structures internes des étoiles de la séquence principale, zones de convection avec des cycles fléchés et zones radiatives avec des éclairs rouges. À gauche une naine rouge de faible masse, au centre une naine jaune de taille moyenne et à droite une étoile massive de la séquence principale bleu-blanc.
Finalement du noyau de l’étoile épuise son approvisionnement en hydrogène et l’étoile commence à évoluer hors de la séquence principale., Sans la pression de rayonnement externe générée par la fusion de l’hydrogène pour contrer la force de gravité, le noyau se contracte jusqu’à ce que la pression de dégénérescence des électrons devienne suffisante pour s’opposer à la gravité ou que le noyau devienne suffisamment chaud (environ 100 MK) pour que la fusion de l’hélium commence. Lequel d’entre eux se produit en premier dépend de la masse de l’étoile.
étoiles de faible massemodifier
ce qui se passe après qu’une étoile de faible masse cesse de produire de l’énergie par fusion n’a pas été directement observé; l’univers est autour de 13.,8 milliards d’années, ce qui est moins de temps (de plusieurs ordres de grandeur, dans certains cas) qu’il n’en faut pour la fusion de cesser de telles étoiles.
des modèles astrophysiques récents suggèrent que les naines rouges de 0,1 M☉ pourraient rester sur la séquence principale pendant environ six à douze Billions d’années, augmentant progressivement à la fois en température et en luminosité, et mettre plusieurs centaines de milliards d’années de plus à s’effondrer, lentement, en une naine blanche. Ces étoiles ne deviendront pas des géantes rouges car l’étoile entière est une zone de convection et elle ne développera pas un noyau d’hélium dégénéré avec une coquille brûlant de l’hydrogène., Au lieu de cela, la fusion d’hydrogène se poursuivra jusqu’à ce que presque toute l’étoile soit de l’hélium.
des étoiles légèrement plus massives se développent en géantes rouges, mais leurs noyaux d’hélium ne sont pas assez massifs pour atteindre les températures requises pour la fusion de l’hélium, de sorte qu’ils n’atteignent jamais la pointe de la branche des géantes rouges. Lorsque la combustion de la coquille d’hydrogène se termine, ces étoiles se déplacent directement de la branche géante rouge comme une étoile post-asymptotique-géante-branche (AGB), mais à une luminosité plus faible, pour devenir une naine blanche. Une étoile avec une masse initiale d’environ 0.,6 M☉ seront en mesure d’atteindre des températures suffisamment élevées pour fusionner l’hélium, et ces étoiles « de taille moyenne » vont à d’autres stades d’évolution au-delà de la branche géante rouge.
étoiles de taille moyenModifier
la piste évolutive d’une masse solaire, métallicité solaire, étoile de la séquence principale à post-AGB
Les étoiles d’environ 0,6-10 M become deviennent des géantes rouges, qui sont de grandes étoiles non de la séquence principale ou m. Les géantes rouges se trouvent le long du bord droit du diagramme de Hertzsprung–Russell en raison de leur couleur rouge et de leur grande luminosité., Les exemples incluent Aldébaran dans la constellation du taureau et Arcturus dans la constellation de Boötes.
Les Étoiles de taille moyenne sont des géantes rouges au cours de deux phases différentes de leur évolution post-séquence principale: les étoiles à branches géantes rouges, avec des noyaux inertes constitués de coquilles à combustion d’hélium et d’hydrogène, et les étoiles à branches géantes asymptotiques, avec des noyaux inertes constitués de coquilles à combustion de carbone et Entre ces deux phases, les étoiles passent une période sur la branche horizontale avec un noyau fusionnant l’hélium., Beaucoup de ces étoiles fusionnant de l’hélium se regroupent vers l’extrémité froide de la branche horizontale sous forme de géantes de type K et sont appelées géantes à amas rouges.
Subgiant phaseEdit
quand une étoile épuise l’hydrogène dans son noyau, elle quitte la séquence principale et commence à fusionner l’hydrogène dans une coquille à l’extérieur du noyau. Le noyau augmente en masse à mesure que la coque produit plus d’hélium., Selon la masse du noyau d’hélium, cela continue pendant plusieurs millions à un ou deux milliards d’années, l’étoile se dilatant et se refroidissant à une luminosité similaire ou légèrement inférieure à son état de séquence principale. Finalement, soit le noyau dégénère, dans les étoiles autour de la masse du soleil, soit les couches externes se refroidissent suffisamment pour devenir opaques, dans les étoiles plus massives. L’un ou l’autre de ces changements provoque une augmentation de la température de la coquille d’hydrogène et une augmentation de la luminosité de l’étoile, à quel point l’étoile se développe sur la branche géante rouge.,
Red-giant-branch phaseEdit
Les couches externes en expansion de l’étoile sont convectives, le matériau étant mélangé par turbulence à partir des régions proches de la fusion jusqu’à la surface de l’étoile. Pour toutes les étoiles sauf les étoiles de plus faible masse, le matériau fondu est resté profondément dans l’intérieur stellaire avant ce point, de sorte que l’enveloppe de convection rend les produits de fusion visibles à la surface de l’étoile pour la première fois., À ce stade de l’évolution, les résultats sont subtils, avec les effets les plus importants, les altérations des isotopes de l’hydrogène et de l’hélium, étant inobservables. Les effets du cycle CNO apparaissent à la surface lors du premier dragage, avec des rapports 12C/13c plus faibles et des proportions modifiées de carbone et d’azote. Ceux-ci sont détectables par spectroscopie et ont été mesurés pour de nombreuses étoiles évoluées.
le noyau d’hélium continue de croître sur la branche de la géante rouge., Il n’est plus en équilibre thermique, dégénéré ou supérieur à la limite de Schoenberg-Chandrasekhar, il augmente donc en température, ce qui provoque une augmentation du taux de fusion dans la coquille d’hydrogène. L’étoile augmente en luminosité vers la pointe de la branche géante rouge. Les étoiles de branche géantes rouges avec un noyau d’hélium dégénéré atteignent toutes la pointe avec des masses de noyau très similaires et des luminosités très similaires, bien que les plus massives des géantes rouges deviennent suffisamment chaudes pour déclencher la fusion de l’hélium avant ce point.,
branche Horizontalemodifier
dans les noyaux d’hélium d’étoiles de la gamme de masse solaire 0,6 à 2,0, qui sont largement supportés par la pression de dégénérescence électronique, la fusion de l’hélium s’enflamme sur une échelle de temps de jours dans un flash d’hélium. Dans les noyaux non dégénérés d’étoiles plus massives, l’allumage de la fusion de l’hélium se produit relativement lentement sans flash., L’énergie nucléaire libérée lors du flash d’hélium est très importante, de l’ordre de 108 fois la luminosité du soleil pendant quelques jours et de 1011 fois la luminosité du Soleil (à peu près la luminosité de la Voie Lactée) pendant quelques secondes. Cependant, l’énergie est consommée par la dilatation thermique du noyau initialement dégénéré et ne peut donc pas être vue de l’extérieur de l’étoile. En raison de l’expansion du noyau, la fusion d’hydrogène dans les couches sus-jacentes ralentit et la production totale d’énergie diminue., L’étoile se contracte, mais pas jusqu’à la séquence principale, et elle migre vers la branche horizontale sur le diagramme de Hertzsprung–Russell, rétrécissant progressivement en rayon et augmentant sa température de surface.
Les étoiles Flash D’hélium du noyau évoluent jusqu’à l’extrémité rouge de la branche horizontale, mais ne migrent pas à des températures plus élevées avant d’obtenir un noyau carbone-oxygène dégénéré et de commencer à brûler la coquille d’hélium. Ces étoiles sont souvent observées comme un amas d’étoiles rouges dans le diagramme couleur-magnitude d’un amas, plus chaud et moins lumineux que les géantes rouges., Les étoiles de masse plus élevée avec des noyaux d’hélium plus gros se déplacent le long de la branche horizontale à des températures plus élevées, certaines devenant des étoiles pulsantes instables dans la bande d’instabilité jaune (variables RR Lyrae), tandis que d’autres deviennent encore plus chaudes et peuvent former une queue bleue ou un crochet bleu à la branche horizontale. La morphologie de la branche horizontale dépend de paramètres tels que la métallicité, l’âge et la teneur en hélium, mais les détails exacts sont encore en cours de modélisation.,
Asymptotic-giant-branch phaseEdit
Après qu’une étoile a consommé l’hélium au cœur, la fusion de l’hydrogène et de l’hélium se poursuit dans des coquilles autour d’un noyau chaud de carbone et d’oxygène. L’étoile suit la branche géante asymptotique sur le diagramme de Hertzsprung–Russell, parallèle à l’évolution de la géante rouge d’origine, mais avec une génération d’énergie encore plus rapide (qui dure moins longtemps). Bien que l’hélium soit brûlé dans une coquille, la majorité de l’énergie est produite par la combustion d’hydrogène dans une coquille plus éloignée du cœur de l’étoile., L’hélium de ces coquilles brûlantes d’hydrogène tombe vers le centre de l’étoile et périodiquement la production d’énergie de la coquille d’hélium augmente considérablement. Ceci est connu comme une impulsion thermique et ils se produisent vers la fin de la phase asymptotique-géante-branche, parfois même dans la phase post-asymptotique-géante-branche. Selon la masse et la composition, il peut y avoir plusieurs à des centaines d’impulsions thermiques.
Il y a une phase sur la montée de la branche asymptotique-géante-où une zone convective profonde se forme et peut amener le carbone du noyau à la surface., Ceci est connu comme la deuxième à la drague, et dans certaines étoiles, il peut même être un troisième à débusquer. De cette façon, une étoile de carbone est formée, des étoiles très froides et fortement rougies montrant de fortes raies de carbone dans leurs spectres. Un processus connu sous le nom de combustion à fond chaud peut convertir le carbone en oxygène et en azote avant qu’il ne puisse être dragué à la surface, et l’interaction entre ces processus détermine les luminosités et les spectres observés des étoiles carbonées dans des amas particuliers.,
Une autre classe bien connue d’étoiles asymptotiques à branches géantes sont les variables Mira, qui pulsent avec des périodes bien définies de dizaines à des centaines de jours et de grandes amplitudes jusqu’à environ 10 magnitudes (dans le visuel, la luminosité totale change d’une quantité beaucoup plus petite). Dans les étoiles plus massives, les étoiles deviennent plus lumineuses et la période de pulsation est plus longue, ce qui entraîne une perte de masse accrue, et les étoiles deviennent fortement obscurcies aux longueurs d’onde visuelles. Ces étoiles peuvent être observées comme des étoiles OH/IR, pulsant dans l’infrarouge et montrant une activité OH maser., Ces étoiles sont clairement riches en oxygène, contrairement aux étoiles de carbone, mais les deux doivent être produites par des drague ups.
Post-AGBEdit
la nébuleuse de L’Œil de chat, une nébuleuse planétaire formée par la mort d’une étoile ayant à peu près la même masse que le soleil
ces étoiles de milieu pointe de la branche asymptotique-géante-et à court de carburant pour la combustion de la coquille., Ils ne sont pas suffisamment massifs pour démarrer une fusion de carbone à grande échelle, ils se contractent donc à nouveau, passant par une période de super-vent post-asymptotique-branche géante pour produire une nébuleuse planétaire avec une étoile centrale extrêmement chaude. L’étoile centrale se refroidit ensuite en une naine blanche. Le gaz expulsé est relativement riche en éléments lourds créés dans l’étoile et peut être particulièrement enrichi en oxygène ou en carbone, selon le type de l’étoile. Le gaz s’accumule dans une expansion de la coquille appelée une enveloppe circumstellaire et se refroidit lorsqu’il s’éloigne de l’étoile, permettant aux particules de poussières et de molécules., Avec l’entrée d’énergie infrarouge élevée de l’étoile centrale, des conditions idéales sont formées dans ces enveloppes circumstellaires pour l’excitation maser.
Il est possible que des impulsions thermiques soient produites une fois que l’évolution post-asymptotique-géante-branche a commencé, produisant une variété d’étoiles inhabituelles et mal comprises connues sous le nom d’étoiles asymptotiques-géantes-branche nées de nouveau. Il peut en résulter des étoiles à branches horizontales extrêmes (étoiles Subdwarf B), des étoiles à branches géantes post-asymptotiques déficientes en hydrogène, des étoiles centrales de nébuleuses planétaires variables et des variables R Coronae Borealis.,
Massive starsEdit
image reconstruite D’Antarès, une supergéante rouge
dans les étoiles massives, le noyau est déjà assez grand au début de la coquille de combustion de l’hydrogène que l’allumage de l’hélium la pression de dégénérescence a une chance de devenir répandue. Ainsi, lorsque ces étoiles se dilatent et se refroidissent, elles ne s’éclairent pas aussi fortement que les étoiles de masse inférieure; cependant, elles étaient plus lumineuses sur la séquence principale et elles évoluent vers des supergéantes très lumineuses., Leurs noyaux deviennent suffisamment massifs pour qu’ils ne puissent pas se supporter par dégénérescence électronique et finiront par s’effondrer pour produire une étoile à neutrons ou un trou noir.
évolution des Supergéantesmodifier
Les étoiles extrêmement massives (plus d’environ 40 M.), qui sont très lumineuses et ont donc des vents stellaires très rapides, perdent de la masse si rapidement en raison de la pression de rayonnement qu’elles ont tendance à se dépouiller de leurs propres enveloppes avant de pouvoir se dilater pour devenir des supergéantes rouges, , Les plus grandes étoiles de la génération actuelle sont d’environ 100-150 M because car les couches externes seraient expulsées par le rayonnement extrême. Bien que les étoiles de faible masse ne brûlent normalement pas leurs couches externes aussi rapidement, elles peuvent également éviter de devenir des géantes rouges ou des supergéantes rouges si elles se trouvent dans des systèmes binaires suffisamment proches pour que l’étoile compagnon se détache de l’enveloppe lorsqu’elle se dilate, ou si elles tournent assez rapidement pour que la convection s’étende du noyau à la surface, ce qui entraîne l’absence d’un noyau et d’une enveloppe séparés en raison d’un mélange minutieux.,
les couches en forme d’oignon d’une étoile massive et évoluée juste avant l’effondrement du noyau (pas à l’échelle)
le noyau d’une étoile massive, défini comme la région appauvrie en hydrogène, devient plus chaud et plus dense à mesure qu’il Dans les étoiles suffisamment massives, le noyau atteint des températures et des densités suffisamment élevées pour fusionner le carbone et les éléments plus lourds via le processus alpha. À la fin de la fusion d’hélium, le noyau d’une étoile se compose principalement de carbone et d’oxygène., Dans les étoiles de plus de 8 M☉, LE CARBONE s’enflamme et fusionne pour former du néon, du sodium et du magnésium. Les étoiles un peu moins massives peuvent enflammer partiellement le carbone, mais sont incapables de fusionner complètement le carbone avant que la dégénérescence des électrons ne s’installe, et ces étoiles finiront par laisser une naine blanche oxygène-néon-magnésium.
la limite de masse exacte pour la combustion complète du carbone dépend de plusieurs facteurs tels que la métallicité et la masse détaillée perdue sur la branche géante asymptotique, mais est d’environ 8-9 M☉. Une fois la combustion du carbone terminée, le noyau de ces étoiles atteint environ 2.,5 M☉ et devient assez chaud pour que les éléments plus lourds fusionnent. Avant que l’oxygène commence à fusionner, le néon commence à capturer des électrons, ce qui déclenche la combustion du néon. Pour une gamme d’étoiles d’environ 8-12 m☉, ce processus est instable et crée une fusion emballement résultant en une supernova de capture d’électrons.
dans les étoiles plus massives, la fusion du néon se déroule sans déflagration. Ceci est suivi à son tour par la combustion complète de l’oxygène et la combustion du silicium, produisant un noyau composé en grande partie d’éléments de pointe de fer. Autour du noyau se trouvent des coquilles d’éléments plus légers encore en fusion., L’échelle de temps pour la fusion complète d’une base de carbone pour un noyau de fer est si courte, seulement quelques centaines d’années, que les couches externes de l’étoile sont incapables de réagir et l’apparition de l’étoile est en grande partie inchangée. Le noyau de fer se développe jusqu’à ce qu’il atteigne une masse de Chandrasekhar efficace, supérieure à la masse de Chandrasekhar formelle en raison de diverses corrections pour les effets relativistes, l’entropie, la charge et l’enveloppe environnante. La masse effective de Chandrasekhar pour un noyau de fer varie d’environ 1,34 m☉ dans les supergéantes rouges les moins massives à plus de 1,8 m in dans les étoiles plus massives., Une fois cette masse atteinte, les électrons commencent à être capturés dans les noyaux du pic de fer et le noyau devient incapable de se soutenir. Le noyau s’effondre et l’étoile est détruite, soit dans une supernova, soit dans un effondrement direct vers un trou noir.,
SupernovaEdit
La Nébuleuse du crabe, les restes brisés d’une étoile qui a explosé sous forme de supernova visible en 1054 après JC
lorsque le noyau d’une étoile massive s’effondre, elle se forme une étoile à neutrons, ou dans le cas de noyaux qui dépassent la limite Tolman-Oppenheimer-Volkoff, un trou noir. Grâce à un processus qui n’est pas complètement compris, une partie de l’énergie potentielle gravitationnelle libérée par cet effondrement du noyau est convertie en une supernova de Type Ib, de type Ic ou de type II., Il est connu que l’effondrement du noyau produit une poussée massive de neutrinos, comme observé avec la supernova SN 1987A. les neutrinos extrêmement énergétiques fragmentent certains noyaux; une partie de leur énergie est consommée en libérant des nucléons, y compris des neutrons, et une partie de leur énergie est transformée en chaleur et en énergie cinétique, augmentant ainsi l’onde de choc déclenchée par le rebond d’une partie de la matière infallante issue de l’effondrement du noyau. La capture d’électrons dans les parties très denses de la matière infallante peut produire des neutrons supplémentaires., Parce qu’une partie de la matière rebondissante est bombardée par les neutrons, certains de ses noyaux les capturent, créant un spectre de matériaux plus lourds que le fer, y compris les éléments radioactifs jusqu’à (et probablement au-delà) l’uranium., Bien que les géantes rouges non explosantes puissent produire des quantités importantes d’éléments plus lourds que le fer en utilisant des neutrons libérés dans les réactions secondaires des réactions nucléaires antérieures, l’abondance des éléments plus lourds que le fer (et en particulier, de certains isotopes d’éléments qui ont plusieurs isotopes stables ou à longue durée de vie) produits dans de, Aucune abondance ne correspond à elle seule à celle trouvée dans le système solaire, de sorte que les supernovae et l’éjection d’éléments des géantes rouges sont nécessaires pour expliquer l’abondance observée d’éléments lourds et d’isotopes de ceux-ci.
l’énergie transférée de l’effondrement du noyau au matériau rebondissant génère non seulement des éléments lourds, mais assure leur accélération bien au-delà de la vitesse d’échappement, provoquant ainsi une supernova de Type Ib, de type Ic ou de type II., La compréhension actuelle de ce transfert d’énergie n’est toujours pas satisfaisante; bien que les modèles informatiques actuels de supernovae de Type Ib, de type Ic et de type II tiennent compte d’une partie du transfert d’énergie, ils ne sont pas en mesure de tenir compte d’un transfert d’énergie suffisant pour produire l’éjection observée de matière. Cependant, les oscillations de neutrinos peuvent jouer un rôle important dans le problème du transfert d’énergie car elles affectent non seulement l’énergie disponible dans une saveur particulière de neutrinos, mais aussi par d’autres effets relativistes généraux sur les neutrinos.,
certaines données tirées de l’analyse de la masse et des paramètres orbitaux des étoiles à neutrons binaires (qui nécessitent deux supernovae de ce type) suggèrent que l’effondrement d’un noyau oxygène-néon-magnésium peut produire une supernova qui diffère observablement (de manière autre que la taille) d’une supernova produite par l’effondrement d’un noyau de fer.
Les étoiles les plus massives qui existent aujourd’hui peuvent être complètement détruites par une supernova dont l’énergie dépasse largement son énergie de liaison gravitationnelle. Cet événement rare, causé par l’instabilité des paires, ne laisse aucun vestige de trou noir., Dans l’histoire passée de l’univers, certaines étoiles étaient encore plus grandes que les plus grandes qui existent aujourd’hui, et elles s’effondreraient immédiatement dans un trou noir à la fin de leur vie, en raison de la photodésintegration.
l’évolution des étoiles de faible masse (à gauche) et de masse élevée (à droite) cycle de stars, avec des exemples en italique
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