vie de l'etoile

Elle synthétisue jusqu'a quel atome ?

Peut on dire que l'uranium a été fabriqué par des supernovae ou même de hypernovae ?

Quel sont les principales caractéristiques des mégaétoiles des temps primordiaux ?
temperature, taille ...

Sont elles responsable de la synthèse des atomes massifs à caractére radioactif ?

Y a t-il des étoiles qui synthétisent des élements chimique plsu massif que l'uranium ?

Citation :: Et celle d'une étoile ?

La rotation des étoiles semble dépendre de leur masse, vu que les plus massives tournent systématiquement plus vite que les légères, de type solaire strict. La vitesse de rotation d'une étoile provient de sa formation, et comme les étoiles massives se forment plus rapidement que les légères, on doit supposer qu'il se produit un phénomène chez les étoiles légères qui n'a pas le temps de survenir chez les exemplaires massifs, et qui ralentit la rotation. On préfère cette supposition à l'inverse (soit un processus accélérateur qui ne concernerait que les étoiles massives) car en vertu de la conservation du moment cinétique, une étoile doit impérativement tourner rapidement sur elle-même. C'est donc la lenteur des étoiles légères qui paraît anormale, et elle doit être expliquée par un processus qui leur est propre au cours de leur formation.

Ce processus se ramène vraisemblablement à l'épisode T Tauri (il n'y en a pas de plus crédible). Pendant la phase T Tauri, par laquelle ne passent que les étoiles légères, une variabilité rapide et semi-régulière se met en route, de même, et c'est ça qui est décisif, qu'une éjection de matière à un rythme soutenu, tout particulièrement sous la forme de pinceaux bipolaires expulsés vers le Nord et le Sud, apparemment par impulsion d'origine magnétique. Le vent stellaire, indépendamment des éjections bipolaires, semble aussi prendre de l'importance. Ce serait pendant la phase T Tauri du Soleil que se seraient constituées les planètes Uranus et Neptune, au moment précis où elles étaient en train de capter leur atmosphère d'hydrogène et d'hélium. Le vent T Tauri a soufflé ces deux gaz légers avant leur capture, ce qui a laissé les deux planètes relativement dépourvues en gaz légers par rapport aux deux autres gazeuses, qui ont vidé leur voisinage orbital d'hydrogène et d'hélium avant que le vent T Tauri ne se lève sur le Système Solaire. Les planètes telluriques étaient encore dans les limbes à ce moment là. L'essentiel est que l'éjection de quantités pas si négligeables que cela (quelques millièmes à quelques centièmes de la masse totale) vers l'extérieur peut efficacement ralentir la rotation d'une étoile en cours de formation.

Citation :: Puis combien de temps dure une supernovae, est il vrai que lors d'une supernovae l'étoiel se met à fabriquer des élements plus lourds que le fer ?

Cela dépend du moment que tu supposes comme fin de la supernova. L'explosion proprement dite est amorcée par un processus dont la durée avoisine le dixième de seconde. L'expulsion des couches extérieures de l'étoile, suite à cela, dure des centaines de milliers d'années. La nucléosynthèse explosive, elle, est terminée au bout de quelques minutes, mais c'est sans compter sur l'activité des radioéléments synthétisés à cette occasion, qui se poursuit quasiment indéfiniment puisqu'il y a des éléments à très longue demi-vie. La radioactivité, c'est toujours un peu de la nucléosynthèse, puisque de nouveaux noyaux atomiques apparaissent qui n'étaient pas là au départ.

Citation :: Elle synthétisue jusqu'a quel atome ?

Potentiellement, il n'y a pas de limite supérieure - donc oui à la toute dernière question. La nucléosynthèse explosive des supernovae consiste en la capture rapide de neutrons par les noyaux atomiques qui sont dans l'étoile en cours d'explosion. Les neutrons sont produits lors de l'explosion également, et sont précipités vers l'extérieur, à travers toutes les couches de l'étoile.

La stabilité d'un noyau atomique repose sur une proportion particulière entre protons et neutrons, le rapport entre nombre de protons et nombre de neutrons devant rester confiné entre certaines limites. Les physiciens parlent de la vallée de stabilité. Les neutrons capturés en masse et en une seule fois par des noyaux atomiques qui n'ont rien demandé au départ donne lieu à des combinaison parfois invraisemblables, avec des noyaux énormes composés principalement de neutrons. Le noyau doit soit éjecter des particules alpha, soit subir une suite de désintégrations bêta+ (quand un neutron devient un proton) pour se retrouver dans la vallée de stabilité.

Citation :: Peut on dire que l'uranium a été fabriqué par des supernovae ou même de hypernovae ?

On ne peut pas, on doit.

Citation :: Quel sont les principales caractéristiques des mégaétoiles des temps primordiaux ?

Elles devaient être plus massives, donc probablement plus chaudes qu'aujourd'hui, quoique la relation entre masse et température dépende quelque peu de la métallicité d'une étoile. Leur durée de vue est de toute façon courte, et elles ont toutes disparu depuis longtemps.

Citation :: Sont elles responsable de la synthèse des atomes massifs à caractére radioactif ?

Elles sont responsables de la synthèse de la grande majorité des atomes, massifs ou relativement légers (les plus légers n'ont pas besoin d'être synthétisés puisqu'ils sont présents dès l'origine et que c'est précisément à partir d'eux que les autres sont fabriqués), stables ou radioactifs.

En quoi la présence de planète autour d'une étoile fixe la faible quantité de lithium de cette dernière pourquoi ?

Est ce que hydrogène moléculaire et dihydrogène c'est la même chose ?

Étoiles et planètes se forment à partir d'un seul et même ensemble, dont la composition originelle est homogène. Les planètes sont des miettes laissées derrière le mécanisme de formation stellaire, elles ne sont pas venues à part et indépendamment. Je ne peux pas restituer le détail du raisonnement chimique et astrophysique, mais la quantité de lithium est un indice, un signe de la teneur en éléments lourds de l'étoile, susceptibles de former des planètes tout autour d'elle.

Hydrogène moléculaire = dihydrogène = H₂. Une molécule d'hydrogène comporte obligatoirement deux atomes, ce n'est pas comme une molécule d'oxygène pour lequel on doit préciser si l'on est en présence de dioxygène ou d'ozone ("trioxygène" ne s'emploie pas).

Y a t-il d'autre élement chimique autre que le lithium dans ces cas là ?

Pour ne pas te faire perdre ton temps inutilement, le document original : http://www.eso.org/public/france/press-rel/pr-2009/pr-42-09.html

Merci

Quel est la température a la surface et au coeur de l'étoile la plus chaude connue ?
Jusqu'ou sa peut allé une hypernovae ?

Cela dépend de ce que tu es prêt à appeler "étoile". Sur la séquence principale, on ne dépasse que rarement les 30 000 degrés. Un type particulier d'étoiles chaudes que sont les Wolf-Rayet atteignent sans difficulté aucune les 50 000 degrés. Pour ce qui est des naines blanches à peine dénudées de leurs enveloppes externes, on monte à des 110 000 degrés. La température au centre dépend du stade où l'étoile en est dans le cycle de fusion et de nucléosynthèse. La plupart du temps, c'est-à-dire pendant la fusion de l'hydrogène, la température reste comprise entre dix et cent millions de degrés.

Les hypernovae, normalement un autre nom pour les sursauts gamma de type long, représentent les événements les plus énergétiques de l'Univers contemporain. Parler de température est assez délicat puisqu'on a aucune certitude bien établie sur la nature de ces objets explosifs. Mais en les considérant comme des explosions d'étoiles très massives, comme des super-supernovae (en un mot, comme des hypernovae), alors leur température doit facilement grimper à une dizaine de milliards de degrés.

Bonjour, j'ai une petite question. A quel âge environ une étoile parvient-elle à la bande d'instabilité - je parle surtout des RV Tauri, qui sont des étoies jaunes-orangées, et combien de temps restent-elles instables ?

Cela dépend de sa durée d'existence totale ; on estime, à partir du fait qu'on trouve neuf étoiles sur dix sur la séquence principale, que chaque étoile brille neuf dixièmes de son temps sur cette même séquence, qui correspond à une longue phase de stabilité.