Vestiges Stellaires
Chaque étoile finit sa vie sous la forme de l'un des trois vestiges compacts : une naine blanche, une étoile à neutrons ou un trou noir, le résultat étant principalement déterminé par sa masse et la forme de pression, le cas échéant, qui peut encore résister à la gravité.
Definition
Les vestiges stellaires sont les objets compacts, naines blanches, étoiles à neutrons et trous noirs, qui subsistent après qu'une étoile a cessé sa combustion nucléaire et a éjecté ou effondré ses couches externes.
Scope
Ce domaine couvre les états finaux denses laissés lorsque les étoiles épuisent leur carburant nucléaire : les naines blanches soutenues par la pression de dégénérescence des électrons, les étoiles à neutrons soutenues par la dégénérescence des neutrons et la force forte, et les trous noirs où aucune pression n'arrête l'effondrement, ainsi que les supernovae à effondrement de cœur et thermonucléaires qui les créent ou les accompagnent.
Sub-topics
Core questions
- Qu'est-ce qui détermine le type de vestige qu'une étoile laisse derrière elle ?
- Comment la matière dégénérée peut-elle soutenir une étoile contre la gravité ?
- Pourquoi les vestiges ont-ils des masses maximales ?
- Comment les vestiges sont-ils formés et révélés par les supernovae ?
Key concepts
- naine blanche
- étoile à neutrons
- trou noir
- pression de dégénérescence
- limite de Chandrasekhar
- objet compact
- supernova
Key theories
- Pression de dégénérescence et masses limites
- La pression de dégénérescence quantique des électrons soutient les naines blanches jusqu'à la limite de Chandrasekhar, et la dégénérescence des neutrons avec la force forte soutient les étoiles à neutrons jusqu'à une limite d'ordre de grandeur similaire ; au-delà de ces masses, aucune pression connue ne peut empêcher l'effondrement en un trou noir.
- États finaux dépendants de la masse
- Les étoiles de faible et moyenne masse finissent en naines blanches après l'éjection de la nébuleuse planétaire, les étoiles plus massives s'effondrent en étoiles à neutrons lors de supernovae, et les plus massives s'effondrent en trous noirs, de sorte que la masse initiale d'une étoile détermine en grande partie son vestige.
Mechanisms
Lorsque la combustion nucléaire prend fin, le cœur d'une étoile se contracte jusqu'à ce que la pression de dégénérescence quantique l'arrête, laissant une naine blanche ou une étoile à neutrons, ou, si le cœur est trop massif pour qu'une pression quelconque puisse le soutenir, la gravité l'emporte et le cœur s'effondre en un trou noir. Les couches environnantes sont éjectées sous forme de nébuleuse planétaire ou de supernova qui disperse la matière traitée et peut laisser un vestige visible.
Clinical relevance
Les vestiges stellaires sont des laboratoires pour la physique à des densités, gravités et champs magnétiques extrêmes ; les explosions de naines blanches servent de chandelles standard cosmologiques, les étoiles à neutrons et les trous noirs alimentent certains des phénomènes les plus énergétiques connus, et leurs fusions sont les principales sources d'ondes gravitationnelles détectées.
History
Chandrasekhar a dérivé la masse maximale des naines blanches en 1931, Baade et Zwicky ont proposé la formation d'étoiles à neutrons dans les supernovae en 1934, Oppenheimer et Volkoff ont calculé les limites des étoiles à neutrons en 1939, et la découverte des pulsars en 1967 et des ondes gravitationnelles issues de la fusion de trous noirs en 2015 ont confirmé la réalité de ces vestiges.
Key figures
- Subrahmanyan Chandrasekhar
- J. Robert Oppenheimer
- Fritz Zwicky
- Jocelyn Bell Burnell
Related topics
Seminal works
- shapiro1983
- chandrasekhar1931
Frequently asked questions
- Qu'est-ce qui détermine si une étoile devient une naine blanche, une étoile à neutrons ou un trou noir ?
- C'est principalement la masse de l'étoile, et plus spécifiquement celle de son cœur final : les étoiles de faible masse laissent des naines blanches, les plus massives des étoiles à neutrons, et les plus massives des trous noirs, car les cœurs plus lourds dépassent des formes de soutien par pression successivement plus fortes.
- Qu'est-ce que la pression de dégénérescence ?
- C'est une pression quantique qui apparaît parce que des particules identiques, telles que les électrons ou les neutrons, ne peuvent pas occuper le même état ; elle ne dépend pas de la température et peut soutenir un vestige contre la gravité même après qu'il a refroidi.