont les gradients qui assurent l&rsquo;existence d&rsquo;une force pour contrebalancer la gravit\u00e9 (m\u00eame si la pression est tr\u00e8s \u00e9lev\u00e9e : pas de gradient de pression, pas de force !)<\/p>\n<p>Un point int\u00e9ressant \u00e0 noter, c&rsquo;est que quand on prend en compte tous les ph\u00e9nom\u00e8nes, un nuage doit poss\u00e9der une masse critique pour commencer \u00e0 s&rsquo;effondrer (c&rsquo;est le ph\u00e9nom\u00e8ne d&rsquo;<strong>instabilit\u00e9 de Jeans<\/strong>), et la masse critique est en g\u00e9n\u00e9ral bien plus \u00e9lev\u00e9e que la masse d&rsquo;une \u00e9toile seule. Et un nuage se fragmentera ensuite pour donner naissances \u00e0 plusieurs \u00e9toiles.<\/p>\n<p>Un dernier d\u00e9tail que je n&rsquo;ai pas mentionn\u00e9 dans la naissance des \u00e9toiles, il existe un moment juste avant la s\u00e9quence principale o\u00f9 une \u00e9toile peut commencer \u00e0 s&rsquo;allumer en fusionnant son deuterium disponible.<\/p>\n<h3>La fusion<\/h3>\n<p>Concernant le m\u00e9canisme de la fusion elle-m\u00eame, je ne vais pas m&rsquo;attarder car <a href=\"https:\/\/www.youtube.com\/watch?v=bF57u0uCEY8\" target=\"_blank\" rel=\"noopener\">la vid\u00e9o de \u00ab\u00a0J&rsquo;m&rsquo;\u00e9nerve pas j&rsquo;explique\u00a0\u00bb<\/a> pr\u00e9sente tr\u00e8s bien les choses. Et notamment le fait que la barri\u00e8re coulombienne \u00e0 franchir (pour que deux protons charg\u00e9s acceptent de s&#8217;embrasser) est d&rsquo;environ 1MeV alors que l&rsquo;\u00e9nergie thermique typique \\(kT\\) n&rsquo;est que d&rsquo;environ 1keV, m\u00eame \u00e0 15 millions de K ! Et c&rsquo;est l\u00e0 que l&rsquo;effet tunnel nous sauve la mise.<\/p>\n<p>Une subtilit\u00e9 : pour des raisons \u00e9nerg\u00e9tiques, la d\u00e9sint\u00e9gration b\u00eata+ qui transforme un proton en neutron n&rsquo;est possible qu&rsquo;au sein d&rsquo;un noyau comme celui form\u00e9 par la fusion de deux protons. Heureusement car sinon les protons seuls ne seraient pas stable et les atomes d&rsquo;hydrog\u00e8ne se d\u00e9sint\u00e8greraient ! Il y a d&rsquo;ailleurs des arguments du \u00ab\u00a0principe anthropique\u00a0\u00bb assez amusants qui expliquent que si les interactions fondamentales \u00e9taient tr\u00e8s l\u00e9g\u00e8rement diff\u00e9rentes, les \u00ab\u00a0diprotons\u00a0\u00bb seraient stables, et tout l&rsquo;hydrog\u00e8ne de l&rsquo;Univers aurait assez rapidement fusionn\u00e9 en diprotons, emp\u00eachant l&rsquo;apparition des \u00e9toiles, et donc de la vie.<\/p>\n<p>Dans la vid\u00e9o, je n&rsquo;ai pas tellement \u00e9voqu\u00e9 les routes alternatives pour faire de la fusion. D\u00e9j\u00e0 dans la cha\u00eene proton-proton, il y a des variantes, dont les probabilit\u00e9s sont repr\u00e9sent\u00e9es sur ce diagramme<\/p>\n<p><a href=\"https:\/\/scienceetonnante.com\/blog\/wp-content\/uploads\/2018\/07\/ppchain.gif\"><img decoding=\"async\" class=\"aligncenter size-full wp-image-8451 lazyload\" data-src=\"https:\/\/scienceetonnante.com\/blog\/wp-content\/uploads\/2018\/07\/ppchain.gif\" alt=\"\" width=\"599\" height=\"415\" src=\"data:image\/svg+xml;base64,PHN2ZyB3aWR0aD0iMSIgaGVpZ2h0PSIxIiB4bWxucz0iaHR0cDovL3d3dy53My5vcmcvMjAwMC9zdmciPjwvc3ZnPg==\" style=\"--smush-placeholder-width: 599px; --smush-placeholder-aspect-ratio: 599\/415;\" \/><\/a><\/p>\n<p>(<a href=\"http:\/\/burro.cwru.edu\/academics\/Astr221\/StarPhys\/ppchain.html\" target=\"_blank\" rel=\"noopener\">source<\/a>)<\/p>\n<p>En plus de cela, dans certaines \u00e9toiles, \u00e7a n&rsquo;est pas la chaine proton-proton qui est dominante, mais le m\u00e9canisme dit \u00ab\u00a0CNO\u00a0\u00bb, car il passe par des noyaux de carbone C, d&rsquo;azote N et d&rsquo;oxyg\u00e8ne O pour r\u00e9aliser la fusion de l&rsquo;helium.<\/p>\n<p><a href=\"https:\/\/scienceetonnante.com\/blog\/wp-content\/uploads\/2018\/07\/600px-cno_cycle-svg.png\"><img decoding=\"async\" class=\"aligncenter size-full wp-image-8452 lazyload\" data-src=\"https:\/\/scienceetonnante.com\/blog\/wp-content\/uploads\/2018\/07\/600px-cno_cycle-svg.png\" alt=\"\" width=\"600\" height=\"600\" data-srcset=\"https:\/\/scienceetonnante.com\/blog\/wp-content\/uploads\/2018\/07\/600px-cno_cycle-svg.png 600w, https:\/\/scienceetonnante.com\/blog\/wp-content\/uploads\/2018\/07\/600px-cno_cycle-svg-300x300.png 300w, https:\/\/scienceetonnante.com\/blog\/wp-content\/uploads\/2018\/07\/600px-cno_cycle-svg-150x150.png 150w, https:\/\/scienceetonnante.com\/blog\/wp-content\/uploads\/2018\/07\/600px-cno_cycle-svg-370x370.png 370w\" data-sizes=\"(max-width: 600px) 100vw, 600px\" src=\"data:image\/svg+xml;base64,PHN2ZyB3aWR0aD0iMSIgaGVpZ2h0PSIxIiB4bWxucz0iaHR0cDovL3d3dy53My5vcmcvMjAwMC9zdmciPjwvc3ZnPg==\" style=\"--smush-placeholder-width: 600px; --smush-placeholder-aspect-ratio: 600\/600;\" \/><\/a><\/p>\n<p>C&rsquo;est une r\u00e9action que je trouve tr\u00e8s belle car on y voit que <strong>le carbone joue vraiment un r\u00f4le de catalyseur<\/strong> : comme en chimie il facilite la r\u00e9action en abaissant la barri\u00e8re \u00e9nerg\u00e9tique, mais il n&rsquo;est pas consomm\u00e9 et il est restitu\u00e9 \u00e0 la fin de la r\u00e9action !<\/p>\n<p>Il y a ce joli graphique qui montre la trajectoire des \u00e9toiles dans un diagramme densit\u00e9\/temp\u00e9rature, avec les courbes correspondant aux diff\u00e9rentes r\u00e9actions de fusion (pp, CNO, triple-alpha&#8230;), et les trajectoires que suivent les \u00e9toiles dans ce diagramme en fonction de leur masse (en rouge)<\/p>\n<p><a href=\"https:\/\/scienceetonnante.com\/blog\/wp-content\/uploads\/2018\/07\/cno-log-rho-log-t.png\"><img decoding=\"async\" class=\"aligncenter size-full wp-image-8453 lazyload\" data-src=\"https:\/\/scienceetonnante.com\/blog\/wp-content\/uploads\/2018\/07\/cno-log-rho-log-t.png\" alt=\"\" width=\"658\" height=\"494\" data-srcset=\"https:\/\/scienceetonnante.com\/blog\/wp-content\/uploads\/2018\/07\/cno-log-rho-log-t.png 658w, https:\/\/scienceetonnante.com\/blog\/wp-content\/uploads\/2018\/07\/cno-log-rho-log-t-300x225.png 300w\" data-sizes=\"(max-width: 658px) 100vw, 658px\" src=\"data:image\/svg+xml;base64,PHN2ZyB3aWR0aD0iMSIgaGVpZ2h0PSIxIiB4bWxucz0iaHR0cDovL3d3dy53My5vcmcvMjAwMC9zdmciPjwvc3ZnPg==\" style=\"--smush-placeholder-width: 658px; --smush-placeholder-aspect-ratio: 658\/494;\" \/><\/a><\/p>\n<p>(source : <a href=\"https:\/\/websites.pmc.ucsc.edu\/~glatz\/astr_112\/lectures\/\" target=\"_blank\" rel=\"noopener\">le cours de Gary Glatzmaier<\/a> dont je me suis pas mal servi pour pr\u00e9parer l&rsquo;\u00e9pisode) Quand la trajectoire pour une masse donn\u00e9e croise une courbe de fusion, la fusion d\u00e9marre et l&rsquo;\u00e9toile reste \u00e0 ce point jusqu&rsquo;\u00e0 ce que le combustible soit \u00e9puis\u00e9. On voit qu&rsquo;une \u00e9toile d&rsquo;1 masse solaire s&rsquo;effondre en remontant la diagonale, croise la courbe de fusion pp, reste un moment \u00e0 l&rsquo;intersection, puis reprend sa mont\u00e9e pour croiser la courbe triple alpha avant de d\u00e9g\u00e9n\u00e9rer. Mais on voit que pour les \u00e9toiles massives (par ex ici 10 masses solaires), on franchit la courbe de fusion CNO et pas de la cha\u00eene pp.<\/p>\n<h3>Structure stellaire<\/h3>\n<p>Sur la structure des \u00e9toiles, j&rsquo;ai totalement pass\u00e9 sous silence le mode de transport de la chaleur&#8230;qui est pourtant essentiel puisque le transport de la chaleur est li\u00e9e aux gradients de temp\u00e9rature, qui sont \u00e0 l&rsquo;origine des forces de pression essentielles \u00e0 la stabilit\u00e9.<\/p>\n<p>De fa\u00e7on amusante, le mode dominant d&rsquo;\u00e9vacuation de la chaleur du coeur vers les couches externes d\u00e9pend de la masse de l&rsquo;\u00e9toile. Pour une \u00e9toile massive, c&rsquo;est la convection qui domine dans le noyau, et le rayonnement dans les couches externes; alors que pour une \u00e9toile comme le soleil c&rsquo;est l&rsquo;inverse (radiation au centre, convection autour). Pour une \u00e9toile tr\u00e8s peu massive, il semblerait qu&rsquo;on ait de la convection partout. (<a href=\"https:\/\/fr.wikipedia.org\/wiki\/Fichier:Heat_Transfer_in_Stars.png\" target=\"_blank\" rel=\"noopener\">source<\/a>)<\/p>\n<p><a href=\"https:\/\/scienceetonnante.com\/blog\/wp-content\/uploads\/2018\/07\/heat_transfer_in_stars.png\"><img decoding=\"async\" class=\"aligncenter size-large wp-image-8454 lazyload\" data-src=\"https:\/\/scienceetonnante.com\/blog\/wp-content\/uploads\/2018\/07\/heat_transfer_in_stars.png?w=676\" alt=\"\" width=\"676\" height=\"480\" data-srcset=\"https:\/\/scienceetonnante.com\/blog\/wp-content\/uploads\/2018\/07\/heat_transfer_in_stars.png 800w, https:\/\/scienceetonnante.com\/blog\/wp-content\/uploads\/2018\/07\/heat_transfer_in_stars-300x213.png 300w, https:\/\/scienceetonnante.com\/blog\/wp-content\/uploads\/2018\/07\/heat_transfer_in_stars-768x545.png 768w\" data-sizes=\"(max-width: 676px) 100vw, 676px\" src=\"data:image\/svg+xml;base64,PHN2ZyB3aWR0aD0iMSIgaGVpZ2h0PSIxIiB4bWxucz0iaHR0cDovL3d3dy53My5vcmcvMjAwMC9zdmciPjwvc3ZnPg==\" style=\"--smush-placeholder-width: 676px; --smush-placeholder-aspect-ratio: 676\/480;\" \/><\/a><\/p>\n<p>Un petit calcul amusant : on peut estimer \u00e0 la grosse louche la temp\u00e9rature au centre d&rsquo;une \u00e9toile en imaginant qu&rsquo;un proton qui \u00ab\u00a0tombe\u00a0\u00bb du bord au centre de l&rsquo;\u00e9toile aura une \u00e9nergie thermique de l&rsquo;ordre de grandeur de l&rsquo;\u00e9nergie potentielle gravitationnelle, et donc en \u00e9crivant<\/p>\n<p style=\"text-align:center;\">\\((3\/2) kT = GmM\/R \\)<\/p>\n<p>o\u00f9 m est la masse du proton, M celle de l&rsquo;\u00e9toile et R son rayon. On trouve alors pour le soleil dans les 15 millions de K !<\/p>\n<h3>Le diagramme HR<\/h3>\n<p>En ce qui concerne le diagramme HR, j&rsquo;ai \u00e9videmment zapp\u00e9 plein de trucs. On peut par exemple mentionner les \u00e9toiles variables comme les C\u00e9ph\u00e9ides, qui pulsent en luminosit\u00e9. Ces \u00e9toiles sont essentielles car leur p\u00e9riode de pulsation est li\u00e9e \u00e0 leur luminosit\u00e9, et connaissant leur luminosit\u00e9 apparente on peut d\u00e9duire leur distance. C&rsquo;est un des moyens de mesurer des distances absolues dans l&rsquo;Univers.<\/p>\n<p>Comme je l&rsquo;ai dit, je suis aussi pass\u00e9 tr\u00e8s vite sur les destins possibles apr\u00e8s la s\u00e9quence principale. Car les d\u00e9tails sont importants (notamment la masse ou la composition de l&rsquo;\u00e9toile) et tout n&rsquo;est pas encore bien connu. Donc pour les supernovas et autres objets exotiques, ce sera pour une autre fois !<\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"<p>La vid\u00e9o du jour nous parle d&rsquo;astrophysique, et des processus \u00e9tranges qui se d\u00e9roulent au sein des \u00e9toiles ! 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