Modèle étoile 5 branches

La vitesse de l`évolution post-AGB des séquences de gravure H est fixée par la vitesse à laquelle l`enveloppe riche en H est consommée. Les modèles au départ du TP-AGB avec des enveloppes riches en H, des luminosités plus élevées ou des vents plus intenses doivent évoluer plus rapidement que ceux qui ont des enveloppes plus massives, des luminosités inférieures et des vents moins intenses. À l`exception de la séquence avec la plus haute métallicité et la plus grande masse (= 0,02 et mi = 4 M ⊙), les vents post-AGB jouent toujours un rôle secondaire dans l`épuisement de l`enveloppe riche en H et deviennent même négligeables dans les métallicités inférieures (tableau 3). Pourtant, la perte de masse joue encore un rôle pertinent, sur l`ordre de, dans la définition de l`échelle de temps exacte des séquences de métallicité supérieure (0,01 = 0,02). Le rôle secondaire de la perte de masse pour les échelles de temps post-AGB implique que la raison de l`évolution rapide des nouveaux modèles doit être reliée aux deux autres ingrédients qui définissent les échelles de temps post-AGB, les luminosités post-AGB et les masses d`enveloppe H. L`étoile rouge à cinq pointes comme symbole du communisme a été adoptée pendant la guerre civile russe de 1917 à 1922. Son origine est inconnue. L`étoile rouge est en vedette sur l`emblème de l`état de l`Union soviétique (1923) et la Corée du Nord (1948). Une autre variante est une étoile jaune (dorée) sur fond rouge, comme sur l`emblème d`État du Vietnam (1945) et la République populaire de Chine (1949), ainsi que sur les drapeaux de la plupart des pays communistes. Dans les années 1930, des étoiles rouges luminescentes du Kremlin furent installées sur cinq tours du Kremlin de Moscou, remplaçant les aigles dorés qui symbolisaient la Russie impériale. Depuis lors, il est habituel d`installer des étoiles rouges de même recherche au sommet des arbres du nouvel an en Union soviétique, une tradition qui continue à ce jour en Russie. Il a été récemment constaté que plus de la moitié des étoiles EHB sont binaires, beaucoup d`entre eux avec des périodes orbitales courtes (heures ou jours).

Ceci a des implications pour comprendre la formation et l`évolution des étoiles de sdB et d`autres étoiles binaires proches. Des exposés d`Elizabeth Green (Observatoire Steward), de Luisa morales-Rueda (Southampton), de Pierre Maxted (Keele) et de Ralf Napiwotzki (Bamberg) ont donné un bon aperçu des efforts d`observation considérables déployés pour caractériser cette population binaire. La plupart des compagnons des étoiles EHB sont des nains blancs avec des périodes orbitales d`heures ou de jours ou de semaines. Il y a très peu de compagnons de la séquence principale de faible masse; ceux qui sont connus ont tous des masses très basses (environ 0,1 M ⊙) et des périodes orbitales courtes (2 – 3 heures), par exemple l`étoile HS2233 + 3927 discutée par Christian Karl (Bamberg). Des présentations d`affiches par Mike Reed (Missouri), Michele Stark et Richard Wade (Pennsylvanie) ont discuté de la population d`étoiles EHB avec des étoiles de compagnon solaires dans de larges Orbits. Philipp Podsiadlowski (Oxford) a présenté les calculs des trajectoires évolutives des étoiles EHB, y compris la fusion des paires de nains blancs, l`évolution de l`enveloppe commune près de la pointe de la branche géante rouge et le débordement de lobe de roche stable. Ceux-ci peuvent, en principe, expliquer la population observée-le défi est maintenant de comparer les modèles et les observations en détail. Luminosité par rapport à la masse de base pendant la phase TPAGB pour Z = 0,02 (gauche), 0,008 (Centre) et 0,004 (à droite). Les points gris sont nos modèles d`évolution stellaire complète, les points noirs nos modèles synthétiques avec les mêmes masses initiales.