Cœur stellaire d'une proto-étoile

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Cœur stellaire d'une proto-étoile

Crédits : Encyclopædia Universalis France

Cœur stellaire d'une proto-étoile

Évolution dans le diagramme Hertzsprung-Russell du cœur stellaire d'une proto-étoile de masse 0,25 M⊙ (a) et 10 M⊙ (b). Dans le diagramme H-R théorique, le logarithme de la température effective de surface de l'étoile, Te, exprimée en kelvin, est porté en abscisse (croissant vers la gauche) ; le logarithme de la luminosité totale de l'étoile, L, rapportée à la luminosité du Soleil (L⊙ = 3,86 . 1033 erg . s-1) est porté en ordonnée. Les temps d'évolution, comptés en années à partir de la formation du cœur, sont indiqués sur les trajectoires.La température, le rayon et la densité initiaux de la masse gazeuse juste avant l'effondrement sont respectivement : 10 K ; 4,1 . 1016 cm ; 1,8 . 1018 g . cm-3 (a) et 20 K ; 8,2 . 1017 cm ; 8,8 . 10-21 g . cm-3 (b). Après une première phase de contraction, non représentée ici, une condensation centrale se développe très rapidement et conduit à la formation d'un cœur dont la figure représente l'évolution. Les traits obliques donnent une indication de l'évolution du rayon du cœur stellaire. La partie de la courbe en tirets représente la phase pendant laquelle tout le rayonnement émis par le cœur stellaire est absorbé par l'enveloppe qui continue à s'effondrer. La courbe en trait plein débute quand 90 % du rayonnement émis par le cœur parvient à s'échapper sous la forme de rayonnement infrarouge. Quand la proto-étoile atteint le symbole $ATT$, la moitié de la masse totale a été accrétée par le cœur (d'après R. B. Larson, «Evolution of Spherical Protostars», in «Monthly Notices of the Royal Astronomical Society», vol. CLVII, p. 121, 1972).