. . . . . "En astrophysique stellaire, la limite Sch\u00F6nberg\u2013Chandrasekhar est la masse maximale d'un c\u0153ur inerte (sans fusion) et isotherme qui peut supporter une enveloppe externe. Elle est exprim\u00E9e par le rapport entre la masse du c\u0153ur et la masse totale du c\u0153ur et de l'enveloppe. Les estimations de la limite d\u00E9pendent des mod\u00E8les utilis\u00E9s et des compositions chimiques adopt\u00E9es pour le c\u0153ur et l'enveloppe ; les valeurs typiques donn\u00E9es sont comprises entre 0,10 \u00E0 0,15 (10 % \u00E0 15 % de la masse stellaire totale). C'est la masse maximale jusqu'\u00E0 laquelle un c\u0153ur rempli d'h\u00E9lium peut grossir, et si cette limite est d\u00E9pass\u00E9e, ce qui peut seulement se produire pour les \u00E9toiles massives, le c\u0153ur s'effondre, d\u00E9gageant une \u00E9nergie qui provoque l'expansion des couches externes de l'\u00E9toile pour devenir une g\u00E9a"@fr . "155217962"^^ . . . "Sch\u00F6nberg\u2013Chandrasekhar limit"@en . . . . "Limite de Sch\u00F6nberg-Chandrasekhar"@fr . "Sch\u00F6nberg-Chandrasekhar-gr\u00E4nsen"@sv . . . . . . . . . . . . "En astrophysique stellaire, la limite Sch\u00F6nberg\u2013Chandrasekhar est la masse maximale d'un c\u0153ur inerte (sans fusion) et isotherme qui peut supporter une enveloppe externe. Elle est exprim\u00E9e par le rapport entre la masse du c\u0153ur et la masse totale du c\u0153ur et de l'enveloppe. Les estimations de la limite d\u00E9pendent des mod\u00E8les utilis\u00E9s et des compositions chimiques adopt\u00E9es pour le c\u0153ur et l'enveloppe ; les valeurs typiques donn\u00E9es sont comprises entre 0,10 \u00E0 0,15 (10 % \u00E0 15 % de la masse stellaire totale). C'est la masse maximale jusqu'\u00E0 laquelle un c\u0153ur rempli d'h\u00E9lium peut grossir, et si cette limite est d\u00E9pass\u00E9e, ce qui peut seulement se produire pour les \u00E9toiles massives, le c\u0153ur s'effondre, d\u00E9gageant une \u00E9nergie qui provoque l'expansion des couches externes de l'\u00E9toile pour devenir une g\u00E9ante rouge. Elle est nomm\u00E9e d'apr\u00E8s les astrophysiciens Subrahmanyan Chandrasekhar et Mario Sch\u00F6nberg, qui estim\u00E8rent sa valeur dans un article de 1942. Ils l'ont estim\u00E9 \u00E0 La limite de Sch\u00F6nberg\u2013Chandrasekhar joue un r\u00F4le quand la fusion dans une \u00E9toile de la s\u00E9quence principale \u00E9puise l'hydrog\u00E8ne contenu au centre de l'\u00E9toile. L'\u00E9toile se contracte alors jusqu'\u00E0 ce que l'hydrog\u00E8ne br\u00FBle dans une coquille entourant un c\u0153ur riche en h\u00E9lium, tous deux \u00E9tant entour\u00E9s d'une enveloppe constitu\u00E9e principalement d'hydrog\u00E8ne. La masse du c\u0153ur s'accro\u00EEt lorsque la coquille br\u00FBle en progressant vers l'ext\u00E9rieur de l'\u00E9toile. Si la masse de l'\u00E9toile est inf\u00E9rieure \u00E0 environ 1,5 M\u2609, le c\u0153ur deviendra d\u00E9g\u00E9n\u00E9r\u00E9 avant que la limite de Sch\u00F6nberg\u2013Chandrasekhar ne soit atteinte, et, d'un autre c\u00F4t\u00E9, si la masse est sup\u00E9rieure \u00E0 environ 6 M\u2609, l'\u00E9toile quittera la s\u00E9quence principale avec un c\u0153ur ayant d\u00E9j\u00E0 une masse sup\u00E9rieure \u00E0 la limite de Sch\u00F6nberg\u2013Chandrasekhar, et donc son c\u0153ur ne deviendra jamais isotherme avant la fusion de l'h\u00E9lium. Dans le cas interm\u00E9diaire, quand la masse est comprise entre 1,5 et 6 masses solaires, le c\u0153ur grossira jusqu'\u00E0 ce que la limite soit atteinte, et \u00E0 ce moment elle se contractera rapidement jusqu'\u00E0 ce que l'h\u00E9lium commence \u00E0 br\u00FBler dans le c\u0153ur."@fr . . . "3677"^^ . "12022547"^^ . . . . . . . . "Sch\u00F6nberg-Chandrasekhar limiet"@nl .