« Proto-étoile à neutrons » : différence entre les versions

Aide

Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre.

Navigation interactive dans l’historique

← Modification précédente Modification suivante →

Contenu supprimé Contenu ajouté

VisuelWikicode

Intégrés

Version du 14 mai 2024 à 10:35

Ne doit pas être confondu avec Protoétoile ou Étoile à neutrons.

Cet article est une ébauche concernant une étoile.

Vous pouvez partager vos connaissances en l’améliorant (comment ?) selon les recommandations des projets correspondants.

Une protoétoile à neutrons (en anglais proto-neutron star) est un objet astrophysique compact résultant de l'effondrement réussi d'une supernova gravitationnelle. Ce stade de l'évolution d'une étoile massive est très bref : il dure en effet moins d'une minute, après quoi l'objet devient une étoile à neutrons ou un trou noir.

Description

Les protoétoiles à neutrons sont des objets astrophysiques compacts, chauds et riches en neutrinos. Ces objets apparaissent dans l'effondrement réussi d'une supernova gravitationnelle.

Formation

Une fois que l'explosion de la supernova a eu lieu, la matière externe de l'étoile est « soufflée » et il ne reste alors qu'un objet central très dense : la protoétoile à neutrons. Cette étape de l'évolution des étoiles massives dure moins d'une minute avant que ne se forme une étoile à neutrons ou un trou noir. Pendant ce court laps de temps, la protoétoile à neutrons se contracte, se refroidit et perd son contenu en neutrinos.

Références

v · m Étoiles
Classes de luminosité et types spectraux	Classes de types spectraux : Type précoce Type intermédiaire Type tardif Hypergéante (0) : Variable lumineuse bleue bleue (O0-A0) jaune (fin A0 - début K0) rouge (K0-M0) Supergéante (I) : bleue (OI-BI) blanche (AI) jaune (FI-GI) rouge (KI-MI) Géante lumineuse (II) Géante (III) : bleue (OIII-BIII-certaines AIII) rouge (KIII-MIII) Sous-géante (IV) Naine (séquence principale = V) : bleue (OV) bleu-blanc (BV) blanche (AV) jaune-blanc (FV) jaune (GV) orange (KV) rouge (MV) Sous-naine (VI) : Type O (OVI) Type B (BVI) Naine (stade évolué) : bleue blanche rouge noire Classes particulières : Étoile de type solaire Naine brune (pas vraiment une étoile)
Types	Étoile double Étoile en fuite Étoile intergalactique Traînarde bleue Étoile Be Étoile à enveloppe Étoile [Be] Étoile binaire Étoile variable Étoile multiple Étoiles hypothétiques
Binaires	À contact À éclipses À enveloppe commune Astrométrique Détachée Semi-détachée Spectroscopique TTL Visuelle X X à faible masse X à forte masse gamma Sursauteur X Étoile symbiotique Pulsar binaire Microquasar
Variables	Désignation des étoiles variables Céphéide Cataclysmique Polaire Éruptive (type UV Ceti) Herbig Ae/Be Lumineuse bleue Semi-régulière Type Alpha² Canum Venaticorum Type Beta Lyrae Type BY Draconis Type Delta Scuti Type FU Orionis Type Mira Type RR Lyrae Type T Tauri Type W Virginis Wolf-Rayet Sursauteur gamma mou Blanche à pulsations À battements de cœur
Multiples	Système stellaire Amas stellaire Superamas stellaire Association stellaire Association OB Amas ouvert Amas globulaire Blue blobs
Compositions	Métallicité Am Ap et Bp roAp Baryum Carbone CH CN Hélium Hélium extrême He-weak Lambda Bootis Mercure et manganèse PG 1159 Plomb Type S Technétium
Objets compacts	Proto-étoile à neutrons Étoile à neutrons Magnétar Pulsar Désignation Double Milliseconde X X anormal Trou noir Microquasar Quasar
Hypothétiques	Coatlicue Étoile congelée Étoile de fer Étoile noire (gravité semi-classique) Étoile noire (matière noire) Étoile à préons Étoile à quarks Gravastar Naine bleue Étoile Q Objet de Thorne-Żytkow Quasi-étoile
Classifications	Désignations stellaires Bayer Flamsteed Chronologie Diagramme de Hertzsprung-Russell Type spectral Classe de luminosité Séquence principale Bande d’instabilité Branche asymptotique des géantes Red clump Population stellaire I II III
Catalogues	Barnard Henry Draper Gliese Hipparcos Messier NGC Washington (étoiles doubles) Aitken (étoiles doubles)
Listes	Brillantes Brillantes en apparence Brillantes et proches Extrêmes Géantes Hypothétiques Plus massives Moins massives Noms traditionnels Noms officiellement reconnus par l'UAI Proches
Formation (pré-séquence principale)	Nuage moléculaire Géant Disque d'accrétion Instabilité gravitationnelle Nébuleuse obscure Région HI Région HII Globule de Bok Protoétoile Globule obscur Fonction de masse initiale Objet Herbig-Haro Pré-séquence principale Trajet de Hayashi
Nébuleuses (post-séquence principale)	Rémanent de supernova Nébuleuse de vent de pulsar Protonébuleuse planétaire Nébuleuse planétaire
Physique stellaire	Astérosismologie Bulle de Wolf-Rayet Champ magnétique stellaire Cinématique stellaire Compacité Effondrement gravitationnel Évolution stellaire Freinage magnétique Instabilité de Rayleigh-Taylor Jet Limite d'Eddington Limite d'Oppenheimer-Volkoff Lobe de Roche Masse de Chandrasekhar Mécanisme de Kelvin-Helmholtz Nucléosynthèse stellaire Micronova Nova Naine Rouge lumineuse Kilonova Supernova À effondrement de cœur Par production de paires Thermonucléaire Hypernova Unnova Rayon de Schwarzschild Réaction alpha Rotation stellaire Sursaut gamma Transfert de rayonnement Excès de couleur Flash de l'hélium Tremblement d'étoile Zone de convection
Soleil	Activité Apex Boucle coronale Chromosphère Constante Couronne Cycle Éclipse Éjection de masse coronale Éruption 1859 1989 2012 Filament Héliopause Héliosismologie Onde de Moreton Photosphère Protubérance Rayonnement Région de transition Spicule Sursaut Vent

Ce document provient de « https://fr.wikipedia.org/w/index.php?title=Proto-étoile_à_neutrons&oldid=215086391 ».

Catégories :

Catégories cachées :

@@ Ligne 14 : / Ligne 14 : @@
 == Références ==
 * {{lien web|titre=L'évolution temporelle des proto-étoiles à neutrons|date=1 février 2004|éditeur=[[Observatoire de Paris]]|url=http://www.obspm.fr/l-evolution-temporelle-des.html}}
+* [https://web.archive.org/web/20190501052811id_/https://www.cambridge.org/core/services/aop-cambridge-core/content/view/C8D7D40B7A6F6FAAA9D7E3C188AD1156/S1323358000022487a.pdf/div-class-title-protoneutron-star-formation-div.pdf Burrows 1988]
 * [https://inis.iaea.org/collection/NCLCollectionStore/_Public/28/026/28026739.pdf Janka 1996]
 * [https://www.sciencedirect.com/science/article/abs/pii/S0370157396000233 Prakash {{et al.}} 1997]
@@ Ligne 21 : / Ligne 22 : @@
 * [https://www.researchgate.net/publication/252456203_Protoneutron_Star_Model_with_Nonzero_Strangeness_Core Bednarek {{et al.}} 2004]
 * [https://www.aanda.org/articles/aa/abs/2005/34/aa2098-04/aa2098-04.html Bonanno {{et al.}} 2005]
+* [https://iopscience.iop.org/article/10.1086/589735/fulltext/74182.text.html Dexheimer et Schramm 2008]
 * [https://www.worldscientific.com/doi/10.1142/S0218271810017913 Allot et Menezes 2010]
 * [https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2010/09/aa13106-09/aa13106-09.html Fischer {{et al.}} 2010]
@@ Ligne 29 : / Ligne 31 : @@
 * [https://link.springer.com/article/10.1140/epja/s10050-022-00721-x Mu {{et al.}} 2022]
 * [https://arxiv.org/abs/2201.01955 Pascal {{et al.}} 2022]
+* [https://journals.aps.org/prd/abstract/10.1103/PhysRevD.107.083029 Bruel {{et al.}} 2023]
 {{palette|Étoile}}