Diagramme de Hertzsprung-Russell

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Légende : Ce diagramme montre la température et la luminosité de différentes étoiles. La taille de chaque point représente le rayon de l'étoile et sa couleur est celle que l'œil humain verrait. La couleur des étoiles varie d'un bleu délavé à un orange rougeâtre délavé. Aucune étoile n'a une couleur pure comme le rouge, le vert ou le bleu, car les spectres des étoiles contiennent de la lumière de nombreuses couleurs différentes. Toutefois, les étoiles les plus rouges sont communément appelées "rouges" et les étoiles les plus bleues "bleues". L'échantillon d'étoiles utilisé pour réaliser ce diagramme a été choisi pour présenter un large éventail d'étoiles de différents types. Le nombre relatif de chaque type d'étoile n'est donc pas représentatif de la fréquence de chaque type. Du haut à gauche au bas à droite, on observe une longue ligne d'étoiles brûlant de l'hydrogène dans leur cœur. C'est ce qu'on appelle la séquence principale. Sur cette ligne, on trouve les étoiles Mintaka, Achenar, Sirius A, le Soleil et Proxima Centauri. En bas à droite de cette ligne se trouvent Teide 1 et Kelu-1 A. Ces deux objets sont des naines brunes, des objets de masse trop faible pour avoir des noyaux suffisamment chauds pour fusionner l'hydrogène pendant une période de temps prolongée. Le nom de naine brune n'est pas lié à leur couleur. Au-dessus de la séquence principale, on trouve les sous-géantes, les géantes, les géantes lumineuses et les supergéantes. Il s'agit d'étoiles qui ont fini de brûler de l'hydrogène dans leur cœur et qui ont évolué pour devenir des objets plus gros. La luminosité d'une étoile dépend de sa température et de sa taille. Ainsi, les étoiles géantes sont plus lumineuses que les étoiles ayant un rayon plus petit mais ont la même température. Avec le temps, ces objets atteindront la fin de leur vie et passeront par une phase de nébuleuse planétaire ou deviendront des supernovae. Les étoiles qui terminent leur vie par une phase de nébuleuse planétaire deviennent un type de vestige stellaire appelé naine blanche. Ces objets sont beaucoup plus petits que les étoiles de même température et sont donc moins lumineux ; on les trouve bien en dessous de la séquence principale. Les étoiles qui terminent leur vie en supernovae deviennent soit des trous noirs, soit des étoiles à neutrons. Elles ne sont pas représentées sur ce graphique.
Crédit : AIU OAE/Niall Deacon

Termes du glossaire: Naine brune , Couleur , Étoile géante , Diagramme Hertzsprung-Russell (HR) , Luminosité , Séquence principale , Evolution stellaire , Étoile supergéante , Naine blanche , Température effective , Étoile sous-géante , Classe de luminosité
Catégories : Étoiles

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Types spectraux stellaires - bandes

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Légende : Les spectres de sept étoiles classés par type spectral, du plus chaud (type O) en haut au plus froid (type M en bas). L'axe des x indique la longueur d'onde de la lumière, tandis que la luminosité ou l'obscurité à chaque longueur d'onde correspond au flux de lumière reçu de l'étoile à cette longueur d'onde, les taches plus sombres ayant un flux plus faible et les taches plus lumineuses un flux plus important. Chaque spectre est normalisé (le flux à chaque longueur d'onde est divisé par le flux maximal pour ce spectre) afin que le flux maximal apparaisse avec la même luminosité pour tous les spectres. La couleur représentée entre 400 nm et 700 nm correspond approximativement à la couleur que l'œil humain verrait pour la lumière de cette longueur d'onde. En dessous de 400 nm et au-dessus de 700 nm, où l'œil humain ne voit que peu ou pas de lumière, les lignes sont colorées respectivement en bleu et en rouge. Les étoiles les plus chaudes ont un flux plus important à l'extrémité bleue du spectre et les étoiles les plus froides ont un flux plus important à l'extrémité rouge. Toutefois, la quantité totale de flux émis par une étoile dépend de sa taille et de sa température. Ainsi, une étoile chaude émettra plus de lumière rouge qu'une étoile froide de même taille, même si l'étoile froide émet presque toute sa lumière dans le rouge, mais cela n'est pas visible sur ce graphique en raison de la normalisation mentionnée ci-dessus. Les taches sombres et étroites dans les spectres sont des lignes d'absorption causées par les atomes et les ions dans l'atmosphère des étoiles. L'intensité d'une raie spectrale dépend de la température de l'atmosphère de l'étoile. Prenons par exemple la raie de l'hydrogène à 656,5 nm. Toutes les étoiles de ce graphique sont principalement composées d'hydrogène, mais la raie de l'hydrogène à 656,5 nm est faible pour les étoiles les plus chaudes et les plus froides, mais plus forte pour les types spectraux A et F. Cela s'explique par le fait que l'hydrogène absorbe plus de lumière à 656,5 nm aux températures de l'atmosphère des étoiles A et F que dans les étoiles les plus chaudes ou les plus froides. L'étoile la plus froide, l'étoile de type M, présente de larges bandes d'absorption dans ses spectres. Cela s'explique par le fait que cette étoile est suffisamment froide pour que son atmosphère contienne des composés tels que l'oxyde de titane. Ces composés, souvent appelés molécules en astronomie, produisent des caractéristiques d'absorption spectrale plus larges que les atomes ou les ions.
Crédit : IAU OAE/SDSS/Niall Deacon

Termes du glossaire: Type spectral , Spectre , Longueur d'onde
Catégories : Étoiles

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Types spectraux stellaires

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Légende : Les spectres de sept étoiles classés par type spectral, du plus chaud (type O) en haut au plus froid (type M en bas). L'axe des x indique la longueur d'onde de la lumière et l'axe des y est une mesure du flux de lumière reçu à cette longueur d'onde. Chaque spectre est normalisé (le flux à chaque longueur d'onde est divisé par le flux maximal dans ce spectre) et les spectres sont ensuite décalés les uns par rapport aux autres le long de l'axe des y pour faciliter la visualisation du graphique. La couleur des lignes entre 400 nm et 700 nm correspond approximativement à la couleur de la lumière de cette longueur d'onde perçue par l'œil humain. En dessous de 400 nm et au-dessus de 700 nm, où l'œil humain ne voit que peu ou pas de lumière, les lignes sont colorées respectivement en bleu et en rouge. Les étoiles les plus chaudes ont un flux plus important à l'extrémité bleue du spectre et les étoiles les plus froides ont un flux plus important à l'extrémité rouge. Toutefois, la quantité totale de flux émis par une étoile dépend de sa taille et de sa température. Ainsi, une étoile chaude émettra plus de lumière rouge qu'une étoile froide de même taille, même si l'étoile froide émet presque toute sa lumière dans le rouge, mais cela n'est pas visible sur ce graphique en raison de la normalisation mentionnée ci-dessus. Les gouttes étroites et nettes dans les spectres sont des raies d'absorption causées par les atomes et les ions dans l'atmosphère des étoiles. L'intensité d'une raie spectrale dépend de la température de l'atmosphère de l'étoile. Prenons par exemple la raie de l'hydrogène à 656,5 nm. Toutes les étoiles de ce graphique sont principalement composées d'hydrogène, mais la raie de l'hydrogène à 656,5 nm est faible pour les étoiles les plus chaudes et les plus froides, mais plus forte pour les types spectraux A et F. Cela s'explique par le fait que l'hydrogène absorbe plus de lumière à 656,5 nm aux températures de l'atmosphère des étoiles A et F que dans les étoiles les plus chaudes ou les plus froides. L'étoile la plus froide, l'étoile de type M, présente de larges bandes d'absorption dans ses spectres. Cela s'explique par le fait que cette étoile est suffisamment froide pour que son atmosphère contienne des composés tels que l'oxyde de titane. Ces composés, souvent appelés molécules en astronomie, produisent des caractéristiques d'absorption spectrale plus larges que les atomes ou les ions.
Crédit : IAU OAE/SDSS/Niall Deacon

Termes du glossaire: Type spectral , Spectre , Longueur d'onde
Catégories : Étoiles

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Spectre d'une étoile de type M

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Légende : Le spectre de l'étoile de type M 2MASS J15581272+8457104. La couleur de la raie entre 400 nm et 700 nm correspond approximativement à la couleur de la lumière que l'œil humain verrait à cette longueur d'onde. En dessous de 400 nm et au-dessus de 700 nm, où l'œil humain ne voit que peu ou pas de lumière, les lignes sont colorées respectivement en bleu et en rouge. Les lignes noires montrent les lignes d'absorption spectrale causées par les atomes, les ions et les molécules de différents éléments présents dans l'atmosphère de l'étoile. Ces atomes, ions et molécules absorbent à des longueurs d'onde spécifiques, ce qui provoque des lignes sombres et nettes dans les spectres. L'intensité de ces raies dépend de la température de l'atmosphère de l'étoile. Deux étoiles composées du même mélange d'éléments peuvent présenter des spectres avec des jeux de raies très différents si leurs atmosphères ont des températures différentes. L'atmosphère des étoiles de type M est suffisamment froide pour permettre la formation de certains composés chimiques. Ceux-ci sont souvent appelés molécules en astronomie, même s'il ne s'agit pas à proprement parler de molécules en chimie. Ces molécules produisent tellement de raies dans le spectre d'une étoile de type M que les raies semblent fusionner en d'immenses bandes qui éliminent de grandes parties du spectre. Dans les étoiles de type M, l'oxyde de titane présente un grand nombre de ces bandes dans la lumière visible, dominant de vastes régions du spectre.
Crédit : IAU OAE/SDSS/Niall Deacon

Termes du glossaire: Spectre , Longueur d'onde , Étoile de type M
Catégories : Étoiles

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Spectre d'une étoile de type K

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Légende : Le spectre de l'étoile de type K 2MASS J19554455+4754531. La couleur de la raie entre 400 nm et 700 nm correspond approximativement à la couleur de la lumière que l'œil humain verrait à cette longueur d'onde. En dessous de 400 nm et au-dessus de 700 nm, où l'œil humain ne voit que peu ou pas de lumière, les lignes sont colorées respectivement en bleu et en rouge. Les lignes noires montrent les lignes d'absorption spectrale causées par les atomes et les ions de différents éléments présents dans l'atmosphère de l'étoile. Ces atomes et ions absorbent à des longueurs d'onde spécifiques, ce qui provoque des lignes sombres et nettes dans les spectres. L'intensité de ces lignes dépend de la température de l'atmosphère de l'étoile. Deux étoiles composées du même mélange d'éléments peuvent présenter des spectres avec des jeux de raies très différents si leurs atmosphères ont des températures différentes. Les spectres des étoiles de type K sont dominés par les atomes métalliques tels que les atomes de fer, de sodium et de calcium. Les atomes métalliques sont à l'origine d'un si grand nombre de raies, bien trop nombreuses pour être marquées individuellement, que le spectre a une apparence hachée et irrégulière. Les raies des atomes d'hydrogène et des ions calcium sont beaucoup plus faibles que dans les étoiles de type G, plus chaudes.
Crédit : IAU OAE/SDSS/Niall Deacon

Termes du glossaire: Étoile de type K , Spectre , Longueur d'onde
Catégories : Étoiles

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