Inhomogeneous Stellar Models. III. Models with Partially Degenerate Isothermal Cores.

Schwarzschild, M.; Rabinowitz, Irving N.; Härm, R.

doi:10.1086/145756

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“…A major step forward was made by Schwarzschild and Harm (1953) when they proved that red giants consist of a very small core surrounded by a teneous envelope; the two parts contain comparable amounts of mass, and yet the density in the core is 10 8 times that in the envelope; the high central density implies that the electron gas in the core is degenerate. This result led Shklovskii (1956) to argue that planetary nebulae are blown-up examples of red giants, with the central star as the core and the nebular gas as the envelope.…”

Section: Hj Habing Sterrewacht Leiden the Netherlandsmentioning

confidence: 99%

Introductory Remarks on Late Stages of Evolution of Low-Mass Stars

Habing¹

1992

Highlights astron.

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These largely historical remarks were meant for those in the audience that had not followed the developments in recent years.One of the great achievements of astrophysics in this century was the discovery of the source of the solar (and stellar) energy: the fusion of hydrogen into helium. It became also clear that once the conditions for hydrogen burning become unfavourable the star switches to the burning of helium: a contraction of the central region increases the temperature and pressure until the helium starts to burn into carbon and oxygen. In this way one imagines that stars during their lifetime go through successive phases of atomic fusion, with the endproduct of the previous phase as the fusion element for the one following. This succession can continue until the iron core is reached; thereafter the fusion becomes exothermic, and is no longer a viable source of energy; perhaps a supernova should follow here. As we know now (and will be discussed here), this succession is interrupted by mass loss; most stars do not develop beyond the second core, one of carbon and oxygen.

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Section: Hj Habing Sterrewacht Leiden the Netherlandsmentioning

confidence: 99%

Introductory Remarks on Late Stages of Evolution of Low-Mass Stars

Habing¹

1992

Highlights astron.

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“…quand ils etablirent l'existence de modeles a noyau d'helium pseudo-isotherme en contraction entoure d'une enveloppe en expansion permettant d'assurer la continuite de revolution au-dela dumodele critique de Schonberg-Chandrasekhar. Ce resultat fut d'ailleurs bientot etendu(26) aux masses assez faibles pour que le gaz d'electron degenere partiellement dans les regions centrales. Dans tous les cas, le chemin evolutif dans le diagramme de Hertzsprung-Russell tourne brusquement vers la droite par suite de l'accroissement rapide du rayon global quand la masse du noyau d'helium atteint quelque 10% de la masse totale.…”

unclassified

Couches Extérieures et Structure Interne des Étoiles

Ledoux¹

1968

Highlights astron.

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Monsieur le President, Mesdames, Mesdemoiselles, Messieurs, C'est un honneur redoutable que d'etre invite a prendre la parole devant cette imposante assemblee, d'autant plus redoutable dans ce cas, qu'en l'acceptant j'ai assume deux taches paralleles: d'une part, celle de renforcer quelque peu, et esperonsle honorablement, la presence d'une des deux langues officielles de 1'Union et, d'autre part, celle de vous presenter un probleme qui releve certes du domaine de mes interets mais qui aurait pu trouver parmi vous des porte-paroles sans aucun doute plus attitres et plus competents. Le probleme des interactions,entre la structure interne des etoiles et les proprietes de leurs couches exterieures presente une grande variete d'aspects dont certains, par leur complexity, peuvent echapper longtemps encore a tout effort d'elucidation. C'est d'autre part un probleme fondamental car, a part des renseignements precieux sur la masse et la luminosite totales des etoiles et, dans quelques cas assez rares, sur leurs rayons et sur leur condensation centrale et, peut-etre a l'avenir grace aux neutrinos, quelques renseignements directs sur les reactions nucleaires qui se deroulent dans le soleil, toutes nos connaissances sur la constitution interne des etoiles derivent, en fin de compte, de la possibilite d'extrapoler, vers l'interieur, les conditions directement observees dans les couches atmospheriques les plus exterieures dont la masse ne represente cependant qu'une fraction infime de la masse totale. Dans le passe, cette derniere circonstance a souvent ete invoquee pour justifier l'usage dans la theorie de la structure interne des etoiles de conditions aux Iimites fort sommaires a la surface. Les developpements ulterieurs que nous nous proposons de passer en revue ici nous incite a present a plus de prudence, mais on peut neanmoins se demander si toutes les proprietes de ces couches ou certains details de leur structure sont reellement significatifs pour l'interieur de l'etoile. L'agitation generale a la surface du soleil, la granulation, les ondes plus regulieres qu'on y discerne a plus grande echelle, les champs magnetiques irreguliers et leurs variations au cours du temps, la rotation differentielle, la presence d'une chromosphere et d'une couronne, le vent solaire lui-meme sont-ils des phenomenes d'origine purement superficielle sans conse

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Stellar Evolution

Burbidge¹,

Burbidge²

1958

Astrophysics II: Stellar Structure / Astrophysik II: Sternaufbau

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Inhomogeneous Stellar Models. III. Models with Partially Degenerate Isothermal Cores.

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