pourquoi les hypergiants perdent-ils de la masse avant la mort?

Peasy facile

pourquoi les hypergiants perdent-ils de la masse avant la mort?


Je lis sur ce site ici et j’en utiliserai beaucoup de citations.

Une étoile hypergéante vue perdre de la masse avant la mort explosive en tant que supernova

Des astronomes utilisant un télescope au Chili ont observé une étoile hypergéante perdant des quantités massives de masse, suggérant qu’il est sur le point de mettre fin à sa vie relativement courte dans une explosion massive de supernova. L’étoile hypergéante rouge VY Canis Majoris, l’une des plus grandes étoiles jamais trouvées dans la Voie lactée, perd d’énormes quantités de sa masse à mesure qu’elle se détériore, disent-ils. Il est 30 à 40 fois plus massif que notre soleil et 300 000 fois plus lumineux. S’il se trouvait au centre de notre système solaire, il engloberait l’orbite de Jupiter.

Cela m’a intéressé alors j’ai continué à lire,

La pression de rayonnement est la force exercée par la lumière des étoiles et est très faible, c’est pourquoi seuls les gros grains de poussière ont une surface suffisante pour être affectés et provoquer la perte de masse de l’étoile, selon les chercheurs. VY Canis Majoris, à environ 3 800 années-lumière de nous, expulse chaque année une quantité de poussière et de gaz équivalant à 30 fois la masse de la Terre, disent-ils.

Lorsque l’étoile est morte, la pression de radiation ne diminuerait-elle pas? Moins de fusion = moins de rayonnement = moins de pression de rayonnement non? Pourquoi l’augmentation de la pression de radiation fait-elle sortir le gaz et la poussière de l’étoile?

VY Canis Major Expulser les gaz et la poussière.

Réponses


 Rob Jeffries

Vers la fin de leur vie, des étoiles massives évacuent l’hydrogène de leurs noyaux et brûlent des combustibles nucléaires plus lourds. La séquence des événements est que la combustion du noyau d’hydrogène est suivie de la combustion d’hydrogène dans une coquille autour du noyau, puis de la combustion du noyau He, puis de la combustion de la coque H + He, puis de la combustion du noyau C / O, et ainsi de suite.

Pendant les phases où la combustion des coquilles domine la luminosité de l’étoile, elle devient une (super) géante rouge, à la fois son rayon et sa luminosité augmentent. L’idée fausse centrale est que la luminosité diminue – ce n’est pas vrai, ce qui se passe en termes généraux, c’est que lorsque la masse moyenne par particule augmente (à cause de la fusion) au centre, la température doit augmenter pour fournir la pression nécessaire. Mais les réactions nucléaires sont très dépendantes de la température, de sorte que l’étoile brûle à travers les combustibles plus lourds encore plus rapidement, conduisant à une luminosité plus élevée.

Dans les couches externes étendues de l’étoile, il est possible que la poussière se condense. La poussière est couplée au gaz mais diffuse le rayonnement de l’intérieur. L’élan absorbé par la poussière peut être suffisant pour éloigner les couches externes de l’étoile, car la gravité « de surface » est relativement faible.

En pratique, la poussière seule peut être insuffisante. La poussière ne peut se former que lorsqu’elle est suffisamment éloignée de l’étoile pour tomber en dessous de la température de condensation de la poussière. L’entraînement radiatif du gaz peut également jouer un rôle plus proche. C’est là que la lumière est absorbée dans les transitions atomiques et moléculaires, accélérant le gaz. À mesure qu’elle gagne en vitesse, la transition est décalée vers le rouge par rapport au rayonnement, de sorte que de nouveaux photons peuvent être absorbés et donner une impulsion.

L’effet net de ces processus, qui ne sont pas entièrement compris, est que les supergéantes rouges lumineuses semblent perdre de la masse au rythme de

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masses solaires chaque année. Ce taux dépend fortement de la métallicité de l’étoile, car il contrôle la quantité de poussière qui peut se former et l’opacité aux rayonnements de l’atmosphère extérieure. Une métallicité plus élevée signifie plus de perte de masse.

Rob Jeffries

downvoter – faites valoir votre point de vue?

honeste_vivere

Je suis d’accord, je ne vois aucune raison de voter contre cette réponse.


 Bob Bee

Premièrement, une meilleure référence aurait été meilleure. C’est un site très commercial, avec beaucoup de publicités et de séductions. Ils ont donné la référence papier réelle, c’est plus grave. C’est à http://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso1546/eso1546a.pdf

Deuxièmement, ces super ou hyper géants ont une courte durée de vie, peut-être des millions d’années au lieu de milliards. Ils sont si massifs qu’ils brûlent leur carburant de fusion d’hydrogène beaucoup plus rapidement. Il existe une limite de luminosité, la limite d’Eddington, basée sur l’équilibre de la pression de luminosité extérieure et de l’attraction gravitationnelle. Voir l’article Wikipedia qui explique la majeure partie de celui-ci, et parle également de certains problèmes restants.

https://en.m.wikipedia.org/wiki/Hypergiant

La pression de rayonnement ou de luminosité est là même lorsque le combustible nucléaire brûle, et elle fait perdre de la masse. C’est le cas pour les grandes étoiles avec un peu moins de carburant, ainsi que pour les plus compactes, mais toujours géantes. Cette pression provoque également un vent stellaire, et pour les plus grandes étoiles, il y a moins de gravité qui les retient (juste une densité inférieure et plus grandes), de sorte qu’elles perdent beaucoup de l’atmosphère.

Cela dépend aussi si l’atmosphère a plus d’éléments métalliques (plus de raies spectrales pour avoir l’absorption). Cela signifie qu’ils peuvent absorber ou diffuser davantage la lumière. Ainsi, les étoiles plus anciennes avec moins de gravité, de grandes et plus d’éléments métalliques perdent plus de leur atmosphère et de leur masse.

La dynamique n’est pas simplement plus ou moins combustible, c’est aussi la dynamique de la pression de rayonnement possible en fonction de la constitution des couches externes de l’étoile.


 abhishek bhat

lorsqu’un super géant subit une contraction en raison de la rupture de l’équilibre entre la force gravitationnelle et la pression de rayonnement (vers la fin de sa durée de vie), les couches externes de l’étoile subissent une réaction nucléaire (en raison de la contraction) et la pression de rayonnement qui en résulte fait exploser les couches externes. bien sûr, l’étoile qui approche de sa mort a moins de pression de rayonnement en raison de la réaction qui se produit au centre tandis que la perte de masse est principalement due à la réaction nucléaire au niveau des couches externes.

anon01

Pouvez-vous soutenir cela avec des modèles / mathématiques?

dmckee ♦

Cette réponse semble contenir un mélange de faits corrects, de faits mal mémorisés ou mal énoncés, et peut-être aussi une certaine confusion au sujet des échelles.

 

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