Simulateur d’évolution stellaire et diagramme de Hertzsprung-Russell
Équations de cette simulation
| L | luminosité (Soleil = 1) | L = 4πR²σT⁴ : une étoile deux fois plus chaude émet 16 fois plus de lumière par mètre carré | |
|---|---|---|---|
| R | rayon (Soleil = 1) | dessiné selon la racine cubique, pour que géantes et naines blanches tiennent toutes deux à l’écran | |
| T | température de surface | fixe la couleur : rouge sous environ 3 500 K, blanche vers 6 000 à 10 000 K, bleue au-delà |
Avec les valeurs actuelles :
| M | Masse de l’étoile (Soleil = 1) | la relation masse-luminosité : une étoile de dix fois la masse du Soleil est des milliers de fois plus lumineuse |
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Avec les valeurs actuelles :
| t_MS | temps passé sur la séquence principale | le combustible divisé par la vitesse à laquelle il brûle ; la durée affichée vient de modèles stellaires |
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Avec les valeurs actuelles :
| M_WD | masse de la naine blanche laissée | un ajustement empirique pour les étoiles de moins d’environ 8 masses solaires ; aucune naine blanche ne peut dépasser la limite de Chandrasekhar, environ 1,4 masse solaire |
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Avec les valeurs actuelles :
Comment utiliser le simulateur d’évolution stellaire
- Choisissez la masse d’une étoile, d’un dixième de celle du Soleil à quarante fois plus. Elle commence sur la séquence principale, en brûlant de l’hydrogène dans son cœur, et vieillit phase après phase, quelques secondes chacune ; appuyez sur Phase suivante pour avancer ou changez la vitesse. L’étoile à l’écran gonfle, rétrécit et change de couleur ; elle est dessinée selon la racine cubique de son rayon pour que géantes et naines blanches tiennent toutes deux.
- Le graphique est le diagramme de Hertzsprung-Russell : la luminosité vers le haut, la température de surface en abscisse, les étoiles chaudes à gauche. Le trajet de l’étoile est tracé en bleu, la séquence principale forme une bande grise et le trajet du Soleil est en pointillés. Les résultats donnent l’âge, la luminosité, la température, le rayon, le temps passé sur la séquence principale et ce qui restera à la fin.
- Comparez les masses : le Soleil devient une géante rouge puis une naine blanche, une étoile de 15 masses solaires devient une supergéante rouge et explose en supernova en laissant une étoile à neutrons, et une étoile de 40 finit en trou noir. Une naine rouge de 0,1 masse solaire survit à l’âge actuel de l’Univers. Le Simulateur de rayonnement du corps noir montre pourquoi la température fixe la couleur d’une étoile.
Questions fréquentes
Qu’est-ce que le diagramme de Hertzsprung-Russell ?
Un graphique des étoiles selon leur luminosité et leur température de surface, établi par Ejnar Hertzsprung et Henry Norris Russell vers 1910. La plupart des étoiles se trouvent sur une bande diagonale, la séquence principale, des étoiles bleues chaudes et brillantes aux naines rouges froides et faibles. Les géantes et supergéantes sont au-dessus, les naines blanches en dessous. La position d’une étoile indique sa phase de vie.
Pourquoi les étoiles massives vivent-elles moins longtemps ?
La luminosité d’une étoile croît à peu près comme la puissance 3,5 de sa masse : une étoile de dix fois la masse du Soleil a dix fois plus de combustible mais le brûle des milliers de fois plus vite. Le Soleil passera environ 10 milliards d’années sur la séquence principale, une étoile de 10 masses solaires environ 20 millions.
Que va devenir le Soleil ?
Dans environ 5 milliards d’années, il aura épuisé l’hydrogène de son cœur, gonflera en une géante rouge assez grande pour avaler Mercure, Vénus et peut-être la Terre, brûlera de l’hélium pendant environ 100 millions d’années, puis expulsera ses couches externes en une nébuleuse planétaire. Son cœur restera sous forme de naine blanche de la taille de la Terre environ, qui se refroidira lentement.
Qu’est-ce qui décide si une étoile finit en naine blanche, en étoile à neutrons ou en trou noir ?
Sa masse. Les étoiles de moins d’environ 8 masses solaires laissent des naines blanches, qui ne peuvent pas dépasser environ 1,4 masse solaire. Les étoiles plus massives forment des cœurs qui s’effondrent lors d’une supernova en une étoile à neutrons ; les plus massives laissent des trous noirs. Les limites exactes dépendent de la masse que l’étoile perd par ses vents et restent incertaines.
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