Zone radiative stellaire

lang=fr|vignette La zone radiative est une partie interne d'une étoile où l'énergie est transportée vers l'extérieur par le biais de la diffusion radiative et de la conduction thermique, plutôt que par la convection. L'énergie voyage à travers la zone radiative sous la forme de radiation électromagnétique transportée par les photons. La matière dans la zone radiative est si dense que les photons peuvent uniquement y avancer d'une petite distance avant d'être absorbés ou déviés par une autre particule. Pour cette raison, on estime que le rayonnement met jusqu'à un million d'années pour traverser la zone radiative. L'existence, l'étendue et même la position de cette zone varient grandement selon la masse de l'étoile. Ainsi, les étoiles de moins de 0,3 masse solaire () n'en auraient pas. Pour les autres étoiles, la zone radiative est située avant la zone convective pour celles de moins de , et après pour celles de plus de . En 1920, Eddington propose un modèle stellaire décrivant la dynamique à l'intérieur des étoiles. Le modèle d'Eddington est basé sur l'équilibre hydrostatique, la conservation de l'énergie et le transfert radiatif. Ainsi, une étoile est en équilibre hydrostatique, c'est-à-dire que la pression engendrée par la gravité de l'étoile est équilibrée par la pression de la matière à l'intérieur de l'étoile. Eddington assume que la pression () dans une étoile est la combinaison d'une pression de gaz idéal et la pression de la radiation. À cela, il a ajouté la constante de ratio (), de pression des gaz à la pression totale, ce qui va former la loi des gaz parfaits : où est la constante de Boltzmann et μ, la masse d'un ion d'hydrogène (i.e. la masse d'un proton). Quant à elle, la pression de radiation s'exprime ainsi : En utilisant l'équation d'équilibre hydrostatique, la seconde équation devient équivalente à : Pour l'énergie transmise exclusivement par la radiation, il serait possible d'utiliser l'équation pour le gradient de température (présenté dans la partie précédente) et obtenir : Ainsi, le modèle d'Eddington est une bonne approximation de la zone radiative tant que κL/M est approximativement constant, ce qui est souvent vrai.