Astronomie

Reconstituer l'hydrogène au cœur du soleil

Reconstituer l'hydrogène au cœur du soleil


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Comment l'hydrogène est-il fourni au cœur du soleil ? La zone radiative ne devrait-elle pas empêcher cela ? L'hélium plus lourd ne devrait-il pas remplir le noyau ? Quelle quantité d'hydrogène le soleil peut-il fusionner ?


Il y a très peu de mélange au cœur du Soleil, où la stratification est fixée par transfert de chaleur radiatif (plutôt que convectif). L'hélium plus lourd "remplit le noyau", mais il faut environ 12 milliards d'années pour le faire, période pendant laquelle la concentration d'hélium augmente progressivement.

Au cours de la durée de vie de sa séquence principale, la majeure partie de la production d'énergie a lieu dans les 20 % centraux du Soleil, où environ 600 millions de tonnes de H sont transformées en He chaque seconde. (Vous obtenez ceci en divisant la luminosité solaire par $c^2$ et notez que la chaîne de combustion pp H est efficace à 0,7%.) Si nous prenons cela comme une bonne valeur moyenne sur la durée de vie de la séquence principale (le Soleil était plus faible dans le passé, mais sera plus brillant à l'avenir), nous calculons que $2x 10^{29}$ kg de H est transformé en He, ce qui représente 10 % de la masse solaire et environ 13 % de son H initial.

Une fois que le Soleil s'éloigne de la séquence principale, il brûle plus d'hydrogène dans une enveloppe autour du noyau, et l'enveloppe convective peut mélanger de la matière fraîche dans cette enveloppe. Étant donné que le Soleil devrait laisser derrière lui un $sim 0.5 M_{odot}$ C/O naine blanche en fin de vie, alors au moins la moitié de sa masse aura été traitée par des réactions nucléaires (et probablement plus, puisqu'une partie de la matière traitée est perdue dans le vent solaire pendant la phase de géante rouge).


Combustion d'hydrogène

Combustion d'hydrogène La conversion des noyaux d'hydrogène en noyaux d'hélium et la libération de grandes quantités d'énergie. Combustion d'hydrogène est le processus par lequel le Soleil et les autres étoiles de la séquence principale obtiennent leur énergie.

combustion d'hydrogène - se référant à la fusion de l'hydrogène dans l'hélium, les astronomes font souvent référence à la combustion lorsqu'ils désignent la fusion (voir nucléosynthèse stellaire) .

Combustion d'hydrogène[Éditer]
Articles principaux: réaction en chaîne proton-proton, cycle CNO et combustion du deutérium
Illustration de la séquence de réaction en chaîne proton-proton .

L'étape de combustion d'énergie pour les étoiles de la séquence principale, dans laquelle l'hélium est produit par fusion d'hydrogène dans la région centrale de l'étoile.

La fusion de l'hydrogène en hélium ou en éléments plus lourds.
équilibre hydrostatique.

coquille et noyau de cendres d'hélium existent également dans l'étoile de masse élevée.
Une différence majeure entre une étoile de masse élevée et une étoile de faible masse à ce stade est le flash d'hélium - il n'y a pas d'éclair de fusion d'hélium dans une étoile de masse élevée.
Voici un petit résumé pour les étoiles de grande masse : .

autour du gros noyau d'hélium. L'étoile est à peu près à la fin de sa vie de séquence principale.

dans la coquille, et nous avons le noyau d'hélium. Eh bien, au fur et à mesure que cet hydrogène brûle, il produit de plus en plus d'hélium, et les choses lourdes tombent au centre. C'est un peu comme lorsque vous laissez tomber une pierre dans l'eau, elle descend au fond de l'eau.

La fusion de l'hydrogène (protons) à l'hélium dans le noyau ou les coquilles des étoiles. Les étoiles de la séquence principale fusionnent l'hydrogène à travers la chaîne proton-proton ou le cycle CNO. Il s'agit d'une réaction nucléaire et non d'une « brûlure » ​​ou d'une combustion avec de l'oxygène. une réaction chimique.

L'hydrogène naturel sous forme moléculaire ou combinée contient environ une partie sur 2000 de deutérium, D, un isotope de l'hydrogène qui contient un proton et un neutron dans son noyau.
Symbole : H m.p. 14,01 Ko p.p. 20,28 K d. 0,089 88 kg m-3 (0°C) p.n. 1 heure du matin 1.0079. [DC99]

Kippenhahn & Weigert (1967) ont introduit une première classification des systèmes subissant un échange de masse, selon que la composante perdante de masse dépasse ou non la limite de Roche au cours du carottage.

Pendant ce temps, au cœur de l'étoile, l'hydrogène est épuisé et

ne peut plus se produire. Parce qu'il n'y a plus de réactions nucléaires, le noyau doit se contracter. Cette contraction est un processus lent, mais il en résulte une augmentation de la température du cœur.

Cela élève la température interne de l'étoile et enflamme une coquille de

autour du noyau inerte. Pendant ce temps, le noyau d'hélium continue de se contracter et d'augmenter en température, ce qui entraîne une augmentation du taux de génération d'énergie dans la coque d'hydrogène.

Cependant, ce changement de température dans le

le soleil est très lent ! Dans le livre "Le nouveau système solaire", Kenneth Lang déclare qu'en raison de la contraction et du réchauffement du noyau, la température de surface a augmenté de 300 K au cours des 4,5 milliards d'années.

Ainsi, l'étoile aura un noyau brûlant de l'hélium, un

coquille qui fournira la majeure partie de la luminosité, et une grande enveloppe en expansion de l'atmosphère extérieure.

Finalement, l'hélium dans le noyau s'épuisera à un rythme beaucoup plus rapide que l'hydrogène, et la phase de combustion de l'hélium du Soleil ne sera qu'une fraction du temps par rapport à la

phase. Le Soleil n'est pas assez massif pour commencer la fusion d'éléments plus lourds, et les réactions nucléaires dans le noyau vont diminuer.

Des champs magnétiques puissants pourraient exister autour des étoiles de plus faible masse, qui sont proches du seuil d'allumage pour

à leurs noyaux. Les éruptions stellaires sont causées par des champs magnétiques intenses et tordus qui accélèrent et contiennent des gaz beaucoup plus chauds que la surface d'une étoile.

branche sous-géante La section d'une trajectoire évolutive d'une étoile qui correspond aux changements qui se produisent juste après l'épuisement de l'hydrogène dans son noyau, et le noyau

chauffe les couches externes de l'étoile, ce qui provoque une expansion générale de l'enveloppe stellaire.

Ayant traversé 7 millions d'années de sa vie en tant que

étoile et les 700 000 dernières années en tant qu'étoile brûlant de l'hélium, les choses commencent à se produire à la va-vite.

Leur structure se compose d'un minuscule noyau central de carbone et d'oxygène entouré d'un hélium et

coquille, puis une énorme enveloppe convective.
Les astronomes disent que notre Soleil finira par évoluer en une étoile AGB.

noyau (stellaire) Région la plus interne d'une étoile c'est la région dans laquelle

a lieu lorsque l'étoile est sur la SEQUENCE PRINCIPALE. On pense que le noyau du Soleil s'étend sur un quart du rayon solaire. Étoiles de la séquence principale d'environ 1.

Comme la source d'énergie de la géante rouge alterne entre l'hélium et

, l'étoile palpite, poussant des éléments lourds jusqu'à la surface de l'étoile. "Pensez à l'écume de mer poussée sur un rivage par les vagues", a déclaré Rosenfield à Astronomy Now. "Loin de la surface, les éléments lourds peuvent refroidir et former de la poussière." .

Le lieu dans le diagramme H-R- où les étoiles atteignent d'abord la stabilité comme

étoiles.
Zodiaque
Les 12 constellations proches de l'écliptique par lesquelles passe le Soleil.

est le stade thermonucléaire le plus long pour une étoile, il peut durer aussi peu que plusieurs millions d'années pour les étoiles les plus massives, ou aussi longtemps que plusieurs centaines de milliards d'années pour les étoiles les moins massives.

Toutes les réactions nucléaires ne produisent pas la même énergie. Le processus triple-alpha 3 He 4 &rarr C 12 génère une quantité d'énergie relativement faible par rapport à

4 H 1 &rarr He 4. Au fur et à mesure que la teneur en carbone s'accumule dans le noyau, de l'oxygène est produit via .

Par exemple, dans une étoile de 25 masses solaires,

prendrait environ 7 - 106 ans, la combustion de l'hélium 7 - 105 ans, la combustion du carbone 600 ans, la combustion du néon 1 an, la combustion de l'oxygène 6 mois et la combustion du silicium un jour.

Image de White Dwarf Research Corp.
Dans environ 5 milliards d'années, l'hydrogène au centre du Soleil commencera à s'épuiser. L'hélium sera comprimé. Cela accélérera la

. Notre étoile va lentement se transformer en géante rouge. Il mangera toutes les planètes intérieures, même la Terre.

Séquence principale : où se trouvent la plupart des étoiles, allant du coin inférieur droit au coin supérieur gauche. Les stars passent la majeure partie de leur vie sur la séquence principale, dans le

phase. Pouvez-vous trouver le Soleil le long de la séquence principale ?

À mesure qu'une étoile semblable au Soleil vieillit, elle utilise l'hydrogène de son cœur et le brûle dans une coquille à l'extérieur du cœur. Il commence également à cuire l'hélium, un sous-produit de

qui s'accumule dans le noyau. Comme c'est pratique d'incinérer un combustible pour en faire un autre ! .

La température est d'environ 15 millions de °C. À cette température, la fusion nucléaire se produit, transformant quatre noyaux d'hydrogène en un seul noyau d'hélium plus BEAUCOUP d'énergie. Cette "

" libère des rayons gamma (photons de haute énergie) et des neutrinos (particules sans charge et presque sans masse).

une ingénierie qui consiste à contrôler l'évolution et les propriétés des étoiles, notamment pour les stabiliser, prolonger leur durée de vie, manipuler le vent stellaire, décoller de la matière utile ou créer de nouvelles étoiles. Les méthodes typiques incluent le soulèvement des étoiles ou le mélange du noyau stellaire avec le matériau de l'enveloppe pour faire

Finalement, la température devient suffisamment élevée pour que les réactions thermonucléaires commencent si la masse de la protoétoile est trop petite pour élever la température au point d'inflammation de la réaction thermonucléaire, le résultat est une naine brune ou une étoile défaillante. Dans ces réactions thermonucléaires, vaguement appelées

Donc, si un amas globulaire a plus de 10 millions d'années, alors tout son

les étoiles seront moins massives que 10 masses solaires. Cela implique qu'aucune étoile brûlant de l'hydrogène ne sera plus de 1 000 fois plus brillante que le Soleil.

Par exemple, la combustion de l'hélium peut avoir lieu dans le cœur (où l'hydrogène a été épuisé) avec une enveloppe de

l'entourant. Il peut y avoir plus d'une région de combustion des obus, chaque obus ayant ses propres réactions nucléaires.

Étoile supergéante Une étoile plus grosse qu'environ 10 masses solaires deviendra une étoile supergéante à la fin de sa vie comme


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La longue montée depuis le noyau du soleil

Vous avez peut-être remarqué que le Soleil a deux caractéristiques évidentes : il est brillant et il fait chaud. Ces deux choses sont liées. La source de la chaleur du Soleil n'a été comprise qu'au milieu du 20 e siècle, lorsque la fusion nucléaire a été analysée mathématiquement pour la première fois. Même si aujourd'hui encore, nous ne comprenons pas complètement ce qui se passe à l'intérieur du Soleil, nous en avons une assez bonne compréhension. Fondamentalement, les noyaux des atomes d'hydrogène sont comprimés ensemble si fort qu'ils fusionnent pour former des atomes d'hélium (le processus réel est un peu plus compliqué, mais la fusion à l'hélium est le résultat final). Cela libère un tout petit peu d'énergie. Du moins, minuscule quand on ne le fait qu'une seule fois. Mais le Soleil convertit des millions de tonnes d'hydrogène en hélium dans son noyau chaque seconde, et donc beaucoup d'énergie est libérée. Cette énergie est sous forme de photons, ou de lumière.


Ces photons doivent se frayer un chemin du cœur du Soleil à la surface. C'est une distance de 700 000 kilomètres, soit presque le double de la distance de la Terre à la Lune, vous pouvez donc vous attendre à ce que cela prenne un certain temps. Vous ne vous attendez peut-être pas à combien de temps cela prend. Le centre du Soleil est extrêmement dense et un photon ne peut parcourir qu'une infime distance avant de se heurter à un autre noyau d'hydrogène. Il est absorbé par ce noyau et réémis dans une direction aléatoire. Si cette direction revient vers le centre du Soleil, le photon a perdu du terrain ! Il sera réabsorbé, puis réémis, encore et encore, des milliards de fois. Le chemin qu'il suit s'appelle une « marche aléatoire » (ou parfois une « marche d'ivrogne »). Il finit par remonter à la surface, mais cela prend beaucoup de temps : le photon moyen peut rebondir à l'intérieur du Soleil pendant 40 000 ans ! * Donc la lumière que vous voyez du Soleil est vraiment très ancienne. Les photons ont été émis pour la première fois bien avant le début de notre civilisation !

* Dans ce Snack, j'ai d'abord dit qu'il fallait un million d'années pour qu'un photon sorte. Depuis lors, j'ai trouvé des articles plus récents qui montrent que cela prend beaucoup moins, peut-être même aussi peu que 17 000 ans. 40 000 est un nombre qui me semble être le mieux supporté, mais qui sait ? Peut-être que les futurs articles affineront encore plus le temps.

Vous souhaitez en savoir plus sur le Soleil ? La page "Les neuf planètes" de Bill Arnett est le guide définitif de notre système solaire.


Que se passe-t-il à l'intérieur de notre Soleil ?

La lumière et l'énergie du soleil sont les raisons pour lesquelles nous sommes ici pour étudier l'astronomie en premier lieu. Sans le Soleil, il n'y aurait pas de système solaire, pas de planètes et sûrement pas de vie du tout. L'énergie du Soleil voyage pour 1 UA (150 millions de km) vers notre planète, et c'est une quantité énorme.

Cette énorme quantité d'énergie (et de lumière = photons) ne peut pas être expliquée par la réaction chimique plus familière qui a lieu, par exemple, lorsque quelque chose brûle dans les flammes (les flammes émettent également de la lumière). S'il s'agissait d'une réaction chimique, afin de produire une quantité d'énergie aussi massive, le Soleil devrait brûler des milliards de fois plus de matière qu'il n'en contient réellement. La taille de notre étoile ne justifie pas une telle hypothèse et même ainsi, la matière brûlante ne suffirait jamais à atteindre une telle intensité.

Mais supposons que la combustion chimique est ce qui se passe à l'intérieur du Soleil. Le combustible utilisé dans un tel procédé (l'hydrogène) serait épuisé depuis longtemps. Pourquoi? Faisons quelques calculs :

On connait la masse du Soleil (vérifier ici) = 2 × 10 30 Kg

et nous connaissons la luminosité solaire (vérifiez ici) = 3,9 × 10 26 Joules par seconde.

Donc parce qu'un atome d'hydrogène dégage une énergie de 10 -19 joules, si on divise la production totale d'énergie (luminosité) par la quantité d'énergie produite par un seul atome, on a :

luminosité / production d'un seul atome =

3,9 × 10 26 Joules par seconde / 10 -19 joules = 3,9 × 10 45 atomes par seconde brûlés.

Maintenant, parce que le Soleil est composé d'environ 10 57 atomes (il suffit de diviser la masse du Soleil par la masse d'un seul atome d'hydrogène), le temps qu'il faudrait pour brûler toute sa masse serait :

10 57 / 3,9 x 10 45 = 3 x 10 11 secondes !

Cela fait environ 10 000 ans, les amis. Ça ne marche pas, n'est-ce pas ? La Terre est beaucoup plus ancienne que cela, tout comme le Soleil.

Par conséquent, il doit y avoir quelque chose de différent dans notre étoile : fusion thermonucléaire, qui transforme une infime quantité de masse en une grande quantité d'énergie (m multiplié par c au carré, la vitesse de la lumière = 3 × 10 8 m/s), selon Einstein’s : E=mc 2 .

Parce que le Soleil est principalement constitué de l'élément le plus commun de l'univers (l'hydrogène), le combustible pour une telle fusion est bien l'hydrogène (numéro 1 dans la table des périodes des éléments, portant 1 électron et un noyau de 1 proton et 1 neutron). La fusion thermonucléaire dans le Soleil est essentiellement une production constante d'hélium (He, numéro atomique 2) en fusionnant quatre atomes d'hydrogène :

4 H → He + énergie. La fusion se produit à des températures extrêmement élevées, supérieures à 10 7 K, car l'énergie thermique elle-même est responsable des collisions des atomes qui surmontent en effet leur répulsion électrique.

Le résultat de cette fusion, comme je l'ai écrit, produit de l'hélium avec un sous-produit d'énergie, en termes de neutrinos et de photons (donc de la lumière). Un peu plus profondément, tant que notre étoile reste dans la séquence principale, la fusion de l'hydrogène qui s'effectue comporte trois étapes dont chacune libère de l'énergie : la chaîne proton-proton. Je vais essayer de l'illustrer brièvement :

Nous devons penser à l'hydrogène en termes d'isotope le plus simple, où il n'est composé que d'un proton et d'un électron, appelé isotope 1 H.

Deux protons (noyaux H) entrent en collision : 1 H + 1 H → 2 H + + γ + e+. Un proton se transforme en neutron et forme un isotope d'hydrogène 2 H (deutérium) libérant un neutrino et 1 positon (qui disparaîtront, s'annihilant avec un autre électron et produisant 2 photons gamma (qui entretiennent la chaleur interne du Soleil) .

2 H entre en collision avec un troisième proton : 2 H + 1 H → 3 He + γ (produisant un isotope d'hélium et un photon gamma (contribuant également à la chaleur interne de l'étoile).

3 Il entre alors en collision avec un autre 3 He : 3 He + 3 He → 4 He + 1 H + 1 H (un autre isotope d'hélium et 2 protons d'hydrogène). En d'autres termes, il faut six noyaux 1 H pour produire les deux noyaux 3 He qui se combinent pour produire 4 He et deux autres noyaux qui retournent à leur état 1 H d'origine, prêts à être impliqués dans le même processus ailleurs. Une quantité massive d'énergie et de neutrinos est produite dans le processus.

Passons maintenant à la partie amusante.

Compte tenu des données dont nous disposons, quelle quantité d'hydrogène est réellement convertie en hélium chaque seconde ?

Commençons par les petites pièces et progressons jusqu'à la situation dans son ensemble.

Nous avons vu que 4 atomes d'hydrogène produisent 1 atome d'hélium. Combien pèse un atome d'hydrogène ? En gros, un atome d'hydrogène pèse 1,67325 × 10 -27 kg.

Donc, 4 × 1 H = 6,693 × 10 -27 kg.

1 atome d'hélium pèse 6,645 × 10 -27 kg.

Nous pouvons dire sans risque que lors de la fusion thermonucléaire de 4 atomes d'hydrogène en 1 atome d'hélium, une quantité de 0,048 × 10 -27 kg est perdue (vraiment perdue ? Non, elle se transforme en énergie, la même énergie que nous utilisons pour bronzer en été).

Alors, quelle part de la masse initiale est transformée en énergie pure ?

6,693 × 10 -27 : 100 = 0,048 × 10 -27 : x

En d'autres termes, pour chaque fusion thermonucléaire de 4 atomes d'hydrogène en 1 atome d'hélium, 0,7% de la masse initiale est transformée en énergie.

Combien d'énergie ? Rappelez-vous : E = mc 2

0,048 × 10 -27 kg × (3 x 10 8 m/s) 2 = 4,3 × 10 -12 joules

Et 1 kg d'hydrogène ? Quelle énergie produirait-il avec la fusion thermonucléaire ?

L'énergie produite, on l'a vu, n'est que de 0,7% de la masse initiale. Ainsi, 0,7% de 1 kg est de 0,007 kg.

E=mc 2 = (0,007 kg) × (3 x 10 8 m/s) 2 = 6,3 × 10 14 joules par kg.

Maintenant, parce que l'énergie totale (luminosité) produite par le Soleil est de 3,9 × 10 26 Joules par seconde, nous pouvons facilement calculer combien truc (en kg) est consommé par seconde :

3,9 × 10 26 Joules par seconde / 6,3 × 10 14 joules par kg = 6 × 10 11 kg par seconde !

En d'autres termes, le Soleil convertit 600 millions de tonnes d'hydrogène en hélium chaque seconde !
Quelle est la durée de vie de notre soleil

Nous avons vu que le Soleil utilise 600 millions de tonnes métriques d'hydrogène chaque seconde mais, afin de calculer la durée de vie du Soleil, nous devons évaluer quel pourcentage de la masse du Soleil est disponible pour la conversion d'énergie.

Eh bien, seul l'hydrogène dans le noyau est converti en hélium car il se trouve dans le noyau du Soleil uniquement où nous pouvons trouver suffisamment de température et de pression pour que la fusion thermonucléaire se produise. Ainsi, nous estimons que seulement 10 % de la masse du Soleil est utilisée.

10% M☉ = 0,1 × 1,989 × 10 30 kg = 1.989 × 10 29 kg

Ainsi, nous pouvons diviser le montant total de “trucs” qui est disponible pour la conversion par combien “stuff” est converti chaque seconde :

1.989 × 10 29 Kg / 6 × 10 11 Kg = 3.315 × 10 17 secondes = 10 10 ans (10 milliards d'années)

Puisque notre Soleil a déjà environ 4,5 milliards d'années, on peut dire que notre étoile est à son âge moyen, elle convertira encore l'hydrogène en hélium pendant encore 5 milliards d'années, au moins.


Comment le soleil produit-il de l'énergie ?

Il y a une raison pour laquelle la Terre est le seul endroit du système solaire où la vie est connue pour pouvoir vivre et prospérer. Certes, les scientifiques pensent qu'il pourrait y avoir des formes de vie microbienne ou même aquatique vivant sous les surfaces glacées d'Europe et d'Encelade, ou dans les lacs méthane de Titan. Mais pour le moment, la Terre reste le seul endroit que nous connaissons qui a toutes les bonnes conditions pour que la vie existe.

L'une des raisons en est que la Terre se trouve dans la zone habitable de notre Soleil (alias "Zone Boucles d'Or"). Cela signifie qu'il est au bon endroit (ni trop près ni trop loin) pour recevoir l'abondante énergie du Soleil, qui comprend la lumière et la chaleur qui sont essentielles aux réactions chimiques. Mais comment exactement notre Soleil produit-il cette énergie ? Quelles étapes sont impliquées et comment cela nous parvient-il ici sur la planète Terre ?

La réponse simple est que le Soleil, comme toutes les étoiles, est capable de créer de l'énergie car il s'agit essentiellement d'une réaction de fusion massive. Les scientifiques pensent que cela a commencé lorsqu'un énorme nuage de gaz et de particules (c'est-à-dire une nébuleuse) s'est effondré sous la force de sa propre gravité, connue sous le nom de théorie de la nébuleuse. Cela a non seulement créé la grosse boule de lumière au centre de notre système solaire, mais a également déclenché un processus par lequel l'hydrogène, collecté au centre, a commencé à fusionner pour créer de l'énergie solaire.

Techniquement connu sous le nom de fusion nucléaire, ce processus libère une quantité incroyable d'énergie sous forme de lumière et de chaleur. Mais obtenir cette énergie du centre de notre Soleil jusqu'à la planète Terre et au-delà implique quelques étapes cruciales. En fin de compte, tout se résume aux couches du Soleil et au rôle que chacune d'elles joue pour s'assurer que l'énergie solaire arrive là où elle peut aider à créer et à maintenir la vie.

Le noyau :
Le noyau du Soleil est la région qui s'étend du centre jusqu'à environ 20 à 25 % du rayon solaire. C'est ici, dans le noyau, que l'énergie est produite par les atomes d'hydrogène (H) convertis en molécules d'hélium (He). Ceci est possible grâce à la pression et à la température extrêmes qui existent dans le cœur, qui sont estimées à l'équivalent de 2 50 milliards d'atmosphères (25,33 billions de KPa) et 15,7 millions de kelvin, respectivement.

Le résultat net est la fusion de quatre protons (molécules d'hydrogène) en une particule alpha - deux protons et deux neutrons liés ensemble en une particule identique à un noyau d'hélium. Deux positons sont libérés de ce processus, ainsi que deux neutrinos (qui changent deux des protons en neutrons) et de l'énergie.

Le noyau est la seule partie du Soleil qui produit une quantité appréciable de chaleur par fusion. En fait, 99% de l'énergie produite par le Soleil a lieu à moins de 24% du rayon du Soleil. À 30 % du rayon, la fusion s'est presque entièrement arrêtée. Le reste du Soleil est chauffé par l'énergie qui est transférée du noyau à travers les couches successives, atteignant finalement la photosphère solaire et s'échappant dans l'espace sous forme de lumière solaire ou d'énergie cinétique de particules.

Le Soleil libère de l'énergie à un taux de conversion masse-énergie de 4,26 millions de tonnes métriques par seconde, ce qui produit l'équivalent de 38 460 septillions de watts (3,846 × 10 26 W) par seconde. Pour mettre cela en perspective, cela équivaut à environ 9,192 × 10 10 mégatonnes de TNT par seconde, soit 1 820 000 000 Tsar Bombas – la bombe thermonucléaire la plus puissante jamais construite !

La structure intérieure du Soleil. Crédit : Wikipédia Commons/kelvinsong

Zone radiative :
C'est la zone immédiatement à côté du noyau, qui s'étend jusqu'à environ 0,7 rayon solaire. Il n'y a pas de convection thermique dans cette couche, mais le matériau solaire de cette couche est suffisamment chaud et dense pour que le rayonnement thermique soit tout ce qui est nécessaire pour transférer la chaleur intense générée dans le noyau vers l'extérieur. Fondamentalement, il s'agit d'ions d'hydrogène et d'hélium émettant des photons qui parcourent une courte distance avant d'être réabsorbés par d'autres ions.

Les températures chutent dans cette couche, passant d'environ 7 millions de kelvins plus près du cœur à 2 millions à la limite de la zone convective. La densité chute également dans cette couche au centuple de 0,25 rayon solaire au sommet de la zone radiative, passant de 20 g/cm³ au plus près du cœur à seulement 0,2 g/cm³ à la limite supérieure.

Zone de convection :
Il s'agit de la couche externe du Soleil, qui représente tout au-delà de 70 % du rayon solaire interne (ou de la surface à environ 200 000 km au-dessous). Ici, la température est plus basse que dans la zone radiative et les atomes plus lourds ne sont pas complètement ionisés. En conséquence, le transport de chaleur radiatif est moins efficace et la densité du plasma est suffisamment faible pour permettre aux courants convectifs de se développer.

Pour cette raison, les cellules thermiques montantes transportent la majorité de la chaleur vers la photosphère solaire. Une fois que ces cellules s'élèvent juste en dessous de la surface photosphérique, leur matériau se refroidit, ce qui augmente leur densité. Cela les oblige à retomber à la base de la zone de convection, où ils captent plus de chaleur et le cycle de convection se poursuit.

Illustration de la structure du Soleil et d'une étoile géante rouge, montrant leurs zones convectives. Crédit : ESO

À la surface du Soleil, la température chute à environ 5 700 K. La convection turbulente de cette couche du Soleil est également à l'origine d'un effet qui produit des pôles magnétiques nord et sud sur toute la surface du Soleil.

C'est également sur cette couche que se produisent les taches solaires, qui apparaissent comme des taches sombres par rapport à la région environnante. Ces taches correspondent à des concentrations dans le champ de flux magnétique qui inhibent la convection et font chuter la température des régions de la surface par rapport au matériau environnant.

Photosphère:
Enfin, il y a la photosphère, la surface visible du Soleil. C'est ici que la lumière du soleil et la chaleur qui sont rayonnées et convégées vers la surface se propagent dans l'espace. Les températures dans la couche varient entre 4 500 et 6 000 K (4 230 – 5 730 °C 7646 – 10346 °F). Parce que la partie supérieure de la photosphère est plus froide que la partie inférieure, une image du Soleil apparaît plus lumineuse au centre que sur le bord ou membre du disque solaire, dans un phénomène connu sous le nom d'assombrissement des membres.

La photosphère a des dizaines à des centaines de kilomètres d'épaisseur et est également la région du Soleil où elle devient opaque à la lumière visible. Cela s'explique par la diminution de la quantité d'ions hydrogène chargés négativement (H – ), qui absorbent facilement la lumière visible. Inversement, la lumière visible que nous voyons est produite lorsque les électrons réagissent avec les atomes d'hydrogène pour produire des ions H –.

L'énergie émise par la photosphère se propage ensuite dans l'espace et atteint l'atmosphère terrestre et les autres planètes du système solaire. Ici sur Terre, la couche supérieure de l'atmosphère (la couche d'ozone) filtre une grande partie du rayonnement ultraviolet (UV) du Soleil, mais en transmet une partie à la surface. L'énergie reçue est ensuite absorbée par l'air et la croûte terrestre, chauffant notre planète et fournissant aux organismes une source d'énergie.

La photosphère du Soleil, où la lumière du soleil et la chaleur visibles sont envoyées dans l'espace. Crédit : NASA/SDO/AIA)

Le Soleil est au centre des processus biologiques et chimiques ici sur Terre. Sans cela, le cycle de vie des plantes et des animaux prendrait fin, les rythmes circadiens de toutes les créatures terrestres seraient perturbés et avec le temps, toute vie sur Terre cesserait d'exister. L'importance du Soleil est reconnue depuis la préhistoire, de nombreuses cultures le considérant comme une divinité (le plus souvent, comme la divinité principale de leurs panthéons).

Mais ce n'est qu'au cours des derniers siècles que les processus qui alimentent le Soleil ont été compris. Grâce aux recherches en cours menées par les physiciens, les astronomes et les biologistes, nous sommes désormais en mesure de comprendre comment le Soleil produit de l'énergie et comment il la transmet à notre système solaire. L'étude de l'univers connu, avec sa diversité de systèmes stellaires et d'exoplanètes – nous a également aidé à établir des comparaisons avec d'autres types d'étoiles.

Nous avons écrit de nombreux articles sur le Soleil et l'énergie solaire pour Universe Today. Voici de quelle couleur est le soleil ?, À quelle distance se trouve la Terre du soleil ?, quelques faits intéressants sur le soleil et un sur les caractéristiques du soleil.

Pour ceux qui s'intéressent au vraiment spéculatif et futuriste, voici Pourrions-nous terraformer le soleil ?, et Récolter l'énergie solaire depuis l'espace.

Pour plus d'informations, consultez le Guide d'exploration du système solaire de la NASA sur le Soleil, et voici un lien vers la page d'accueil de la mission SOHO, qui contient les dernières images du Soleil.

Astronomy Cast contient également des épisodes intéressants sur le Soleil. Écoutez ici, l'épisode 30 : Le soleil, les taches et tout, et l'épisode 320 : Les couches du soleil.


Les envahisseurs

Roy Thinnes comme architecte David Vincent

La série télévisée Quinn Martin Les envahisseurs créé le 10 janvier 1967 et a duré deux saisons, le quarante-troisième et dernier épisode de 51 minutes diffusé le 26 mars 1968. Si j'ai déjà vu un épisode de cette série au moment de sa diffusion, je ne m'en souviens certainement pas il. Ce que je fais souviens-toi d'avoir regardé à l'époque Perdu dans l'espace (qui a duré trois saisons du 5 septembre 1965 au 6 mars 1968) et Star Trek (qui a également duré trois saisons du 8 septembre 1966 au 3 juin 1969).

De toute évidence, le public cible de Perdu dans l'espace était des enfants, et étant âgé de 9 à 11 ans pendant sa course, je le regardais régulièrement. En y repensant maintenant, je vois que le spectacle aurait pu être bien meilleur qu'il ne l'était. Les Robinsons, le Major Don West, le Robot, le vaisseau spatial Jupiter 2 étaient tous vraiment cool (je le pense toujours !). Mais aussi bon acteur que soit Jonathan Harris, le personnage du Dr Zachary Smith vient de gâcher la série. Et j'aurais pu me passer des extraterrestres (souvent) incroyablement ringards et de la mauvaise science.

Lorsque Star Trek lancé le 8 septembre 1966 (alors que j'avais 10 ans), je suis gêné d'admettre que je ne l'aimais pas autant que Perdu dans l'espace et raté la plupart des épisodes. Garçon, est-ce que ça a déjà changé ! Une fois que Star Trek est entré en syndication au début des années 1970, j'ai vu tous les épisodes et je suis devenu un fan de longue date, et cela reste aujourd'hui ma série télévisée de science-fiction préférée.

D'une certaine manière, j'ai totalement raté Les envahisseurs à l'époque, mais ayant juste fini de regarder la série en DVD (sans publicité !) du début à la fin, je suis étonné de voir à quel point c'était un bon spectacle. Tout d'abord, Roy Thinnes en tant qu'architecte David Vincent est vraiment exceptionnel. Il fait du spectacle un succès, cela ne fait aucun doute. Ensuite, les scripts sont phénoménaux. Des histoires exceptionnelles qui vous gardent le plus souvent en haleine. Et un fabuleux éventail de guest stars renforce encore le spectacle. N'oublions pas de mentionner la remarquable photographie d'Andrew J. McIntyre.

Si vous n'êtes pas familier avec Les envahisseurs, le principe de base est que des êtres extraterrestres d'un monde mourant viennent sur Terre dans le but d'éradiquer l'humanité et d'en faire leur nouveau monde. Sur Terre, ils peuvent prendre forme humaine et infiltrer la société dans leur quête de domination. David Vincent apprend de leurs plans et se lance dans une quête solitaire et dangereuse pour convaincre ceux au pouvoir que leur menace est réelle et doit être arrêtée.

Tout des épisodes valent la peine d'être regardés, mais voici mes préférés :

  • Doomsday Minus One [Saison 1, Épisode 8]
  • Moonshot [Saison 1, Épisode 15]
  • Mur de cristal [Saison 1, Épisode 16]
  • La rançon [Saison 2, Épisode 15]
  • L'étau [Saison 2, Épisode 22]

Le soleil perd du lithium avec l'âge

Par : Camille M. Carlisle 1er septembre 2013 10

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Les observations de deux jumeaux solaires - un vieux et un jeune - confirment que le Soleil a probablement détruit son lithium au fil du temps.

Deux expositions se combinent pour créer cette image de HIP 102152, située à 250 années-lumière de la Terre dans la constellation du Capricorne. HIP 102152 est un jumeau solaire proche, sauf qu'il a près de quatre milliards d'années de plus.

ESO / Digitized Sky Survey 2 Remerciements : Davide De Martin

le lithium manquant de l'univers. Mais le lithium est aussi un fauteur de troubles dans le système solaire. Sur la base de météorites primitives qui enregistrent la composition de la nébuleuse à partir de laquelle le système solaire s'est formé, le Soleil semble avoir détruit plus de 99% de son lithium initial.

Ce lithium manquant est un problème différent de celui du lithium cosmique. The old stars that are used to estimate the universe’s primordial lithium levels still have something like 150 times more of the isotope lithium-7 than the Sun does.

Astronomers have mused over how the Sun lost so much lithium for a while. Studies of other stars have suggested that the Sun might have destroyed its lithium as it grew older. A new study in the September 10th issue of Astrophysical Journal Letters supports that idea.

TalaWanda Monroe (University of São Paolo, Brazil) and colleagues used the UVES spectrograph on the Very Large Telescope to study the chemical makeup of two Sun-like stars, HIP 102152 (in Capricornus) and 18 Sco. They found that HIP 102152 is perhaps the closest solar twin yet studied — except for two things: its age and its lithium level.

HIP 102152 is 8.2 billion years old, 3.6 billion years older than the Sun and about to transition to its golden years, when it stops fusing hydrogen in its core. Its lithium level is vraiment low, about one-fourth the Sun’s.

Conversely, 18 Sco is only 2.9 billion years old and has nearly four times more lithium than the Sun does.

Given the close agreement of the level of other elements in the three stars, age seems to be a key factor in this development. “We’re pretty sure that lithium is somehow destroyed as a star ages,” Monroe says. The team is currently looking at more than a dozen other solar twins of different ages to see whether the correlation holds up.

Lithium is a fragile element, destroyed at temperatures above about 2.5 million Kelvin. This temperature is much lower than that required to destroy other elements found in the Sun, such as carbon and oxygen. But it’s also more than 300 times hotter than the Sun’s surface. The lithium would need to sink deep into the Sun to reach such temperatures.

The problem is, the Ferris-wheel-like motion that carries material from the interior to the surface and back again shouldn’t drag lithium deep enough into the star to hit these temperatures, at least according to standard solar models. But this so-called convective zone doesn’t exist in isolation: it’s above the hot radiative core, which has different properties than the overlying convective layer. Astronomers have suggested various mechanisms to encourage mixing between these two regions and heat up the bottom of the convective zone, but the right explanation is hard to pin down. Given the new observations, the heating definitely looks like it’s happening.

This destruction — however it happens — probably has no bearing on the cosmic lithium problem, says Christopher Howk (University of Notre Dame): the stars used to measure the universe’s lithium levels shouldn’t have outer convective zones.

And while the authors raise the question of whether the low, solar-like levels of lithium and rocky-body elements in HIP 102152 suggest it might have terrestrial planets, there’s debate about whether that connection exists.

Watch the video the ESO put together to show how a Sun-like star will develop with age (from presolar nebula on left to red giant on right), with markers showing where the Sun and the other two stars lie:


Replenishing hydrogen in the core of the sun - Astronomy

Helium is produced in the fusion of hydrogen. As shown in the proton-proton fusion chain diagram above, there are two other particles produced. One is the "positron" and the other is a "neutrino". A positron is the antimatter counterpart of the electron. It has the same mass as an electron but the opposite charge. When it collides with an electron, they annihilate each other converting all of their mass into energy.

The photons produced in nuclear reactions take about a million years to move from the core to the surface. The photons scatter off the dense gas particles in the interior and move about a centimeter between collisions. In each collision they transfer some of their energy to the gas particles. By the time photons reach the photosphere, the gamma rays have become photons of much lower energy---visible light photons. Because the photons now reaching the surface were produced about a million years ago, they tell us about the conditions in the core as it was a million years ago. The other particle produced in nuclear reactions has a less tortuous path out of the core.

UNE neutrino is a very low-massparticle that rarely interacts with ordinary matter. Neutrinos travel extremely fast---slightly less than the speed of light. Because they travel so fast and interact so rarely with matter, neutrinos pass from the core of the Sun to the surface in only two seconds. They take less than 8.5 minutes to travel the distance from the Sun to the Earth. If you could detect them, the neutrinos would tell you about the conditions in the Sun's core as it was only 8.5 minutes ago (much more current information than the photons!).

The problem with neutrinos is that they have a very low probability of interacting with matter. A neutrino could pass through a light year of lead and not be stopped by any of the lead atoms! However, there are A LOT of neutrinos produced by the Sun. Take a look at your pinky finger. In one second several trillion neutrinos passed through your pinky (did you feel them?). Do not worry, the neutrinos did not damage anything. The great majority of neutrinos pass right through the materials around you.


Homestake Gold Mine Neutrino Experiment (courtesy of R. Davis, Brookhaven National Laboratory).


Replenishing hydrogen in the core of the sun - Astronomy

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Transcript for Q & BA Episode 2: Journey to the Center of the Sun

Salut. Phil Plait from BadAstronomy.com here. Welcome to episode 2 of Q & BA, where I answer your questions about astronomy.

Now, reader Chris Piccula wrote in and asked, "What is the density at the center of the sun? Can it be compared to an every day substance on Earth, like solid metal or liquid?"

The center of the sun has a density of about 150 grams per cubic centimeter. Now, 150 grams for you American listeners out there, is about 5 oz, a third of a pound. For the rest of the world, it's 150 grams ::eye roll::

Now, a cubic centimeter is about this big [holding up a mini marshmallow]. This is a mini marshmallow, and it really is about a cubic centimeter. So at the center of the sun, this would weigh about 150 grams. Now, if I were to fill this with water, water has a density of 1 gram/cm 3 , so this would weigh about 1 gram, and the sun would have about 150 times the density of that.

Well, water's not terribly dense. You can probably think of something denser, like iron, right? Well, I happen to have something like that here. This is a meteorite [holding up a roughly fist sized meteorite]. Really is. It fell in Argentina about 6,000 years ago (I got it on Ebay ). It weighs about 1,200 grams, about 3 pounds and it's made of almost solid iron. Now, it has a density of about 8 grams/cm 3 . It's hefty. It's dense. But the sun is about twenty times denser than this in its core. So if I were to take this and convert it into the stuff that's in the center of the sun, it would weigh about 50 pounds. I would barely be able to lift it, let alone hold it like this. So the sun is really, incredibly dense.

Now how do we know this? Well, we know that the sun is a gas. It's a hot gas and the laws that govern the behavior of gasses, they've been known for a long time. In fact, this was all done over 100 years ago. You can calculate an object, a ball of gas the size of the sun, how dense it would be in the center. And it's interesting because, these laws, they tell you a lot about the sun. For example, we know that the sun has enough energy inside of it, to heat it up to a surface temperature of about 6,000 degrees Kelvin.

Well, by knowing how much stuff is in it and the surface temperature, you can say to yourself, "If I take a ball of gas, that size and that hot, and just let it sit there, it will radiate away its heat. How long will that take for it to just cool off?"

The answer is about a million years, very roughly. And that interesting because even then, even a hundred years ago and more, they knew the earth was older than a million years because we knew about evolution and that that took beaucoup longer than a million years [caption on screen reads, "Yes, we KNOW about evolution. Deal with it."]. And a lot of geology was indicating that the Earth was much older than a million years.

Well, you'd expect the sun to be at least as old as the Earth, so if you figure the sun is just sitting there and it would die in a million years, that can't be right. There must be some energy source inside the sun, which is replenishing the heat, the energy that's lost. But back then they didn't know what it was.

Well, a few years later, this guy comes along by the name of Einstein (you might have heard of him) and he came up with this equation, E = mc 2 , and what this means is that you can take mass and convert it to energy. And the c 2 is the speed of light squared which is a huge number. And what that means is that a little bit of mass can make a lot of energy. And it turns out, we know how that works.

You can convert mass to energy by fusing the nuclei of atoms together. So let's go back to my mini-marshmallow and say that it is a hydrogen nucleus [Note: not to scale]. And if I take four of these guys. Oups. I had five there. I don't want to make five, I want to make four. If I take four of these guys and squish them together, I can make a helium nucleus. Now really, it's a little more complicated than that, but in the end, that's what happens Four hydrogen atoms become one helium atom, one helium nucleus that is. And that releases a little bit of energy. A little bit of the mass is converted to energy.

Well, we know how much energy fusion releases. We know how much energy the sun gives off every second. And that means we can calculate how much hydrogen is converted into helium in the core of the sun, and we know that's how the sun is generating energy.

When you do these calculations, you find out that the sun is converting 700,000,000 tons of hydrogen into 695,000,000 tons of helium, every single second. Five million tons of mass is being converted into energy every second of every day in the center of the sun.

Now, five million tons is roughly the weight of about seven supertankers, filled with oil. Imagine seven supertankers. Now the oil companies would have you think that burning oil is an efficient way to heat a city and I'm here to tell you that if you convert them into energy, you can power a star. Go fusion! Little more efficient.

Well, that's pretty interesting, but those are huge numbers. It's pretty hard to understand these numbers, right? Let's bring it a little more down to Earth. Let's go back to my mini-marshmallow. If I were to take one cubic centimeter of water, one gram of water, convert it into energy using E = mc 2 , how much energy would it produce? The answer is about 20,000 tons of TNT exploding. That's how much energy this would make and it turns out that's about the same as the yield of the atomic bombs that were dropped on Nagasaki and Hiroshima back in World War 2, pretty substantial amount of energy.

If I were to take a regulation size recycling bin [holds up a recycling bin] this is actually my recycling bin, you can see I recycle. If I were to fill this with water and convert this to energy, it would yield about 540 million tons of TNT worth of energy. Five hundred and forty megatons. Now, it turns out that all of the nuclear weapons ever exploded on the Earth, have yielded about five hundred and ten megatons. So converting this much water into energy would be the total of all the nuclear bombs ever detonated on Earth.

Trash bin. Trash bin. Converted into energy. All the nuclear weapons. Bang!

That's an incredible amount of energy and yet it is dwarfed, dwarfed, by what the sun is doing every second of every day. You know, there are a lot of people who say the sun is an "average star." You've probably heard this, "It's an average star." And I'm thinking: Five million tons of mass, converted into energy, every single second of every single day. For billions of years. Billions of years!


The Final Stages of the Evolution of a Sun-like Star

After the red giant phase, low mass stars follow a different evolutionary path than more massive stars. For this reason, we are going to first consider what happens to low mass (less than 8 times the mass of the Sun) stars as they progress past the red giant phase. To really study and understand stellar evolution in detail, you would want to subdivide stars more finely. That is, you would want to separately consider the evolution of stars of 0.1, 0.5, 1.0, 1.5, 2.0, 3.0, 5.0, and 8.0 solar masses, for example, and you would find differences between each. We are going to continue using a solar mass star as our example for low mass stellar evolution, but you should realize that the details of the evolution of stars of 0.5 solar masses or 5.0 solar masses deviate from the general description presented below.

During the red giant phase of a star's lifetime, the core is not in equilibrium. All of the fusion is occurring in a shell outside of the helium core, so there is no energy generation or outward radiation pressure to support the helium core. For this reason, the core of the star continues to collapse during the red giant phase. Collapse means an increase in temperature and density in the core. In many low mass stars (from about 0.5 - 3.0 solar masses), the core can be compressed to the point that it becomes a degenerate gas. This has important consequences in stellar evolution, so I will briefly describe what this means.

The gas inside stars is a soup of atomic nuclei and free electrons. If you compress a gas of this type to a high enough density, you have to use two of the laws of quantum mechanics to describe its behavior. These say:

  1. Like electrons bound in an atom, the free electrons can only have certain energies that you can represent as energy levels similar to the energy level diagrams we used in our study of the Bohr model of the atom.
  2. No two identical electrons can be found in the same energy level (the Pauli Exclusion Principle). Electrons can have two different spins, which each have a slightly different energy, so you can have two and only two electrons per energy level, one with spin up, the other with spin down.

The net effect of these two quantum mechanical effects is that when the gas has been compressed to the point where many of the lower energy levels have been filled, it begins to resist compression. Even though the physical state is still that of a gas, it is harder to compress a degenerate gas than solid steel!

Vous voulez en savoir plus ?

For more detail on degenerate gases, see Stellar Remnants at www.astronomynotes.com.

At some point after the core has become degenerate, the core temperature reaches approximately 100 million kelvin, creating the proper conditions for three helium nuclei to fuse together to form one carbon nucleus (these carbon nuclei can also fuse with an additional helium nucleus to form one oxygen nucleus). This is referred to as the triple-alpha process, and it is an alternative fusion process to the proton-proton chain you learned about previously. In stars with degenerate cores, when this triple-alpha process begins, the entire core ignites at once in what is known as the helium flash. The star is now in the core helium fusion phase of its lifecycle. Contrary to what your intuition might tell you, in this phase, the outer layers of the star actually get smaller and hotter (the helium flash occurs in the core of the star in a very short time period and is not able to be observed directly). As you can see in the HR diagram below (Fig. 6.4), the evolutionary track of a Sun-like star now moves the star back towards the Main Sequence. This region of the HR diagram is called the horizontal branch, because stars in this phase of their evolution populate a narrow, almost horizontal box that extends to hotter temperatures from the red giant region of the diagram.

The horizontal branch phase of a star's life is much shorter than the Main Sequence phase of its lifetime. The star will convert all of its core helium into carbon and oxygen, and then fusion will end once again. The core will again begin to collapse inward with no radiation pressure to support it. Because there is still so much helium and hydrogen outside of the core of the star, after core helium fusion ends, the increased temperature can once again ignite shell helium fusion just outside of the carbon/oxygen core, and shell hydrogen fusion can continue outside of the helium shell. During this second phase of shell fusion, the outer layers of the star will expand again, but this time by an even larger amount. In this phase, the star can be called an asymptotic giant branch star, or sometimes a red supergiant star. For example, the star Antares is an M type supergiant. It has a luminosity 13,000 times that of the Sun.

For low mass stars, this is the final stage of their lifetime in which they generate energy via fusion. Once the helium and hydrogen shell fusion uses up all of the available fuel, the star's life is effectively over. However, the star will still leave behind two visible remnants. In the following table (6.1) we summarize some of the properties of a typical Sun-like star during its energy-generating lifetime:

There is one last property of stars to consider, because it plays a more significant role as stars age this is the stellar wind.

In this movie, we see an artist's impression of the vent solaire, which is the stream of high energy particles being emitted by the Sun's corona. During the Main Sequence lifetime of Sun-like stars, this wind is not very strong—that is, the total amount of mass being lost by the Sun is small. However, during the later phases of a star's evolution, the mass loss rate associated with the stellar wind can increase significantly. By the time of the helium flash, a Sun-like star of initial mass 1.0 MSoleil may have only 0.7 MSoleil remaining. By the time the star has completed its nuclear fusion, there will be a significant amount of expelled gas from its envelope in its immediate vicinity.



Commentaires:

  1. More

    Mais je dirai, pour l'édification de la postérité,

  2. Walwyn

    Excuse pour cela j'interfère ... Je comprends cette question. J'invite à la discussion. Écrivez ici ou dans PM.

  3. Lawson

    Oui en effet. C'était avec moi aussi. Discutons de cette question.

  4. Iov

    merveilleusement

  5. Christien

    Mmm. Je suis entièrement d'accord.



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