Limite Schönberg – Chandrasekhar - Schönberg–Chandrasekhar limit
En astrophysique stellaire , la limite Schönberg – Chandrasekhar est la masse maximale d'un noyau isotherme non fusionnant pouvant supporter une enveloppe enveloppante. Il est exprimé comme le rapport de la masse du noyau à la masse totale du noyau et de l'enveloppe. Les estimations de la limite dépendent des modèles utilisés et des compositions chimiques supposées du cœur et de l'enveloppe; les valeurs typiques données sont de 0,10 à 0,15 (10% à 15% de la masse stellaire totale). C'est le maximum auquel un noyau rempli d'hélium peut croître, et si cette limite est dépassée, comme cela ne peut se produire que dans les étoiles massives, le noyau s'effondre, libérant de l'énergie qui provoque l'expansion des couches externes de l'étoile pour devenir une géante rouge. . Il porte le nom des astrophysiciens Subrahmanyan Chandrasekhar et Mario Schönberg , qui ont estimé sa valeur dans un article de 1942. Ils ont estimé que c'était
La limite Schönberg – Chandrasekhar entre en jeu lorsque la fusion dans une étoile de la séquence principale épuise l' hydrogène au centre de l'étoile. L'étoile se contracte ensuite jusqu'à ce que l'hydrogène fusionne dans une coquille entourant un noyau riche en hélium, tous deux entourés d'une enveloppe constituée principalement d'hydrogène. Le noyau augmente en masse à mesure que la coquille brûle vers l'extérieur à travers l'étoile. Si la masse de l'étoile est inférieure à environ 1,5 masse solaire , le noyau deviendra dégénéré avant que la limite Schönberg – Chandrasekhar ne soit atteinte, et, d'autre part, si la masse est supérieure à environ 6 masses solaires , l'étoile quitte la séquence principale avec une masse de noyau déjà supérieure à la limite de Schönberg – Chandrasekhar de sorte que son noyau n'est jamais isotherme avant la fusion d'hélium. Dans le cas restant, où la masse est comprise entre 1,5 et 6 masses solaires, le noyau augmentera jusqu'à ce que la limite soit atteinte, moment auquel il se contractera rapidement jusqu'à ce que l'hélium commence à fusionner dans le noyau.