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norma

Nucleosynthèse

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Bonjour.
Je viens de lire, avec étonnement, sur Vikipédia que la fusion de l'hélium signe la fin de la nucléosynthèse pour une étoile d'une masse solaire. Je me pose alors cette question : pour que la nucléosynthèse s'arrête au Fer, quelle est la masse initiale minimale de l'étoile ? Pour le maxi, je suppose que c'est 1,44 ms.
Bien à vous.

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Je me pose aussi la même question!
Sinon, 1.44MS c'est la limite de Chandrasekhar pour la masse d'une naine blanche, au delà, elle s'effondre en étoile à neutron.

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Oui et pour rester dans la question, il me semble qu'il faut au moins une SN pour synthétiser au delà du fer ... Vous confirmez ? Mais c'est surtout cette masse minimale qui retient mon attention ...
Bien cordialement.

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Bonjour,


pour faire simple, ce qui fait "marcher" une étoile, ce sont les réactions de fusion. Pour que la fusion de deux atomes s'opère, il faut que les deux noyaux viennent au contact.
Or, les noyaux sont chargés positivement. (1 proton pour H, un ou plusieurs protons + neutrons ensuite). Par conséquent les noyaux se repoussent.

Pour vaincre cette force de répulsion, il faut que le température (donc la vitesse d'agitation des noyaux) soit suffisante.

Plus les noyaux sont gros, plus la charge électrique du noyau est élevée, et donc plus élevées sont la force de répulsion et la température nécessaires pour la vaincre.

C'est la raison pour laquelle la fusion H-H demande une température moins haute que celle de He-He, et ainsi de suite.

Lorsqu'une étoile arrive en panne d'Hydrogène, les réactions de fusion s'arrêtent. La température chute, et donc avec elle la pression interne. L'étoile commence donc à se contracter. La pression remonte, la température augmente elle aussi, jusqu'à un point où la fusion He-He démarre.

À chaque fois que le combustible de l'étoile arrive à faire défaut, ce cycle peut recommencer. Mais tout dépend de la masse de l'étoile. Si elle n'est pas assez élevée, la force de gravitation peut ne pas être suffisante pour contracter l'étoile au point que la température lance l'étape de fusion suivante. L'étoile reste alors bloquée à ce stade.

Pour une étoile de masse solaire, la barre est en effet après l'Hélium.

Si une étoile est assez massive, elle peut arriver à un stade où ce qui génère l'énergie près du coeur est la fusion de deux atomes de Silicum en un atome de Fer. Après ça la fusions s'arrêtent définitivement car le Fer est très stable. On aura alors formation d'une supernova.


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