Note : toutes les miniatures sont dotées d’un lien conduisant vers la page du site de l’APOD qui contient les textes anglais et les photographies originales. Les textes sont quelquefois une adaptation des textes de l’APOD et ne sont donc pas une traduction fidèle. J’ai souvent ajouté mes propres commentaires, ou encore fait un résumé rapide. J’ai aussi modifié la plupart des hyperliens vers des pages françaises. Les photos les plus récentes
apparaissent en haut de la page.
CLASSIFICATION DES ÉTOILES ET CLASSES SPECTRALES
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Cela peut être amusant de griffonner sur la
toile du ciel. Vous
pouvez utiliser une technique photographique créative pour faire zigzaguer
la lumière d’une étoile sur une image numérique en tapant légèrement sur le
télescope tout en faisant une exposition. Le résultat sera une courbe
ondulée tracée par l’étoile ou deux gribouillis tracés par des étoiles
binaires. Ces courbes peuvent évidemment révéler la couleur de l’étoile. Les
courbes colorées, surnommées ici Ghirigori (mot italien pour Griffonnages),
sont celles des constellations du
Bouvier,
de la Couronne
boréale, d’Ophiuchus
et de la
Chevelure de Bérénice. Les 25 étoiles qui ont servi à créer ces
gribouillis sont identifiées tout autour de l’image centrale. D’où viennent
les couleurs des étoiles?
De leur température de surface. Les étoiles bleutées sont les plus
chaudes et celles qui sont plus froides que le Soleil sont oranges ou
rouges. (Image Credit & Copyright: Paolo
Palma) |
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Que se passe-t-il autour de cette étoile? Personne n’en
est sûr. CW Leonis est
l’étoile carbonée
la plus rapprochée du système solaire. Ce type d’étoile est orangée en
raison de la remontée dans leur atmosphère du
carbone synthétisé
dans leur cœur. Cependant,
CW Leonis est aussi, semble-t-il, engloutie dans une nébuleuse riche en
carbone gazeux. On ne sait pas d’où vient la
structure complexe de la nébuleuse, mais la géométrie de ses coquilles
et de ses arcs est assurément intrigante.
Cette image captée par le
télescope spatial
Hubble illustre bien cette complexité. La faible gravité de surface des
étoiles carbonées les aide à expulser le carbone ainsi que les composés de
carbone dans l’espace. Une partie de ce carbone forme la poussière sombre
qu’on observe couramment dans les nébuleuses des régions de formation
d’étoiles et dans les disques des galaxies. Les humains et toute la
vie terrestre sont basés sur le carbone, et au moins une partie de
notre carbone
circulait probablement une fois dans les atmosphères d’étoiles proches de la
mort comme les
étoiles carbonées. (Image Credit: ESA, NASA, Hubble, T.
Ueta (U. Denver), H. Kim (KASI)) |
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Haute dans le ciel au début des nuits d'été de l'hémisphère nord,
ces trois étoiles brillantes forment un astérisme familier auquel on a donné le nom de Triangle d'été. Altaïr, Deneb et Véga sont les étoiles alpha de leur constellation, soit l'Aigle, le Cygne et la Lyre qui sont près du bandeau de la Voie lactée. Les éclats de ces trois étoiles diffèrent peu et, sur ces clichés télescopiques, elles apparaissent très semblables. Mais, leur propre histoire stellaire est très différente. En effet, les étoiles du Triangle d'été sont situées à des distances très différentes et leur luminosité n'est pas du tout semblable. Altaïr est une étoile de la séquence principale, une étoile naine de classe A7, environ deux fois plus grosse que le Soleil, mais 10 fois plus lumineuse. Altaïr est à seulement 17 années-lumière de nous. Véga est aussi une étoile de la séquence principale, de classe A0, et elle est environ 30 fois plus lumineuse que le Soleil. Véga est aussi une étoile relativement près de nous, à seulement 25 années-lumière. Deneb est cependant une supergéante blanche et elle est quelque 54 000 fois plus lumineuse que le Soleil. Elle est donc beaucoup plus loin de nous, à quelque 1400 années-lumière. La couleur bleue des étoiles du Triangle d'été montre leur température de surface est plus élevée que celle du Soleil. (Image Credit & Copyright: Rogelio Bernal Andreo (Deep Sky Colors)) 27 juin 2015 |
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Comparée aux autres étoiles, quelle est la taille de notre Soleil? Cette animation populaire du site You Tube montre la taille de certains astres du système solaire et des étoiles en commençant par l'astre le plus petit, la Lune, jusqu'à la plus grosse étoile connue, VY Canis Majoris, une hypergéante rouge. Selon cette vidéo, le diamètre de cette étoile est de 2,8 milliards de kilomètres. Un avion volant à sa surface à 900 km/h mettrait 1100 années pour en faire le tour. Sauf pour le Soleil et Bételgeuse, la taille des étoiles n'est pas mesurée directement. On réussit à la connaître par des calculs basés sur l'intensité lumineuse, la distance et la température de surface de l'étoile. (Video Credit & Copyright: morn1415 (YouTube)) |
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Cette étoile ne devrait pas exister! Les étoiles de la génération de notre Soleil, dites de population I, contiennent en effet des éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium. Les étoiles de la précédente génération, celles dites de population II, ont engendré en explosant les éléments lourds de notre environnement. Les étoiles de population II contiennent donc moins d'éléments lourds. On pense même que les premières étoiles de l'Univers, dites de population III, devraient contenir en petite quantité d'éléments plus lourds que l'hélium, tel le lithium formé lors de la nucléosynthèse primordiale peu après le Big Bang. Mais l'étoile SDSS J102915+172927 défie la théorie. Elle semble contenir moins d'éléments que ne le prévoient les modèles. Elle contient même 50 fois moins de lithium que ne le prévoit le modèle de la nucléosynthèse. Cette étrange découverte provient d'une analyse spectroscopique approfondie réalisée en utilisant le VLT dans le cadre du vaste projet Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Les présents modèles de formation d'étoiles ne peuvent tout simplement pas expliquer cette absence de lithium. Certains ont émis l'hypothèse que le lithium primordial pourrait avoir été détruit dans le cœur de l'étoile en raison de la température infernale qui y règne. (Image Credit: ESO, DSS2) 7 septembre 2011 |
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Vous connaissez le court métrage «Powers of Ten» ? Voici une animation qui reprend la même idée, mais sans le monde de l'infiniment petit. On commence avec la Lune, puis les planètes du système solaire en ordre croissant, le Soleil et des étoiles de plus en plus grosses. À voir. (Credit & Copyright: morn1415 (YouTube)) 22 février 2011 |
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D’où viennent les diverses couleurs arborées par les étoiles? La réponse à cette question est brève : de la température de leur surface. Les étoiles rouges sont les plus froides avec une température de surface qui avoisine les 3000 K et les étoiles bleues sont les plus chaudes avec une température qui peut dépasser 30 000 K. Notre bien aimé Soleil jaune est une confortable température de 5800 K. On voit très bien les différences de couleur des étoiles sur ce montage intriguant des la constellation d'Orion. Cette image a été construite en superposant 35 photos consécutives dont le foyer a été changé graduellement pour obtenir une mise au point parfaite au centre et hors champ de chaque côté. Les couleurs des étoiles qui ne sont pas focalisées sont rehaussées. On reconnait en haut de l'image l'étoile supergéante rouge Bételgeuse et tout en bas la géante bleue Rigel ainsi que les autres étoiles bleues de cette constellation. La nébuleuse d'Orion laisse aussi sa marque rosée un peu en dessous du centre de l'image. On peut aussi voir la traînée rouge pâle de l'étoile W Orionis sur la bordure droite au centre de l'image. Cette étoile est très froide, de 2600 à 3200 K selon les estimations, mais sa coloration rougeâtre est en plus rehaussée par sa teneur élevée en carbone. (Credit & Copyright: Jens Hackmann) 11 février 2011 |
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Les astrophysiciens ont classé les étoiles en divers types spectraux. C'est au début des 1800 que l'on a commencé à classifier les étoiles en se basant sur l'intensité des raies d'absorption de l'hydrogène. Aujourd'hui, cette classification est plutôt basée sur la température de surface des étoiles. Les sept principaux types spectraux sont O, B, A, F, G, K et M (on peut retenir l'ordre de ces lettres grâce à la très célèbre phrase enseignée dans les cours d'astronomie : «Oh Be A Fine Girl Kiss Me). On peut admirer sur l'image du jour ces types spectraux avec une étoile de type O, la plus chaude, en haut, suivie de deux spectres pour chacun des 6 autres types. Notre Soleil est une étoile de type G. (Credit & Copyright: KPNO 0.9-m Telescope, AURA, NOAO, NSF) 18 avril 2004 REPRISE du 30 mai 2001 |
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Où sont donc passées les premières étoiles de l'histoire de l'Univers. Aucune étoile connue ne semble être constituée que des éléments primordiaux de l'Univers, l'hydrogène, l'hélium et une très faible quantité de lithium. Toutes les étoiles que nous connaissons ont des éléments lourds (tout élément de numéro atomique égal ou supérieur à 3) en trop grande quantité pour être des étoiles de population III, celles qui se seraient formées au commencement de l'Univers. Le Soleil est une étoile de population I (troisième génération). Plusieurs étoiles des amas globulaires sont des étoiles de population II (deuxième génération). Les étoiles de population III sont riches en éléments lourds alors que les étoiles de population II en sont presque dépourvues. On est cependant à la recherche des étoiles de la première génération. Cette année, des progrès significatifs ont été réalisés dans cette quête. Des analyses des images du rayonnement de fond cosmologique réalisées par le satellite WMAP montrent que les gaz ont pu être ionisés par les premières étoiles qui seraient nées seulement 200 millions d'années après le Big Bang. On dispose maintenant de simulations informatiques plus précises pour reproduire la création et l'évolution de ces premières étoiles. L'image du jour est d'ailleurs une simulation informatique à une échelle d'un mois-lumière de la structure d'une telle étoile. Les divers cocons que se contractent pour former l'étoile ont une masse totale de 30 fois celle du Soleil. Une étoile d'une telle masse fusionne rapidement son hydrogène et produit une supernova deux millions d'années après sa naissance. L'explosion de l'étoile enrichit l'Univers en éléments lourds qui deviennent alors les constituants des étoiles de la génération suivante. (Credit & Copyright: Visualization: Ralf Kaehler (ZIB) & Tom Abel (Penn. State) Simulation: Tom Abel (Penn. State), Greg Bryan (Oxford) & Mike Norman (UCSD)) 10 juin 2003 |
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Cette photographie qui provient du télescope Hubble nous montre des étoiles de plusieurs classes spectrales qui appartiennent au Grand Nuage de Magellan, une petite galaxie satellite de la nôtre. Plus de 10 000 étoiles occupent le champ de cette image. Les plus brillantes dont des étoiles géantes. Si notre Soleil était à la même distance que ces étoiles, environ 170 000 années-lumière, on pourrait à peine le voir. Sur la voûte céleste, on ne peut voir à l'œil nu qu'environ un millier d'étoiles et la plupart ne sont qu'à quelques centaines d’années-lumière de nous. C'est donc dire que la lumière de ces étoiles qui sont près de nous les a quittés à l'époque de nos arrière-grands-parents. La lumière des étoiles du Grand Nuage de Magellan que nous captons aujourd'hui a commencé son voyage il y a de cela 170 000 ans, soit à l'époque de l'apparition des premiers homo sapiens en Afrique. (Credit: Sally Heap, Eliot Malumuth, Phil Plait , Hubble Heritage Team, NASA) |
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Tout comme le Soleil, les étoiles de la séquence principale utilisent l'hydrogène comme source d'énergie grâce à la fusion thermonucléaire qui se produit dans leur cœur. Qu'arrive-t-il à une étoile semblable au Soleil lorsque l'hydrogène vient à manquer dans son cœur? Pour un certain temps, la fusion se transporte dans l'enveloppe qui entoure le cœur de l'étoile et se rapproche ainsi de sa surface. L'étoile prend alors de l'expansion et devient une géante rouge. Le Soleil se comportera ainsi dans environ 5 milliards d'années. Les étoiles rougeâtre orangé de cette magnifique image en deux couleurs de l'amas globulaire M10 sont des exemples de cette étape de l'évolution stellaire. Les étoiles bleues sur cette image de M10 ont elles aussi dépassé le stade de la séquence principale. Ces étoiles sont maintenant sur le stade d'évolution connu sous le nom de «branche horizontale» (fiche 4), stade où la fusion de l'hélium produit du carbone. Sur cette image, seules quelques étoiles pâles arborant une teinte grise continuent de réaliser la fusion de l'hydrogène dans leur cœur. (Credit and Copyright: Till Credner, Sven Kohle (Bonn University), Hoher List Observatory) 30 juin 2001 REPRISE du 12 mars 1999 |
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Regardez attentivement les étoiles de cette image. Vous pourrez constater qu’elles ne sont pas toutes de la même couleur. La couleur d’une étoile dépend en effet de la température qui règne à sa surface, les plus froides sont rouges et les plus chaudes bleues. C’est cette propriété qui est utilisée pour classer les étoiles selon leur classe spectrale. La plupart des étoiles de cette image de l’amas stellaire du Sagittaire (M24 ou IC 4715) sont orangées ou rouges et leur intensité lumineuse est plutôt faible, ce qui ressemble à notre Soleil. Les étoiles bleues et vertes sont plus chaudes, relativement jeunes et massives. Les étoiles rouges brillantes sont des géantes rouges dont la température de surface est faible. Ce sont des étoiles qui étaient semblables à notre Soleil, mais qui ont terminé la principale phase de leur vie et ont avancé dans une autre phase d’évolution stellaire. Les étoiles de cet amas sont situées vers le centre de la Voie lactée. Sur fond sombre de poussière interstellaire, elles apparaissent comme une boîte cosmique de bijoux. Des étoiles parmi les plus vieilles connues sont situées dans cette région de la Voie lactée. (Credit: Hubble Heritage Team (AURA/ STScI/ NASA)) 20 mai 2001 REPRISE du 13 janvier 1999 |
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Tout étudiant qui a suivi un cours sur l'évolution des étoiles a déjà vu un graphique comme celui-ci. Il s'agit d'un diagramme HR (Hertzsprung-Russel). Celui-ci en couleurs est le diagramme HR de l'amas globulaire M55. Sur celui-ci chaque étoile est représentée par une couleur, le rouge pour une étoile froide et le bleu pour une chaude. La position sur ce diagramme ne correspond donc pas à la position de l'étoile dans le ciel. Elle correspond plutôt à la mesure de son indice de couleur (B-V) sur l'axe horizontal et de sa magnitude absolue sur l'axe vertical. Comme le montre l'échelle en haut du diagramme, l'indice de couleur est une mesure qui permet de trouver la température de surface de l'étoile. De même, comme on peut le voir sur l'échelle à droite du diagramme, sachant la distance de l'étoile, sa magnitude absolue permet de calculer sa luminosité. Comme on le voit sur le diagramme de M55, ses étoiles appartiennent à plusieurs groupes distincts. Les étoiles du bandeau qui s'étend en diagonale du coin inférieur droit jusqu'au centre sont des étoiles de la séquence principale. La branche des géantes rouges est la mince bande dirigée vers le coin supérieur droit. On trouve les étoiles qui donnent naissance aux nébuleuses planétaires1 dans le coin supérieur gauche. Les étoiles de M55 sont nées à peu près à la même époque et elles étaient alors toutes des étoiles de la séquence principale, les moins massives positionnées en bas à droite du diagramme. Les étoiles plus massives vivent moins longtemps et elles sont sorties de la branche de la séquence principale pour évoluer en géante rouge, puis finalement terminer leur vie en naine blanche, la position des étoiles en bas du diagramme. Le tournant brusque sur la séquence principale permet de déterminer l'âge d'un amas globulaire. (B.J. Mochejska, J. Kaluzny (CAMK), 1m Swope Telescope) |
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Le petit spot encerclé sur le panneau de gauche est une grosse découverte astronomique. C'est le premier sursaut d'éclat d'une étoile manquée. Les astronomes ont donné le nom de naine brune à ces étoiles ratées. Les naines brunes ont une masse trop petite pour amorcer des réactions de fusion nucléaire de l'hydrogène dans leur cœur, mais elles peuvent quand même émettre de la lumière grâce à l'énergie générée par leur contraction gravitationnelle. On estime que la masse de cette naine brune (LP 944-20) est égale à 6 % de celle du Soleil, soit 60 fois la masse de Jupiter. Son diamètre est environ 10 fois plus petit que celui du Soleil. Elle est située à quelque 16 années-lumière de nous dans la constellation du Fourneau. Elle a déjà fait l'objet de plusieurs études, mais cette étoile manquée a récemment étonné les astronomes en produisant un éclat visible dans le domaine des énergies des rayons X. Cette image de LP 944-20 a été captée par l'observatoire spatial Chandra en décembre 1999. Le panneau de gauche montre qu'il n'y avait pas d'émission en rayon X lors des 9 premières heures d'observation avant le sursaut de rayon X produit durant les dernières heures d'observation. Comment une naine brune peut-elle produire un sursaut en rayon X? Des lignes de champ magnétique entremêlées et brisées par des mouvements turbulents à la surface de la naine en sont peut-être à l'origine. Les naines brunes sont très peu lumineuses et donc très difficiles à détecter. Plusieurs pensent qu'elles sont très répandues dans la Voie lactée. (Credit: R. Rutledge (Caltech) et al., NASA) 13 juillet 2000 |
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Cette image en fausses couleurs du jeune amas stellaire du Trapèze situé dans la nébuleuse d'Orion (M42 ou NGC 1976) a été captée par une caméra infrarouge à des longueurs d'onde à peu deux fois plus longues que celles du la lumière visible. Les données infrarouges utilisées sont tirées d'une étude pointue de cette région rapprochée de formation d'étoiles. Ces données ont permis aux astronomes de découvrir plus d'une centaine d'astres de masse extrêmement faible, des candidats au titre de naine brune, des étoiles très difficiles à détecter en raison de leur luminosité très faible. Les naines brunes ont une masse inférieure à 8 % de celle du Soleil et ne peuvent donc pas entretenir la fusion de l'hydrogène dans leur cœur comme les vraies étoiles. On les qualifie donc d'étoiles ratées. Les astres dont la masse dépasse 13 fois celle de Jupiter (1,2 % de celle du Soleil) ont cependant la capacité de brûler du deutérium. Treize des astres détectés dans cette étude ont une masse plus petite que cette limite inférieure adoptée pour les naines brunes. Ces treize astres tombent donc dans la catégorie des planètes géantes. Ces planètes géantes à la dérive auraient une masse aussi petite que 8 fois celle de Jupiter. Elles sont sans doute nées en même temps que les étoiles de l'amas du Trapèze, il y a environ 1 million d'années. Tout comme les géantes gazeuses du système solaire, leur contraction gravitationnelle est la source de la chaleur qu'elles émettent et elles sont ainsi détectables en infrarouge. La chaleur émise les rend cependant plus froides et, finalement, elles vont s'éteindre. Si on étend cette étude aux jeunes amas d'étoiles, on est forcé de conclure que les naines brunes et les planètes géantes vagabondes sont très répandues dans l'Univers, mais pas suffisamment pour constituer la réponse à la mystérieuse matière sombre. (Credit: Philip Lucas (Univ. Hertfordshire) and Patrick Roche (Univ. Oxford), UKIRT) 31 mars 2000 |
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Un pâle système stellaire double catalogué Gliese 623 est à environ 25 années-lumière de la Terre en direction de la constellation d'Hercule. Sur cette image captée par Hubble, les deux étoiles de ce système ont été résolues pour la première fois par l'instrument FOC (Faint Object Camera) en juin 1994. Ces deux étoiles ne sont qu'à 320 millions de kilomètres l'une de l'autre, un peu plus de deux fois la distance entre la Terre et le Soleil. À droite, Gliese 623b est 60 000 fois moins lumineuse que le Soleil et à peu près 10 fois moins massive. Les anneaux lumineux autour de la plus grosse étoile, Gliese 623a, proviennent de la diffraction inhérente à toute image. La plus petite étoile, une naine rouge, est assez massive pour réaliser la fusion de l'hydrogène dans son cœur et ainsi envoyer dans le cosmos un faible faisceau lumineux. Les astres encore moins massifs, les naines brunes, ne brillent que grâce à la contraction gravitationnelle et non par la fusion nucléaire. Les mesures actuelles placent la masse de Gliese 623b à la frontière entre les naines rouges et les naines brunes, mais des mesures plus précises devraient clarifier la nature de cette petite étoile de notre galaxie. Difficiles à détecter en raison de leur faible luminosité, certains pensent que des astres comme Gliese 623b pourraient rendre compte de l'abondance de la matière noire dans l'Univers. (Credit: C. Barbieri (Univ. of Padua), NASA, ESA) 20 novembre 1999 REPRISE du 5 juin 1997 |
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Alors qu'il parcourait les données du programme d'observation SDSS (Sloan Digital Sky Survey) à la chasse aux quasars lointains, les astronomes Xiaohui Fan et Michael Strauss ont découvert une toute nouvelle classe d'objet, maintenant appelé une naine de méthane. Les deux courtes lignes blanches de cette récente image marquent l'emplacement de cette naine de méthane très pâle, mais aussi très rouge. Cette naine est à quelque 30 années-lumière de nous dans la constellation du Serpentaire. Cet astre est intermédiaire entre une étoile et une planète. Sa masse est estimée entre 10 et 70 fois la masse de Jupiter. Le surnom de naine de méthane vient de la forte signature de ce gaz dans le spectre de cet astre. En plus de sa couleur rouge, la présence de méthane (CH4) indique que cet astre est plus froid qu'une naine brune qui ne présente pas une forte signature de méthane dans son spectre. Une naine brune est le seul autre astre connu dont la masse est semblable à celle d'une naine de méthane. D'autres observations ont permis de découvrir deux autres naines de méthane. Comme elles sont très pâles et difficiles à détecter, personne ne sait vraiment si ce type d'astre est très répandu ou très rare. (Credit: SDSS Collaboration) 3 juin 1999 |
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Le spot au bas de l'image à droite de la ligne est un objet d'un type inhabituel : une naine brune. Une naine brune est en quelque sorte une étoile ratée, car sa masse est insuffisante pour qu'elle puisse produire des réactions de fusion nucléaire dans son cœur. Une naine brune est cependant plus massive qu'une planète et elle serait ainsi née dans le même environnement que les étoiles, soit une nébuleuse de condensation. Les naines brunes ainsi que les planètes sont probablement très abondantes, mais difficiles à détecter, car elles sont noyées dans l'éclat aveuglant des étoiles autour desquelles elles orbitent. De nouvelles techniques, comme celle utilisant un coronographe pour bloquer la lumière de l'étoile brillante, peuvent permettre de détecter ces faibles compagnons stellaires. Sur cette image, la lumière de l'étoile brillante Gliese 229A a été bloquée ainsi qu'enlevée numériquement pour faire apparaître l'image de Gliese 229B. Le perfectionnement de cette technique pourrait, espérons-le, faciliter la détection d'objet encore moins brillant telles des planètes comme la Terre en orbite autour d'étoiles voisines du Soleil. (Credit: R.H. Brown, D. Trilling (U. Arizona), C. Ftaclas (Michigan Tech), IRTF) 24 mars 1999 |
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C'est la température à la surface d'une étoile qui détermine sa couleur. La surface des étoiles rouges est relativement froide, dans les 3000 K, alors que celle des étoiles bleues est beaucoup plus chaude, des températures pouvant atteindre les 30 000 K. Notre adorable Soleil jaune a une température de surface moyenne de 5800 K. Les différences entre les couleurs des étoiles sont très bien illustrées sur cette photographie de la constellation d'Orion. Pour créer ce genre d'image, il faut d'abord exposer la photo suffisamment longtemps pour que le déplacement des étoiles crée des traits lumineux. Pendant l'exposition, on met graduellement les étoiles hors foyer. Les couleurs apparaissent plus clairement sur les images floues des étoiles lumineuses. L'étoile au sommet de cette photo est Bételgeuse, une supergéante rouge. L'étoile bleue en bas à droite est Rigel, une supergéante bleue. (Credit and Copyright: David Malin) 29 août 1998 REPRISE du 2 décembre 1996 |
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Quel est le type de la matière (ordinaire) le plus répandu dans l'Univers? Cette question est sans doute le mystère le plus perplexe de l'astronomie moderne. Les étoiles de masse faible appelées des naines brunes sont de bonnes candidates à ce titre. Notre Univers pourrait contenir plus de naines brunes que toutes les étoiles des autres types réunies, mais elles sont si peu lumineuses qu'elles échappent encore à notre détection. La photographie de gauche captée en octobre 1994 par le télescope du mont Palomar jette un nouvel éclairage sur ce problème de «matière sombre». La tache lumineuse à droite est bien mieux définie sur la photo prise par le télescope spatial Hubble et on est à peu près certain qu'il s'agit d'une naine brune. Maintenant qu'on a trouvé une naine brune, reste à savoir quelle est leur abondance. (Credit: 60-inch Telescope, Palomar Observatory, T. Nakajima (Caltech), S. Durrance (JHU)) 4 décembre 1995 |
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Est-ce que la pâle étoile visible dans le coin supérieur droit de cette image en fausses couleurs est la plus froide possible d'une étoile normale? De cette récente image captée par le télescope spatial Hubble, les astronomes ont estimé que sa masse était tout juste suffisante pour amorcer la transformation de l'hydrogène en hélium, par fusion nucléaire, dans son cœur. En effet, plus la masse d'un objet est grande, plus la densité et la température de son centre sont élevées. Au-dessus d'une certaine masse critique, les conditions nécessaires à la fusion de l'hydrogène sont atteintes et la production d'hélium (fiche 3, 4 et 5) est alors possible. Cette fusion dégage une quantité phénoménale d'énergie. C'est la source de l'énergie dégagée par les étoiles dans leur phase de vie sur la séquence principale. Les astres moins massifs ne peuvent entretenir les réactions de fusion nucléaire, mais ils peuvent quand même émettre de la lumière par leur contraction gravitationnelle. C'est alors une naine brune, que certains nomment une étoile manquée. (Credit: NASA, HST, WFPC 2, D. Golimowski (JHU)) 20 septembre 1995 |