Les étoiles instables?

Vous savez de quoi il sagit?
Parce que moi je bloque et je trouve rien sur le site.

Tout dépend de ce que tu apelle instable...

Instable= véloces ou non???

Parles tu d'instabilité dans la réaction de fusion ???

Instable au niveau de leur position dansleur galaxie hôte ...

Comme tu vois y'a plein de possibilité, précise un peu, dis où tu en as entendu parler et on se fera un plaisir de répondre.

Salut j'ai trouvé un article sur les géantes rouges qui parles des étoiles instables=

Géante rouge
Au terme d'une longue vie en équilibre, l'étoile devient instable : son coeur est devenu inerte puisqu'elle a épuisé tout son combustible nucléaire, l'hydrogène. Mais dans les couches supérieures, les réactions nucléaires se poursuivent, augmentant la masse du coeur qui se réchauffe et qui devient le siège de nouvelles réactions nucléaires, transformant l'hélium en carbone et en oxygène.
Parallèlement à cette évolution, l'étoile se dilate et devient « géante rouge ». Ce sera le destin du Soleil dans cinq milliards d'années, son rayon aura centuplé, la Terre sera devenue une fournaise. A ce stade, l'étoile est instable. Son éclat varie, à l'image de la célèbre étoile variable Mira Ceti, découverte en 1596 par Fabricius. Mira dont le rayon dépasse 400 fois celui du Soleil a une température de surface de 3000 degrés seulement ; son éclat varie selon une période de 332 jours.

En même temps, ces étoiles instables sont de véritables usines à poussières et molécules : un puissant vent stellaire évacue des gaz moléculaires qui condensent en poussières. Ariane Lançon étudie ces étoiles variables grâce à ses observations effectuées en Australie et à l'aide du Telescope Spatial Hubble.

Jean-Louis Halbwachs se consacre aux étoiles variables du catalogue Tycho, établi par le satellite astronomique Hipparcos, conçu il y a 30 ans par l'ancien directeur de l'Observatoire de Strasbourg, Pierre Lacroute. Pour les variables et les étoiles doubles, son autre champ d'investigation, M. Halbwachs a établi des contacts étroits avec des astronomes amateurs.

Au fur et à mesure que le voile de poussière se développe autour d'une étoile instable, celle-ci devient invisible, enfouie dans son cocon. Elle n'est plus accessible qu'aux satellites astronomiques travaillant en lumière infra-rouge comme IRAS ou plus récemment ISO, un engin européen

Voiçi un autre doc=
La mort des étoiles peu massives

L’évolution de la géante rouge dépend de sa masse. Les étoiles peu massives, comme le soleil, vont devenir instables. La matière issue des couches externes va être expulsée dans l’espace. Le cœur de l’étoile, lui, va se contracter à nouveau sous l‘effet de la gravité. Cependant, la masse de l’étoile étant trop faible, cette phase de contraction ne va pas permettre à l’étoile d’atteindre une température suffisante pour amorcer la fusion du carbone. En effet, la compression due à la gravité se trouve compensée par une pression quantique, dite de dégénérescence.

Les électrons obéissent au principe d'exclusion de Pauli, qui dit que deux électrons ne peuvent se trouver dans le même état quantique. Ils ne peuvent donc pas se trouver au même endroit avec la même énergie. Conformément à ce principe, se crée une pression de dégénérescence, qui va lutter contre la gravitation, et arrêter l'effondrement de l'étoile, du moins si sa masse est inférieur à 1,44 masse solaire (limite de Chandrasekhar).

A ce stade, l’étoile est devenu une naine blanche, un astre de la taille de la Terre, dont la densité est d’environ une tonne par centimètre cube, évacuant les restes de sa chaleur interne sous forme de lumière. L’étoile va lentement agoniser, et lorsqu’elle aura dissipée sa chaleur, elle deviendra un astre mort, une naine noire

Voila en attendans je vais chercher d'autres infos!

Il existe aussi les Céphéide ou étoiles variables dont la particularité est d'avoir une magnitude irrégulière suivant un cycle.

petite précision pour le Soleil: quand on en sera arrivé au stade de formation du Carbone et de l'oxygène, la Terre ne sera pas une fournaise, elle n'existera plus puisque à ce moment la taille du Soleil atteindra Mars, donc même Mars sera complètement "fondu".

En fait d'après ce que dit zol@d, étoile instable = étoile en fin de vie. Si c'est ça alors le terme instable est mal choisi je pense, l'instabilité n'étant que le résultat d'une réaction nucléaire qui s'emballe et l'instabilité étant très courte par rapport à la stabilité qu'a eu l'étoile avant.

Pour les Céphéïde là j'suis curieux, as tu une explication Mimata. Parce que ça ressemble à un pulsar ça, mais à première vue s'en est pas. Et j'ai oublié le nom de celle qui sont comme les pulsar mais n'émette pas régulièrement, chaque émission pouvant être espacé de plusieurs secondes à quelque minute. Je cherche et je met ça ensuite.

Ben en fait les etoiles qui change de diametre et de luminositée periodiquement... ( désolé)

Alors il s'agit de géantes rouges. En fin de vie, elles n'ont plus assez de carburant et leur équilibre pression/température change les faisant grossir puis rétrécir plusieurs fois avant qu'elles n'explosent. En fait, plus une étoile est chaude, plus elle à tendance à grossir et plus elle grossit, plus elle se refroidit et donc elle rétrécit et ça recommence jusqu'à ce qu'elle n'y tienne plus et boum...ou pfff en fonction de la masse de l'étoile.
Pas très scientifique mon explication mais concis et efficace je trouve

ok dacord merci!

Bonne def Mimata : simple et concis.

Pour le coté scientifique, si ca interesse, de l'instabilité:

Une étoile fourni son énergie à partir du Deuterium par réaction de fusion, deux atome de deuterium donnant un atome helium3.

Le probleme c'est que en fin de vie une étoile n'a plus assez d'hydrogéne dans le noyau, et vue la réaction cité plus haut, le noyau devient moins dense, 4 proton pour donné un atome d'helium. L'étoile va alors se comprimé pour compenser la pression des couches externes.

Mais en se comprimant, les atome d'hydrogène des couches proche du noyau se rapprochent alors. Or en étant éloigné du noyau, ces couche ne peuvaient pas déclencher la réaction de fusion vu que la température était trop basse. En se rapprochant, elles atteignent la température nécessaire et la réaction recommence, donc la luminosité de l'étoile augmente aussi.

Cependant il arrive un instant T où il n'y a plus assez de proton (ceux du Deuterium) pour pouvoir continuer la réaction. A partir de ce moment le noyau se contracte pour équilibrer les force de pression. Encore une fois les couches les plus éloignées vont pouvoir atteindre la bonne température pour la fusion, c'est l'enveloppe géante. A ce moment le noyau est "éteint" (y'a plus d'hydrogène) mais transforme son énergie gravitationelle en énergie thermique (toute énergie peut se transformer en une autre énergie). Avec cette nouvelle source d'énergie et l'énergie de la fusion de l'enveloppe, les couche de gaz extérieur vont alors être expulsé : le noyau se dilate et l'étoile grossi. Et vu qu'elle grossie, la température et la densité baisse, ce qui se traduit par un décalage vers le rouge.

Ensuite vient la fusion de l'helium, vu que l'enveloppe se dilate, le noyau compense en se contractant et sa masse augmente en gagnant les nouveaux atomes d'helium dû à la fusion des couches externes. On arrive alors à une température et une pression suffisante pour la fusion de l'helium (on nomme cette réaction "processus triple alpha") Avec 2 atome de He4 on obtient le berillium8, mais étant instable il va continuer de réagir avec l'helium4 pour donné le carbone12 (stable puisque c'est le bon numéro atomique), mais la réaction peut continuer pour obtenir l'oxygène (numéro=16), le néon (numéro =20) ...

et voilà, maintenant on se retrouve avec de l'hydrogène H, du carbone C et de l'oxygène O. CHO : c'est la base de la vie sur Terre, et c'est aussi ces réaction qui vont nous détruire lors de la fin de vie de notre étoile, le Soleil.

Voilà, je pense que pour instabilité maintenant vous avez ce qu'il faut. Une explication clair et concise de Mimata, où pour ceux qui veulent pousser un peu plus loin, l'explication des réactions nucléaire qui engendre cette instabilité.

Nickel !
Bon ben voilà, pour les explications simples, concises et impécises, c'est moi et pour les vrais explications mathématiques et physiques, c'est dave35 Normalement, en mixant les 2, vous devriez arriver à comprendre ce que chacun de nous voulait dire...