Astronomie

Quelles sont les équations régissant l'évolution stellaire (Luminosité, Masse, Température, Rayon)

Quelles sont les équations régissant l'évolution stellaire (Luminosité, Masse, Température, Rayon)


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Je cherche ('simplifié') équations régissant l'évolution stellaire. Surtout comment la masse, la luminosité, la température et le rayon d'une étoile changent au cours de sa vie. Ainsi que des équations qui vous indiquent combien de temps une étoile reste à un certain stade stellaire (PMS, MS,… ).

Clarification supplémentaire par exemple :

Après cela, une étoile avec une masse entre X et oui entre dans la séquence principale pour une durée de $Delta T = formula$. Au cours de cette phase, sa masse change selon $M = formula(t)$. après cela, il entre dans le xxx phase

Pour ceux qui pensent que cette question est trop large, veuillez donner quelques suggestions, "termes google",… à partir desquelles je peux avancer.


Ce que vous voulez, c'est l'évolution hydrodynamique des étoiles. Ce qui suit commence par un bref examen du cas hydrostatique pour donner les principes fondamentaux. Le dernier paragraphe traite du cas hydrodynamique.

Pour le cas hydrostatique, voir ceci, ou ceci. L'évolution stellaire simplifiée suppose un équilibre hydrostatique (c'est-à-dire un mode indépendant du temps). Le système d'équations comprend i) la conservation de la masse, ii) le transport de masse (c'est-à-dire l'équilibre hydrostatique), iii) la conservation de l'énergie et iv) le transport de l'énergie. Le système nécessite également i) l'équation d'état, ii) l'opacité et iii) la génération d'énergie nucléaire pour être résolue sous une forme proche. La solution de forme proche est généralement sous la forme de polytrophes (c'est-à-dire l'équation de Lane-Emden). Un modèle plus compliqué, qui est toujours l'équilibre hydrostatique, inclura d'autres facteurs tels que la composition, la rotation et l'interaction binaire. Comme il s'agit d'un cas statique et d'équilibre, les termes dépendant du temps sont nuls.

Pour le cas hydrodynamique (c'est-à-dire dépendant du temps) comme vous le vouliez, il n'y a pas de solution proche, donc seule la simulation hydrodynamique est la méthode d'étude. Le modèle de simulation utilise l'ensemble des équations mentionnées ci-dessus sans abandonner les termes dépendant du temps. Voir, par exemple, MESA.


Modélisation stellaire

En supposant une composition constante et homogène et des calculs simplifiés d'équation d'état de pression et d'opacité. Hypothèse simplifiée de convection adiabatique.

D'après ce que j'ai pu comprendre :

1. Utilisez la loi des gaz parfaits et l'équation de la pression de rayonnement pour résoudre la densité locale.

2. Utilisez la densité locale pour déterminer l'opacité et le taux de génération d'énergie de cette couche.

3. Utilisez maintenant les équations différentielles pour la pression, la masse interne, la température et la luminosité pour résoudre ces quantités. Convertissez-les en "équations de différence" et résolvez une couche externe et une couche interne très proches de la couche externe.

4. Maintenant, utilisez ces quantités pour résoudre une nouvelle densité locale comme à la première étape

5. Répétez le processus, en pénétrant plus profondément dans l'étoile.

Est-ce une façon simplifiée de le faire, ou au moins un point de départ décent ?

J'apprécierais toute contribution, en gardant à l'esprit que j'apprends simplement les bases


Tester la théorie

Dans cet article, Eryurt a créé un modèle de contraction gravitationnelle des protoétoiles. En fait, ce n'est pas la première fois qu'elle construit un mannequin vedette. Son modèle commence par trois équations de structure stellaire pour la masse, la pression et la luminosité. La quatrième équation de structure, pour la température, dépend de l'application de l'équilibre radiatif ou convectif. Le modèle fonctionne avec l'équilibre radiatif et cherche où il est cassé, y appliquant l'équilibre convectif. L'ajout de la possibilité d'une convection profonde dans toute l'étoile était une amélioration majeure par rapport aux autres modèles.

Une autre amélioration significative comme la gestion des conditions aux limites. L'ensemble du calcul de l'intérieur stellaire peut changer en fonction de ce qui est supposé à la photosphère (atmosphère stellaire). Pour reproduire les conditions dans la photosphère, le modèle d'Eryurt a pris en compte de nombreux types d'interactions de particules, ainsi que l'absorption des rayonnements et l'ionisation. Collectivement, ces facteurs déterminent l'opacité solaire et améliorent la fiabilité des résultats globaux du modèle.


Mac OS (Intel)

Compatibilité

Le SDK devrait fonctionner sur n'importe quelle distribution OS X relativement récente (10.10, Yosemite ou ultérieure) fonctionnant sur des ordinateurs Apple avec des processeurs compatibles Intel 64 bits (les processeurs 32 bits ne sont plus pris en charge de toute façon, MESA lui-même ne fonctionne pas sur 32 bits).

Conditions préalables

Les composants suivants doivent déjà être installés avant que le SDK puisse être installé sur les systèmes Mac OS :

Les outils de ligne de commande Xcode peuvent être installés en exécutant xcode-select --install à partir d'une invite de terminal. (Notez qu'une installation complète de l'environnement de développement Xcode n'est pas nécessaire). De même, XQuartz peut être téléchargé et installé à partir d'ici. Notez qu'il est souvent nécessaire de réinstaller les outils de ligne de commande et/ou XQuartz après la mise à niveau vers une nouvelle version d'OS X.

Télécharger

Pour télécharger le SDK pour Mac OS, cliquez sur le lien approprié dans le tableau :

Date de sortie
Version MESA à la sortie
Déposer Remarques
7 avril 2021 (actuel)
15140
mesasdk-x86_64-macos-21.4.1.pkg Ajout du support float128 activé par le préprocesseur fypp dans mpfr
4 février 2021
15140
mesasdk-x86_64-macos-21.2.1.pkg Ajout de la prise en charge de MacOS 11.2 (Big Sur)
18 décembre 2020
15140
mesasdk-x86_64-macos-20.12.2.pkg Mise à jour vers gcc 10.2
16 décembre 2020
15140
mesasdk-x86_64-macos-20.12.1.pkg Ajout de la prise en charge de MacOS 11.1 (Big Sur)
19 novembre 2020
12778
mesasdk-x86_64-macos-20.11.1.pkg Ajout de la prise en charge de MacOS 11.0 (Big Sur)
28 septembre 2020
12778
mesasdk-x86_64-macos-20.9.1.pkg Correction du problème « bibliothèque introuvable pour -lSystem », survenant lors des nouveaux déploiements de Xcode 12
7 avril 2020
12778
mesasdk-x86_64-macos-20.4.1.pkg Ajout de md5sum et d'autres utilitaires de somme de contrôle de coreutils

Notez que les versions du SDK antérieures à la version actuelle ne sont pas officiellement prises en charge mais sont fournies ici à titre gracieux si vous rencontrez des problèmes avec une version plus ancienne, vous devez d'abord essayer de mettre à niveau vers la version actuelle.

Installation

Sur Mac OS, le SDK est installé dans le dossier Applications, vous aurez probablement besoin de privilèges d'administrateur pour le faire.

  • Téléchargez le programme d'installation à partir du tableau ci-dessus
  • Ouvrez-le en double-cliquant dessus dans le Finder
  • Suivez les invites à l'écran jusqu'à la fin de l'installation
  • Définissez le chemin d'accès au SDK :
    • Pour le shell C : setenv MESASDK_ROOT /Applications/mesasdk
    • Pour le shell Bourne : exporter MESASDK_ROOT=/Applications/mesasdk
    • Pour le shell C : source $MESASDK_ROOT/bin/mesasdk_init.csh
    • Pour le shell Bourne : source $MESASDK_ROOT/bin/mesasdk_init.sh

    Les étapes 4 et 5 doivent être répétées chaque fois que vous démarrez une nouvelle session shell, elles peuvent être ajoutées au fichier de démarrage du shell approprié (

    /.cshrc pour le shell C, et

    /.bash_profile pour le coquillage Bourne).

    Usage

    Voir les instructions d'utilisation ci-dessus pour Linux (elles sont les mêmes pour Mac OS).


    Une nouvelle stratégie scientifique pour l'astronomie et l'astrophysique spatiales (1997)

    Malheureusement, ce livre ne peut pas être imprimé à partir de l'OpenBook. Si vous avez besoin d'imprimer des pages de ce livre, nous vous recommandons de le télécharger au format PDF.

    Visitez NAP.edu/10766 pour obtenir plus d'informations sur ce livre, pour l'acheter en version imprimée ou pour le télécharger en format PDF gratuit.

    Vous trouverez ci-dessous le texte lu par machine non corrigé de ce chapitre, destiné à fournir à nos propres moteurs de recherche et moteurs externes un texte de recherche très riche et représentatif des chapitres de chaque livre. Parce qu'il s'agit de matériel NON CORRIGÉ, veuillez considérer le texte suivant comme un proxy utile mais insuffisant pour les pages de livre faisant autorité.

    3 Étoiles et évolution stellaire Les étoiles et les systèmes stellaires sont les éléments constitutifs de l'univers. Les étoiles créent la plupart des éléments chimiques, et elles nous permettent d'explorer les lois de la physique dans des conditions impossibles à reproduire sur Terre. Ils fournissent la majeure partie de la lumière observée des galaxies et sont donc des panneaux indicateurs lumineux qui permettent de déterminer l'âge, l'échelle, la forme et le contenu de l'univers. Une compréhension du fonctionnement des étoiles dans toute leur variété est essentielle pour comprendre l'univers que nous voyons autour de nous. Les astronomes savent désormais que tous les objets qu'ils observent, des autres planètes du système solaire aux quasars les plus éloignés, sont composés des mêmes éléments chimiques que l'on trouve sur Terre. Tous les éléments lourds, de plus, ont été générés par les fours nucléaires dans les noyaux stellaires et libérés dans l'espace par les expulsions de matière qui mettent fin à la vie des étoiles les plus massives. Comprendre l'enrichissement chimique d'un large éventail d'environnements reste un objectif central de l'astronomie, et intimement lié à l'étude des étoiles. L'une des découvertes récentes les plus passionnantes en astrophysique stellaire a été l'identification d'une nouvelle classe de systèmes d'étoiles binaires contenant des candidats trous noirs. Plutôt que d'orbiter autour d'étoiles massives, comme dans le cas de Cygnus X-1, ces trous noirs ont généralement des compagnons de faible masse. Ils sont révélés par de fortes émissions de rayons X transitoires, souvent accompagnées d'explosions optiques et radio, et ils fournissent une nouvelle richesse de détails d'observation et un défi aux théories de l'apparition, de l'évolution et de la manifestation astrophysique des trous noirs. Ces transitoires de trous noirs ont de nombreuses propriétés en commun avec la variété plus massive de trous noirs censés résider dans les noyaux galactiques, y compris leurs spectres non thermiques et la capacité de produire des jets supraluminiques. Par conséquent, ils donnent l'occasion d'approfondir notre compréhension des trous noirs à toutes les échelles. L'exploration des étoiles dans toutes leurs manifestations permet aux astronomes d'étudier des conditions physiques qui ne seront jamais reproduites dans les laboratoires terrestres. Cette exploration est essentielle pour l'avancement de l'astronomie et de la physique fondamentale car elle pousse les modèles de la réalité physique à leurs limites. En tant que sources de pratiquement toute la lumière visible des galaxies, les étoiles fournissent également des moyens directs pour effectuer des mesures fondamentales de la distance, de l'âge et de la masse. Un problème important est de résoudre l'écart apparent entre l'âge des étoiles les plus anciennes et de nombreuses mesures de l'âge de l'univers. La recherche stellaire peut également donner un aperçu de certains des mystères les plus profonds de l'univers : la nature de la matière noire et l'origine des sursauts gamma.* *La matière noire est également abordée dans les chapitres 4 et 5. Les sursauts gamma sont abordés dans les chapitres 4 et 5. Chapitre 5. 21

    22 UNE NOUVELLE STRATÉGIE SCIENCE POUR L'ASTRONOMIE ET ​​L'ASTROPHYSIQUE THÈMES CLÉS Les grands objectifs scientifiques pour l'étude des étoiles et de l'évolution stellaire peuvent être organisés selon les quatre thèmes suivants : Les cycles de vie des étoiles L'origine des éléments Le comportement de la matière dans des conditions extrêmes conditions et L'utilisation des étoiles comme sondes. La discussion ci-dessous de chacun de ces thèmes met l'accent sur des questions pour lesquelles l'astronomie spatiale est cruciale. CYCLES DE VIE DES ÉTOILES Comprendre les cycles de vie des étoiles, des nuages ​​de gaz turbulents aux balises lumineuses brillantes en passant par les explosions catastrophiques comme les supernovae, et donc à la renaissance comme étoiles à neutrons ou trous noirs, reste un défi central des sciences naturelles. La théorie de l'évolution stellaire est encore largement dépendante de l'hypothèse simplificatrice de la symétrie sphérique. Les disques d'accrétion, liés par la gravité stellaire mais soutenus presque uniquement par la rotation et forcés d'évoluer par les champs magnétiques, restent un sujet clé en astrophysique stellaire. Dans une large mesure, les frontières de l'astronomie stellaire concernent les causes et les effets des écarts par rapport à la symétrie. Questions clés sur l'évolution stellaire Les questions importantes restant à résoudre sur l'évolution stellaire sont les suivantes : · Quels processus physiques déterminent les fonctions de masse des étoiles simples et binaires, de leur formation à leur disparition en tant que restes stellaires compacts tels que les naines blanches, les étoiles à neutrons, et les trous noirs ? · Comment la rotation et les champs magnétiques influencent-ils l'évolution stellaire ? · Comment les champs magnétiques stellaires sont-ils générés ? · Quels sont les progéniteurs des supernovae et les mécanismes de leur explosion ? · Quelles étoiles laissent des restes d'étoiles à neutrons et lesquelles laissent des trous noirs ? · Comment s'effectue le transfert de masse dans les étoiles binaires, et qu'est-ce qui régule l'accrétion sur des objets compacts ? Progrès récents dans la compréhension des étoiles de la séquence pré-principale de l'évolution stellaire Au cours de leur formation, les étoiles sont fortement influencées par la rotation et les champs magnétiques qui brisent la symétrie sphérique et canalisent le moment angulaire. Les disques omniprésents et les flux bipolaires qui régulent la rotation stellaire par interaction magnétique ont été résolus pour la première fois au début de cette décennie au moyen d'observations interférométriques à des longueurs d'onde millimétriques. Plus récemment, des images spectaculaires du télescope spatial Hubble (MST) des jeunes étoiles de la nébuleuse d'Orion ont révélé des disques protostellaires (voir Figure 2.1

    . Il est maintenant clair que la plupart des jeunes étoiles sont membres de systèmes binaires. Ainsi, alors même que les astronomes ont commencé à découvrir des disques candidats, ils ont également été contraints de considérer l'impact d'une deuxième étoile intégrée dans le disque. La théorie prédit que les compagnons de masse stellaire ou jovienne nettoieront par marée de grandes lacunes dans les disques. De tels effets de marée modifieront fondamentalement la distribution et le flux de masse à l'intérieur du disque. L'interaction de la rotation et des champs magnétiques dans les jeunes étoiles représente un domaine d'étude qualitativement nouveau, qui pourrait profondément modifier la compréhension actuelle de l'évolution stellaire.

    ÉTOILES ET ÉVOLUTION STELLAR Dynamos et chromosphères stellaires 23 Le Soleil est toujours la porte d'accès à une meilleure compréhension de toutes les étoiles, car il est typique à bien des égards. La sismologie solaire a utilisé des oscillations pour imager des phénomènes tels que le profil de rotation du noyau et la structure convective souterraine des taches solaires. Les leçons apprises s'appliqueront à la convection stellaire et aux structures magnétiques d'autres étoiles. Les propriétés des taches solaires et des éruptions solaires contraignent les théories de la structure magnétique et de la reconnexion qui aident à comprendre ces processus dans les contextes plus larges des étoiles et des disques d'accrétion. Les techniques de sismologie solaire ont été étendues à d'autres étoiles. L'étude des oscillations non raciales chez les naines blanches a permis de mesurer directement les masses, les variations radiales de composition, la rotation différentielle et la structure magnétique. De telles études sont également prometteuses de déterminer l'évolution de la température et donc l'âge. Plus récemment, il a été démontré que les étoiles Delta Scuti affichent non seulement des modes de surface non raciaux, mais également des modes radiaux dans leur intérieur profond. Les observations spatiales sont cruciales pour étendre ce travail lorsque le bruit de la turbulence atmosphérique domine le signal des oscillations stellaires. Les chromosphères et les couronnes stellaires fournissent des indices sur les asymétries que la rotation et les champs magnétiques imposent à la structure stellaire. Des caractéristiques substantielles qui varient avec la vitesse de rotation et le type spectral existent sur les surfaces des étoiles simples et binaires. L'Extreme Ultraviolet Explorer (EUVE) et le satellite avancé pour la cosmologie et l'astrophysique (ASCA) ont révélé des structures coronales denses ainsi que la reconnexion et l'évasement des champs magnétiques dans les jeunes étoiles. La première image de la surface d'une étoile, la supergéante Bételgeuse, a été récemment obtenue avec HST. Dans les étoiles froides en rotation rapide comme Bételgeuse, il a été démontré que, contrairement à celles du Soleil, des taches magnétiques apparaissent fréquemment aux pôles. Par rapport aux étoiles simples de même température et luminosité, les systèmes binaires montrent une activité considérablement accrue dans l'ultraviolet et pourraient bien montrer des preuves d'interaction entre les composants. White Dwarfs Les missions spatiales au cours de la dernière décennie ont produit des percées importantes dans l'étude des naines blanches, en particulier celles en binaires proches. Une combinaison de la haute résolution spatiale de MST et de la capacité de Roentgensatellit (ROSAT) à obtenir des images radiographiques profondes a permis l'identification de la population tant recherchée de naines blanches binaires dans les amas globulaires. Ces étoiles sont intrinsèquement intéressantes en tant que bancs d'essai pour l'évolution binaire, et elles peuvent avoir un effet profond sur l'évolution dynamique des amas eux-mêmes. Les conditions physiques dans les binaires naines blanches ont été clarifiées lorsque des observations spectroscopiques ultraviolettes à haute résolution avec HST et l'International Ultraviolet Explorer (IUE) ont identifié des "rideaux de fer" formés par un grand nombre de raies d'absorption de fer étroites qui ont un effet majeur sur la distribution du flux. Ces larges caractéristiques d'absorption sont observées dans les premiers jours des explosions de nova et lorsqu'un disque d'accrétion de nova nain est observé par le bord. Un problème de longue date a été la nature de la couche limite où le disque impacte la surface d'une naine blanche en accrétion. Les spectres EUVE de naines blanches accrétant à des taux élevés pendant les explosions de novae naines ont confirmé la couche limite théoriquement prédite de 100 000 à 500 000 K. EUVE a également fourni des contraintes critiques sur le flux d'accrétion des naines blanches magnétiques en établissant l'étendue verticale du point d'accrétion et le spectre de la naine blanche chauffée. De nouvelles informations sur l'évolution ultime des binaires naines blanches sont venues des observations ROSAT de sources de rayons X ultra-douces, dont beaucoup accumulent des naines blanches subissant une combustion nucléaire constante sur leurs surfaces, de sorte que les naines blanches augmentent en masse. Supernovae L'origine des supernovae de type Ia est encore un mystère, et des questions fondamentales sur la nature du processus d'explosion continuent d'être débattues. Des observations récentes ont confirmé que les supernovae de type Ia ne sont pas des bougies standard, mais ont plutôt un écart de luminosité maximale qui est en corrélation avec le taux de déclin de la lumière. La luminosité maximale peut également être corrélée à la nature de la galaxie hôte, et donc à la population stellaire qui a produit la supernova. Les astronomes ne savent toujours pas si les supernovae de type Ia apparaissent dans un système binaire contenant une naine blanche et une

    24 UNE NOUVELLE STRATÉGIE SCIENTIFIQUE POUR L'ASTRONOMIE ET ​​L'ASTROPHYSIQUE étoile normale, deux naines blanches ou une autre configuration d'étoiles. Les sources de rayons X superdouces naines blanches d'accrétion peuvent être liées aux progéniteurs des supernovae de type Ia. Pour l'instant, cependant, il n'y a aucune preuve claire que ces supernovae surviennent dans des systèmes binaires. Malgré ces incertitudes, la compréhension de la physique des explosions thermonucléaires sous-jacentes aux supernovae de type Ia a progressé de manière majeure avec la découverte que les écarts par rapport à la symétrie sphérique sont très importants. Les étoiles massives, dépassant 8 masses solaires, finissent leur vie par un effondrement gravitationnel qui déclenche des supernovae, forme des étoiles à neutrons et des trous noirs et éjecte une fraction importante des éléments synthétisés dans l'espace. Supernova (SN) 1987A continue de donner un aperçu de cet événement dramatique. Les images et les spectres HST ont permis de mieux comprendre les anneaux multiples (figure 3.1) qui peuvent représenter un lien avec le processus général de formation des nébuleuses planétaires. On s'attend à ce que les débris de SN 1987A entrent en collision avec l'anneau interne vers l'année 2005, entraînant une intensification spectaculaire des rayons X et des raies ultraviolettes.D'autres travaux ont montré que les supernovae de type Ib et Ic et les objets de classe spectrale intermédiaire comme SN 1993J ont beaucoup à apprendre sur la physique de l'effondrement du cœur et la dynamique de l'explosion. Les SN 1987A et SN 1993J montrent des preuves d'éjection asymétrique de 56Ni radioactif. Les nœuds enrichis de Cas A et les « balles » d'éjecta du reste de la supernova Vela indiquent également des écarts par rapport à une structure en forme de coquille à symétrie sphérique. De grands progrès ont été accomplis dans la compréhension de la physique de l'effondrement du cœur sur la base de la reconnaissance du fait que la convection tridimensionnelle est probablement essentielle au processus. Les calculs actuels ne peuvent toujours pas donner une asymétrie suffisante pour tenir compte des vitesses d'emballement des pulsars dont les vitesses sont souvent de 500 kmJs ou plus. Étoiles à neutrons Les étoiles à neutrons continuent d'être une passionnante frontière de la recherche. L'observation par ROSAT de l'émission de rayons X mous à partir de pulsars uniques a soutenu l'idée que le refroidissement d'une étoile à neutrons est contrôlé par la matière ordinaire dans son noyau, plutôt que par une forme de matière plus exotique. L'un des développements récents les plus spectaculaires dans l'étude des étoiles à neutrons binaires est la découverte par Rossi X-Ray Timing Explorer (RXTE's) des périodes de spin tant recherchées en millisecondes dans les binaires à rayons X de faible masse. Cette découverte ouvre la voie à une étude détaillée de l'histoire de spin des binaires de rayons X accrétés et de leur évolution en pulsars millisecondes. Le Compton Gamma-Ray Observatory's (CGRO's) Burst and Transient Source Experiment (BATSE) a vérifié que le couple et l'accélération de la rotation sont corrélés, mais a également observé une diminution et une accélération à long terme des pulsars accréteurs avec des échelles de temps comparables. , en contradiction avec les théories populaires. RXTE a également détecté les premières oscillations quasi-périodiques de la première milliseconde dans les binaires de rayons X. Ces oscillations donnent des preuves directes concernant les processus physiques dans le flux d'accrétion interne. Les observations au sol d'un pulsar ont montré un ou plusieurs objets de masse planétaire en orbite autour de lui. On ne sait pas si ces "planètes" existaient avant l'explosion, se sont formées d'une manière ou d'une autre lors de l'explosion, ou plutôt condensées hors du disque d'accrétion d'un compagnon évaporé. Trous noirs L'une des découvertes récentes les plus surprenantes est que bon nombre des transitoires de rayons X mous sont très probablement des trous noirs avec des compagnons stellaires de faible masse. La capacité de surveillance du ciel de l'instrument BATSE sur CGRO a été particulièrement utile pour permettre la découverte de ces transitoires et pour fournir les données nécessaires pour les comprendre. Il existe maintenant six de ces systèmes avec des fonctions de masse bien définies dépassant 3 masses solaires. Le déclin exponentiel de la courbe de lumière observé dans bon nombre de ces systèmes impose des contraintes strictes sur la nature de la viscosité dans le disque d'accrétion et indique fortement une origine dans une dynamo entraînée par des ondes internes. Ginga, EXOSAT et maintenant RXTE ont trouvé des oscillations quasi-périodiques et leurs premiers harmoniques à diverses fréquences dans les transitoires de trou noir. Beaucoup de ces fréquences sont similaires à celles des sources d'étoiles à neutrons, suggérant une origine commune dans le processus d'accrétion. Les observations de certains de ces trous noirs candidats révèlent des preuves alléchantes d'un rayonnement d'annihilation décalé vers le rouge. Les compagnons de certains de ces systèmes (et de certains systèmes d'étoiles à neutrons) montrent des améliorations au lithium. Le lithium pourrait s'opposer à la collision de particules à haute énergie avec des noyaux de carbone ou d'oxygène dans le disque d'accrétion.

    ÉTOILES ET ÉVOLUTION STELLAR 25 Les systèmes binaires à rayons X des trous noirs ont une composante spectrale de rayons X durs et de rayons gamma qui rappelle beaucoup les objets quasi-stellaires (QSO) et les noyaux galactiques actifs (AGN), et deux d'entre eux ont ont été observés pour avoir des jets radio supraluminiques. Ces systèmes peuvent présenter le nhv.sical nrocess fondamental

    s à l'œuvre à Arc Dans un cadre mieux contraint et plus directement observable. Orientations futures pour comprendre l'évolution stellaire -- r --A

    V Les progrès futurs dans l'étude de l'évolution stellaire peuvent être réalisés de différentes manières. Ce sont, approximativement dans l'ordre rencontré dans l'évolution stellaire, les suivants : 1. Étudier les effets non sphériques dans les jeunes étoiles et les disques protostellaires. Les jeunes étoiles binaires servent de laboratoires pour aider les chercheurs à comprendre l'influence des compagnons massifs sur protoste

    ar disques. De même, les fonctions de masse des jeunes étoiles, à la fois simples et binaires, sont encore très incertaines. Avec des capacités astrométriques étendues et des déterminations de masse conséquentes, la nature des compagnons binaires peut être définitivement établie. La spectroscopie infrarouge sera également utile pour aider à déterminer la variation radiale de l'opacité des disques protostellaires. 2. Comprendre la dynamique, le chauffage et le bilan énergétique des chromosphères stellaires. La taille et l'orientation des caractéristiques de surface sur la séquence principale et les étoiles géantes permettent de différencier les pulsations globales, les cellules de supergranulation ou les taches. La découverte de taches sur des étoiles lumineuses évoluées serait une preuve solide de la présence de champs magnétiques qui sont une source possible de réchauffement et de dépôt de quantité de mouvement dans les atmosphères extérieures, fournissant peut-être l'énergie d'un vent stellaire. Une combinaison d'imagerie et de spectroscopie dans l'ultraviolet extrême, l'ultraviolet et l'infrarouge est l'ensemble pertinent de techniques pour faire avancer ces études. 3. Détermination de la température, de la densité et de la vitesse des zones émettrices sur les naines blanches. Les progrès dans la compréhension des systèmes binaires des naines blanches au cours de la prochaine décennie proviendront de l'augmentation de la résolution spectrale dans les bandes ultraviolettes et de rayons X extrêmes. Une résolution angulaire accrue aux hautes énergies permettra l'identification de contreparties optiques à la fois pour les naines blanches isolées et celles qui s'accrétent à partir de compagnons binaires. Le but ultime des observations à des longueurs d'onde plus longues est de résoudre directement les zones d'accrétion dans le disque et dans les systèmes magnétiques. Les observations les plus utiles impliqueront des spectrographes à rayons X à haute résolution et à ultraviolet extrême à grande surface de collecte. La capacité d'observations de longue durée (orbite terrestre haute), une réponse rapide aux événements transitoires, une meilleure coordination multi-longueurs d'onde par des moniteurs optiques à bord de satellites ou de télescopes terrestres dédiés et un relevé ultraviolet dans tout le ciel dans les années 90 sont également importants. à 300 nm pour localiser les objets chauds et pour corréler les résultats avec ceux obtenus dans les enquêtes radio, optiques et radiographiques existantes. 4. Vérification des modèles thermonucléaires de supernovae de type Ia. La spectroscopie des rayons gamma devrait révéler si la sortie optique des événements de type Ia provient entièrement de la désintégration radioactive, comme on l'a supposé, et devrait être en mesure de fournir des contraintes sur les modèles physiques. La surveillance par rayons gamma des espèces radioactives, 56Ni et 56Co, déterminerait quand l'explosion s'est produite. Les données sur la cinématique et la synchronisation donneraient un test clair des modèles. La détection de l'émission à 511 keV des supernovae de type Ia donnerait une mesure directe de la manière dont les positons sont émis à partir de ces événements. Les observations aux rayons X des sources super molles et des systèmes associés permettront de mieux comprendre leur évolution ultime et l'état de la matière circumstellaire qui peut être ionisée par les rayons X pour donner une région HII étendue. Une meilleure connaissance de la nature du milieu circum-stellaire peut donner des indices sur son évolution antérieure et le lien possible avec les supernovae de type Ia. 5. Comprendre le mécanisme des supernovae à effondrement du cœur. Cette tâche nécessite des observations aux rayons gamma pour déterminer les quantités de Ni radioactif et de ses produits de désintégration, et s'ils sont ou non éjectés axialement ou autrement de manière asymétrique. L'élément 44Ti présente également un intérêt important puisqu'il est produit à proximité de la région critique qui sépare la masse expulsée lors de l'explosion de celle qui tombe sur l'étoile à neutrons. Des observations en rayons gamma avec une résolution linéaire de plusieurs centaines de kilomètres par seconde du 56Ni, du 56Co, du 44Ti et du positronium fourniraient des informations critiques sur la dynamique des éjectas d'espèces radioactives. 6. Clarifier les histoires évolutives des étoiles à neutrons. De nombreuses questions, allant de l'origine des pulsars millisecondes au devenir des vieilles étoiles à neutrons et à la question de savoir si certaines d'entre elles possèdent ou non des champs magnétiques élevés, restent à éclaircir. Les observations les plus utiles nécessiteront une grande zone de collecte, une haute résolution

    26 UNE NOUVELLE STRATÉGIE SCIENCE POUR L'ASTRONOMIE ET ​​L'ASTROPHYSIQUE SPATIALE imageurs et spectrographes dans toutes les bandes de rayons X et gamma. Une résolution angulaire considérablement augmentée faciliterait l'identification d'homologues optiques, infrarouges ou radio. Il est également nécessaire de déterminer le spin et le champ magnétique des étoiles à neutrons dans des binaires de rayons X de faible masse. Cela peut être fait par des mesures à haute résolution temporelle aux longueurs d'onde des rayons X mous et durs. 7. Mesurer la densité et la distribution spatiale d'anciennes étoiles à neutrons inactives et de divers types de pulsars. Seule une petite fraction des étoiles à neutrons sont actives en tant que pulsars ou systèmes binaires accréteurs. Les étoiles à neutrons sont susceptibles d'émettre une fraction observable de leur luminosité sous forme d'émission cyclotron, permettant ainsi une mesure du champ magnétique sur d'anciens pulsars. Un grand nombre de pulsars dans notre galaxie peuvent être de puissants émetteurs de rayons gamma plutôt que de puissants émetteurs radio. Une tâche importante consiste à déterminer le nombre de pulsars isolés actifs, la population de pulsars à rayons gamma et la fraction de ceux-ci qui ne sont pas puissants émetteurs radio. Cela nécessite des études de grande sensibilité et de grande envergure du plan galactique pour les pulsars à des énergies de MeV à GeV. 8. Comprendre l'évolution stellaire qui donne naissance aux binaires de trous noirs. La nouvelle classe de transitoires de trous noirs soulève des questions fondamentales sur la formation des trous noirs de masse stellaire. Plusieurs systèmes semblent avoir des trous noirs de seulement 5 masses solaires, ce qui est à la fois trop grand pour un effondrement plausible d'étoiles à neutrons et pourtant trop petit pour la formation à partir des noyaux d'hélium massifs d'étoiles trop massives pour former des étoiles à neutrons ou des supernovae. Pour mieux comprendre ces problèmes, l'échantillon de trous noirs candidats devrait être considérablement élargi en effectuant une étude d'imagerie par rayons X durs dans tout le ciel. Une spectroscopie optique et infrarouge de suivi sera nécessaire pour mesurer les fonctions de masse du système et les masses des trous noirs et ainsi déterminer la fonction de masse des trous noirs de masse stellaire. 9. Explorer la nature astrophysique des transitoires des trous noirs. La physique des disques d'accrétion se reflète dans leurs courbes de lumière. L'obtention de courbes de lumière multi-longueurs d'onde des transitoires de trous noirs nécessite des moniteurs optiques tout-ciel coordonnés avec des observations d'imagerie et spectroscopiques tout-ciel et détaillées aux longueurs d'onde des rayons X durs et gamma. Tous les candidats actuels aux rayons X mous et aux trous noirs transitoires se trouvent dans la Voie lactée. Cet échantillon devrait être étendu par une recherche des transitoires des rayons X des trous noirs dans les galaxies voisines (par exemple, les grands et petits nuages ​​et tapis de Magellan) et la mesure de leurs spectres multi-longueurs d'onde dépendant du temps. Cette tâche nécessite une imagerie et une spectroscopie à grande surface de collecte, aux rayons X et gamma. Pour déterminer si la raie "d'annihilation" dans certains transitoires de trous noirs est due à des positons ou à un mélange de rayons gamma de spallation, il faut une spectroscopie haute résolution, dépendante du temps, des rayons X durs et du MeV. i] ORIGINE DES ÉLÉMENTS Les éléments plus lourds que le lithium sont produits dans les étoiles par des processus complexes, et la compréhension quantitative de l'enrichissement chimique de la Voie lactée et des galaxies externes est encore assez primitive. Les variations de métallicité en fonction de la position au sein de la Voie lactée et en fonction du décalage vers le rouge de galaxies plus éloignées pourraient fournir des indices importants dans ce domaine. De plus, des progrès supplémentaires sont nécessaires dans les processus de mélange au sein des étoiles et du matériel des mécanismes d'éjection calme et violent dans le milieu interstellaire. Questions clés sur l'origine des éléments compréhension théorique de cette libération stellaire traitée · Comment la perte de masse et le mélange influencent-ils l'évolution stellaire et la nucléosynthèse ? · Quels sont les mécanismes physiques qui provoquent la perte de masse des étoiles, et pourquoi la perte de masse est-elle si souvent bipolaire ? · Quels éléments sont éjectés dans les novae et supernovae ? · Comment la relation entre l'âge et la métallicité varie-t-elle selon l'emplacement dans la Voie lactée et ailleurs ? · Comment les quasars ont-ils réussi à produire une distribution solaire d'éléments lourds si rapidement ? · Quels sont les mécanismes d'enrichissement des amas globulaires et des étoiles de plus faible métallicité ?

    ÉTOILES ET ÉVOLUTION STELLAR Mélange 27 Progrès récents dans la compréhension de l'origine des éléments Le mélange est un facteur majeur des incertitudes actuelles dans les modèles d'évolution stellaire et de nucléosynthèse. La convection est le principal processus de mélange en astrophysique stellaire, et elle n'est pas bien comprise au-delà du niveau heuristique de la théorie de la longueur de mélange à un paramètre. À un certain niveau, la convection est le problème qui empêche une meilleure compréhension de l'évolution stellaire à chaque étape. Cela est particulièrement vrai à la fois lorsque des circonstances d'évolution dynamique ou rapide exigent une théorie de la convection appropriée et dépendante du temps, et face à des inhomogénéités de composition qui affectent même les critères de stabilité convective de manière non triviale. Ces problèmes sont d'une importance fondamentale pour la compréhension de la nucléosynthèse, l'évolution des étoiles simples et binaires, et l'utilisation des étoiles comme chronomètres. La dernière décennie a fourni des preuves considérables que le mélange convectif se produit à des stades où les théories standard, non rotatives et non magnétiques ne prédisent aucun mélange. Dans de nombreux cas, le mélange ne peut pas être attribué à la convection. Il est maintenant clair que le rapport de i2C à ]3C est déjà anormal dans les étoiles à peine évoluées à partir de la séquence principale ou jusqu'à la branche sous-géante. Cette observation implique un brassage à la surface par un mécanisme encore inconnu de matière ayant fait l'objet d'un traitement nucléaire dans les couches plus profondes. Le mélange pourrait être induit par une certaine forme de circulation méridienne et de turbulence entraînée par la rotation. La diffusion turbulente pourrait être particulièrement importante pour les étoiles massives dominées par la pression de rayonnement et plus proches de la stabilité dynamique neutre. Dans les étoiles évoluées, le mélange entre l'intérieur et la surface est contrôlé par la profondeur de pénétration de l'enveloppe convective extérieure profonde. Les compositions de surface observées ont de nouveau révélé des abondances créées dans l'intérieur profond qui ne sont pas prédites par la théorie de mélange standard pour les étoiles de faible masse. Dans les étoiles géantes rouges évoluées, une nucléosynthèse substantielle se produit spécifiquement dans les impulsions thermiques de la coquille brûlant de l'hélium. Les observations de géantes rouges montrent que le mélange à partir de la coquille se produit sur une gamme de masse et de métallicité plus large que ne le prédit la théorie actuelle. Un facteur important peut être le dépassement entraîné par la turbulence et, encore une fois, impliquant la rotation. Dans les étoiles massives, on pense que le mélange, et donc l'évolution de l'étoile, sont fortement influencés par les gradients de composition et le rythme accéléré de l'évolution qui peuvent devenir comparables au temps de circulation du mélange. Perte de masse Les vents et d'autres formes de perte de masse des étoiles enlèvent la masse et le moment angulaire et peuvent donc affecter profondément l'évolution stellaire et la nucléosynthèse. Les mécanismes de perte de masse peuvent à leur tour être influencés par la rotation et les champs magnétiques. Alors que toutes les étoiles de la séquence principale perdent de la masse dans les vents, ce processus est particulièrement sévère dans les étoiles massives dont la masse peut être considérablement réduite sur l'échelle de temps de combustion de l'hydrogène. Bien que de grands progrès aient été réalisés dans la compréhension des vents à symétrie sphérique et entraînés par le rayonnement émanant des étoiles massives, il existe encore des difficultés pour comprendre la perte de masse non sphérique dépendante du temps dans les étoiles massives telles que les variables bleues lumineuses et les étoiles Wolf-Rayet. , .. .. . . . . .. . Découvrir les mécanismes responsables de la perte de masse des étoiles massives dans toute leur variété est essentiel pour comprendre leur évolution ultérieure et leur nucléosynthèse. La spectroscopie ultraviolette a permis de mieux comprendre la physique des vents radiatifs des étoiles massives de la séquence principale et des étoiles Wolf-Rayet. Le sujet des nébuleuses planétaires contient encore une variété d'énigmes astronomiques. Le processus d'éjection transporte de la matière, dont une partie vient d'être synthétisée, dans le milieu interstellaire et laisse derrière elle une naine blanche, la forme la plus courante de reste compact. Des travaux récents ont clairement montré que l'éjection de la nébuleuse planétaire n'est pas à symétrie sphérique (Figure 3.21. L'écoulement bipolaire est la norme, et des schémas d'écoulement plus complexes ont été révélés par des images HST, plus récemment celles de spectaculaires "globules" ou "quotfliers" d'éjecta. un écoulement plus complexe exige un compagnon binaire, ou une seule étoile peut-elle manifester une telle complexité ? La perte de masse continue même après l'éjection de l'enveloppe. Comme pour la séquence principale et les étoiles de Wolf-Rayet, la spectroscopie ultraviolette est la technique clé pour

    28 UNE NOUVELLE STRATÉGIE SCIENCE POUR L'ASTRONOMIE ET ​​L'ASTROPHYSIQUE SPATIALES étudier les mécanismes physiques responsables des vents radiatifs provenant des noyaux des nébuleuses planétaires. Supernovae Les supernovae jouent un rôle majeur dans la nucléosynthèse. Ils créent tous les éléments chimiques plus massifs que le carbone et une grande partie du carbone également. Au cours de la dernière décennie, les études multi-longueurs d'onde des supernovae et la théorie associée, en particulier de SN 1987A, nous ont rapprochés d'une compréhension quantitative de la façon dont les principaux éléments sont fabriqués dans les supernovae. Le rôle des neutrinos issus de l'effondrement gravitationnel dans la formation des noyaux via le retraitement a été clarifié, bien que beaucoup de choses sur le processus restent inconnues. Il y a eu des progrès dans la compréhension de la façon dont les relations âge-métallicité et les corrélations d'éléments clés dépendent de la cinématique et de la position stellaires dans la galaxie, mais le rôle complet de la contribution des supernovae thermonucléaires et de l'effondrement du cœur pour déterminer l'enrichissement chimique des étoiles de tous âges et dans tous les environnements est encore insaisissable. Lorsqu'une explosion de supernova s'étend dans l'espace interstellaire, elle chauffe le matériau ambiant aux températures des rayons X et l'ensemence avec des éjectas. Les transitions atomiques dans le régime des rayons X fournissent des signatures des éléments présents dans les restes de supernovae. Les modèles théoriques de plasma donnent des abondances et donc une détermination quantitative de la nucléosynthèse aux sites d'événements spécifiques. ASCA, le premier véritable spectromètre imageur dans la bande des rayons X, a directement imagé les restes de supernova dans les transitions atomiques individuelles d'éléments récemment expulsés. Ces données, ainsi que l'imagerie spectrale à plus haute résolution actuellement réalisée par le Satellite per Astronomia in Raggi X (SAX), offrent, pour la première fois, l'opportunité de déterminer la composition du contenu éjecté des noyaux d'étoiles massives. Orientations futures pour comprendre l'origine des éléments Les progrès futurs dans l'étude de l'origine des éléments peuvent être réalisés de différentes manières. Parmi celles-ci figurent les suivantes : 1. Comprendre les variations des abondances relatives des éléments au cours des différentes phases de l'évolution stellaire. Les enquêtes observationnelles relatives au mélange stellaire sont entravées par le manque de mesures fiables de la distance et donc d'estimations de la luminosité.Des mesures précises des parallaxes d'un grand échantillon de géantes rouges faciliteraient grandement ce problème. Une caractéristique marquée de la plupart des amas globulaires galactiques est que toutes les étoiles d'un amas ont essentiellement la même métallicité. Cependant, des études détaillées des compositions chimiques des étoiles géantes dans les amas globulaires ont révélé des anomalies d'étoile à étoile qui peuvent indiquer une nucléosynthèse et un mélange au sein d'étoiles individuelles à des niveaux non prédits par les théories standard de l'évolution stellaire. Des études d'étoiles faibles de la séquence principale indiqueront dans quelle mesure les anomalies d'abondance surviennent en raison du mélange ou du fait que le nuage à partir duquel l'amas s'est formé n'était pas homogène. Bon nombre des lignes de résonance clés des éléments lourds, en particulier celles créées par le retraitement, tombent dans l'ultraviolet et nécessitent donc des observations spatiales. En général, les progrès dans la compréhension des mécanismes physiques de la convection et du mélange dépendront d'observations minutieuses d'une gamme d'éléments synthétisés dans différentes conditions de densité et de température, par exemple 7Li, 12C, 13C, i60,

    70 et RIO 2. Découvrir les mécanismes fondamentaux de la perte de masse. Pour découvrir de tels mécanismes, il faudra des observations ultraviolettes, optiques et infrarouges à haute résolution spatiale près de la surface des étoiles perdant de la masse. Des observations sont également nécessaires des coquilles circumstellaires à grande distance de l'étoile avec des interféromètres millimétriques et infrarouges lointains et des raies d'émission moléculaire. L'imagerie optique et infrarouge à haute résolution est nécessaire pour déterminer l'histoire de la perte de masse et la distribution de la poussière et des molécules dans les nébuleuses planétaires. La spectroscopie ultraviolette et à rayons X est nécessaire pour déterminer les abondances nébuleuses et les propriétés corrélées de l'étoile centrale et des vents. 3. Comprendre le processus d'éjection de la nébuleuse planétaire. Ce processus, reliant les étoiles géantes rouges pulsantes aux naines blanches, est mal compris. De plus, il présente des parallèles avec d'autres processus d'éjection de masse dans des objets allant des protoétoiles aux progéniteurs de supernova. Des images HST récentes ont révélé des nœuds compacts dans l'éjecta

    ÉTOILES ET ÉVOLUTION STELLAR 29 à la fois des nébuleuses planétaires et des restes de supernova. Ces observations suggèrent des similitudes sous-jacentes dans la physique de l'éjection de masse stellaire. Un vent intense est suspecté, mais la physique de ce processus n'est pas bien comprise, pas plus que le rôle des pulsations stellaires. La détermination directe des distances via la mesure des parallaxes d'un grand nombre de nébuleuses planétaires permettrait de mieux comprendre la formation et l'évolution des coquilles éjectées et l'évolution des étoiles centrales. 4. Améliorer la compréhension quantitative de la physique des supernovae et de la nucléosynthèse associée. Les observations dans l'infrarouge, où les lignées d'espèces importantes ne sont pas mélangées et plus faciles à analyser, revêtent une importance particulière pour les études spectroscopiques à longueurs d'onde multiples requises pour accomplir cette tâche. Les observations par rayons gamma d'espèces radioactives fraîchement produites telles que le 56Ni, le 56Co, le 44Ti et les positons sont également importantes. Les travaux pionniers de l'ASCA devraient être suivis au cours de la prochaine décennie avec des études de spectres de restes de supernova à une résolution suffisamment élevée pour que la température, la densité, l'état d'ionisation et les effets d'abondance puissent être triés et que les abondances puissent être déduites. Étant donné que le 44Ti a une demi-vie relativement longue, ses raies de 68, 78 et 1 100 keV pourraient être mesurées par de futures missions avec des spectromètres d'imagerie à rayons X durs de haute sensibilité et haute résolution. De telles mesures clarifieraient la physique de l'explosion, les abondances éjectées et la nature du reste. COMPORTEMENT DE LA MATIÈRE DANS DES CONDITIONS EXTRÊMES Certains des problèmes les plus difficiles en astrophysique concernent le comportement des systèmes dans des conditions extrêmes. Les étoiles compactes sont parmi les plus importantes et intéressantes à cet égard. En raison de la grande gravité qu'ils génèrent, la forme naturelle du rayonnement se situe dans les bandes des rayons X ou gamma. L'étude de ces bandes se fait uniquement ou plus efficacement depuis l'espace. Questions clés sur le comportement de la matière dans des conditions extrêmes Les principales questions à traiter sont les suivantes : · Quelle est l'équation d'état des étoiles à neutrons, et existe-t-il des étoiles dites à matière étrange ? · Quel est le mécanisme par lequel les pulsars émettent leur rn

    - La théorie de la relativité générale d'Einstein est-elle correcte dans la limite de champ fort caractéristique des orbites les plus internes autour des trous noirs ? Comment les trous noirs créent-ils des jets de matière relativistes, et quelle est la composition des jets ? Comment la matière se comporte-t-elle près des horizons des événements des trous noirs ? Progrès récents dans la compréhension du comportement de la matière dans des conditions extrêmes Équation d'état des étoiles à neutrons La détermination de l'équation d'état de la matière des étoiles à neutrons promet une meilleure compréhension de la physique nucléaire et peut-être d'une physique des particules plus exotique. L'une des clés pour déterminer l'équation d'état d'une étoile effondrée est la mesure de sa masse. Les pulsars radio binaires fournissent des indications précises sur les masses d'étoiles à neutrons qui semblent se situer à moins de 10 % de 1,4 masse solaire. Les masses d'étoiles à neutrons s'accrétant dans les binaires sont moins bien connues, mais certaines sont proches de 1,4 masse solaire. S'il s'agit de la limite supérieure de la masse d'une étoile à neutrons, comme cela a été suggéré, cela a des implications importantes pour l'équation d'état. Différentes équations d'état donnent des masses et des rayons différents pour les étoiles à neutrons, de sorte que la mesure de celles-ci peut faire la distinction entre différentes équations d'état. Les rayons des étoiles à neutrons peuvent être déterminés à partir de leurs spectres et luminosités. Les sursauts thermonucléaires et les variations de température sur les anciennes étoiles à neutrons en refroidissement ont fourni des estimations pertinentes du rayon, mais dans les deux cas, d'autres processus peuvent fausser les résultats, limitant ainsi leur précision.

    30 Pulsars UNE NOUVELLE STRATÉGIE SCIENCE POUR L'ASTRONOMIE ET ​​L'ASTROPHYSIQUE DE L'ESPACE Les mesures récentes des courbes de lumière des pulsars gamma par le CGRO's Energetic Gamma-Ray Experi- ment Telescope (EGRET) montrent une confirmation encourageante des prédictions des modèles "outer-gap" du mécanisme d'émission de pulsar. Des ajustements à ces courbes de lumière permettent de déterminer le champ magnétique d'un pulsar et l'orientation de son axe de champ dipolaire par rapport à son axe de spin. Les observations ROSAT et ASCA ont fourni des preuves d'émission de rayons X thermiques à partir de pulsars isolés. De telles mesures imposent des contraintes sur le refroidissement des étoiles à neutrons et sur la conductivité de la surface stellaire. Forte gravité Les candidats au trou noir binaire peuvent offrir la meilleure opportunité d'observer des processus astrophysiques soumis à une forte gravité. Les flux et les températures obtenus à partir des observations aux rayons X de certains candidats binaires de trous noirs montrent un rayon de disque d'accrétion interne qui semble ne pas changer avec le débit massique et est cohérent avec la taille de la dernière orbite circulaire stable autour d'un trou noir. Des observations récentes avec RXTE ont découvert des oscillations à longue durée de vie dans l'émission de rayons X d'au moins un trou noir candidat qui pourrait être une signature de la fréquence képlérienne de la dernière orbite stable autour du trou noir. La mesure de cette fréquence donne une estimation de la masse du trou noir en fonction de son moment angulaire, indiquant ainsi si le trou noir a une géométrie Schwarzschild ou Kerr. Jets Les jets sont des phénomènes communs aux disques protostellaires, aux nébuleuses planétaires, aux trous noirs stellaires en accrétion et aux trous noirs galactiques, mais il est intéressant de noter qu'ils ne sont pas un produit évident de l'accumulation d'étoiles à neutrons. Certains flux bipolaires sont lents et d'autres relativistes, mais tous nécessitent une forme de collimation. Les jets associés aux trous noirs stellaires sont particulièrement intéressants car ils peuvent être liés à des phénomènes similaires dans les noyaux galactiques actifs. Les sorties de sources de trous noirs peuvent impliquer de grands flux de positons. Orientations futures pour comprendre le comportement de la matière dans des conditions extrêmes Les progrès dans l'étude de la matière dans des conditions extrêmes peuvent être réalisés de plusieurs manières. Les principaux par ordre de priorité sont les suivants : 1. Recherche de caractéristiques spectrales et temporelles propres aux trous noirs. Comment les astronomes peuvent-ils faire la distinction entre un trou noir de masse solaire et une étoile à neutrons de masse solaire, et comment peuvent-ils déterminer si un trou noir a une géométrie Kerr ou Schwarzschild ? Les trous noirs n'auront pas de surfaces dures comme le feraient les étoiles de matière étrange ou de quarks. L'absence de surfaces peut être démontrée en détectant l'émission de très près de l'horizon des événements du trou noir, y compris la matière en orbite dans la dernière orbite stable. Une grande zone de collecte est nécessaire pour obtenir un bon rapport signal sur bruit, et donc des spectres de puissance de rayons X précis jusqu'au niveau de la microseconde pour un échantillon plus grand. Les spectres de rayons X à gamma dépendant du temps des trous noirs candidats doivent également être déterminés avec des observations de rayons X et gamma de haute résolution temporelle et spectrale, et l'imagerie par rayons X durs peut aider à détecter et à localiser un champ beaucoup plus grand. échantillon de candidats trous noirs. 2. Déterminer la géométrie des jets et caractériser les environnements au voisinage des trous noirs qui les créent. L'exécution de cette tâche nécessite la mesure du spectre d'émission du trou noir sur des échelles de temps allant de quelques minutes à quelques semaines dans les bandes radio, infrarouge, rayons X et gamma. Les observations aux rayons X et gamma fournissent des informations sur les processus les plus énergétiques et les plus courts alimentant le jet. Les lignes de rayons X peuvent donner l'état de charge dans l'écoulement, qui peut être lié au flux continu et qui donne des diagnostics spécifiques de la densité et des instabilités d'écoulement. La spectroscopie gamma avec une résolution en énergie relativement élevée permettra de mesurer la stabilité des plasmas paires, leurs paramètres de compacité et les conditions qui les engendrent. Des observations radio et infrarouges sont nécessaires pour caractériser l'histoire temporelle et spatiale de l'éjection de matière.

    ÉTOILES ET ÉVOLUTION STELLAR 31 3. Contraindre l'équation d'état des étoiles à neutrons. Pour déterminer la masse et le rayon d'une étoile à neutrons et ainsi contraindre son équation d'état, il faut mesurer simultanément l'élargissement Stark de ses raies et le redshift gravitationnel de sa surface. Cela peut être fait en utilisant la spectroscopie de rayons X à haute résolution de lignes appropriées d'oxygène et de fer, ou peut-être en utilisant des lignes d'annihilation de paires avec une spectroscopie de rayons gamma à haute résolution. 4. Détermination des sites et mécanismes d'accélération des particules dans les jeunes pulsars. L'émission à haute énergie des pulsars isolés est un problème de longue date et mal compris. En particulier, y a-t-il une émission d'espace externe ou de calotte polaire ? Pour comprendre cela, il faut des observations à haute sensibilité MeV à GeV de pulsars gamma isolés pour déterminer les profils d'impulsion, les spectres, les périodes de spin et les taux de spin down. Une large couverture de longueur d'onde allant de la radio aux rayons gamma est essentielle pour explorer les diagnostics du mouvement relativiste.

    , LES ÉTOILES COMME SONDES : MESURER L'UNIVERS Les étoiles sont les balises par lesquelles nous mesurons l'univers, les critères de base pour la mesure des distances. Ce sont aussi les chronomètres absolus des galaxies et donc de l'univers, et ils fournissent un échantillon des conditions dans les noyaux des amas denses et des noyaux galactiques où des trous noirs massifs peuvent résulter de collisions stellaires. Questions clés sur les étoiles en tant que sondes Les réponses à un certain nombre de questions importantes restent à trouver. Il s'agit notamment des éléments suivants : rencontrez ? · Quelles sont les luminosités absolues des étoiles, et comment dépendent-elles de la métallicité et de l'environnement galactique · Quels sont les âges des amas globulaires ? Comment les amas d'étoiles denses et les noyaux galactiques se forment-ils et évoluent-ils ? Quelle fraction de la matière noire est composée de naines brunes et d'objets compacts (naines blanches, étoiles à neutrons et trous noirs) ? Échelles de distance Progrès récents dans la compréhension des étoiles en tant que sondes La mesure des distances a toujours été l'une des tâches les plus fondamentales et les plus difficiles de l'astronomie. Les astronomes ont développé un éventail de méthodes indirectes intelligentes, mais celles-ci ont tendance à être truffées d'erreurs systématiques et sont souvent construites sur des chaînes d'arguments qui ne sont aussi bonnes que leur maillon le plus faible. En outre, bon nombre de ces méthodes sont purement empiriques et ne reposent donc pas sur une compréhension fondamentale des processus physiques impliqués. Des exemples sont ceux basés sur des observations de Céphéides, des fonctions de luminosité de nébuleuses planétaires, des fluctuations de luminosité de surface induites par les étoiles géantes les plus brillantes d'une galaxie et des supernovae. Les travaux sur le HST ont étendu l'échelle de distance des Céphéides à l'amas de la Vierge, une distance auparavant inaccessible qui permet une comparaison avec plusieurs méthodes concurrentes. Évolution stellaire et échelles d'âge Des efforts considérables ont été déployés au cours de la dernière décennie pour vérifier l'âge des amas globulaires sur la base de techniques standard d'ajustement isochrone avec une attention particulière aux détails des opacités dépendantes de la métallicité. Des séquences de naines blanches ont récemment été mesurées dans des amas globulaires avec HST et l'extrémité supérieure utilisée pour calibrer la distance d'amas et donc l'âge à partir de la coupure de la séquence principale. Le refroidissement des naines blanches a donné une nouvelle technique pour déterminer l'âge du disque de la Voie lactée. Cette technique a tendance à donner un âge sensiblement plus petit que les mesures impliquant des amas globulaires. Encore un autre moyen de mesurer l'âge des étoiles a été la datation radioactive grâce à l'utilisation des raies spectrales du thorium ou d'autres radio-isotopes.

    32 Dynamique UNE NOUVELLE STRATÉGIE SCIENTIFIQUE POUR L'ASTRONOMIE ET ​​L'ASTROPHYSIQUE L'imagerie ultraviolette avec HST a fourni de nouvelles informations importantes sur le contenu des amas globulaires. Les densités d'étoiles près des noyaux d'amas peuvent être jusqu'à un million de fois plus importantes que celles du voisinage solaire. Les étoiles habitant le noyau central reflètent à la fois l'évolution stellaire et l'évolution dynamique de l'amas. Les images et les spectres du MST ont fourni des preuves directes dans les noyaux d'amas de populations importantes d'étoiles fusionnées et dépouillées. Comprendre l'évolution de ces objets présente de nouveaux défis pour l'astrophysique stellaire. Les astronomes sur la matière noire ne peuvent être sûrs que leurs idées actuelles sur l'évolution de la structure galactique, les éléments chimiques ou la structure globale de l'univers sont correctes tant qu'ils n'ont pas déterminé la nature de la matière noire dominante. Si une fraction significative de la matière noire est baryonique, les idées sur l'évolution stellaire et la nucléosynthèse devront être révisées. Si des particules exotiques constituent la matière noire, la nouvelle physique requise peut forcer des ajustements à la fois dans les abondances primordiales adoptées et dans l'évolution stellaire et la synthèse d'éléments ultérieures. Les recherches d'objets de halo compacts massifs (MACHO) ont révélé des événements de microlentille qui indiquent de petits objets stellaires qui peuvent ou non être des naines blanches. Les années 1995 à 1997 ont apporté des preuves définitives de l'existence de " naines brunes ", d'étoiles trop petites pour jamais brûler de l'hydrogène, mais assez grandes pour briller de leur propre énergie de contraction (et peut-être de la combustion du deutérium) et donc pas des planètes. Ces naines brunes ont été imagées comme compagnons d'autres étoiles et identifiées spectroscopiquement par les caractéristiques du méthane atmosphérique qui indiquent une basse température. On ne sait encore rien de la densité des naines brunes isolées. Outre leur rôle potentiel de matière noire dans la galaxie, les naines brunes représentent un indice important de la formation d'étoiles de faible masse, de l'efficacité de la formation d'étoiles et des rapports de masse binaires. Orientations futures pour comprendre les étoiles en tant que sondes Des progrès supplémentaires dans l'utilisation des étoiles en tant que sondes peuvent être réalisés avec un certain nombre d'approches différentes. Celles-ci sont, par ordre de priorité, les suivantes : 1. Améliorer la précision des mesures de distance stellaire d'un facteur de l'ordre de 1 000. Une telle capacité augmenterait le volume de l'espace dans lequel des distances précises sont disponibles d'un facteur d'un milliard et aurait un impact sur pratiquement tous les aspects de l'astrophysique. Les interféromètres optiques spatiaux actuellement à l'étude pourraient produire une imagerie à plage dynamique élevée avec une résolution au millième d'arc-seconde. Ils devraient également être capables de mesurer des parallaxes absolus avec une précision d'une seconde d'arc et des mouvements appropriés avec une précision d'une seconde d'arc par an. Un tel interféromètre pourrait fournir des mesures directes de distances pour les étoiles de pratiquement tous les types spectraux dans toute la Voie lactée. Ces données permettraient des études qualitativement nouvelles de la structure galactique, aujourd'hui en proie à des incertitudes de 10 à 20 % pour des grandeurs basiques comme, par exemple, la distance au centre galactique. Avec la structure galactique et les mesures de luminosité totale ainsi dérivées, une grande variété de calibrateurs de distance secondaires peuvent être utilisés pour aider à étendre l'échelle de distance des céphéides aux galaxies lointaines. 2. Améliorer la précision des mesures de masses stellaires à partir d'études interférométriques de la dynamique des systèmes binaires. Les mesures des masses stellaires sont essentielles à toute l'astrophysique stellaire et en particulier à l'étalonnage des relations entre la masse et l'âge. Pour les binaires normaux ainsi que ceux avec des composants compacts, des progrès substantiels peuvent être réalisés par une mesure interférométrique précise du mouvement orbital du centre de lumière du système. Les données sur ce mouvement, couplées aux observations des décalages Doppler, donneront une inclinaison orbitale d'une étoile binaire, et donc des masses stellaires, avec une précision sans précédent. 3. Comprendre la physique et l'évolution des supernovae de type Ia pour permettre leur utilisation comme sondes cosmologiques. Les supernovae de type Ia sont très prometteuses pour déterminer l'échelle de distance cosmique et la valeur du paramètre de décélération, et avec cette information, il peut être possible de mettre des contraintes sur la constante cosmologique. Les recherches actuelles découvrent régulièrement des événements de type Ia avec un décalage vers le rouge d'environ 0,5, avec le

    STARS AND STELLAR EVOLUTION 33 record de plus de 0,8. Pour incorporer le type Ia et les supernovae à effondrement central en tant que sondes cosmologiques utiles, les astronomes doivent comprendre leur origine et leurs mécanismes d'explosion, et comment ceux-ci sont en corrélation avec la population stellaire dans laquelle ils résident. Un objectif clé est de compiler un grand échantillon de supernovae en fonction du type de galaxie, de l'emplacement dans la galaxie et de l'âge de la galaxie (décalage vers le rouge). Une telle étude nécessite une capacité à détecter les supernovae à de grands décalages vers le rouge où les principales caractéristiques spectrales sont déplacées hors de la bande optique. Ce sujet est abordé plus en détail au chapitre 4. 4. Effectuer des vérifications absolues sur les modèles d'évolution et d'âge stellaires. Une étape clé pour déterminer les âges stellaires précis est la mesure précise des distances et donc des luminosités. Des distances précises serviront à indiquer la bifurcation et à normaliser les isochrones des amas globulaires, principal outil pour déterminer l'âge des amas. En général, des distances absolues précises et donc des luminosités donneraient un étalonnage absolu du diagramme de Hertzsprung-Russell dans une variété de contextes. 5. Utiliser les amas globulaires comme laboratoires pour tester la dynamique et l'évolution stellaires.Le sort des traînards bleus et des géants dépouillés reste à déterminer avec des images et des spectres à haute résolution et des études théoriques. L'origine et l'évolution des naines blanches et des étoiles à neutrons dans les amas globulaires, et donc à la fois les fonctions de masse initiales et l'évolution dynamique des amas, peuvent être étudiées grâce à l'imagerie optique, ultraviolette et aux rayons X à haute résolution. Les positions précises des étoiles dans les amas globulaires peuvent être dérivées de l'astrométrie interférométrique, et les étoiles binaires dans les amas globulaires peuvent être étudiées par imagerie à très haute résolution des longueurs d'onde optiques aux rayons X. Lorsqu'elles sont combinées avec de nouvelles mesures absolues de distances pour les étoiles, ces données permettront l'utilisation des étoiles dans les amas globulaires comme sondes à la fois des mouvements internes au sein des amas et du mouvement des amas dans le champ gravitationnel galactique. Cette capacité donnerait un meilleur aperçu des échelles de temps d'équipartition et de perturbation des marées pour les amas dans le champ gravitationnel de la Voie lactée, et permettrait une étude beaucoup plus approfondie des effets des binaires d'amas et de leur influence sur l'évolution des amas, l'approche de l'équipartition, et leur rôle dans la catastrophe gravothermique. 6. Discrimination entre la matière noire baryonique et non baryonique dans la Voie lactée. Des mesures précises des mouvements propres des étoiles éloignées du plan galactique et du centre galactique peuvent imposer des contraintes importantes sur la répartition de la matière noire dans notre galaxie. La découverte qu'une quantité substantielle de matière noire s'est accumulée dans le disque galactique impliquerait que ce matériau est baryonique. De telles mesures ont le potentiel d'exclure la plupart des candidats non baryoniques et de nombreux candidats baryoniques, et constitueraient donc une avancée critique. CONCLUSIONS L'astrophysique stellaire reste au cœur de l'astrophysique moderne. Un programme vigoureux de recherche stellaire dans l'espace profitera non seulement à l'astronomie stellaire, mais également à presque tous les autres domaines de l'astrophysique. À partir de la richesse des possibilités de recherche, la TGSAA a identifié plusieurs questions d'une priorité exceptionnellement élevée. Ils sont, par ordre de priorité, les suivants : 1. Comprendre l'origine et les manifestations astrophysiques des trous noirs. La découverte d'une nouvelle classe de candidats aux trous noirs de masse stellaire, les transitoires de rayons X mous, promet de révolutionner la compréhension actuelle de ces points extrêmes exotiques de l'évolution stellaire. Le fait que ces candidats aient connu la systématique binaire, les disques d'accrétion et les jets en fait des laboratoires particulièrement fructueux pour comprendre l'astrophysique des trous noirs et, peut-être, pour sonder la nature de la forte gravité. L'extension des frontières de la recherche sur les trous noirs stellaires nécessite des moniteurs du ciel et des études d'imagerie par rayons X durs pour découvrir de nouveaux candidats et nécessite également une résolution spatiale et spectrale plus élevée dans toute la bande des hautes énergies. Une couverture temporelle sur des échelles de temps allant de quelques millisecondes à plusieurs années est également nécessaire. 2. Étudier le comportement de la matière aux extrêmes de gravité, de rotation, de champ magnétique et de densité d'énergie. Ces conditions sont mieux étudiées en étudiant des objets compacts, en particulier ceux qui s'accrétent dans des systèmes binaires, en utilisant des observations à haute résolution spatiale et spectrale menées à plusieurs longueurs d'onde, avec un accent particulier sur les bandes de haute énergie. 3. Enquêter sur les questions fondamentales concernant l'origine des éléments. Observations à haute résolution spatiale et spectrale dans les bandes infrarouge, ultraviolette, rayons X et gamma et étalonnages fondamentaux de

    34 UNE NOUVELLE STRATÉGIE SCIENCE POUR L'ASTRONOMIE ET ​​L'ASTROPHYSIQUE spatiales sont nécessaires pour mieux comprendre l'origine des éléments depuis les plus jeunes galaxies et quasars jusqu'aux plus récentes supernovae et restes de supernova. Les principaux sujets connexes sont les rôles de la rotation et du moment angulaire dans les étoiles, la perte de masse, le mélange et les mécanismes d'explosion. 4. Améliorer la compréhension des étoiles en tant que marqueurs de la taille et de l'âge de l'univers. L'utilisation d'étoiles pour mesurer l'échelle de distance cosmologique, le paramètre de décélération et l'âge de l'univers est au cœur de la cosmologie moderne. Les tâches importantes comprennent des déterminations précises des distances de parallaxe et donc des âges des amas globulaires. La détection et la compréhension physique d'un large échantillon de supernovae distantes, où la plupart du flux se fera dans l'infrarouge, sont également importantes. 5. Comprendre les effets de la rotation et des champs magnétiques, et les effets des compagnons binaires. Les jeunes étoiles donnent déjà un aperçu particulier de ces domaines clés inconnus de l'évolution stellaire. Des progrès significatifs dans la compréhension de l'évolution des jeunes étoiles et de leurs disques, jets et planètes possibles peuvent être réalisés grâce à l'imagerie à très haute résolution.


    Quelles sont les équations régissant l'évolution stellaire (Luminosité, Masse, Température, Rayon) - Astronomie

    Pourquoi l'été est-il chaud et l'hiver froid
    Les phases de la lune
    Éclipses : quand peut-on les voir, pourquoi ne les voit-on pas toujours
    Angles dans un cercle et formule du petit angle
    Notation scientifique
    Parsec, zénith, horizon, solstice, écliptique, équinoxe, tropiques, cercles, équateur

    Semaine 2 : Mouvement des planètes et histoire de la cosmologie

    Ptolémée, Copernic, Brahé, Galilée, Kepler
    Ce qu'ils ont fait, vu, pensé
    Preuve du système solaire centré sur le soleil (lunes de Jupiter, phases de Vénus)
    Les lois de Newton
    Les lois de Kepler
    épicycle, déférent, mouvement rétrograde, conjonction, opposition

    Semaine 3 : Le système solaire

    Les planètes - souvenez-vous de l'ordre MVEMJSUNP
    Différences entre terrestre et jovien
    L'étrangeté de Pluton
    Atmosphère de Vénus, Mars, Terre - l'effet de serre
    Astéroïdes - où ils vivent, propriétés, composition
    Comètes - où elles vivent, propriétés, composition

    Semaine 4 : Lumière, matière et télescopes

    Dualité de lumière - onde et particule
    Vitesse de la lumière, longueur d'onde, fréquence, loi de Wien, loi de Stefan-Boltzmann
    Spectre électromagnétique
    Spectre du corps noir - plus bleu/plus rouge
    Spectre continu, raie d'émission et raie d'absorption
    Relation entre flux, luminosité et brillance
    L'effet Doppler
    Télescopes réfractifs et réfléchissants
    Distance focale, lentille d'objectif, lentille oculaire, grossissement
    Problèmes/Avantages de certains télescopes
    Où nous construisons des observatoires

    Noyau, zone de rayonnement, zone de convection, photosphère, chromosphère, couronne
    spectres vus de différentes régions solaires
    granulation, éruptions, taches solaires, vent solaire, Aurora
    cycle des taches solaires et relation avec le magnétisme
    la chaîne proton-proton fournit l'énergie (pas d'effondrement gravitationnel ou de combustion normale)

    Semaine 6 : Mesurer les étoiles

    Parallaxe - distance aux étoiles proches
    Luminosité, flux, luminosité, magnitude, température, rayon, composition (comment nous obtenons ces choses)
    Spectroscopie et photométrie
    Diagramme de Hertzsprung Russell
    Classe de luminosité, parallaxe spectroscopique
    Étoiles binaires pour obtenir la relation masse-luminosité
    Des planètes solaires supplémentaires

    Semaine 7 : Évolution stellaire

    Différentes voies d'évolution des étoiles de très faible masse, de faible masse et de forte masse
    Diagramme de Hertzsprung Russell (encore)
    H-He définition brûlante d'une étoile (chaîne pp)
    Quels éléments brûlent à chaque étape de l'évolution stellaire
    Géante Rouge, Super Géante, Naine Blanche, Nébuleuse Planétaire, Super Nova Type II
    Points d'arrivée de l'évolution stellaire

    Semaine 8 : Trous noirs et étoiles à neutrons

    Étoiles à neutrons détectées comme des pulsars (Jocelyn Bell)
    Esquisse d'un pulsar
    Les jeunes NS ont souvent des restes de supernova autour d'eux
    L'ancien NS tourne lentement mais une accélération peut se produire
    Moment angulaire
    Accrétion de matière à partir d'étoiles proches
    Nova - matière sur un WD, bursters - matière sur un NS
    Einstein - relativité restreinte et générale
    Vitesse de la lumière identique pour tous les observateurs
    Les objets massifs courbent l'espace-temps
    Test lors d'une éclipse solaire et précession du mercure
    Trous noirs - la lumière ne peut pas s'échapper
    Croquis avec rayon de Schwarzschild, horizon des événements, singularité
    AGN - galaxies contenant un BH.
    Croquis du modèle unifié - tore, disque d'accrétion, trou noir central

    La voie Lactée
    Renflement, halo, disque, bras en spirale
    Problèmes avec la poussière - Shapley, amas globulaires, RR Lyrae
    Bougies standard, relation P-L, échelle de distance
    Galaxies elliptiques/spirales/nues/irrégulières/lenticulaires/naines
    Les galaxies sont regroupées en groupes et en amas
    La matière noire dans les galaxies et les amas
    La loi de Hubble

    Le Big Bang
    Loi de Hubble, fond diffus cosmologique, neucléosynthèse
    Problème de planéité, problème d'horizon, problème de structure
    Inflation
    Univers ouvert, fermé, plat, en accélération
    Composants de l'Univers - matière noire/noire
    énergie/baryons/neutrinos
    recombinaison, premiers objets formés, époque de formation des étoiles

    alpha = 206265 D/d ​​- formule aux petits angles
    v = d/t - vitesse
    F = ma = GmM/r^2 - Newton 2ème loi et loi de la Gravitation
    P^2 = a^3/M - Troisième loi de Keplers
    lambda = 0,0029/T - Loi de Wien
    F = sigma T^4 - Loi de Stefan-Boltzman
    v = c (lambda - lambda0)/lambda0 - Effet Doppler
    p = 1/d - parallaxe
    L = 4 pi R^2 sigma T^4 - Diagramme HR
    b = L/(4 pi d^2) - luminosité
    L = 2/5 mwr^2 - moment cinétique
    T = const/Ho - Âge de l'Univers
    v = Hod - Loi de Hubble


    Une étoile de séquence principale est une étoile qui maintient sa luminosité en fusionnant de l'hydrogène en hélium dans son noyau.

    La fusion d'hydrogène peut soutenir une étoile pendant longtemps, c'est pourquoi la plupart des étoiles se trouvent sur la séquence principale.

    Au fur et à mesure que le noyau passe de l'hydrogène à l'hélium, la structure de l'étoile change légèrement et elle s'éloigne légèrement de la séquence principale « âge zéro ». Cependant, il le fait ne pas évoluer en haut ou alors vers le bas la séquence principale.

    Finalement, l'approvisionnement en hydrogène dans le cœur s'épuise. À ce stade, l'étoile commence à évoluer beaucoup plus rapidement.


    1 réponse 1

    Il n'y a rien de mal avec votre intrigue. Ce qui est incorrect, c'est votre attente que tant que vous maintenez la luminosité constante, les étoiles de masse plus élevée devraient avoir une perte de masse plus élevée.

    En maintenant la luminosité constante, les étoiles de masse plus élevée ont des vitesses d'échappement plus élevées, ce qui signifie qu'il est plus difficile pour le gaz de bien échapper à leur gravité. En tant que tel, on s'attend à ce que moins de perte de masse se produise, ce qui est exactement ce que montre votre graphique.

    En réalité, les étoiles plus massives ont généralement une perte de masse plus élevée car les étoiles plus massives sont généralement beaucoup plus lumineuses que leurs frères moins massives. Cette augmentation de la luminosité compense la profondeur accrue de leur puits de gravité, et conduit à une nette augmentation de la perte de masse. Par exemple, au fur et à mesure que vous montez la séquence principale en masse, la luminosité augmente également, à un rythme plus rapide que la masse.


    13.8 THÉORIE DE L'ÉVOLUTION STELLAR

    La théorie de l'évolution stellaire repose sur les principes de la structure stellaire et sur notre compréhension de la physique nucléaire.

    L'évolution d'une étoile est déterminée par la compétition entre la gravité et la pression.

    Afin de maintenir sa température centrale, une étoile doit reconstituer l'énergie thermique qu'elle rayonne vers l'espace. Il peut le faire en utilisant la fusion nucléaire ou la contraction gravitationnelle.

    La prédiction la plus fondamentale de la théorie de l'évolution stellaire est que les étoiles plus massives utilisent leurs réserves de combustible et progressent plus rapidement à travers les étapes de l'évolution stellaire.


    Astronomie

    L'astronomie donne un aperçu de la beauté vaste et en constante expansion de l'espace. Cet événement quittera la sécurité du système solaire et se concentrera à la place sur les étoiles et les galaxies situées à des années-lumière, ce qui vous obligera à apprendre ce qui est essentiellement un tout nouvel ensemble de règles régissant la vie dans l'espace. De la naissance et de la mort des étoiles, à la possibilité de vie sur des exoplanètes lointaines, aux nouvelles étoiles et supernovae que le télescope spatial Hubble trouve chaque jour, j'espère que l'étendue des sujets en astronomie vous excite plutôt qu'elle ne vous intimide et vous laisse dans admiration devant notre place dans cet univers.

    Préparation

    L'événement peut être grossièrement divisé en trois types de questions : basées sur des concepts, basées sur des calculs et sur l'identification.

    1. Concept questions vous demanderont d'expliquer ou d'appliquer les termes décrits dans article 3a des règles. Les testeurs adorent poser des questions sur le diagramme HR, et vous aurez besoin de savoir non seulement comment lire le diagramme, mais aussi comment tracer des points dessus en fonction du type d'objet (par exemple, où vont les étoiles RR Lyrae sur le diagramme HR ? Céphéides ?) ou d'autres caractéristiques données (ex. température, luminosité). L'évolution stellaire est également un sujet bien-aimé, et une compréhension générale de l'ensemble du processus ainsi que des détails entourant la naissance et l'évolution de la zone d'intérêt seront extrêmement utiles.
    2. Calcul les questions nécessitent l'application d'équations ou de relations qualitatives décrites dans article 3b pour déterminer une valeur. Notamment, les lois de Kepler, la parallaxe et le module de distance sont des relations fondamentales pour tout sujet d'intérêt en astronomie et il est extrêmement rare de les trouver tous manquants dans un test d'astronomie. Pour des applications d'équations plus compliquées, il peut être utile d'inclure des exemples de calculs dans votre guide d'étude pour vous rappeler comment résoudre le problème ! Cela m'a été particulièrement utile personnellement lors de l'application des lois de Kepler pour les systèmes binaires.
    3. Identification les questions nécessiteront l'identification des DSO (objets de l'espace lointain) dans article 3c à partir d'images ou de descriptions, ainsi qu'une compréhension approfondie des caractéristiques uniques de chaque DSO. Assurez-vous de compiler plusieurs images par DSO et des images prises avec différentes longueurs d'onde dans votre guide d'étude, car les questions peuvent présenter et présenteront souvent une photo prise en dehors du spectre de la lumière visible et demander à quelle longueur d'onde la photo a été prise. De plus, toutes les questions d'identification ne sont pas vous donnera une image du DSO lui-même, ils peuvent vous interroger sur la base d'un graphique de la courbe de lumière, par exemple. Les listes de DSO sont souvent sélectionnées sur la base de nouvelles récentes ou d'un nouveau mécanisme introduit avec sa découverte, et il est important de savoir non seulement à quoi ressemble chaque DSO, mais aussi ce qui le rend unique.

    Souvent, les tests mélangeront ces types de questions et, par exemple, vous demanderont d'identifier un DSO à partir de sa courbe de lumière, d'utiliser la courbe de lumière et d'autres informations données pour calculer sa masse et sa température de surface, et tracer le DSO sur le diagramme H-R.

    Bien que les concepts décrits dans la section 3 des règles semblent déjà assez larges, vous pouvez vous attendre à trouver de nombreuses questions sur des sujets qui sont tangentiellement liés aux concepts énumérés. Bien qu'il puisse être utile de descendre dans le terrier du lapin de Wikipédia et de copier n'importe quel article lié sur une certaine page dans votre guide d'étude, n'oubliez pas que la qualité prime sur la quantité : une compréhension détaillée d'un concept peut vous permettre de déduire comment fonctionne un mécanisme connexe, alors que un copier-coller rapide peut vous laisser des centaines de pages que vous n'avez jamais lues et dont vous avez oublié l'existence. (Plusieurs fois, je recherche une question sur laquelle je me suis trompé lors du test et je me rends compte que j'avais en fait les informations dans certains domaines de mon guide d'étude que j'ai oubliées…) Bien sûr, c'est un équilibre qui vous appartient !

    En parlant de guides d'étude, Astronomy vous offre généreusement le choix entre deux ordinateurs, un classeur de n'importe quelle taille et un ordinateur, ou deux classeurs à utiliser comme guides d'étude pendant le test. J'ai personnellement préféré utiliser des ordinateurs pour l'astronomie pour leurs capacités Ctrl + F et leur édition facile (et pour économiser les arbres et l'encre de l'imprimante), mais les équipes peuvent certainement faire fonctionner les classeurs. Plus important que moyen, vous devez savoir comment utiliser votre guide d'étude et comment l'information est organisée. Pour référence, mon organisation personnelle implique trois documents distincts pour les trois types de questions énumérés ci-dessus, et une organisation alphabétique au sein de sous-sections (par exemple, sous-section sur l'évolution stellaire, sous-section du diagramme H-R) dans chaque document.

    Bien sûr, le meilleur moyen de découvrir les informations qui vous manquent dans ce vaste vide et de mieux connaître votre guide d'étude est de l'utiliser ! Les tests pratiques sont la voie à suivre.

    Pendant la compétition

    La division du test est une tactique incontournable dans tout événement de l'Olympiade scientifique, et l'astronomie ne fait pas exception. Les partenariats peuvent décider d'avoir un membre spécialisé dans le concept/ID et un autre dans le calcul (ou la division de votre choix). Pour les testeurs astucieux qui mélangent les types de questions tout au long du test, la moitié-moitié puis le commerce peuvent être un meilleur choix.

    Si une question vous prend trop de temps sans progrès significatif, encerclez-la et revenez plus tard. Travailler sur d'autres problèmes peut aider à réchauffer votre cerveau afin que vous puissiez régler ce problème plus rapidement à votre retour !

    De nombreuses questions peuvent sembler inconnues à première vue, mais n'oubliez pas que vous n'avez pas besoin de connaître la réponse à tout mot à mot. L'application de vos connaissances existantes (oh non, je ne peux pas simplement copier les informations de mon guide d'étude ??) peut vous emmener plus loin que vous ne le pensez, en gagnant au moins un crédit partiel.

    Quelques ressources utiles

    La chaîne Youtube Chandra X-ray Observatory met en ligne chaque année une série de webinaires décrivant l'événement de l'Olympiade scientifique (les vidéos de la saison 2019 sont disponibles ici. Leurs vidéos sont une bonne introduction à l'ampleur de l'événement, mais je pense que vous besoin de chercher plus profondément la profondeur que les questions de test exigent habituellement de vous.

    Il peut être tentant de récupérer toutes vos informations sur Wikipédia, mais leurs entrées sur les DSO en particulier font souvent défaut. Le site Web de Chandra fournit des images DSO dans plusieurs longueurs d'onde, un court article sur ses caractéristiques uniques et une fiche d'information facile à lire. Pour encore plus d'images DSO, Google Images est un pari assez sûr, et c'est aussi généralement l'endroit d'où les rédacteurs de tests tirent leurs images. L'image sur le test peut être exactement la même que celle que vous avez enregistrée dans votre guide d'étude !

    Vous n'êtes probablement pas étranger à la feuille de formule sur scioly.org, qui donne un excellent aperçu de nombreuses équations pertinentes. Cependant, faites attention aux unités lorsque vous utilisez les équations. Par exemple, l'équation de la 3e loi de Kepler sur la feuille de formule nécessite que la période soit en années et la distance en UA, en omettant la constante (GM)/(4pi^2) qui apparaît généralement lors de l'utilisation des unités MKS. Vérifiez vos équations avec d'autres sources, ce qui peut également vous donner de nouvelles informations sur les applications de ces équations. Encore une fois, des exemples de calculs avec des équations complexes peuvent être utiles.

    Olympiade des sciences du Golden Gate

    Golden Gate Science Olympiad est géré par la Golden Gate Science League, un organisme à but non lucratif californien 501(c)(3).

    Des questions? Intéressé par le parrainage ? Rejoindre nous en tant qu'étudiant à Stanford ou à UC Berkeley l'année prochaine ? Envoyez-nous un e-mail pour vous impliquer avec notre équipe!

      Science Olympiad Invitational dirigé par des étudiants de l'UC Berkeley et de l'Université de Stanford. À venir 2021.


    Voir la vidéo: Sonificación evolución estelar: estrella masas solares. [email protected] (Décembre 2022).