Tout sur les étoiles de l'espace. Étoiles. Le plus grand de l'univers

02.07.2020

Masse et luminosité de UY Scuti

Il convient de noter qu'une taille aussi monstrueuse du UY Shield est totalement incomparable avec ses autres paramètres. Cette étoile est « seulement » 7 à 10 fois plus massive que le Soleil. Il s’avère que la densité moyenne de cette supergéante est près d’un million de fois inférieure à la densité de l’air qui nous entoure ! A titre de comparaison, la densité du Soleil est une fois et demie supérieure à la densité de l'eau, et un grain de matière « pèse » même des millions de tonnes. En gros, la matière moyenne d'une telle étoile est similaire en densité à une couche d'atmosphère située à une altitude d'environ une centaine de kilomètres au-dessus du niveau de la mer. Cette couche, également appelée ligne de Karman, constitue la frontière conventionnelle entre l'atmosphère terrestre et l'espace. Il s'avère que la densité du UY Shield n'est que légèrement inférieure au vide de l'espace !

De plus, UY Scutum n'est pas le plus brillant. Avec sa propre luminosité de 340 000 solaires, elle est des dizaines de fois plus lumineuse que les étoiles les plus brillantes. Un bon exemple est l’étoile R136 qui, étant l’étoile la plus massive connue aujourd’hui (265 masses solaires), est près de neuf millions de fois plus brillante que le Soleil. De plus, l’étoile n’est que 36 fois plus grande que le Soleil. Il s'avère que R136 est 25 fois plus brillant et à peu près le même nombre de fois plus massif que UY Scuti, malgré le fait qu'il est 50 fois plus petit que le géant.

Paramètres physiques de UY Shield

Dans l’ensemble, UY Scuti est une supergéante rouge variable et pulsée de classe spectrale M4Ia. Autrement dit, sur le diagramme spectre-luminosité de Hertzsprung-Russell, UY Scuti est situé dans le coin supérieur droit.

Pour le moment, la star approche des dernières étapes de son évolution. Comme toutes les supergéantes, elle a commencé à brûler activement de l’hélium et d’autres éléments plus lourds. Selon les modèles actuels, d'ici quelques millions d'années, UY Scuti se transformera successivement en une supergéante jaune, puis en une variable bleu vif ou étoile Wolf-Rayet. Les dernières étapes de son évolution seront une explosion de supernova, au cours de laquelle l'étoile perdra sa coquille, laissant très probablement derrière elle une étoile à neutrons.

Déjà maintenant, UY Scuti montre son activité sous forme de variabilité semi-régulière avec une période de pulsation approximative de 740 jours. Considérant que l'étoile peut changer son rayon de 1700 à 2000 rayons solaires, la vitesse de son expansion et de sa contraction est comparable à la vitesse des vaisseaux spatiaux ! Sa perte de masse atteint un rythme impressionnant de 58 millions de masses solaires par an (soit 19 masses terrestres par an). Cela représente près d’une masse terrestre et demie par mois. Ainsi, étant sur la séquence principale il y a des millions d'années, UY Scuti aurait pu avoir une masse de 25 à 40 masses solaires.

Des géants parmi les étoiles

En revenant à l'avertissement énoncé ci-dessus, nous notons que la primauté de UY Scuti en tant que plus grande étoile connue ne peut pas être qualifiée de sans ambiguïté. Le fait est que les astronomes ne peuvent toujours pas déterminer la distance à la plupart des étoiles avec un degré de précision suffisant, et donc estimer leur taille. De plus, les grandes étoiles sont généralement très instables (rappelez-vous la pulsation de UY Scuti). De même, ils ont une structure plutôt floue. Ils peuvent avoir une atmosphère assez étendue, des coquilles opaques de gaz et de poussière, des disques ou une grande étoile compagne (par exemple, VV Cephei, voir ci-dessous). Il est impossible de dire exactement où se situe la limite de ces étoiles. Après tout, le concept établi de la limite des étoiles comme rayon de leur photosphère est déjà extrêmement arbitraire.

Par conséquent, ce nombre peut inclure environ une douzaine d'étoiles, parmi lesquelles NML Cygnus, VV Cephei A, VY Canis Majoris, WOH G64 et quelques autres. Toutes ces étoiles sont situées à proximité de notre galaxie (y compris ses satellites) et se ressemblent à bien des égards. Tous sont des supergéantes ou hypergéantes rouges (voir ci-dessous pour la différence entre super et hyper). Chacune d’elles se transformera en supernova dans quelques millions, voire milliers d’années. Ils sont également de taille similaire, se situant entre 1 400 et 2 000 solaires.

Chacune de ces étoiles a sa particularité. Ainsi, dans UY Scutum, cette fonctionnalité est la variabilité mentionnée précédemment. Le WOH G64 possède une enveloppe toroïdale gaz-poussière. L'étoile variable à double éclipse VV Cephei est extrêmement intéressante. Il s'agit d'un système proche de deux étoiles, composé de l'hypergéante rouge VV Cephei A et de l'étoile bleue de la séquence principale VV Cephei B. Les centres de ces étoiles sont situés l'un de l'autre à environ 17-34 . Considérant que le rayon de VV Cepheus B peut atteindre 9 UA. (1900 rayons solaires), les étoiles sont situées à « bout de bras » les unes des autres. Leur tandem est si proche que des morceaux entiers de l’hypergéante se déversent à des vitesses énormes sur le « petit voisin », qui est presque 200 fois plus petit qu’elle.

À la recherche d'un dirigeant

Dans de telles conditions, estimer la taille des étoiles est déjà problématique. Comment peut-on parler de la taille d'une étoile si son atmosphère se jette dans une autre étoile, ou se transforme en douceur en un disque de gaz et de poussière ? Ceci malgré le fait que l’étoile elle-même est constituée de gaz très raréfié.

De plus, toutes les plus grandes étoiles sont extrêmement instables et de courte durée. De telles étoiles peuvent vivre quelques millions, voire plusieurs centaines de milliers d’années. Par conséquent, lorsque vous observez une étoile géante dans une autre galaxie, vous pouvez être sûr qu'une étoile à neutrons palpite désormais à sa place ou qu'un trou noir courbe l'espace, entouré des restes d'une explosion de supernova. Même si une telle étoile se trouve à des milliers d’années-lumière de nous, on ne peut pas être totalement sûr qu’elle existe toujours ou qu’elle reste la même géante.

Ajoutons à cela l'imperfection des méthodes modernes de détermination de la distance aux étoiles et un certain nombre de problèmes non précisés. Il s'avère que même parmi une douzaine de plus grandes étoiles connues, il est impossible d'identifier un leader spécifique et de les classer par ordre de taille croissante. Dans ce cas, UY Shield a été cité comme le candidat le plus probable pour diriger le Big Ten. Cela ne veut pas du tout dire que son leadership est indéniable et que, par exemple, NML Cygnus ou VY Canis Majoris ne peuvent être supérieurs à elle. Par conséquent, différentes sources peuvent répondre de différentes manières à la question sur la plus grande étoile connue. Cela témoigne moins de leur incompétence que du fait que la science ne peut pas donner de réponses sans ambiguïté, même à des questions aussi directes.

Le plus grand de l'univers

Si la science ne s'engage pas à distinguer la plus grande parmi les étoiles découvertes, comment pouvons-nous dire quelle étoile est la plus grande de l'Univers ? Les scientifiques estiment que le nombre d’étoiles, même au sein de l’Univers observable, est dix fois supérieur au nombre de grains de sable sur toutes les plages du monde. Bien sûr, même les télescopes modernes les plus puissants peuvent en voir une partie inimaginablement plus petite. Il ne sera pas utile dans la recherche d’un « leader stellaire » que les plus grandes étoiles puissent se distinguer par leur luminosité. Quelle que soit leur luminosité, elle s'estompera lors de l'observation de galaxies lointaines. De plus, comme indiqué précédemment, les étoiles les plus brillantes ne sont pas les plus grosses (par exemple, R136).

Rappelons également qu’en observant une grande étoile dans une galaxie lointaine, nous verrons en réalité son « fantôme ». Par conséquent, il n’est pas facile de trouver la plus grande étoile de l’Univers ; sa recherche sera tout simplement inutile.

Hypergéants

Si la plus grande étoile est pratiquement impossible à trouver, cela vaut-il peut-être la peine de la développer théoriquement ? C’est-à-dire trouver une certaine limite au-delà de laquelle l’existence d’une étoile ne peut plus être une étoile. Cependant, même là, la science moderne se trouve confrontée à un problème. Le modèle théorique moderne de l’évolution et de la physique des étoiles n’explique pas grand-chose de ce qui existe réellement et est observé dans les télescopes. Les hypergéants en sont un exemple.

Les astronomes ont dû à plusieurs reprises relever la barre en ce qui concerne la limite de masse stellaire. Cette limite a été introduite pour la première fois en 1924 par l'astrophysicien anglais Arthur Eddington. Ayant obtenu une dépendance cubique de la luminosité des étoiles par rapport à leur masse. Eddington s'est rendu compte qu'une étoile ne peut pas accumuler de la masse indéfiniment. La luminosité augmente plus vite que la masse, ce qui entraînera tôt ou tard une violation de l'équilibre hydrostatique. La légère pression d’une luminosité croissante fera littéralement exploser les couches externes de l’étoile. La limite calculée par Eddington était de 65 masses solaires. Par la suite, les astrophysiciens ont affiné ses calculs en ajoutant des composants non comptabilisés et en utilisant des ordinateurs puissants. Ainsi, la limite théorique actuelle de la masse des étoiles est de 150 masses solaires. Rappelons maintenant que le R136a1 a une masse de 265 masses solaires, soit presque le double de la limite théorique !

R136a1 est l'étoile la plus massive connue actuellement. En plus d'elle, plusieurs autres étoiles ont des masses importantes, dont le nombre dans notre galaxie peut être compté d'une seule main. De telles étoiles étaient appelées hypergéantes. Notez que R136a1 est nettement plus petite que les étoiles qui, semble-t-il, devraient être de classe inférieure - par exemple la supergéante UY Scuti. En effet, ce ne sont pas les plus grosses étoiles qui sont appelées hypergéantes, mais les plus massives. Pour ces étoiles, une classe distincte a été créée sur le diagramme spectre-luminosité (O), situé au-dessus de la classe des supergéantes (Ia). La masse initiale exacte d'une hypergéante n'a pas été établie, mais, en règle générale, leur masse dépasse 100 masses solaires. Aucune des plus grandes stars du Big Ten n’atteint ces limites.

Impasse théorique

La science moderne ne peut pas expliquer la nature de l'existence des étoiles dont la masse dépasse 150 masses solaires. Cela soulève la question de savoir comment déterminer la limite théorique de la taille des étoiles si le rayon d'une étoile, contrairement à la masse, est lui-même un concept vague.

Prenons en compte le fait qu'on ne sait pas exactement à quoi ressemblaient les étoiles de la première génération et à quoi elles ressembleront au cours de l'évolution ultérieure de l'Univers. Les changements dans la composition et la métallicité des étoiles peuvent entraîner des changements radicaux dans leur structure. Les astrophysiciens doivent encore comprendre les surprises que de nouvelles observations et recherches théoriques leur réserveront. Il est fort possible que UY Scuti se révèle être une véritable miette sur fond d'hypothétique « étoile royale » qui brille quelque part ou brillera dans les coins les plus reculés de notre Univers.

Pendant de nombreux siècles, des millions d’yeux humains, à la tombée de la nuit, dirigent leur regard vers le haut – vers les mystérieuses lumières du ciel – les étoiles de notre Univers. Les peuples anciens voyaient diverses figures d'animaux et de personnes dans des groupes d'étoiles, et chacune d'elles créait sa propre histoire. Plus tard, ces amas ont commencé à être appelés constellations. Aujourd'hui, les astronomes identifient 88 constellations qui divisent le ciel étoilé en certaines zones permettant de naviguer et de déterminer l'emplacement des étoiles.

Connaissez-vous la plus grande étoile de tout l’Univers ?

L'étoile VY Canis Majoris, située dans la constellation Canis Major, est la plus grande représentante du monde stellaire. C'est actuellement la plus grande étoile de l'Univers. L'étoile est située à 5 mille années-lumière du système solaire. Le diamètre de l'étoile est de 2,9 milliards de km.

Dans notre Univers, les objets les plus nombreux accessibles à l’œil humain sont les étoiles. Ils représentent une source de lumière et d’énergie pour l’ensemble du système solaire. Ils créent également les éléments lourds nécessaires à l’origine de la vie. Et sans les étoiles de l’Univers, il n’y aurait pas de vie, car le Soleil donne son énergie à presque tous les êtres vivants sur Terre. Il réchauffe la surface de notre planète, créant ainsi une oasis chaleureuse pleine de vie parmi le pergélisol de l'espace. Le degré de luminosité d’une étoile dans l’Univers est déterminé par sa taille.

Mais toutes les étoiles de l’Univers ne sont pas aussi énormes. Il existe également des étoiles dites naines.

Tailles comparatives des étoiles

Les étoiles dont la magnitude est égale ou supérieure à 8 ne sont pas visibles à l'œil nu. Les étoiles sont également classées par couleur en classes spectrales, indiquant leur température. Il existe les classes d'étoiles suivantes dans l'Univers : O, B, A, F, G, K et M. La classe O correspond aux étoiles les plus chaudes de l'Univers – bleues. Les étoiles les plus cool appartiennent à la classe M, leur couleur est rouge.

Classes spectrales d'étoiles dans l'Univers
Classe O - 30 000-60 000K bleu
Classe B - 10 000-30 000K blanc-bleu
Classe A - 7 500-10 000 K blanc
Classe F - 6000-7500K jaune-blanc
Classe G - jaune 5000-6000K
Classe K - 3500-5000K orange
Classe M - 2000-3500K rouge

Contrairement à la croyance populaire, il convient de noter que les étoiles de l’Univers ne scintillent pas réellement. Ce n’est qu’une illusion d’optique – le résultat d’interférences atmosphériques. Un effet similaire peut être observé lors d’une chaude journée d’été, en regardant de l’asphalte ou du béton chaud. L'air chaud monte et vous avez l'impression de regarder à travers un verre tremblant. Le même processus provoque l’illusion d’un scintillement étoilé. Plus une étoile est proche de la Terre, plus elle « scintille » car sa lumière traverse les couches plus denses de l’atmosphère.

Foyer nucléaire des étoiles de l'univers

Une étoile dans l'Univers est un centre nucléaire géant. La réaction nucléaire à l’intérieur convertit l’hydrogène en hélium, grâce au processus de fusion, grâce auquel l’étoile acquiert son énergie. Les noyaux d'hydrogène à un proton se combinent pour former des atomes d'hélium à deux protons. Le noyau d’un atome d’hydrogène ordinaire ne possède qu’un seul proton. Deux isotopes de l’hydrogène contiennent également un proton, mais aussi des neutrons. Le deutérium possède un neutron, tandis que le tritium en possède deux. Au plus profond de l’étoile, un atome de deutérium se combine à un atome de tritium pour former un atome d’hélium et un neutron libre. Ce long processus libère d’énormes quantités d’énergie.

Pour les étoiles de la séquence principale, la principale source d'énergie sont les réactions nucléaires impliquant l'hydrogène : le cycle proton-proton, caractéristique des étoiles de masse autour du Soleil, et le cycle CNO, qui ne se produit que dans les étoiles massives et seulement si elles contiennent du carbone. Aux stades ultérieurs de la vie d’une étoile, des réactions nucléaires peuvent se produire avec des éléments plus lourds, jusqu’au fer.

Lorsque les réserves d’hydrogène d’une étoile sont épuisées, elle commence à convertir l’hélium en oxygène et en carbone. Si l’étoile est suffisamment massive, le processus de conversion se poursuivra jusqu’à ce que le carbone et l’oxygène forment du néon, du sodium, du magnésium, du soufre et du silicium. Finalement, ces éléments sont convertis en calcium, fer, nickel, chrome et cuivre jusqu'à ce que le noyau soit entièrement composé de métal. Une fois que cela se produit, la réaction nucléaire s’arrêtera car le point de fusion du fer est trop élevé. La pression gravitationnelle interne devient supérieure à la pression externe de la réaction nucléaire et, finalement, l’étoile s’effondre. Le développement ultérieur des événements dépend de la masse initiale de l'étoile.

Types d'étoiles dans l'Univers

La séquence principale est la période d’existence des étoiles dans l’Univers, pendant laquelle une réaction nucléaire a lieu à l’intérieur, ce qui constitue la période la plus longue de la vie d’une étoile. Notre Soleil est actuellement dans cette période. Pendant ce temps, l’étoile subit de légères fluctuations de luminosité et de température. La durée de cette période dépend de la masse de l'étoile. Dans les grandes étoiles massives, il est plus court et dans les petites, il est plus long. Les très grandes étoiles ont un combustible interne qui dure plusieurs centaines de milliers d’années, tandis que les petites étoiles comme le Soleil brillent pendant des milliards d’années. Les plus grosses étoiles se transforment en géantes bleues lors de la séquence principale.

géant rouge

géant rouge est une grande étoile de couleur rougeâtre ou orange. Il représente la dernière étape du cycle, lorsque les réserves d’hydrogène s’épuisent et que l’hélium commence à être converti en d’autres éléments. Une augmentation de la température interne du noyau entraîne l’effondrement de l’étoile. La surface extérieure de l’étoile se dilate et se refroidit, ce qui fait que l’étoile devient rouge. Les géantes rouges sont très grandes. Leur taille est cent fois plus grande que celle des étoiles ordinaires. Les plus grandes géantes se transforment en supergéantes rouges. Une étoile appelée Bételgeuse dans la constellation d’Orion est l’exemple le plus frappant de supergéante rouge.

nain blanc

nain blanc- c'est ce qui reste d'une étoile ordinaire après avoir franchi le stade de la géante rouge. Lorsqu’une étoile n’a plus de carburant, elle peut libérer une partie de sa matière dans l’espace, formant ainsi une nébuleuse planétaire. Ce qui reste, c'est le noyau mort. Une réaction nucléaire n’y est pas possible. Il brille grâce à son énergie restante, mais tôt ou tard, il s'épuise, puis le noyau se refroidit et se transforme en naine noire. Les naines blanches sont très denses. Ils ne sont pas plus grands que la Terre, mais leur masse peut être comparée à celle du Soleil. Ce sont des étoiles incroyablement chaudes, avec des températures atteignant 100 000 degrés ou plus.

Naine brune

Naine bruneégalement appelée sous-étoile. Au cours de leur cycle de vie, certaines protoétoiles n’atteignent jamais une masse critique pour démarrer des processus nucléaires. Si la masse d'une protoétoile ne représente que 1/10 de la masse du Soleil, son éclat sera de courte durée, après quoi il s'estompera rapidement. Ce qui reste est une naine brune. C'est une énorme boule de gaz, trop grosse pour être une planète et trop petite pour être une étoile. Il est plus petit que le Soleil, mais plusieurs fois plus grand que Jupiter. Les naines brunes n'émettent ni lumière ni chaleur. Ce n’est qu’un sombre caillot de matière existant dans l’immensité de l’Univers.

Céphéide

Céphéide est une étoile à luminosité variable dont le cycle de pulsation varie de quelques secondes à plusieurs années selon le type d'étoile variable. Les Céphéides changent généralement de luminosité au début et à la fin de leur vie. Ils sont internes (changement de luminosité en raison de processus à l'intérieur de l'étoile) et externes, changement de luminosité en raison de facteurs externes, tels que l'influence de l'orbite d'une étoile proche. C'est ce qu'on appelle également un système double.

Étoiles doubles

De nombreuses étoiles de l’Univers font partie de grands systèmes stellaires. Les étoiles binaires sont un système de deux étoiles liées gravitationnellement l’une à l’autre. Ils tournent sur des orbites fermées autour d’un centre de masse. Il a été prouvé que la moitié de toutes les étoiles de notre galaxie en possèdent une paire. Visuellement, les étoiles appariées ressemblent à deux étoiles distinctes. Ils peuvent être déterminés par le déplacement des raies spectrales (effet Doppler). Dans les systèmes binaires à éclipses, les étoiles s’éclipsent périodiquement parce que leurs orbites sont situées à un petit angle par rapport à la ligne de mire.

Cycle de vie des étoiles dans l'Univers
Une étoile dans l’Univers commence sa vie sous la forme d’un nuage de poussière et de gaz appelé nébuleuse. La gravité d’une étoile proche ou l’onde de souffle d’une supernova peuvent provoquer le rétrécissement de la nébuleuse. Les éléments du nuage de gaz fusionnent pour former une région dense appelée protoétoile. À la suite d'une compression ultérieure, la protoétoile s'échauffe. Finalement, il atteint la masse critique et le processus nucléaire commence ; progressivement l'étoile traverse toutes les phases de son existence. La première étape (nucléaire) de la vie d’une étoile est la plus longue et la plus stable. La durée de vie d'une étoile dépend de sa taille. Les grandes étoiles consomment plus rapidement leur carburant vital. Leur cycle de vie ne peut pas durer plus de plusieurs centaines de milliers d'années. Mais les petites étoiles vivent plusieurs milliards d’années, car elles dépensent leur énergie plus lentement.

Evolution d'une étoile
Mais quoi qu'il en soit, tôt ou tard, le carburant stellaire s'épuise, puis la petite étoile se transforme en géante rouge et la grande étoile en supergéante rouge. Cette phase durera jusqu'à épuisement complet du carburant. À ce moment critique, la pression interne de la réaction nucléaire s'affaiblira et ne pourra plus équilibrer la force de gravité, et par conséquent, l'étoile s'effondrera. Les petites étoiles de l’univers se transforment alors généralement en une nébuleuse planétaire dotée d’un noyau brillant appelé naine blanche. Au fil du temps, il se refroidit et se transforme en un caillot de matière sombre - une naine noire.

Pour les grandes stars, les choses se passent un peu différemment. Lors de l’effondrement, ils libèrent des quantités incroyables d’énergie, et une puissante explosion donne naissance à une supernova. Si sa magnitude est de 1,4 magnitude solaire, alors, malheureusement, le noyau ne pourra pas maintenir son existence et, après le prochain effondrement, la supernova deviendra un neutron. La matière interne de l’étoile se comprime à tel point que les atomes forment une coquille dense constituée de neutrons. Si la magnitude stellaire est trois fois supérieure à la magnitude solaire, alors l'effondrement la détruira simplement, l'effacera de la face de l'Univers. Il n’en restera qu’une zone de forte gravité, surnommée trou noir.

La nébuleuse laissée par une étoile dans l’Univers peut s’étendre sur des millions d’années. En fin de compte, elle sera affectée par la gravité d’une étoile voisine ou par l’onde de choc d’une supernova et tout se reproduira. Ce processus se produira dans tout l’Univers – un cycle sans fin de vie, de mort et de renaissance. Le résultat de cette évolution stellaire est la formation d’éléments lourds nécessaires à la vie. Notre système solaire est issu de la deuxième ou troisième génération de la nébuleuse et, de ce fait, il existe des éléments lourds sur Terre et sur d'autres planètes. Cela signifie qu'il y a des morceaux d'étoiles en chacun de nous. Tous les atomes de notre corps sont nés d’une source atomique ou d’une explosion destructrice de supernova.

Liste des étoiles les plus brillantes visibles depuis la Terre

Sirius

L'étoile Sirius ou Alpha Canis Major est l'étoile la plus brillante de la constellation Canis Major. Avec une magnitude apparente de -1,46, Sirius est l'étoile la plus brillante du ciel (autre que le Soleil). Sa magnitude absolue est de 1,45 et elle est située à une distance de 8,6 années-lumière.

Sirius a une classe spectrale de A1Vm, une température de surface de 9940° Kelvin et une luminosité 25 fois supérieure à celle du Soleil. La masse de Sirius est de 2,02 masses solaires, son diamètre est 1,7 fois supérieur à celui du Soleil.

L'image ci-dessus montre une photographie non recadrée de l'étoile Sirius (le nord est en haut) prise avec l'astrographe Takahashi E-180.

Sirius est en fait un système d'étoiles binaires, composé d'une étoile de séquence principale désignée Sirius A (classe spectrale A1Vm) et d'une faible naine blanche (classe spectrale DA2) désignée Sirius B. La distance entre Sirius A et son compagnon varie entre 8,1 et 31,5 astronomiques. unités. L'étoile Sirius est si brillante en raison de sa luminosité intrinsèque élevée et de sa proximité avec la Terre. Situé à une distance de 8,6 années-lumière (2,6 parsecs), le système Sirius est l'un des plus proches voisins de la Terre. Pour l’hémisphère Nord, on l’observe entre 30 et 73 degrés de latitude. Sirius est l'étoile la plus proche de nous que l'on puisse voir à l'œil nu. Bien que Sirius soit 25 fois plus brillant que le Soleil, sa luminosité est nettement inférieure à celle d'autres étoiles brillantes telles que Canopus, Deneb et Rigel.

Le système Sirius a environ 200 à 300 millions d'années. Le système se composait à l’origine de deux étoiles bleuâtres brillantes. Sirius B, plus massif, consommant ses ressources, est devenu une géante rouge avant d'éjecter ses couches externes et de devenir une naine blanche il y a environ 120 millions d'années. Dans les conversations, Sirius est connu sous le nom de « Dog Star », reflétant son affiliation à la constellation Canis Major. Le lever du soleil de Sirius a marqué la crue du Nil dans l'Égypte ancienne. Le nom Sirius vient du grec ancien « lumineux » ou « incandescent ».

Canopus

L'étoile Canopus ou Alpha Carinae est l'étoile la plus brillante de la constellation de la Carène. Avec une magnitude apparente de -0,72, Canopus est la deuxième étoile la plus brillante du ciel. Sa magnitude absolue est de -5,53 et elle est distante de nous à une distance de 310 années-lumière.

Canopus a une classe spectrale A9II, une température de surface de 7 350° Kelvin et une luminosité 13 600 fois celle du Soleil. L'étoile Canopus a une masse de 8,5 masses solaires et un diamètre 65 fois supérieur à celui du Soleil.

L'image ci-dessus montre une photographie non recadrée de l'étoile Canopus (North is Up) prise avec l'astrographe Takahashi E-180.

Canopus est une supergéante de classe spectrale F et apparaît blanche lorsqu'elle est observée à l'œil nu. Avec une luminosité 13 600 fois supérieure à celle du Soleil, Canopus est essentiellement l’étoile la plus brillante, située à 700 années-lumière du système solaire. Si Canopus était situé à une distance de 1 unité astronomique (la distance de la Terre au Soleil), il aurait une magnitude apparente de -37 (pour le Soleil - 26,72

Le diamètre de l'étoile Canopus est de 0,6 unité astronomique, soit 65 fois celui du Soleil. Si Canopus était situé au centre du système solaire, ses bords extérieurs s'étendraient sur les trois quarts de la distance jusqu'à Mercure. La Terre a dû être éloignée d'une distance trois fois supérieure à l'orbite de Pluton pour que Canopus apparaisse dans le ciel au même titre que notre Soleil.

Canopus est une source importante de rayons X, probablement produits par sa couronne chauffée à 15 millions de degrés Kelvin. C'est un membre du groupe d'étoiles Scorpion-Centaure qui partagent une origine commune.

Arcturus

L'étoile Arcturus ou Alpha Bootes est l'étoile la plus brillante de la constellation du Bouvier. Avec une magnitude apparente de -0,04, Arcturus est la quatrième étoile la plus brillante du ciel. Sa magnitude absolue est de -0,3 et elle est distante de nous à une distance de 34 années-lumière.

L'étoile Arcturus possède une classe spectrale de K1,5IIIp, une température de surface de 4300° Kelvin et une luminosité 210 fois supérieure à celle du Soleil. Sa masse est de 1,1 masse solaire et son diamètre est 26 fois celui du Soleil.

L'image ci-dessus montre une photographie non recadrée de l'étoile Arcturus (North is Up) prise avec l'astrographe Takahashi E-180.

Arcturus est visible dans les deux hémisphères du ciel car il est situé à moins de 20 degrés au nord de l'équateur céleste. L'étoile atteint son zénith le 30 avril à minuit. Il existe un moyen simple de trouver l’étoile Arcturus. Il vous suffit de suivre la poignée du seau de la Grande Ourse. En continuant dans cette direction, vous trouverez Spica. Arcturus est une étoile du nuage interstellaire local.

Arcturus est une géante orange de classe spectrale K1.5IIIp. Le « P » signifie « émission exceptionnelle », indiquant que le spectre de la lumière provenant de l’étoile est inhabituel et plein de raies d’émission. Ce phénomène n'est pas très courant chez les géantes rouges, mais est typique de l'étoile Arcturus. L'étoile est visuellement au moins 110 fois plus brillante que le Soleil, et cela ne tient pas compte du fait que la majeure partie de la lumière de l'étoile se trouve dans l'infrarouge. La puissance totale (bolométrique) est 180 fois supérieure à celle du Soleil.

Arcturus se distingue par la grande vitesse de son propre mouvement. Elle est supérieure à la vitesse de n’importe quelle étoile de première magnitude située à proximité, à l’exception d’Alpha Centauri. L'étoile Arcturus se déplace rapidement (122 km/s) par rapport au système solaire et se trouve actuellement presque à son point le plus proche du Soleil. Il faudra encore 4 000 ans à l’étoile pour se rapprocher de la Terre de quelques centièmes d’année-lumière. Arcturus est considérée comme une ancienne étoile et se déplace avec un groupe de 52 autres étoiles similaires. Ce mouvement est connu sous le nom de Arcturus Stream. Sa masse est assez difficile à déterminer, mais elle est estimée à 1,1 masse solaire.

Véga

L'étoile Véga ou Alpha Lyrae est l'étoile la plus brillante de la constellation de la Lyre. Avec une magnitude apparente de 0,03, Véga est la cinquième étoile la plus brillante du ciel. Sa magnitude absolue est de 0,6, sa distance à la Terre est de 25 années-lumière.

Vega a une classe spectrale de A0Va, une température de surface de 9 600° Kelvin et sa luminosité est 37 fois supérieure à celle du Soleil. La masse de l'étoile est de 2,1 masses solaires, son diamètre est 2,3 fois supérieur à celui du Soleil.

L'image ci-dessus montre une photographie non recadrée de l'étoile Vega (North Up) prise avec l'astrographe Takahashi E-180.

Véga est une étoile relativement proche, située à 25 années-lumière de la Terre. Avec Arcturus et Sirius, c'est l'une des étoiles les plus brillantes à proximité du Soleil. Vega est l'un des sommets du Triangle d'Été avec Deneb et Altaïr. Puisqu’il est situé haut dans le ciel, il est clairement visible tout au long des mois d’été.

Vega a une classe spectrale de A0Va, ce qui en fait une étoile blanche de la séquence principale avec une teinte bleuâtre. Actuellement, son âge est estimé à 455 millions d'années. L'âge de Vega n'est qu'un dixième de celui du Soleil, mais étant donné qu'elle est 2,1 fois plus massive, sa durée de vie attendue ne serait également qu'un dixième de celle du Soleil. Les deux stars ont désormais atteint le milieu de leur vie. Vega possède une abondance inhabituellement faible d’éléments dont le numéro atomique est supérieur à celui de l’hélium.

On suppose également que Véga est une étoile variable dont la magnitude varie légèrement sur une base périodique. Il tourne assez rapidement, avec une vitesse à l'équateur atteignant 274 km/s. Cela provoque un renflement de l'équateur vers l'extérieur sous l'influence de la force centrifuge et, par conséquent, un changement de température se produit dans toute la photosphère de l'étoile, atteignant un maximum aux pôles. Depuis la Terre, Véga est observée depuis l'un de ces pôles.

Sur la base de l’excès observé d’émission infrarouge, Vega possède très probablement un disque poussiéreux circumstellaire. Cette poussière, résultat de collisions entre objets, forme un disque orbital de débris, semblable à la ceinture de Kuiper dans le système solaire. Les étoiles qui présentent un excès de rayonnement infrarouge sont appelées étoiles Vega. L'instabilité du disque de Véga suggère également la présence d'au moins une planète de la taille de Jupiter.

Vega était une étoile du pôle Nord jusqu'en 12 000 avant JC. et le restera après 13700 après JC. Vega fut la première étoile (après le Soleil) à être photographiée et la première dont le spectre fut enregistré. C'était aussi l'une des premières étoiles dont la distance était estimée par des mesures de parallaxe.

Chapelle

L'étoile Capella ou Alpha Aurigae est l'étoile la plus brillante de la constellation Auriga. Avec une magnitude apparente de 0,08, Capella est la sixième étoile la plus brillante du ciel. Sa magnitude absolue est de -0,5 et sa distance à la Terre est de 41 années-lumière.

Capella a une classe spectrale G6III + G2III, une température de surface de 4940° Kelvin et sa luminosité est 79 fois supérieure à celle du Soleil. La masse de l'étoile est 2,69 fois celle du Soleil et son diamètre est 12 fois celui du Soleil.

L'image ci-dessus montre une photographie non recadrée de l'étoile Capella (le nord est en haut) prise avec l'astrographe Takahashi E-180.

Bien que Capella semble être une seule étoile à l’œil nu, elle est en réalité formée de deux paires binaires. La première paire est constituée de deux étoiles géantes brillantes de type G avec un rayon 10 fois supérieur à celui du Soleil et étroitement liées. On pense que ces étoiles sont en passe de devenir des géantes rouges.

La première étoile a une température de surface d'environ 4 900 K, un rayon 12 fois supérieur à celui du Soleil, une masse de 2,7 masses solaires et une luminosité 79 fois supérieure à celle du Soleil. La deuxième étoile a une température de surface d'environ 5 700 K, un rayon égal à 9 rayons solaires, une masse de 2,6 masses solaires et une luminosité 78 fois supérieure à celle du Soleil. Bien que l'étoile principale soit plus brillante lorsqu'elle est observée à toutes les longueurs d'onde, elle apparaît plus faible lorsqu'elle est observée en lumière visible, avec une magnitude apparente d'environ 0,91, contre une magnitude apparente apparente de 0,76.

La deuxième paire binaire est constituée de deux naines rouges faibles, petites et relativement froides. La paire est située à une distance de 10 000 unités astronomiques (100 millions de km) et a une période orbitale d'environ 104 jours. Apparemment, les étoiles ont été des étoiles de la séquence principale de classe spectrale A tout au long de leur vie, mais elles sont actuellement en expansion, se refroidissent et deviennent des géantes rouges. Ce processus leur prendra encore quelques millions d’années.

Rigel

L'étoile Rigel ou Beta Orionis est l'étoile la plus brillante de la constellation d'Orion. Avec une magnitude apparente de 0,12, Rigel est la septième étoile la plus brillante du ciel. Sa magnitude absolue est de -7 et se situe à une distance d’environ 870 années-lumière de nous.

Rigel a une classe spectrale B8Iae, une température de surface de 11 000° Kelvin et sa luminosité est 66 000 fois supérieure à celle du Soleil. L'étoile a une masse de 17 masses solaires et un diamètre 78 fois supérieur à celui du Soleil.

L'image ci-dessus montre une photographie non recadrée de l'étoile Rigel (North is Up) prise avec l'astrographe Takahashi E-180.

Rigel est l'étoile la plus brillante de notre région locale de la Voie Lactée. L'étoile est si brillante que vue à une distance d'une unité astronomique (la distance entre la Terre et le Soleil), elle brillera comme une boule extrêmement brillante avec un diamètre angulaire de 35° et une magnitude apparente de -38. Le flux de puissance à cette distance sera le même que celui d'un arc de soudage à une distance de plusieurs millimètres. Tout objet situé si près s’évaporera sous l’influence d’un fort vent stellaire.

Rigel traverse actuellement la région de la nébuleuse. Par conséquent, l’étoile illumine plusieurs nuages de poussière situés à proximité. Le plus important d'entre eux est IC 2118 (la nébuleuse de la tête de sorcière). Rigel est également associée à la nébuleuse d'Orion (M42), qui est plus ou moins dans l'alignement visuel de l'étoile, bien qu'elle soit située presque deux fois plus loin de la Terre.

Rigel est une célèbre étoile binaire qui a été observée pour la première fois par Vasily Yakovlevich Struve en 1831. Bien que Rigel B ait une magnitude relativement faible, sa proximité avec Rigel A, qui est 500 fois plus lumineux, en fait une cible pour les astronomes amateurs. Selon les calculs, Rigel B est éloigné de Rigel A à une distance de 2 200 unités astronomiques. En raison de la distance colossale qui les sépare, il n’y a aucun signe de mouvement orbital, bien qu’ils aient le même mouvement propre.

Rigel B est lui-même un système binaire spectroscopique, composé de deux étoiles de la séquence principale en orbite autour d'un centre de gravité commun tous les 9,8 jours. Les deux étoiles appartiennent au type spectral B9V.

Rigel est une étoile variable, peu courante parmi les supergéantes, avec une plage de magnitude de 0,03 à 0,3, changeant tous les 22 à 25 jours.

Procyon

L'étoile Procyon ou Alpha Canis Minor est l'étoile la plus brillante de la constellation Canis Minor. Avec une magnitude apparente de 0,38, Procyon est la huitième étoile la plus brillante du ciel nocturne. Sa magnitude absolue est de 2,6 et sa distance à la Terre est de 11,4 années-lumière.

Procyon a une classe spectrale F5IV-V, une température de surface de 6650° Kelvin et une luminosité 6,9 fois supérieure à celle du Soleil. La masse de l'étoile est 1,4 fois celle du Soleil et son diamètre est 2 fois.

L'image ci-dessus montre une photographie non recadrée de l'étoile Procyon (North is Up) prise avec l'astrographe Takahashi E-180.

À l’œil nu, Procyon apparaît comme une seule étoile. En fait, Procyon est un système à double étoile composé d'une naine blanche de séquence principale (classe spectrale F5 IV-V) appelée Procyon A et d'une naine blanche faible (classe spectrale DA) appelée Procyon B. Procyon n'a pas l'air si brillant en raison de sa luminosité, mais à cause de sa proximité avec le Soleil. Le système est situé à 11,46 années-lumière (3,51 parsecs) et est l’un de nos voisins les plus proches.

La température de surface du Procyon A est estimée à 6 530° Kelvin, ce qui lui donne une teinte blanche. La masse de Procyon A est de 1,4 masse solaire, son rayon est égal à deux rayons du Soleil et sa luminosité est 6,9 fois supérieure à celle du Soleil. Procyon A est assez brillant pour sa classe, ce qui implique la conversion complète de l'hydrogène en hélium dans son noyau. Finalement, l’étoile commencera à se développer et à augmenter son volume de 80 à 150 fois. Cela devrait se produire d’ici 10 à 100 millions d’années.

Comme Sirius B, Procyon B est une naine blanche qui a été isolée en tant qu'entité distincte bien avant d'être observée. Son existence a été prédite pour la première fois par Friedrich Bessel en 1844. Bien que ses caractéristiques orbitales aient été calculées par Arthur Overs en 1862, Procyon B n'a été confirmé visuellement qu'en 1896, lorsque John Martin Scheberle l'a observé à ses coordonnées prévues à l'aide du réfracteur de 36 pouces de l'observatoire Lick.

Avec une masse de 0,6 masse solaire, Procyon B est nettement moins massif que Sirius B. Cependant, la caractéristique structurelle de Procyon B est telle qu'il est plus grand que son voisin plus célèbre, avec un rayon estimé à 8 600 km, contre 5 800 km pour Sirius. B. Températures de surface L'étoile Procyon B est à 7 740° Kelvin, ce qui est également beaucoup plus froid que Sirius B. Cela indique sa masse inférieure et son âge plus élevé. L'étoile progénitrice de Procyon B avait une masse d'environ 2,5 masses solaires et est arrivée à la fin de sa vie il y a environ 1,7 milliard d'années. Pour cette raison, Procyon A aurait 2 milliards d’années.

L'étoile Procyon forme l'un des trois sommets du Triangle d'Hiver, avec Sirius et Bételgeuse.

Bételgeuse

L'étoile Bételgeuse ou Alpha Orionis est la deuxième étoile la plus brillante de la constellation d'Orion. Avec une magnitude apparente de 0,5, Bételgeuse est la neuvième étoile la plus brillante du ciel nocturne. Sa magnitude absolue est de -5,14 et sa distance à la Terre est de 530 années-lumière.

Bételgeuse a une classe spectrale de M2Iab, une température de surface de 3 500° Kelvin et une luminosité 140 000 fois celle du Soleil. L'étoile a une masse égale à 18 masses solaires et un diamètre égal à 1180 fois le diamètre du Soleil.

L'image ci-dessus montre une photographie non recadrée de l'étoile Bételgeuse (North is Up) prise avec l'astrographe Takahashi E-180.

La supergéante rouge Bételgeuse est l’une des étoiles les plus grandes et les plus lumineuses connues. S’il était situé au centre de notre système solaire, sa surface engloutirait tout le système solaire interne (Mercure, Vénus, Terre et Mars), s’étendrait au-delà de la ceinture d’astéroïdes et pourrait même atteindre Jupiter. Cependant, étant donné que la distance entre l'étoile et la Terre a changé au cours du siècle dernier de 180 à 1 300 années-lumière, il est assez difficile de calculer son diamètre et sa luminosité. On pense actuellement que Bételgeuse est située à 640 années-lumière de la Terre, ce qui lui confère une magnitude absolue moyenne d'environ -6,05.

En 1920, Alpha Orionis est devenue la première étoile (après le Soleil) dont on a mesuré son diamètre angulaire. Depuis, les chercheurs ont utilisé plusieurs télescopes pour mesurer cette étoile géante, chacun avec des paramètres techniques différents, donnant souvent des résultats contradictoires. Le diamètre apparent actuel de l'étoile varie de 0,043 à 0,056 seconde. Il s’agit d’une véritable cible mouvante, car l’étoile Bételgeuse change périodiquement de forme. De plus, Bételgeuse possède une enveloppe complexe et asymétrique causée par l’énorme perte de masse due aux énormes jets de gaz s’échappant de la surface. Il existe même des preuves que Bételgeuse possède un compagnon stellaire en orbite dans son enveloppe gazeuse, contribuant ainsi au comportement excentrique de l'étoile.

On pense que Bételgeuse n’a que 10 millions d’années, mais elle a évolué rapidement en raison de sa masse élevée. L'étoile semble être une échappée de l'amas d'étoiles Orion OB1, qui comprend des étoiles de type O et B dans la ceinture d'Orion (Alnitak, Alnilam et Mintaka). Bételgeuse est actuellement à un stade avancé de son évolution et devrait exploser en tant que supernova de type II au cours des prochains millions d’années.

Ayant une teinte rougeâtre distincte, c'est une étoile variable semi-régulière avec une magnitude apparente comprise entre 0,2 et 1,2. L'étoile est le coin supérieur droit du Triangle d'Hiver, avec Sirius et Procyon.

Bételgeuse est facile à repérer dans le ciel nocturne car elle apparaît si proche de la célèbre ceinture d'Orion. Dans l’hémisphère nord, on peut le voir pousser à l’est juste après le coucher du soleil en janvier. À la mi-mars, l’étoile apparaît au sud dans le ciel du soir et est visible dans presque toutes les régions peuplées du globe. Dans les grandes villes de l’hémisphère sud (comme Sydney, Buenos Aires et Le Cap), l’étoile s’élève à près de 49° au-dessus de l’horizon.

Altaïr

L'étoile Altaïr ou Alpha Aquila est l'étoile la plus brillante de la constellation de l'Aquila. Avec une magnitude apparente de 0,77, Altaïr est la 12ème étoile la plus brillante du ciel nocturne. Sa magnitude absolue est de 2,3 et sa distance à la Terre est de 18 années-lumière.

Altair a une classe spectrale de A7Vn, une température de surface de 7 500° Kelvin et une luminosité 10,6 fois supérieure à celle du Soleil. Sa masse est égale à 1,79 masse solaire et son diamètre est 1,9 fois plus grand que celui du Soleil.

L'image ci-dessus montre une photographie non recadrée de l'étoile Altair (North Up) prise avec l'astrographe Takahashi E-180.

Située à 18 années-lumière (5,13 parsecs), Altaïr est l'une des étoiles les plus proches visibles à l'œil nu. Avec Beta Orla et Tarazed, l'étoile forme la lignée d'étoiles bien connue parfois appelée famille Aquila. Altair constitue l'un des sommets du Triangle d'été avec Deneb et Vega.

L'étoile Altaïr est une étoile de la séquence principale de type A. Sa vitesse de rotation est extrêmement élevée, atteignant 210 kilomètres par seconde à l'équateur. Ainsi, une période dure environ 9 heures. À titre de comparaison, le Soleil met un peu plus de 25 jours pour effectuer une rotation complète autour de l’équateur. Cette rotation rapide provoque un léger aplatissement d'Altaïr. Son diamètre équatorial est 20 % plus grand que son diamètre polaire.

Aldébaran

L'étoile Aldébaran ou Alpha Tauri est l'étoile la plus brillante de la constellation du Taureau. Avec une magnitude apparente de 0,85, Aldébaran est la 14ème étoile la plus brillante du ciel nocturne. Sa magnitude absolue est de -0,3 et sa distance à la Terre est de 65 années-lumière.

Aldébaran a une classe spectrale K5III, une température de surface de 4010° Kelvin et une luminosité 425 fois supérieure à celle du Soleil. L'étoile Aldébaran a une masse de 1,7 masse solaire et un diamètre 44,2 fois supérieur à celui du Soleil.

L'image ci-dessus montre une photographie non recadrée de l'étoile Aldebaran (Le nord est en haut) prise avec l'astrographe Takahashi E-180.

Aldebaran est une géante orange qui se déplaçait avec la ligne de séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell. Il n’y avait plus d’hydrogène dans son cœur et le processus de fusion de l’hydrogène s’est arrêté. Bien qu'elle ne soit pas encore assez élevée pour la fusion de l'hélium, la température du noyau de l'étoile a considérablement augmenté en raison de la pression gravitationnelle, et l'étoile s'est étendue jusqu'à atteindre 44,2 fois le diamètre du Soleil, atteignant une valeur de 61 millions de kilomètres. Le satellite Hipparcos a mesuré la distance à l'étoile à 65 années-lumière (20,0 parsecs). Aldébaran est une étoile de type LB légèrement variable. Ses fluctuations en magnitude apparente sont d'environ 0,2.

Aldébaran est l'une des étoiles les plus simples à trouver dans le ciel nocturne, en partie en raison de sa luminosité et en partie en raison de sa situation spatiale par rapport à l'un des astérismes les plus importants du ciel. Si vous suivez les trois étoiles de la ceinture d'Orion de gauche à droite (dans l'hémisphère nord) ou de droite à gauche (dans l'hémisphère sud), la première étoile brillante que vous trouverez en poursuivant sur cette ligne est Aldébaran.

Aldébaran est le membre le plus brillant du groupe d'amas d'étoiles ouvertes Hyades, qui constitue la « tête de taureau » dans la constellation du Taureau. Cependant, Aldebaran se trouve simplement dans la ligne de mire directe entre la Terre et les Hyades. L’amas d’étoiles est en réalité situé deux fois plus loin, à une distance de 150 années-lumière.

Le nom Aldebaran vient de l'arabe et se traduit littéralement par « suiveur », apparemment en raison du fait que cette étoile brillante semble suivre les Pléiades ou l'amas d'étoiles des Sept Sœurs dans le ciel nocturne.

Antarès

L'étoile Antarès ou Alpha Scorpius est l'étoile la plus brillante de la constellation du Scorpion. Avec une magnitude stellaire apparente de 0,96, Antarès est la 16ème étoile la plus brillante du ciel. Sa magnitude absolue est de -5,28 et sa distance à la Terre est de 604 années-lumière.

Antares a une classe spectrale de M1,5Iab, une température de surface de 3 500° Kelvin et une luminosité 65 000 fois supérieure à celle du Soleil. La masse de l'étoile est de 15,5 masses solaires et son diamètre est 800 fois supérieur à celui du Soleil.

L'image ci-dessus montre une photographie non recadrée de l'étoile Antares (North is Up) prise avec l'astrographe Takahashi E-180.

Antares est une supergéante. S'il est placé au centre du système solaire, sa surface extérieure se situera alors entre les orbites de Mars et de Jupiter. D'après les mesures de parallaxe, Antares se trouve à 550 années-lumière (170 parsecs) de la Terre. Antares a une luminosité visuelle 10 000 fois supérieure à celle du Soleil, mais comme l'étoile émet une quantité importante d'énergie dans l'infrarouge, sa luminosité bolométrique est 65 000 fois supérieure à celle du Soleil. Antarès est également une étoile variable irrégulière (type LC), dont la magnitude apparente varie de 0,88 à 1,16.

Antares est en opposition avec le Soleil vers le 31 mai de chaque année. A cette époque, l’étoile est visible toute la nuit. Pendant environ deux à trois semaines avant et après le 30 novembre, Antarès n'est pas visible dans le ciel nocturne car elle se perd dans l'éclat du Soleil. Avec Aldebaran, Spica et Regulus, Onya est l'une des quatre étoiles les plus brillantes situées près de l'écliptique.

Antares a une étoile compagne secondaire, Antares B, dont la séparation angulaire est passée de 3,3 secondes d'arc en 1854 à 2,86 secondes d'arc en 1990. L'étoile est généralement difficile à voir en raison de l'éblouissement provenant d'Antares A.

Spica

L'étoile Spica ou Alpha Vierge est l'étoile la plus brillante de la constellation de la Vierge. Avec une magnitude apparente de 0,98, Spica est la 15ème étoile la plus brillante du ciel nocturne. Sa magnitude absolue est de -3,2 et sa distance à la Terre est de 262 années-lumière.

Spica a une classe spectrale de B1V, une température de surface de 22 400° Kelvin et une luminosité 12 100 fois celle du Soleil. Sa masse atteint 10,3 masses solaires et son diamètre est 7,4 fois celui du Soleil.

L'image ci-dessus montre une photographie non recadrée de l'étoile Spica (North Up) prise avec l'astrographe Takahashi E-180.

Spica est une étoile binaire proche dont les composants gravitent autour d’un centre de masse commun tous les quatre jours. Elles sont suffisamment proches l’une de l’autre pour ne pas pouvoir être détectées par un télescope comme deux étoiles distinctes. Les changements dans le mouvement orbital de cette paire entraînent un décalage Doppler dans les raies d'absorption de leurs spectres respectifs, ce qui en fait une paire binaire spectrale. Les paramètres orbitaux de ce système ont d'abord été dérivés à l'aide de mesures spectroscopiques.

L'étoile principale a une classe spectrale B1 III-IV. La classe de luminosité ne correspond pas au spectre de l’étoile, qui se situe entre une étoile sous-géante et une étoile géante, et ce n’est plus une étoile de type B de la séquence principale. C'est une étoile massive, avec une masse 10 fois supérieure à celle du Soleil et un rayon sept fois plus grand. La luminosité totale de cette étoile est 12 100 fois supérieure à celle du Soleil et huit fois supérieure à celle de sa compagne. L’étoile principale de cette paire est l’une des étoiles les plus proches du Soleil, qui possède suffisamment de masse pour terminer sa vie dans une explosion de supernova de type II.

L'étoile principale est classée comme étoile variable Beta Cephei, dont la luminosité change d'une valeur de 0,1738 chaque jour. Le spectre montre une variation de la vitesse radiale avec la même période, indiquant que la surface de l'étoile palpite régulièrement. Cette étoile tourne vite. La vitesse de rotation le long de l'équateur est de 199 km/s.

L'étoile secondaire de ce système est l'une des rares étoiles à présenter l'effet Struve-Sahade. Il s'agit d'un changement anormal dans la force des raies spectrales pendant l'orbite, où les raies s'affaiblissent à mesure que l'étoile s'éloigne de l'observateur. Cette étoile est plus petite que la principale. Sa masse est sept fois celle du Soleil et le rayon de l'étoile est de 3,6 rayons solaires. L'étoile a une classe spectrale de B2 V, ce qui en fait une étoile de la séquence principale.

Spica est une variable ellipsoïdale dans laquelle les étoiles sont déformées par les interactions gravitationnelles. Cet effet provoque une modification de la magnitude apparente du système stellaire d'une valeur égale à 0,03 sur un intervalle de temps qui correspond à la période orbitale. Cette légère diminution de magnitude est à peine perceptible visuellement. Les taux de rotation des deux étoiles sont plus rapides que leurs périodes orbitales. Ce manque de synchronisation et la nature hautement elliptique de leur orbite peuvent indiquer qu'il s'agit d'un système stellaire jeune. Au fil du temps, l'interaction de marée mutuelle de la paire peut conduire à une synchronisation rotationnelle et à une cyclisation orbitale.

Pollux

L'étoile Pollux ou Beta Gemini est l'étoile la plus brillante de la constellation des Gémeaux. Avec une magnitude apparente de 1,14, Pollux est la 17ème étoile la plus brillante du ciel. Sa magnitude absolue est de 0,7 et sa distance à la Terre est de 40 années-lumière.

Pollux a une classe spectrale K0IIIb, une température de surface de 4865° Kelvin et une luminosité 32 fois supérieure à celle du Soleil. Sa masse est égale à 1,86 masse solaire et son diamètre est 8 fois plus grand que celui du Soleil.

L'image ci-dessus montre une photographie non recadrée de l'étoile Pollux (North is Up) prise avec l'astrographe Takahashi E-180.

Les étoiles jumelles Castor et Pollux sont mieux visibles pendant les soirées de printemps du nord. Contrairement aux vrais jumeaux, Castor et Pollux ont peu de points communs. Castor est une étoile quadruple blanche composée de composants blancs assez similaires (classe spectrale A), tandis que Pollux est une géante froide de couleur orange (classe spectrale K0IIIb).

Une conjugaison étroite avec Castor donne à Pollux une couleur plus vive. L'étoile, située à 34 années-lumière, a une luminosité totale 46 fois supérieure à celle du Soleil. Avec sa température froide (4770° Kelvin) et un diamètre 10 fois supérieur à celui du Soleil, Pollux est plus petit que la plupart de ses cousins géants froids et ne mesure qu'un quart du diamètre d'Aldébaran. Dans son noyau profond, se produit le processus de fusion de l'hydrogène en hélium, typique de la plupart des géantes rouges. L'étoile émet des rayons X et semble avoir une couronne magnétisée.

En 2006, une exoplanète a été découverte en orbite autour de Pollux, ce qui en fait l'étoile la plus brillante du ciel avec une exoplanète connue. Avec une masse au moins 2,9 fois celle de Jupiter, la planète flotte sur une orbite circulaire à une distance de 1,69 unités astronomiques, avec une période de rotation de 590 jours (1,6 ans).

Fomalhaut

L'étoile Fomalhaut ou Alpha Pisces Southernis est l'étoile la plus brillante de la constellation des Poissons du Sud. Avec une magnitude apparente de 1,16, Fomalhaut est la 18ème étoile la plus brillante du ciel. Sa magnitude absolue est de 2,0 et elle est située à une distance de 22 années-lumière.

Fomalhaut a une classe spectrale A3Va, une température de surface de 8750° Kelvin et une luminosité 17,9 fois celle du Soleil.

L'image ci-dessus montre une photographie non recadrée de l'étoile Fomalhaut (North is Up) prise avec l'astrographe Takahashi E-180.

Fomalhaut est une étoile relativement jeune, âgée d'environ 300 millions d'années, avec une durée de vie potentielle pouvant atteindre un milliard d'années. L’étoile est déficiente en métal par rapport au Soleil, ce qui signifie qu’elle est composée d’un pourcentage plus faible d’éléments autres que l’hydrogène et l’hélium. La métallicité d'une étoile est déterminée en mesurant l'abondance de fer dans la photosphère par rapport à l'hydrogène. En 1997, des études spectroscopiques ont montré une valeur égale à 93 % du volume de fer présent dans le Soleil, mais des études plus récentes ont montré que cette valeur pourrait en réalité être la moitié de cette valeur.

Fomalhaut est l'une des 16 étoiles appartenant au groupe d'étoiles mobiles Castor. Il s'agit d'une association d'étoiles qui partagent le mouvement commun des étoiles dans l'espace et peuvent donc être physiquement connectées. Les autres membres de ce groupe sont Castor et Vega. Les scientifiques estiment que ce groupe en mouvement a environ 200 millions d'années. L'étoile voisine TW Pisces Southernes, qui fait également partie de ce groupe, pourrait former un couple physique avec Fomalhaut.

Fomalhaut est entouré d'un disque de poussière de débris de forme toroïdale avec un bord intérieur très pointu à une distance radiale de 133 UA. La poussière est distribuée dans une ceinture d'environ 25 UA de large et est parfois appelée « ceinture de Kuiper Fomalhaut ». On pense que le disque poussiéreux de Fomalhaut est protoplanétaire et émet un rayonnement infrarouge. Les mesures de la rotation de Fomalhaut indiquent que le disque se trouve dans le plan équatorial de l'étoile, comme le prédit la théorie de la formation des étoiles et des planètes.

Fomalhaut revêt une importance particulière dans la recherche exosolaire car c'est le centre du premier système stellaire avec une exoplanète (Fomalhaut b) observée dans les longueurs d'onde visibles. La masse de la planète n’est approximativement pas plus de trois fois la masse de Jupiter et pas moins que la masse de Neptune.

Déneb

L'étoile Deneb ou Alpha Cygnus est l'étoile la plus brillante de la constellation du Cygne. Avec une magnitude apparente de 1,25, Deneb est la 19ème étoile la plus brillante du ciel. Sa magnitude absolue est de -7,2 et sa distance à la Terre est de 1 550 années-lumière.

Deneb a une classe spectrale A2Ia, une température de surface de 8 525° Kelvin et une luminosité 54 000 fois celle du Soleil. Sa masse est égale à 20 masses solaires et son diamètre est égal à 110 diamètres solaires.

L'image ci-dessus montre une photographie non recadrée de l'étoile Deneb (North is Up) prise avec l'astrographe Takahashi E-180.

Deneb, avec Altair et Vega, forment les sommets du Triangle d'Été. Avec une magnitude absolue de 7,2, Deneb est l'une des étoiles les plus brillantes que nous connaissions. Sa luminosité est estimée à 60 000 fois celle du Soleil. Sa distance exacte à la Terre est inconnue, ce qui rend également imprécises la détermination de nombreuses autres propriétés de Deneb. Cependant, le voile d’incertitude sur cette étoile a été levé par des recherches en 2007. Selon les résultats, la distance la plus probable à laquelle se trouve l'étoile est d'environ 1 550 années-lumière. L'erreur de calcul autorise une distance de 1340 à 1840 années-lumière. Denebae est l’étoile de première magnitude connue la plus éloignée.

Sur la base de sa température et de sa luminosité, ainsi que des mesures directes de son minuscule diamètre angulaire (seulement 0,002 seconde d'arc), Deneb semble avoir un diamètre 110 fois plus grand que celui du Soleil. S'il était placé au centre de notre système solaire, Deneb occuperait la moitié de la trajectoire de l'orbite terrestre. Alpha Cygni est l'une des plus grandes étoiles blanches que nous connaissons.

La couleur bleu-blanc de la supergéante ainsi que sa masse et sa température élevées signifient que l'étoile aura une durée de vie très courte et deviendra probablement une supernova d'ici quelques millions d'années. En son cœur, le processus de fusion de l’hydrogène s’est déjà arrêté. Deneb est actuellement probablement en train de se développer pour devenir une supergéante rouge comme Mu Cephei. Pendant qu'elle y est, l'étoile passera par les classes spectrales F, G, K et M.

Le vent solaire de Deneb lui fait perdre de la masse à un rythme de 0,8 millionième de la masse du soleil par an, soit 100 000 fois le flux solaire. C'est le prototype d'une classe d'étoiles variables appelées variables alpha Cygni. Sa surface est soumise à des vibrations non radiales, qui provoquent des modifications de sa luminosité et de sa classe spectrale.

Régulus

L'étoile Regulus ou Alpha Lion est l'étoile la plus brillante de la constellation du Lion. Avec une magnitude apparente de 1,35, Regulus est la 21e étoile la plus brillante du ciel. Sa magnitude absolue est de -0,3 et la distance à la Terre est de 69 années-lumière.

Regulus a une classe spectrale de B7Vn, une température de surface de 10 300° Kelvin et une luminosité 150 fois supérieure à celle du Soleil. La masse de l'étoile est 3,5 fois la masse du Soleil et son diamètre est 3,2 fois le diamètre du Soleil.

L'image ci-dessus montre une photographie non recadrée de l'étoile Regulus (North Up) prise avec l'astrographe Takahashi E-180.

Regulus est un système à étoiles multiples composé de quatre étoiles. Regulus A est un système d'étoiles doubles constitué d'une étoile de séquence principale blanc bleuâtre (classe spectrale B7V), sur l'orbite de laquelle une naine blanche aurait une masse de 0,3 masse solaire. Il faut environ 40 jours aux deux étoiles pour parcourir une orbite autour de leur centre de masse commun.

L'étoile principale, Regulus A, est une jeune étoile d'une masse d'environ 3,5 masses solaires et âgée de plusieurs centaines de millions d'années. L'étoile tourne assez rapidement. Sa période n'est que de 15,9 heures, ce qui conduit à une distorsion de la forme de l'étoile et à ce qu'on appelle une éclipse gravitationnelle : la photosphère aux pôles de cette étoile est beaucoup plus chaude et cinq fois plus lumineuse par unité de surface que dans la région équatoriale. Si elle tournait 16 % plus vite, alors la gravité de l’étoile serait plus faible que la force centrifuge et l’étoile se déchirerait.

Compte tenu de la forme très déformée de l'étoile primaire, le mouvement orbital relatif de la paire binaire peut différer considérablement de celui des deux corps purs de Kepler en raison de perturbations constantes affectant leur période orbitale. En d'autres termes, la troisième loi de Kepler, définie pour deux masses ponctuelles, ne s'applique pas à cette paire binaire car la forme de l'étoile principale est trop déformée.

À une distance d'environ 4 200 unités astronomiques de Régulus A, il existe un système d'étoiles doubles, partagé par une rotation propre commune. Désignés Regulus B (type spectral K2V) et Regulus C (type spectral M4V), le couple a une période orbitale de 2000 ans et est séparé par environ 100 unités astronomiques.

La lumière émanant de cette paire d'étoiles domine la paire binaire Regulus A. Regulus B, vu isolément, est un objet binoculaire avec une étoile de magnitude apparente de 8,1, tandis que son compagnon stellaire Regulus est de magnitude 13,5. Regulus A est une étoile double spectroscopique : l'étoile secondaire de cette paire n'a pas encore été observée directement, car elle est beaucoup plus faible que la principale. Les paires B et C sont situées à une distance angulaire de 177 secondes d'arc de Regulus A, ce qui la rend invisible aux télescopes amateurs.

Parmi les étoiles les plus brillantes du ciel, Regulus est la plus proche du plan de l’écliptique et est régulièrement masquée par la Lune. L'occultation par les planètes Mercure et Vénus est également possible, mais rare, tout comme l'occultation par les astéroïdes. La dernière éclipse planétaire (de la planète Vénus) de l'étoile Régulus a eu lieu le 7 juillet 1959. La prochaine aura lieu le 1er octobre 2044 et également près de Vénus. D'autres planètes n'obscurciront pas Regulus au cours des prochains millénaires en raison de leur position.

Adara

L'étoile Adara ou Epsilon Canis Majoris est la deuxième étoile la plus brillante de la constellation Canis Major. Avec une magnitude apparente de 1,5, Adara est la 22ème étoile la plus brillante du ciel. Sa magnitude absolue est de -4,8 et sa distance à la Terre est d'environ 400 années-lumière.

Adara a une classe spectrale B2II, une température de surface de 24 750° Kelvin et une luminosité 20 000 fois celle du Soleil. L'étoile a une masse de 10 masses solaires.

L'image ci-dessus montre une photographie non recadrée de l'étoile Adara (Le nord est en haut) prise avec l'astrographe Takahashi E-180.

Adara est une étoile double située à 430 années-lumière de la Terre. L'étoile principale a une couleur blanc bleuâtre (classe spectrale B2) avec une température de surface élevée (25 000° K). Il émet un rayonnement total 20 000 fois supérieur à celui du Soleil. Si cette étoile était à la même distance que Sirius, elle éclipserait toutes les autres étoiles du ciel et serait 15 fois plus brillante que la planète Vénus. Cette étoile est également l’une des sources de lumière ultraviolette les plus puissantes du ciel. Il s’agit d’une puissante source de photons capables d’ioniser les atomes d’hydrogène dans le gaz interstellaire proche du Soleil et qui joue un rôle très important dans la détermination de l’état d’ionisation du nuage interstellaire.

L'étoile compagne a une magnitude apparente de 7,5 et est située à 7,5 secondes d'arc de l'étoile principale. Cependant, cette étoile ne peut être vue que dans de grands télescopes, car l’étoile principale est environ 250 fois plus brillante que sa compagne.

Il y a plusieurs millions d'années, Adara était beaucoup plus proche du Soleil qu'elle ne l'est aujourd'hui, ce qui la rendait beaucoup plus brillante dans le ciel nocturne. Il y a environ 4 700 000 ans, Adara était située à 34 années-lumière du Soleil et était une étoile très brillante d’une magnitude apparente de -3,99. Aucune autre étoile n’a atteint cette luminosité depuis lors, et aucune autre étoile n’atteindra cette luminosité dans les cinq millions d’années à venir.

Castor

L'étoile Castor ou Alpha Gemini est la deuxième étoile la plus brillante de la constellation des Gémeaux. Avec une magnitude apparente de 1,57, Castor est la 23ème étoile la plus brillante du ciel. Sa magnitude absolue est de 0,5 et sa distance à la Terre est de 49 années-lumière.

Castor a une classe spectrale A1V + A2V, une température de surface de 10300° Kelvin et une luminosité 30 fois supérieure à celle du Soleil. La masse de l'étoile est égale à 2,2 masses solaires et son diamètre est 2,3 fois supérieur à celui du Soleil.

L'image ci-dessus montre une photographie non recadrée de l'étoile Castor (North is Up) prise avec l'astrographe Takahashi E-180.

Visuellement, l'étoile double Castor a été découverte en 1678. Sa magnitude apparente est de 2,0 et 2,9 (la magnitude combinée est de 1,58). Les étoiles blanches chaudes séparées (classe spectrale A) sont séparées par 6 secondes d'arc et ont une période orbitale de 467 ans autour de leur centre de masse commun. Chacune des composantes de cette paire est elle-même une étoile double spectroscopique, faisant de Castor un système stellaire quadruple. Castor a un faible satellite distant de 72 secondes d'arc, mais avec la même parallaxe et le même mouvement propre. Ce satellite est un système d'étoiles à double obscurité avec une période d'environ 1 jour. Ce système d’étoiles binaires n’est que l’un des nombreux systèmes dans lesquels les deux composants de la paire sont des étoiles naines M. Castor peut donc être considéré comme un système à six étoiles, avec six étoiles individuelles liées gravitationnellement les unes aux autres.

Les étoiles jumelles Castor et Pollux sont mieux visibles les soirées de printemps. Contrairement aux vrais jumeaux, Castor et Pollux ont peu de points communs. Castor est une étoile quadruple blanche composée de composants blancs assez similaires (classe spectrale A), tandis que Pollux est une géante froide de couleur orange (classe spectrale K0IIIb). Une conjugaison étroite avec Castor donne à Pollux une couleur plus vive.

Pendant de nombreux siècles, des millions d'yeux humains, à l'approche de la nuit, dirigent leur regard vers le haut - vers les mystérieuses lumières du ciel - étoiles de notre Univers. Les peuples anciens voyaient diverses figures d'animaux et de personnes dans des groupes d'étoiles, et chacune d'elles créait sa propre histoire. Plus tard, ces amas ont commencé à être appelés constellations. Aujourd'hui, les astronomes identifient 88 constellations qui divisent le ciel étoilé en certaines zones permettant de naviguer et de déterminer l'emplacement des étoiles. Dans notre Univers, les objets les plus nombreux accessibles à l’œil humain sont les étoiles. Ils représentent une source de lumière et d’énergie pour l’ensemble du système solaire. Ils créent également les éléments lourds nécessaires à l’origine de la vie. Et sans les étoiles de l’Univers, il n’y aurait pas de vie, car le Soleil donne son énergie à presque tous les êtres vivants sur Terre. Il réchauffe la surface de notre planète, créant ainsi une oasis chaleureuse pleine de vie parmi le pergélisol de l'espace. Le degré de luminosité d’une étoile dans l’Univers est déterminé par sa taille.

Connaissez-vous la plus grande étoile de tout l’Univers ?

L'étoile VY Canis Majoris, située dans la constellation Canis Major, est la plus grande représentante du monde stellaire. C'est actuellement la plus grande étoile de l'Univers. L'étoile est située à 5 mille années-lumière du système solaire. Le diamètre de l'étoile est de 2,9 milliards de km.

Mais toutes les étoiles de l’Univers ne sont pas aussi énormes. Il existe également des étoiles dites naines.

Tailles comparatives des étoiles

Les astronomes évaluent la taille des étoiles sur une échelle selon laquelle plus l’étoile est brillante, plus son nombre est faible. Chaque numéro suivant correspond à une étoile dix fois moins brillante que la précédente. L'étoile la plus brillante du ciel nocturne de l'Univers est Sirius. Sa magnitude apparente est de -1,46, ce qui signifie qu'elle est 15 fois plus brillante qu'une étoile de magnitude zéro. Les étoiles dont la magnitude est égale ou supérieure à 8 ne sont pas visibles à l'œil nu. Les étoiles sont également classées par couleur en classes spectrales, indiquant leur température. Il existe les classes d'étoiles suivantes dans l'Univers : O, B, A, F, G, K et M. La classe O correspond aux étoiles les plus chaudes de l'Univers – bleues. Les étoiles les plus cool appartiennent à la classe M, leur couleur est rouge.

Classe	Température,K	vraie couleur	Couleur visible	Caractéristiques principales
Ô	30 000—60 000	bleu	bleu	Les raies faibles d'hydrogène neutre, d'hélium, d'hélium ionisé, multiplient Si, C, N ionisés.
B	10 000—30 000	blanc bleu	blanc-bleu et blanc	Lignes d'absorption de l'hélium et de l'hydrogène. Faibles lignes H et K de Ca II.
UN	7500—10 000	blanc	blanc	Série Balmer forte, les lignes H et K de Ca II s'intensifient vers la classe F. De plus, plus près de la classe F, des lignes de métaux commencent à apparaître
F	6000—7500	jaune blanc	blanc	Les raies H et K du Ca II, les raies des métaux, sont fortes. Les lignes d'hydrogène commencent à s'affaiblir. La raie Ca I apparaît. La bande G formée par les raies Fe, Ca et Ti apparaît et s'intensifie.
g	5000—6000	jaune	jaune	Les raies H et K du Ca II sont intenses. Ligne Ca I et nombreuses lignes métalliques. Les raies d'hydrogène continuent de s'affaiblir et des bandes de molécules CH et CN apparaissent.
K	3500—5000	orange	orange jaunâtre	Les lignes métalliques et la bande G sont intenses. La ligne d'hydrogène est presque invisible. Des bandes d'absorption de TiO apparaissent.
M.	2000—3500	rouge	rouge-orange	Les bandes de TiO et d'autres molécules sont intenses. La bande G s'affaiblit. Des lignes métalliques sont encore visibles.

Foyer nucléaire des étoiles de l'univers

	Cycle proton-proton	Cycle CNO
Chaînes de base	p + p → ²D + e + + ν e+ 0,4 MeV ²D + p → 3 He + γ + 5,49 MeV. 3 He + 3 He → 4 He + 2p + 12,85 MeV.	12 C + 1 H → 13 N + γ +1,95 MeV 13N → 13C + e+ + ν e+1,37 MeV 13 C + 1 H → 14 N + γ \| +7,54 MeV 14 N + 1 H → 15 O + γ +7,29 MeV 15O → 15N + e+ + ν e+2,76 MeV 15 N + 1 H → 12 C + 4 He + 4,96 MeV

Types d'étoiles dans l'Univers

Types d'étoiles dans l'Univers
géant rouge- C'est une grande étoile de couleur rougeâtre ou orange. Il représente la dernière étape du cycle, lorsque les réserves d’hydrogène s’épuisent et que l’hélium commence à être converti en d’autres éléments. Une augmentation de la température interne du noyau entraîne l’effondrement de l’étoile. La surface extérieure de l’étoile se dilate et se refroidit, ce qui fait que l’étoile devient rouge. Les géantes rouges sont très grandes. Leur taille est cent fois plus grande que celle des étoiles ordinaires. Les plus grandes géantes se transforment en supergéantes rouges. Une étoile appelée Bételgeuse dans la constellation d’Orion est l’exemple le plus brillant de supergéante rouge.
nain blanc- c'est ce qui reste d'une étoile ordinaire après avoir franchi le stade de la géante rouge. Lorsqu’une étoile n’a plus de carburant, elle peut libérer une partie de sa matière dans l’espace, formant ainsi une nébuleuse planétaire. Ce qui reste est un noyau mort. Une réaction nucléaire n’y est pas possible. Il brille grâce à son énergie restante, mais tôt ou tard, il s'épuise, puis le noyau se refroidit et se transforme en naine noire. Les naines blanches sont très denses. Ils ne sont pas plus grands que la Terre, mais leur masse peut être comparée à celle du Soleil. Ce sont des étoiles incroyablement chaudes, avec des températures atteignant 100 000 degrés ou plus.
Naine bruneégalement appelée sous-étoile. Au cours de leur cycle de vie, certaines protoétoiles n’atteignent jamais une masse critique pour démarrer des processus nucléaires. Si la masse d'une protoétoile ne représente que 1/10 de la masse du Soleil, son éclat sera de courte durée, après quoi il s'estompera rapidement. Ce qui reste est une naine brune. C'est une énorme boule de gaz, trop grosse pour être une planète et trop petite pour être une étoile. Il est plus petit que le Soleil, mais plusieurs fois plus grand que Jupiter. Les naines brunes n'émettent ni lumière ni chaleur. Ce n’est qu’un sombre caillot de matière existant dans l’immensité de l’Univers.
Céphéide est une étoile à luminosité variable dont le cycle de pulsation varie de quelques secondes à plusieurs années selon le type d'étoile variable. Les Céphéides changent généralement de luminosité au début et à la fin de leur vie. Ils sont internes (changement de luminosité en raison de processus à l'intérieur de l'étoile) et externes, changement de luminosité en raison de facteurs externes, tels que l'influence de l'orbite d'une étoile proche. C'est ce qu'on appelle également un système double.
De nombreuses étoiles de l’Univers font partie de grands systèmes stellaires. Étoiles doubles est un système de deux étoiles liées gravitationnellement l’une à l’autre. Ils tournent sur des orbites fermées autour d’un centre de masse. Il a été prouvé que la moitié de toutes les étoiles de notre galaxie en possèdent une paire. Visuellement, les étoiles appariées ressemblent à deux étoiles distinctes. Ils peuvent être déterminés par le déplacement des raies spectrales (effet Doppler). Dans les systèmes binaires à éclipses, les étoiles s’éclipsent périodiquement parce que leurs orbites sont situées à un petit angle par rapport à la ligne de mire.

Cycle de vie des étoiles dans l'Univers

Une étoile dans l’Univers commence sa vie sous la forme d’un nuage de poussière et de gaz appelé nébuleuse. La gravité d’une étoile proche ou l’onde de souffle d’une supernova peuvent provoquer le rétrécissement de la nébuleuse. Les éléments du nuage de gaz fusionnent pour former une région dense appelée protoétoile. À la suite d'une compression ultérieure, la protoétoile s'échauffe. Finalement, il atteint la masse critique et le processus nucléaire commence ; progressivement l'étoile traverse toutes les phases de son existence. La première étape (nucléaire) de la vie d’une étoile est la plus longue et la plus stable. La durée de vie d'une étoile dépend de sa taille. Les grandes étoiles consomment plus rapidement leur carburant vital. Leur cycle de vie ne peut pas durer plus de plusieurs centaines de milliers d'années. Mais les petites étoiles vivent plusieurs milliards d’années, car elles dépensent leur énergie plus lentement.

Mais quoi qu'il en soit, tôt ou tard, le carburant stellaire s'épuise, puis la petite étoile se transforme en géante rouge et la grande étoile en supergéante rouge. Cette phase durera jusqu'à épuisement complet du carburant. À ce moment critique, la pression interne de la réaction nucléaire s'affaiblira et ne pourra plus équilibrer la force de gravité, et par conséquent, l'étoile s'effondrera. Les petites étoiles de l’univers se transforment alors généralement en une nébuleuse planétaire dotée d’un noyau brillant appelé naine blanche. Au fil du temps, il se refroidit et se transforme en un caillot de matière sombre - une naine noire.

Les étoiles peuvent être très différentes : petites et grandes, brillantes et peu brillantes, vieilles et jeunes, chaudes et « froides », blanches, bleues, jaunes, rouges, etc.

Le diagramme de Hertzsprung-Russell permet de comprendre la classification des étoiles.

Il montre la relation entre la magnitude absolue, la luminosité, le type spectral et la température de surface de l'étoile. Les étoiles de ce diagramme ne sont pas situées au hasard, mais forment des zones clairement visibles.

La plupart des étoiles se trouvent sur ce qu'on appelle séquence principale. L'existence de la séquence principale est due au fait que l'étape de combustion de l'hydrogène représente environ 90 % du temps d'évolution de la plupart des étoiles : la combustion de l'hydrogène dans les régions centrales de l'étoile conduit à la formation d'un noyau d'hélium isotherme, le passage à la scène géante rouge et le départ de la star de la séquence principale. L'évolution relativement courte des géantes rouges conduit, selon leur masse, à la formation de naines blanches, d'étoiles à neutrons ou de trous noirs.

Étant à différents stades de leur développement évolutif, les étoiles sont divisées en étoiles normales, étoiles naines et étoiles géantes.

Les étoiles normales sont des étoiles de la séquence principale. Ceux-ci incluent notre Soleil. Parfois, les étoiles normales comme le Soleil sont appelées naines jaunes.

Naine jaune

Une naine jaune est un type de petite étoile de la séquence principale avec une masse comprise entre 0,8 et 1,2 masse solaire et une température de surface de 5 000 à 6 000 K.

La durée de vie d'une naine jaune est en moyenne de 10 milliards d'années.

Une fois que la totalité de l'approvisionnement en hydrogène est brûlée, l'étoile grossit plusieurs fois et se transforme en géante rouge. Un exemple de ce type d’étoile est Aldébaran.

La géante rouge éjecte ses couches externes de gaz pour former des nébuleuses planétaires, tandis que le noyau s'effondre en une petite naine blanche dense.

Une géante rouge est une grande étoile de couleur rougeâtre ou orange. La formation de telles étoiles est possible à la fois au stade de la formation des étoiles et à des stades ultérieurs de leur existence.

À un stade précoce, l'étoile rayonne grâce à l'énergie gravitationnelle libérée lors de la compression, jusqu'à ce que la compression soit stoppée par la réaction thermonucléaire qui a commencé.

Dans les étapes ultérieures de l'évolution des étoiles, après la combustion de l'hydrogène dans leur noyau, les étoiles quittent la séquence principale et se déplacent vers la région des géantes rouges et des supergéantes du diagramme de Hertzsprung-Russell : cette étape dure environ 10 % de l'évolution des étoiles. période de la vie « active » des étoiles, c'est-à-dire les étapes de leur évolution, au cours desquelles se produisent des réactions de nucléosynthèse à l'intérieur de l'étoile.

L'étoile géante a une température de surface relativement basse, environ 5 000 degrés. Un rayon énorme, atteignant 800 solaires et, en raison de ses grandes dimensions, une luminosité énorme. Le rayonnement maximal se produit dans les régions rouge et infrarouge du spectre, c'est pourquoi on les appelle géantes rouges.

Les plus grandes géantes se transforment en supergéantes rouges. Une étoile appelée Bételgeuse dans la constellation d’Orion est l’exemple le plus frappant de supergéante rouge.

Les étoiles naines sont à l’opposé des géantes et pourraient être les prochaines.

Une naine blanche est ce qui reste d’une étoile ordinaire ayant une masse inférieure à 1,4 masse solaire après avoir traversé le stade de géante rouge.

En raison du manque d’hydrogène, les réactions thermonucléaires ne se produisent pas au cœur de ces étoiles.

Les naines blanches sont très denses. Ils ne sont pas plus grands que la Terre, mais leur masse peut être comparée à celle du Soleil.

Ce sont des étoiles incroyablement chaudes, leurs températures atteignent 100 000 degrés ou plus. Ils brillent en utilisant leur énergie restante, mais avec le temps, celle-ci s'épuise et le noyau se refroidit, se transformant en naine noire.

Les naines rouges sont les objets de type stellaire les plus courants dans l'Univers. Les estimations de leur nombre varient entre 70 et 90 % de toutes les étoiles de la galaxie. Elles sont très différentes des autres stars.

La masse des naines rouges ne dépasse pas un tiers de la masse solaire (la limite inférieure de masse est de 0,08 solaire, suivie des naines brunes), la température de surface atteint 3500 K. Les naines rouges ont une classe spectrale de M ou K tardif. de ce type émettent très peu de lumière, parfois 10 000 fois plus petite que le Soleil.

Compte tenu de leur faible rayonnement, aucune des naines rouges n’est visible depuis la Terre à l’œil nu. Même la naine rouge la plus proche du Soleil, Proxima Centauri (l'étoile la plus proche du système triple du Soleil), et la naine rouge la plus proche, l'étoile de Barnard, ont des magnitudes apparentes de 11,09 et 9,53, respectivement. Dans ce cas, une étoile d'une magnitude allant jusqu'à 7,72 peut être observée à l'œil nu.

En raison du faible taux de combustion de l'hydrogène, les naines rouges ont une durée de vie très longue, allant de dizaines de milliards à des dizaines de milliards d'années (une naine rouge d'une masse de 0,1 masse solaire brûlera pendant 10 mille milliards d'années).

Chez les naines rouges, les réactions thermonucléaires impliquant l’hélium sont impossibles et ne peuvent donc pas se transformer en géantes rouges. Au fil du temps, ils rétrécissent progressivement et chauffent de plus en plus jusqu'à épuiser la totalité de l'approvisionnement en hydrogène.

Peu à peu, selon les concepts théoriques, elles se transforment en naines bleues - une classe hypothétique d'étoiles, alors qu'aucune des naines rouges n'a encore réussi à se transformer en naine bleue, puis en naines blanches avec un noyau d'hélium.

Naine brune - objets substellaires (avec des masses allant d'environ 0,01 à 0,08 masse solaire, ou, respectivement, de 12,57 à 80,35 masses de Jupiter et un diamètre approximativement égal au diamètre de Jupiter), dans les profondeurs desquels, contrairement à séquence principale étoiles, il n'y a pas de réaction de fusion thermonucléaire avec conversion de l'hydrogène en hélium.

La température minimale des étoiles de la séquence principale est d'environ 4 000 K, celle des naines brunes est comprise entre 300 et 3 000 K. Les naines brunes se refroidissent constamment tout au long de leur vie, et plus la naine est grande, plus elle se refroidit lentement.

Naines subbrunes

Les naines subbrunes ou sous-naines brunes sont des formations froides dont la masse est inférieure à la limite des naines brunes. Leur masse est inférieure à environ un centième de la masse du Soleil ou, par conséquent, 12,57 de la masse de Jupiter, la limite inférieure n'est pas définie. Elles sont généralement considérées comme des planètes, bien que la communauté scientifique ne soit pas encore parvenue à une conclusion définitive sur ce qui est considéré comme une planète et ce qu'est une naine sous-brune.

Naine noire

Les naines noires sont des naines blanches qui se sont refroidies et, par conséquent, n'émettent pas dans le domaine visible. Représente la dernière étape de l'évolution des naines blanches. Les masses des naines noires, comme celles des naines blanches, sont limitées au-dessus de 1,4 masse solaire.

Une étoile binaire est composée de deux étoiles liées gravitationnellement en orbite autour d’un centre de masse commun.

Parfois, il existe des systèmes de trois étoiles ou plus, dans ce cas général, le système est appelé étoile multiple.

Dans les cas où un tel système stellaire n'est pas trop éloigné de la Terre, les étoiles individuelles peuvent être distinguées grâce à un télescope. Si la distance est importante, il est alors possible de comprendre que les astronomes ne peuvent voir une étoile double que par des signes indirects - des fluctuations de luminosité provoquées par des éclipses périodiques d'une étoile par une autre et quelques autres.

Nouvelle étoile

Étoiles dont la luminosité augmente soudainement 10 000 fois. La nova est un système binaire composé d'une naine blanche et d'une étoile compagne située sur la séquence principale. Dans de tels systèmes, le gaz de l'étoile s'écoule progressivement vers la naine blanche et y explose périodiquement, provoquant un éclat de luminosité.

Supernova

Une supernova est une étoile qui termine son évolution dans un processus explosif catastrophique. L'éruption dans ce cas peut être plusieurs ordres de grandeur plus grande que dans le cas d'une nova. Une explosion aussi puissante est une conséquence des processus qui se produisent dans l'étoile au dernier stade de son évolution.

Étoile à neutrons

Les étoiles à neutrons (NS) sont des formations stellaires avec des masses de l'ordre de 1,5 solaire et des tailles sensiblement plus petites que les naines blanches ; le rayon typique d'une étoile à neutrons est vraisemblablement de l'ordre de 10 à 20 kilomètres.

Ils sont principalement constitués de particules subatomiques neutres - des neutrons, étroitement comprimés par les forces gravitationnelles. La densité de ces étoiles est extrêmement élevée, elle est comparable et, selon certaines estimations, elle peut être plusieurs fois supérieure à la densité moyenne du noyau atomique. Un centimètre cube de substance NS pèsera des centaines de millions de tonnes. La gravité à la surface d’une étoile à neutrons est environ 100 milliards de fois supérieure à celle sur Terre.

Dans notre Galaxie, selon les scientifiques, il pourrait exister entre 100 millions et 1 milliard d’étoiles à neutrons, soit environ une étoile ordinaire sur mille.

Pulsars

Les pulsars sont des sources cosmiques de rayonnement électromagnétique arrivant sur Terre sous forme de sursauts périodiques (impulsions).

Selon le modèle astrophysique dominant, les pulsars sont des étoiles à neutrons en rotation avec un champ magnétique incliné par rapport à l'axe de rotation. Lorsque la Terre tombe dans le cône formé par ce rayonnement, il est possible de détecter une impulsion de rayonnement se répétant à des intervalles égaux à la période de révolution de l'étoile. Certaines étoiles à neutrons tournent jusqu'à 600 fois par seconde.

Céphéides

Les Céphéides sont une classe d'étoiles variables pulsantes avec une relation période-luminosité assez précise, nommées d'après l'étoile Delta Cephei. L'une des Céphéides les plus célèbres est Polaris.

La liste donnée des principaux types (types) d'étoiles avec leurs brèves caractéristiques n'épuise bien entendu pas toute la variété possible d'étoiles dans l'Univers.

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Naines subbrunes

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