taille de supernovae et autres trucs dans le meme genre

[merak 0]

Bonjour
je voudrai savoir la taille d'un seupernovae
j'ai cherché et j'ai pas trouvé
je m'en remets a vous
vous n'avez qu'a me dire la taille des trois les plus connus :
nebuleuse du crabe , supernovae de Kepler ,supernovae de Tycho

merci

[merak 0]

voila !!
je cherchai ce que j'avai oublie comme question !!
c'est quoi la classe spectrale carcteristique d'une supergeante et d'une geante ?
en fait j'ai compris les divisions principales (dependants de la couleur , violet a rouge ) : O B A F G K M
mais pas les subdivisions ...

merci de me renseigner

[Bruno- 3 994]

« je voudrai savoir la taille d'un seupernovae »

Cette question est très floue !

Une supernova, c'est l'explosion d'une étoile. Ça n'a donc pas de taille. Ce qui a une taille, c'est l'étoile juste avant son explosion. Mais apparamment ce n'est pas ce que tu demandes, puisque tu parles de leur rémanent.

« nebuleuse du crabe , supernovae de Kepler ,supernovae de Tycho »

Cherche avec Google, avec des mots-clé en anglais. La taille de M1 est sans doute indiquée dans la description de M1 que donne le SEDS (rubrique des Messiers).

« c'est quoi la classe spectrale carcteristique d'une supergeante et d'une geante ? »

Il y a deux choses : les types spectraux (O, B, A...) et les classes spectrales (I, II, III...) I = supergéante, II = géante brillante, III = géante, IV = sous-géante, V = séquence principale, VI = sous-naine, VII = naine blanche. Il y a des nuances chez les supergéantes : Ia, Iab et Ib. Donc une supergéante rouge est de type M et de classe I.

« en fait j'ai compris les divisions principales (dependants de la couleur , violet a rouge ) : O B A F G K M
mais pas les subdivisions ... »

Cette division n'est pas assez précise, donc au sein d'un même type spectral, on re-subdivise : A0, A1,... A9 par exemple au sein du type A. B9 précède A0 et A9 précède F0.

Bételgeuse est une M2Ib : supergéante (Ib) rouge (M2).

[merak 0]

merci bruno pour cette reponse
pour la classe spectrale j'ai plutot ca moi :
I. Supergéantes
II. Supergéantes
III. Géantes
IV. Sous-géantes
V. Naines (séquence principale)
VI. Sous-naines
VII. Naines blanches
deux classes supergeantes
bon je chipote
par contre je sais que pour , par ex , le soleil
ca va etre du G (quelque chose ) V
car c'est une sequence principale
mais par contre quand t'as un tableau luminosite/couleur comment savoir ce "quelquechose" ?

et puis pour M1 j'ai trouvé ca :

Ascension Droite 05h34m.5
Déclinaison +22°01'
Distance 6,3 kilo.al
Magnitude 8,4 (vis)
Dimension 6'x4'

et je comprends pas ce que c'est que Dimension ?
c'est la dimension apparente ??
si on a la dimension apparente et la distance qui nous separe alors on a toutes les donnees pour calculer les dimensions ...

[Bruno- 3 994]

Pour les classes, je t'assure qu'il y a Ia, Iab et Ib. Donc, avec les II (supergéantes faibles, d'après ce que tu dis, et non géantes brillantes, OK), ça fait 4 au total.

Les dimensions apparentes sont celles vu depuis chez nous. Connaissant la distance, on obtient la dimension réelle :

D_réel = Dist x tan(D_app)

(attention aux unités : D_app doit être convertie en degrés avec les calculatrices courantes, et si Dist est en années-lumières, il en sera de même de D_réel.

[merak 0]

ok merci

entre temps j'ai cherché une autre reponse a une question
mais j'ai pas vraiment trouvé
quelle est la temperature moyenne de notre Univers ?
je sais juste que 300000ans apres e big bang elle etait de 3000°C ... mais on en est loin je pense
y'a plus de quoi faire rotir quoi que ce soit ...

[maury 0]

Je m'étais bien amusé en 1987... Tout le monde savait que les supernovae étaient des supergéantes rouges qui explosaient. et là, pour la première fois, une étoile à faible distance dont on découvrit que, avant explosion, c'était une supergéante... bleue. Quelques mois plus tard, les théoriciens arrivaient à des modèles montrant que les supergéantes bleues, elles aussi, pouvaient exploser en SN...
Si ce que tu cherches est la taille de l'étoile avant explosion, c'est la taille d'une supergéante. La taille du rémanent n'a aucun sens, puisqu'il est en expansion, et donc tout dépend de la date après l'explosion.
Pour la température de l'univers, je ne sais pas non plus, je sais juste qu'à un moment, il était à 12.5°, et que les alcolos devaient être heureux...
Alain

[dg2 2 042]

La température actuelle de l'univers est d'environ 2,73 kelvins, soit dans les -270°C. C'est donc très froid.
Sinon, pour la taille du progéniteur, il y a un cas particulier avec les supernovae de type Ia qui ne sont pas des étoiles géantes en fin de vie dont le coeur implose, mais des naines blanches, qui ayant dépassé une certain masse (suite à accrétion de matière de la part d'un compagnon voire collision avec celui-ci) explose. Dans ce cas, la taille de la naine blanche est de l'ordre de celle de la Terre (pour une masse comprise entre 1 et 2 fois celle du Soleil).

[merak 0]

merci de vos reponses
dg2 , tu veux dire que DANS CERTAINS CAS de supernovae Ia ca s'est passe par l'explosion d'une naine blanche et non de l'implosion d'une supergeante ?
c'est quoi la diff avec le type Iab ?

si la naine blanche explose c'est qu'elle faisait partie d'un systeme binaire avec une geante ( la plupat des cas) et que les couches externes de cette derniere sont aspirées par l'attraction excessive de la naine blanche ,et ces couches externes doivent contenir des gaz comme l'hélium et l'hydrogène si je ne me trompe pas
mais alors qu'est qui provoque l'explosion de la naine blanche , la pression de dégénerescence ou la surpression de gaz (dihydrogene) ou les deux (l'un qui agit sur l'autre)?

et j'ai lu un article de (pardonnez moi l'orthographe) Chandasekar qui disait que une naine blanche qui faisait plus de 1.4 la masse du Soleil avait la pressions de degenerescence qui l'emportait et donc ca donne quoi ca , un trou noir systematiquement ??

[Ce message a été modifié par merak (Édité le 23-05-2005).]

[dg2 2 042]

> merak

Dans tous les cas, une SN de type Ia c'est l'explosion d'une naine blanche. Pour des raisons historiques, on classifie les SN en type I et II, selon que leur spectre présente (type II) ou non (type I) de l'hydroène. Mais en fait, il y a des classes très distinctes de SN, qui ne sont pas les types I et II, mais les SN thermonucléaires (qui se trouvent avoir le type Ia) et celles à effondrement de coeur (qui ont un autre spectre que Ia). Le hasard fait que les deux procédés ont à peu près la même luminosité, ce qui quand on y réfléchit n'est pas trivial.

Maintenant, les conditions qui donnent lieu à une supernova de type Ia ne sont pas bien connues (accrétion ou collision ?) et on ne sait pas ce qui fait que la naine blanche atteint la fameuse limite (la masse de Chandrasekhar). Ce que l'on sait qu'il se passe alors c'est l'explosion (au sens propre) de l'étoile qui lors du processus convertit l'hélium essentiellement en carbone et oxygène. Donc les débris de l'explosion sont projetés dans l'espace. Un exemple connu est le reste de la supernova observée par Tycho Brahé en 1572, http://chandra.harvard.edu/photo/2002/0005/index.html . Il n'y a pas d'étoile à neutron ou de trou noir formé.

Bref, en gros, quand la naine blanche atteint la masse de Chandrasekhar, elle s'effondre sur elle-même, mais à ce moment là l'augmentation de température et de pression déclenche l'équivalent d'une bombe thermonucléaire qui disloque la strucuture de la naine blanche. Dans le cas d'une SN à effondrement de coeur, c'est un noyau de fer qui atteint la masse de Chandrasekhar et qui s'effondre sur lui même. Ce faisant, l'augmentation de température et de pression finit par faire fusionner les protons des noyaux atomiques avec les électrons pour former des neutrons, MAIS le gros de l'énergie est évacué sous forme de neutrinos. Comme ceux-ci intéragissent peu avec la matière, ils ne peuvent pas empêcher le coeur de fer de s'effondrer. Par contre ils interagissent un peu avec les couches externes de l'étoile en lui transférant une petite partie (dans les 1%) de leur énergie, et c'est ce (modeste) dépot d'énergie qui suffit à disloquer les couches externes de l'étoile et provoque les réactions nucléaires donnant lieu à tous les éléments plus lourds que le fer, alors que le coeur devient une étoile à neutrons ou un trou noir.

[Ce message a été modifié par dg2 (Édité le 24-05-2005).]

[merak 0]

d'accord
tout cela est tres complet
mais j'ai quand meme quelques questions

il existe donc deux types de SN autres que celle de type I et II , et qui sont les type Ia et ...
donc deux questions : pourquoi avoir appelle la version thermonucleaire Ia , si ce n'est une variante du type I ?
et la version a effondrement de coeur , la plus connue d'apres tes dires , enfin ecrits , a t'elle un type spectrale donné ? car tu ne l'a pas mentionné et je me souviens que Bruno avait mentionné un type Iab ...

mais ce qui me chagrine c'est que dans le domaine scientifique , il existe des trous (noirs ) a propos de la SN de type Ia ...
la version que tu avais donne c'etait celle que j'avais deja lu quelque part : la naine blanche se trouve dans un systeme binaire et attire les couches externes de la Geante qui sont sous forme de gaz , et la naine blanche se retrouve avec une accretion de matiere sur sa couche externe , s'ajoutant donc a sa masse initiale jusqu'a atteindre la masse de Chandrasekar...

mais peut il y avoir d'autres type d'astre a la place d'une Géante dans un systeme binaire ?et quelle est la nature de la matière qui passe de la Géante a la naine blanche ?

normalement il devrait y avoir un effondrement de l'étoile car elle a atteint au moins 1.4 fois la masse solaire mais sur sa couche externe !donc durant l'effondrement...non je vois une autre maniere d'interpreter tout ca !

si on considere en deux parties une SN de type Ia et de type Iab :la couche externe et le noyau de fer (commun pour les deux nan ? ) eh bien dans le cas de la Ia ,la matiere qui donne une masse superieure a la masse de chandrasekar s'accumule sur les couches externes ou du moins hors du noyau de la naine blanche , ce qui fait que TOUT va s'effondrer le noyau de fer avec les couches externes alors que dans le cas d'une SN de type Iab c'est le noyau de fer qui atteint la masse de Chandrasekar et c'est lui qui va s'effondrer plus vite due les couches externes qui vont se retrouver a l'exterieur de SN qui s'effondre

dans les deux cas les couches externes sont eparpillé ( soit pâr les neutrinos soit par la reaction thermonucleaire )

bon y'a trop de faille dans ce que j'ai dis mais certains trucs se tiennent... peut etre ?

nottamment la formation d'etoile a neutrons et de trou noir : dans ces deux cas ce que l'on appelle la nebuleuse (milieu interstellaire plein de gaz qui font des photos subbliminales ) a été expulsé autour de ces deux corps celestes ?

[Ce message a été modifié par merak (Édité le 25-05-2005).]

[dg2 2 042]

> merak

> donc deux questions : pourquoi avoir appelle la version
> thermonucleaire Ia , si ce n'est une variante du type I ?

En fait, on a classifié les SN par leur type spectroscopique car au départ on ne savait pas quel processus donnait lieu aux SN. Il se trouve que les types spectraux I et II ne reflètent pas fidèlement les types de SN car il y a les type Ia d'un côté (les thermonucléaires) et tous les autres types de l'autre (effondrement du coeur).

> la version a effondrement de coeur , la plus connue
> d'apres tes dires , enfin ecrits , a t'elle un type
> spectrale donn� ? car tu ne l'a pas mentionn� et je me
> souviens que Bruno avait mentionn� un type Iab

Les SN à  effondrement de coeur peuvent avoir n'importe quel type autre que Ia. Le type dépend de la composition de l'étoile et en particulier de ses couches externes, dont la composition est assez avariable, par exemple selon la quantité de matière qu'elle a éjecté avant que le coeur ne s'effondre.

> mais peut il y avoir d'autres type d'astre a la place
> d'une G�ante dans un systeme binaire ?et quelle est la
> nature de la mati�re qui passe de la G�ante a la naine
> blanche ?

On pense que cela peut aussi être un système de deux naines blanches qui entrent en collision. En fait, la luminosité des SN de type Ia n'est pas strictement la même d'une SN à  l'autre. Donc si elle accrétait gentiment la matière d'un compagnon et explosait pile quand elle atteignait la masse de Chandrasekhar, elle devrait toujours avoir la même luminosité. Donc le compagnon joue certainement un rôle. Pour l'heure, on ne sait pas modéliser l'explosion d'une supernova avec assez de précision, donc on serait bien en peine de dire l'influence du compagnon. C'est un problème très difficile, qui nécessite des moyens informatiques considérables. Mais on finira par y arriver.

> si on considere en deux parties une SN de type Ia et de
> type Iab :la couche externe et le noyau de fer (commun
> pour les deux nan ? ) eh bien dans le cas de la Ia ,la
> matiere qui donne une masse superieure a la masse de
> chandrasekar s'accumule sur les couches externes ou du
> moins hors du noyau de la naine blanche , ce qui fait que
> TOUT va s'effondrer le noyau de fer avec les couches
> externes alors que dans le cas d'une SN de type Iab c'est
> le noyau de fer qui atteint la masse de Chandrasekar et
> c'est lui qui va s'effondrer plus vite due les couches
> externes qui vont se retrouver a l'exterieur de SN qui
> s'effondre

Non, c'est pas tout à  fait ça. Dans le cas d'une SN thermonucléaire, on a une naine blanche qui atteint la masse de Chandrasekhar (1,4 masse solaire). Toute l'étoile s'effondre, cela provoque des réactions nucléaires et tout explose. Dans le cas d'une SN à  effondrement de coeur, on a une étoile très massive (plusieurs dizaines de masses solaires), dont le coeur commence à  fabriquer du fer, alors que les couches externes fabriquent d'autres éléments plus légers. Quand le coeur de fer atteint la masse de Chandrasekhar, il s'effondre, mais il n'y a que lui qui s'effondre. L'effondrement est extrêmement rapide : en quelques milisecondes le coeur de 10000 km passe à  10 km. Les couches externes n'ont d'une certaine façon pas le temps de réaliser ce qu'il se passe (l'étoile à  ce moment là  fait plusieurs centaines de millions de km de diamètre), mais se prennent la foultitude de 10^57 ou 10^58 neutrinos qui viennent de se créer quand le coeur de fer s'est transformé en neutrons. Ce sont ces neutrinos qui vont disloquer les couches externes, même si une partie de celles-ci vont tomber sur l'étoile à  neutrons pour éventuellement former un trou noir.

> dans les deux cas les couches externes sont eparpill�
> (soit p�r les neutrinos soit par la reaction
> thermonucleaire )

Oui, dans le cas d'une SN Ia, tout est éparpillé (soit 1,4 masse solaire), alors que dans l'autre cas, le coeur et une partie des couches internes (quelques masses solaires) restent là  et tout le reste est éparpillé (pas mal de masses solaires). Donc même dans ce second cas, le gros de la matière est rendu au milieu interstellaire (et heureusement, sinon nous ne serions pas là  pour en parler).

> nottamment la formation d'etoile a neutrons et de trou
> noir : dans ces deux cas ce que l'on appelle la nebuleuse
> (milieu interstellaire plein de gaz qui font des photos
> subbliminales ) a �t� expuls� autour de ces deux corps
> celestes ?

Je pense que la plupart des rémanents de SN que l'on voit sont issus de SN à  effondrement de coeur. Maintenant toutes les nébuleuses ne sont pas de ce type. La nébuleuse du Crabe http://www.seds.org/messier/more/m001_hst.html en est un exemple, et sa luminosité provient de l'irradiation du pulsar central. Les dentelles du Cygne http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/image/0302/veil_lodriguss_big.jpg ou la nébuleuse de Gum http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/image/0010/gum_gleason_big.jpg en sont d'autres exemples. La SN de Tycho, dont on peut voir les restes de l'explosion, était par contre de type Ia http://chandra.harvard.edu/photo/2002/0005/index.html . Par contre, une nébuleuse planétaire résulte de la lente expulsion des couches externes d'une étoile en fin de vie, processus nettement moins violent qu'une SN. La nébuleuse de la Lyre http://www.seds.org/messier/Pics/Jpg/m57hst1.jpg en est un exemple (on voit d'ailleurs la naine blanche au centre, qui si elle avait un compagnon aurait pu un jour finir en SN de type Ia). Il suffit de la comparer à  celle du Crabe pour deviner que ce qui s'y est passé a été nettement moins violent. Il existe aussi d'autres nébuleuses qui sont des concentrations de gaz bien plus importantes au sein desquelles se forment des étoiles, et ce sont ces étoiles nouvellement formées qui illuminent le gaz qui ne s'est pas encore condensé en étoiles. Bref, le terme de nébuleuses regroupe une multitude de configurations, et pas seulement la matière expulsée par une supernova.

[Ce message a été modifié par dg2 (Édité le 25-05-2005).]

[merak 0]

ok, j'aurai du dire rémanent plutot que nébuleuse alors

je pense que j'ai plus trop de question,... pour l'instant
mais y'a tout de meme un truc que je voudrai voir expliqué ...

tu as evoques le type autre que Ia ,c'est a dire a effondrement de coeur , en écrivant que quand celle ci a son de noyau de fer qui atteint la masse de chandrasekar , le noyau s'effondre seul et passe d'un diametre de 10000 km a 10 km
...
je te demande des précisions sur les reactions depuis le début mais globalement j'ai un peu laché ...
au début d'une supernovae , pour arriver a sa formation on est bien d'accord que de type Ia ou de type autre il faut une naine blanche avant
tres bien ...
10000km est comme par hasard la taille moyenne d'une naine blanche mais avec les couches externes ca fait du 1,4+10 masses solaires en tout ? c'est pas vraiment une naine blanche alors ?!
mais avant d'avoir une naine blanche il faut quoi , une géante ou une supergéante on est d'accord ?
et avant d'avoir une géante ou une supergéante il nous faut quoi ... heu une geante bleu ??
paumé la ...

et puis autre chose : quand une naine blanche en arrive a produire du fer (entité la plus stable)c'est qu'elle est a un stade avancé de fusion car elle s'est contractée plusieurs fois du fait que l'attraction gravitationnelle n'était plus contrée par la force expansioniste des réactions de l'étoile ...
y'a rien qui se produit apres le fer ? a un stade encore plus contracté de la matiere peut etre

[Bruno- 3 994]

Merak : quand on a parlé des types Iab, c'était à propos des supergéantes, dans les classes spectrales (I, II, III, etc.) Rien à voir avec les supernovas !

[merak 0]

on est d'accord
mais j'ai du faire quelques abus syntaxique en prenant des raccourcis ...
poudire que les supernovae ont (toutes ? ) été des geantes ou des supergeantes
ces dernieres sont passés par le stade naine blanche et si elles avaient une taille respectable elles sont devenues des supernovae ou etoiles a neutron voir trous noirs(dans le cas d'effondrement de coeur )
mais vous avez l'ordre de me contredire si je me trompe

et puis pardonnez moi ... mais cette chaleur !

[Bruno- 3 994]

Oui, les supernovas ne sont pas toutes dues à la mort d'étoiles supergéantes, comme il a été dit plus haut.

[merak 0]

donc il y a quoi qui precede une supernovae ?
y'a la supergeante, la géante ,naine blanche pour la SN de type Ia et qu'est ce qui peut y avoir d'autre ?

et les SN , donc dg2 a super détaillé le fonctionnement des Ia thermonucleaires et des "autres " (Iab donc ? ) a effondrement de coeur mais j'aimerai classifier un peu mieux les choses et pour commencer dites moi ce qui ne vas pas dans ce que j'ai dit et :

combien y 'a 'il de type de SN ?? I , II ,Ia ,Iab (effondrement de coeur) et les deux dernieres s'obtiennent a partir de naines blanches alors que les I et II s'obtiennent grace a des etoiles du meme types spectrales , respectivement supergeante et suergéante faible
est ce que c'est bien ca ?

[Bruno- 3 994]

D'après Michel Petit ("L'évolution stellaire") :

Ia = deux naines blanches en contact dont l'une absorbe la matière de l'autre, d'où dépassement de la limite de stabilité et BOUM ! Elles se ressemblent toutes car l'explosion a lieu toujours à partir d'un seuil.

Ib = deux étoiles supergéantes en contact dont l'une absorbe la matière de l'autre, au point que la supergéante "aspirée" se retrouve réduite à un noyau d'hélium qui s'effondre : BOUM !

II = explosion d'étoiles supergéantes en fin de vie. Elles se subdivisent en :

IIP = II avec palier (la décroissance s'arrête durant quelques mois).

IIL = II sans palier (ça décroît régulièrement après l'explosion).

Cette classification est assez ancienne mais montre bien que les supernovas sont des étoiles qui meurent violemment, soit suite à l'évolution stellaire normale (c'est le destin de toutes les supergéantes, type II), soit à cause de phénomènes d'accrétion de matière dans un couple serré (Ia quand c'est une naine blanche gloutonne qui explose après avoir trop mangé, Ib quand c'est une supergéante qui s'est fait aspirer presque toutes sa matière et se retrouve pour ainsi dire dans l'état d'une supergéante qui meurt, donc Boum! aussi...) Par contre, le type Iab n'existe pas, encore une fois tu confonds avec les classes spectrales de supergéantes.