Les étoiles carbonées sont des étoiles qui ont développé une composition chimique où le carbone domine à la place de l'oxygène. Il y a plusieurs types d'étoiles carbonées, et la raison de cet enrichissement en carbone n'est pas toujours connue.
Entre autres, les étoiles géantes carbonées ont fait l'objet de nombreuses études. Pour celles-ci, l'enrichissement est expliqué par la remontée de carbone, récemment synthétisé dans le cœur stellaire, à la surface de l'étoile par convection.
Pour ces étoiles géantes la température effective est relativement basse de telle sorte que des molécules se forment dans leurs atmosphères. Quand elles sont enrichies en carbone, les astronomes observent des molécules telles que l'acétylène , ou le carbone diatomique , le méthylidyne CH, le cyanure d'hydrogène HCN, qui produisent des bandes d'absorption caractéristiques dans les domaines visible et infrarouge des spectres stellaires.
Les atmosphères de ces étoiles « froides » et lumineuses sont souvent instables et elles pulsent sur des périodes de l'ordre de l'année. Sous l'action de cette pulsation, l'atmosphère est étendue et, dans les couches extérieures, la matière se trouve à une température suffisamment basse pour que certains éléments se condensent en particules microscopiques (« poussière d'étoiles »). Dans le cas d'une étoile carbonée, cette poussière est composée de matériau carboné, par exemple des hydrocarbures aromatiques polycycliques (HAP). On pense aussi à d'autres composés tels que du carbone amorphe ou du carbure de silicium . Dès que ces particules se forment elles sont soumises à la pression du champ de rayonnement de l'étoile et se trouvent expulsées vers l'extérieur. En même temps, elles entrainent avec elles le gaz, de telle sorte qu'un vent se développe et que l'étoile se trouve progressivement entourée d'une enveloppe circumstellaire en expansion. L'étoile rejette ainsi de la matière dans le milieu interstellaire.
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Introduction to time-variable astrophysical objects and processes, from Space Weather to stars, black holes, and galaxies. Introduction to time-series analysis, instrumentation targeting variability,
vignette|upright=1.5|L'évolution des étoiles de différentes masses est représentée dans le diagramme de Hertzsprung-Russell. La branche asymptotique des géantes est ici désignée par AGB sur la courbe verte traçant l'évolution d'une étoile de . La branche asymptotique des géantes (en anglais, asymptotic giant branch ou AGB) est une région du diagramme de Hertzsprung-Russell occupée par des étoiles de masse faible à moyenne (de 0,6 à 10 masses solaires). Toutes les étoiles de ce type passent par cette période vers la fin de leur vie.
vignette|250px|droite|Poussière interplanétaire, poreuse et chondritique. La poussière cosmique est la poussière présente dans l'espace. L'essentiel de cette poussière est formé de grains de taille inférieure à , mais on y trouve aussi des cristaux réfractaires de taille avoisinant ou dépassant le micron. La poussière cosmique comprend de la matière organique complexe (des solides amorphes de structure mixte aromatique–aliphatique), qui pourrait avoir été synthétisée dans d'anciennes atmosphères stellaires.
vignette|Comparaison de la taille de la géante rouge Aldébaran et de celle du Soleil. Une étoile géante rouge ou géante rouge est une étoile lumineuse de masse faible ou intermédiaire qui se transforme en étoile géante lors du stade tardif de son évolution stellaire. L'étoile devient ainsi plus grande, ce qui entraîne une diminution de sa température de surface et, conséquemment, entraîne un rougissement de celle-ci. Les géantes rouges comprennent les types spectraux K et M, mais aussi les étoiles de type S et la plupart des étoiles carbonées.
Couvre la théorie de la percolation, les polymères absorbés, les molécules géantes, la transition de phase, les hypothèses déchelle et le comportement universel dans les modèles de percolation.
We report the discovery of 15 exceptionally luminous 10 less than or similar to z less than or similar to 14 candidate galaxies discovered in the first 0.28 deg(2) of JWST/NIRCam imaging from the COSMOS-Web survey. These sources span rest-frame UV magnitud ...
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A B S T R A C T Ultra-metal-poor stars ( [Fe / H] < -4 . 0) are very rare, and finding them is a challenging task. Both narrow-band photometry and low-resolution spectroscopy have been useful tools for identifying candidates, and in this work, we combine b ...