La plus grosse étoile connu de l'Univers : VY Canis Majoris

On raconte que l'étoile placée au milieu du système solaire s'étendrai jusqu'à l'orbite de Saturne.
Cette étoile est immense et elle est 1200 à 1600 fois plus grosse que notre Soleil.
Je me trompe peut-être car j'ai lu ça dans un livre d'apprenti.
C'est vrai qu'elle est immense, elle est peut-être née dans un énorme nuage de gaz, plus grand que la normale et a pris toute la matière de ce nuage.
Les théories sont crédibles et ont de grandes chances de s'avérer exactes.

Le rayon du Soleil égale environ 700 000 kilomètres.
Celui de VY CMa est 1200 à 1600 fois plus grand (la valeur est exacte), ce qui donne 840 à 1120 millions de kilomètres. La rayon de l'orbite de Saturne, en imaginant cette orbite comme circulaire, vaut environ 1400 millions de kilomètres. La photosphère de VY CMa se trouverait alors quelque part entre les orbites de Jupiter et de Saturne.

Cete étoile est certes énorme, elle n'est pas pour autant anormalement massive, et sa formation ne pose aucun problème, astrophysiquement parlant. Elle en est simplement dans sa phase de supergéante rouge, vers la fin de son évolution.

Le Soleil n'atteindra pas cette taille dans 5 milliards d'années, mais il carbonisera quand même la Terre lors de sa transformation en géante rouge.
Les étoiles nous réservent encore d'autre surprises.

Eh bien, c'est qu'on va avoir un beau trou noir à 4 900 années-lumière de chez nous !
Malheureusement, le jour où ce trou noir naîtra, l'humanité ne sera plus là pour l'admirer...

Le trou noir fera sans doute plusieurs milliards de fois la masse de notre Soleil vu la taille de cette étoile, on loupera une jolie supernova.

La supernova sera sans doute spectaculaire, comme la plupart des supernovae d'ailleurs, mais le trou noir que deviendra probablement cette étoile ne sera pas plus massif que son cœur en effondrement. D'après l'équipe d'astronomes qui l'a étudiée avec le télescope Hubble, elle ferait entre 30 et 40 masses solaires. C'est, d'après les théories d'évolution stellaire en vigueur, la limite inférieure pour la formation d'un trou noir. Celui-ci ne sera certainement que quelques fois plus massif que le Soleil. Le reste de la matière de l'étoile se retrouvera expulsé pendant l'explosion. Je me permets d'insister sur mon message précédent : VY CMa est excessivement grande, mais ne contient pas énormément de matière. On peut dire en fin de compte que cet astre est très peu dense. En précisant arbitrairement son diamètre à 1000 diamètres solaires et sa masse à 35 masses solaires, de façon à manipuler des chiffres précis mais toujours compris dans les marges d'incertitude, il ne contient que l'équivalent de 50 milligrammes par mètre cube.

Naos intéressant ce que tu dis donc toute les "rouge" sont dans leur phases d'expansion/fin de vie ?

Sinon même dans ce cas, elle devait être grande a l'origine

mais tu rétablit la relativité des faits

C'est dommage qu'un objet céléste si interressant n'ai pas beaucoup plus de matière que le Soleil.Si j'ai bien compris, le coeur qui est assez grand n'a pas forcément beaucoup plus de matière que notre Soleil.
Le trou noir que l'étoile va créer ne sera pas très massif.
Les trous noirs situés dans le coeur d'une galaxie est beaucoup plus massif.
Tes réponses sont très précises Naos. Si tu fais instructeur d'astronomie, ce n'est pas pour rien.

Toutes les géantes et supergéantes en sont arrivée aux phases tardives de leur évolution. On considère que quel que soit son type, une étoile passe le dernier dixième de sa vie dans la phase géante, avant de s'éteindre. Pour le Soleil dont l'existence est censée durer une dizaine de milliards d'années, il faut s'attendre à le voir transiter par l'état de géante rouge pendant un bon milliard d'années. Il se changera alors en nébuleuse planétaire, déployée autour d'une naine blanche.

Pendant les neuf autres dixièmes de son existence, une étoile appartient à ce que l'on appelle la "séquence principale", une progression qui va des étoiles chaudes et lumineuses aux étoiles froides et pâles. La position d'une étoile dans cette séquence dépend d'abord de sa masse, et quelque peu, aussi, de sa composition chimique. Cette longue période est une phase d'équilibre très stable entre la gravité propre de l'astre, qui tend à le compresser dans un volume plus petit, et la pression interne qui tend au contraire à la dilater. La pression possède deux sources : la chaleur intérieure et la lumière produite par les réactions nucléaires.

L'équilibre est très stable car les processus physiques en jeu sont étroitement liés. Quand l'étoile débute son existence par contraction d'une masse gazeuse, la température de ce gaz augmente, exactement comme dans nos pompes. Les réactions nucléaires qui font briller l'étoile sont en outre des réactions thermonucléaires, dont le déclenchement autant que le rythme d'exécution sont fonction directe de la température.

La fusion nucléaire, puisque c'est en cela que les "réactions" ci-dessus consistent, n'ont lieu que dans le volume de l'étoile où la température dépasse une dizaine de millions de degrés. Normalement, la température intérieure d'une étoile décroît régulièrement avec la distance au centre. On peut donc imaginer à l'intérieur de l'étoile un volume en forme de boule, sur le bord duquel la température égale dix millions de degrés : l'hydrogène fusionne dedans mais pas dehors.

Chez le Soleil, le diamètre de cette région, ce qu'on appelle le noyau, vaut environ le quart du diamètre total (1 400 000 km divisé par 4 = 350 000 kilomètres, soit la distance Terre-Lune à peu de choses près). Depuis les 4,6 milliards d'années que se déroulent les réactions de fusion nucléaire, les stocks d'hydrogènes dans le noyau se sont progressivement épuisés, et l'on assiste à une lente accumulation du produit de la réaction, les noyaux d'hélium.

La quantité d'hydrogène s'appauvrissant, les réactions se font plus rares, et la production d'énergie qu'elles permettent diminuent en intensité. L'énergie produite étant une source de pression interne, c'est cette dernière quantité qui va progressivement diminuer, et céder le pas à la gravité, qui contracte alors le noyau de l'étoile et les régions alentours.

La contraction du noyau fait augmenter le rythme des réactions nucléaires, qui parviennent à rétablir (toujours par l'étape intermédiaire de l'augmentation de la pression interne) l'équilibre avec la gravité. La contraction est notablement ralentie, mais pas totalement. En effet, l'hydrogène ne fait qu'être consommé plus vite, il n'est pas renouvelé ; la gravité maintient son léger avantage, et rehausse la température intérieure de l'étoile. La limite des dix millions de degrés s'éloigne alors du centre de l'étoile, et inclut des couches qui étaient restés jusque là extérieures au noyau. La combinaison de l'hydrogène central qui est consommé plus vite et de l'hydrogène "vierge" qui entre dans le cycle des réactions nucléaires occasionne une hausse très progressive de la luminosité de l'étoile. C'est normalement ce qu'a connu le Soleil depuis qu'il s'est allumé. On estime qu'il était, au début de son existence, 25 % moins lumineux qu'aujourd'hui.

Il arrive un moment où tout l'hydrogène central est consommé, et il ne reste alors qu'un cœur inerte d'hélium. Sans source d'énergie interne autre que la pression thermique, la gravité n'a pas vraiment de mal à obliger ce résidu à se contracter. Elle le fait jusqu'à ce que la température franchisse la limite de cent millions de degrés, à partir de laquelle c'est la fusion de l'hélium qui est entamée, pour produire du carbone (et une petit dose d'oxygène). Le noyau de l'étoile retrouve une source de pression interne telle que le déséquilibre est nettement renversé à son profit. En ayant laissé la gravité augmenter sa température interne et en disposant maintenant de deux sources d'énergie interne (fusion nucléaire de l"hélium au coeur même et de l'hydrogène en périphérie), l'étoile "gonfle" pour devenir une géante rouge. Habituellement, le diamètre de l'étoile est multiplié par cent.

Si la luminosité de l'étoile a augmenté dans l'absolu, le fait que le volume et la superficie augmentent provoque une "dilution" de la lumière émise par la surface stellaire. Cette surface se refroidit et prend une teinte rouge.

La fusion de l'hélium autorise une stabilisation du processus, et ce qui se passait avec l'hydrogène pendant 90 % de l'existence de l'étoile (l'augmentation progressive de luminosité) va maintenant se produire avec l'hélium pendant les 10 % qu'il reste. Très souvent, l'équilibre entre pression et gravité est maintenu ans être véritablement statique. Les étoiles variables sont d'ailleurs, pour une majorité, des géantes rouges.

Puis l'hélium s'épuise, et si l'étoile fait moins de huit masses solaires, elle stoppe là son évolution. Le noyau inerte se réchauffe mais pas assez pour se "raviver", et les réactions nucléaires continuent à grimper vers la surface de l'étoile jusqu'à éventrer celle-ci de l'intérieur. Le noyau devient naine blanche et l'enveloppe en train de s'échapper dans l'espace brille, pendant quelques millénaires seulement, comme une nébuleuse planétaire.

Si l'étoile fait plus de huit masses solaires, d'autres cycles de réaction peuvent prendre place (fusion du carbone, du néon, de l'oxygène, du soufre, du silicium, etc.) mais pendant une durée toujours raccourcie d'une étape à la suivante. Les réactions de fusion nucléaire arrivent à leur limite au fer. L'accumulation d'un noyau inerte de fer ne dure que 24 heures (un instant à l'échelle de l'existence d'une étoile, et ce noyau est finalement si écrasé sous son propre poids et celui du reste de l'étoile qui le surplombe que la matière qui le constitue n'y résiste même plus. On assiste en un instant à la formation d'une étoile à neutrons. Le reste de l'étoile, resté un moment en suspension au-dessus du noyau réduit en taille, s'écroule et rebondit violemment dessus. L'onde de choc ravage l'étoile et c'est la supernova. Je ne sais pas si vous avez déjà essayé de faire rebondit deux ballons posés l'un sur l'autre en les lâchant, mais selon le principe du rebond des couches superposées, au lieu de rebondir ensemble à la même vitesse, le ballon du bas cède son énergie mécanique au ballon du haut, qui s'élève grâce à cela beaucoup plus haut que l'endroit d'où on l'a lâché.

Regardez https://www.youtube.com/watch?v=e-91PbbaKI8 ou faites vous-même l'expérience avec deux (voire trois ou plus) balles rebondissantes.

J'avais déjà fait l'expérience avec 2 ballons, mais le ballon du haut s'est lui aussi fait expulsé et ils sont partis dans 2 directions différentes.
Si le diamètre du Soleil est multiplié par 100, ce sera la fin des planètes telluriques.
Je savais que la Terre est destinée à être carbonisée, et c'est tout à fait normal.
L'univers est comme ça : des choses dispraissent tandis que d'autres apparaissent.
L'humanité aura disparue depuis longtemps et la Terre sera, comme à son début une planète infernale.
Le cycle de l'univers est cruel, mais il faut vivre avec.