Astronomie

Sur un diagramme de Hertzsprung-Russell, pourquoi la ligne de séquence principale est-elle sinueuse ?

Sur un diagramme de Hertzsprung-Russell, pourquoi la ligne de séquence principale est-elle sinueuse ?


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Quand je regarde un diagramme de Hertzsprung-Russell, je suis capable de voir une ligne de séquence principale allant des étoiles de séquence principale les plus lumineuses en haut à gauche aux étoiles de séquence principale les plus sombres en bas à droite. Cependant, cette ligne n'est pas droite - elle est assez ondulée. Pourquoi la ligne est-elle ondulée et n'est-elle pas définie par une fonction polynomiale ou rationnelle ?


Voici un autre tracé d'un diagramme de Hertzsprung Russell (luminosité en fonction de la température), mais cette fois basé sur des modèles théoriques. (L'intrigue est tirée de D. Prialnik 2000, Une introduction à la théorie de la structure et de l'évolution stellaires). Notez que la séquence principale de l'âge zéro est bien comporté dans cette intrigue. La luminosité et la température sont liées par des lois de puissance changeant en douceur qui sont en grande partie dues à la dépendance variable de la température de la production d'énergie et des modes de transport d'énergie au sein d'étoiles de masse différente.

Votre diagramme est en fait un diagramme de grandeur absolue par rapport à la couleur. Ce n'est pas la même chose. La transformation entre la magnitude absolue et la luminosité et en particulier entre la couleur et la température sont nettement non linéaires et dépendent des caractéristiques spectrales particulières présentes dans les bandes photométriques utilisées pour construire le tracé. Par exemple, il y a un genou pour les naines M cool car la couleur BV "sature" à une valeur d'environ 1,6 car il n'y a pratiquement pas de flux dans les bandes B et V et leur rapport ne change pas beaucoup avec la température à cause de les caractéristiques des sources d'opacité dans les atmosphères de ces étoiles à ces longueurs d'onde.

Pour démontrer que le graphique n'est pas nécessairement « ondulant », le graphique ci-dessous montre la couleur-magnitude pour les clusters Hyades et Praesepe (essentiellement au ZAMS) dans le système de filtre Gaia (d'après Babusiaux et al. 2018). Agréable et fluide - bien qu'il ne couvre pas une plage de luminosité aussi large que le tracé Hipparcos de votre question ; l'oscillation principale à B-V~0,3 est toujours dans les données Gaia (en haut du graphique), mais le "genou" du nain M est lissé par la réponse du filtre plus rouge.


Séquence principale

La durée de vie globale d'une étoile est déterminée par sa masse. Étant donné que les étoiles passent environ 90 % de leur vie à brûler de l'hydrogène en hélium sur le séquence principale (MS), leur 'séquence principale durée de vie» est également déterminée par leur masse.

Séquence principale
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Pour le cheval de course, voir Séquence principale (cheval).

Séquence principale
L'hydrogène fusionne des étoiles qui tombent sur une seule ligne dans le diagramme de Hertzsprung-Russell.
Diagramme de Hertzsprung-Russell, branche horizontale, point de sortie .

les étoiles sont représentées par une bande à travers le diagramme HR qui est progressivement peuplée des rares étoiles O et B aux étoiles M très courantes suggère fortement que ces étoiles sont physiquement le même type d'objet, .

les étoiles se caractérisent par la source de leur énergie. Ils subissent tous la fusion de l'hydrogène en hélium au sein de leurs noyaux. La vitesse à laquelle ils le font et la quantité de carburant disponible dépendent de la masse de l'étoile.

les étoiles sont stables. Ils fusionnent des noyaux d'hydrogène pour former des noyaux d'hélium, libérant de l'énergie et émettant de la lumière.

(MS) Étoile. Quand est-ce que cela se produit ? Une étoile devient une étoile MS lorsqu'elle démarre des réactions de fusion dans son noyau. C'est le processus qui produit l'énergie dans le noyau d'une étoile.

les étoiles sont celles qui brillent par la fusion de l'hydrogène en hélium. Ces étoiles sont généralement des naines.

Le nombre d'années pendant lesquelles une étoile reste dans la bande de la séquence principale dépend de sa masse. Vous pourriez penser qu'une étoile plus massive, ayant plus de carburant, durerait plus longtemps, mais ce n'est pas si simple.

ÉtoilesClasseCouleurTempérature de surfaceLignes fortes
O.

Galaxy and Mass Assembly (GAMA) : La dépendance environnementale de la galaxie

Les étoiles de faible masse passent des milliards d'années à fusionner l'hydrogène en hélium dans leur noyau via la chaîne proton-proton. Ils ont généralement une zone de convection, et l'activité de la zone de convection détermine si l'étoile a une activité similaire au cycle des taches solaires sur notre Soleil.

Étoiles. Pour ces étoiles, plus elles sont chaudes, plus elles sont brillantes.

Bande bien définie sur le diagramme Hertzsprung&mdashRussell, sur laquelle se trouvent la plupart des étoiles, allant du haut à gauche du diagramme vers le bas à droite.

comme le montre le diagramme de Hertzsprung-Russell) pendant environ 10 milliards d'années.

L'étape de la vie d'une étoile durant laquelle elle brille normalement par des réactions nucléaires en son centre. Pendant ce temps, les étoiles se trouvent sur une ligne diagonale sur le diagramme de Hertzsprung-Russell.

les étoiles sont alimentées par la fusion de l'hydrogène en hélium dans leur noyau. Environ 90 % des étoiles de l'Univers sont des étoiles de la séquence principale, y compris notre soleil. Ils vont généralement d'un dixième à 200 fois la masse du Soleil.
Étoiles bleues.

Star. (Voir aussi le diagramme de Hertzsprung-Russell.) .

Un terme désignant les étoiles qui sont observées dans la section stable la plus longue de leur durée de vie, où l'hydrogène est fusionné dans le noyau dans une réaction en chaîne stable.

Propriétés des étoiles Classe de couleur masses solaires diamètres solaires Température Lignes saillantes
le plus bleu
O
20 - 100 .

les étoiles sont caractérisées par le fait qu'elles ont une réaction de fusion d'hydrogène en cours dans leur noyau.

- le groupe sur le diagramme RH où les stars mentent une grande partie de leur vie
Mare- littéralement "mer" (un très mauvais terme impropre, toujours utilisé pour des raisons historiques) vraiment une grande plaine circulaire
Masse - quantité de matière constituant un corps .

, ou la relation Masse-Luminosité.
Puissance de grossissementLa capacité d'un système optique à apparaître pour agrandir les objets.

La région du diagramme H-R allant du coin supérieur gauche au coin inférieur droit, qui comprend environ 90 % de toutes les étoiles.
Manteau.

: Une région du diagramme H-R qui le traverse en diagonale, du coin supérieur gauche au coin inférieur droit. Cette région comprend environ 90 pour cent de toutes les étoiles de l'univers. (Voir le diagramme H-R pour plus) .

durée de vie d'environ 1010 ans.

Étoile : Les étoiles qui fusionnent des atomes d'hydrogène dans leur noyau pour former des atomes d'hélium sont des étoiles de la séquence principale. 90% des étoiles, y compris notre Soleil, sont des étoiles de la séquence principale. Ces étoiles sont en équilibre hydrostatique complet. C'était le premier terme d'astronomie du jour à être publié sur la page ! .

phase, dans laquelle ils fusionnent l'hydrogène en hélium dans leurs noyaux.

Star
Axe majeur - L'axe d'une ellipse qui passe par les deux foyers. Le grand axe est la ligne droite la plus longue pouvant être tracée à l'intérieur d'une ellipse
Manteau - La partie d'une planète située entre sa croûte et son noyau.

. Bande dans le diagramme de Hertzsprung-Russell qui contient la majorité des étoiles normales, à l'exception des étoiles géantes et des naines blanches.

étoile : Une étoile dans la phase de sa vie où la chaleur et le rayonnement intérieurs de l'étoile sont fournis par des réactions nucléaires.

-- assis immobile sur le diagramme HR.

est une bande continue et distinctive d'étoiles qui apparaissent sur les tracés de l'indice de couleur stellaire en fonction de la luminosité. Ces diagrammes de magnitude absolue de couleur sont connus sous le nom de diagrammes de Hertzsprung-Russell du nom de leurs co-développeurs, Ejnar Hertzsprung et Henry Norris Russell.

D'après le diagramme de Hertzsprung-Russell, cela explique le cycle de vie de la formation des étoiles. Le groupe sur le diagramme HR où les étoiles mentent pendant une grande partie de leur vie.
★ Mare Une plaine de lave figée à la surface de la Lune, plus sombre que les zones environnantes.

les étoiles ont des zones internes qui sont soit convectives, soit radiatives. Les étoiles massives (avec "plusieurs" masses solaires) sont convectives profondément dans leurs noyaux, et sont radiatives dans leurs couches externes. Par comparaison, les étoiles de faible masse (de type Sol F et G et les étoiles plus froides) ont des couches externes convectives et des noyaux radiatifs.

Une bande bien définie sur un diagramme H-R sur laquelle la plupart des étoiles ont tendance à être trouvées, allant du haut à gauche du diagramme vers le bas à droite.

Saisons Latitudes Physique Diffusion Géométrie Électrons Effet Coriolis Galaxie Groupes Couleur Plat H-R Diagramme Tsunami Vide Terraformation Grossissement Espace-temps Naines blanches Orbites Gravité
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Étoiles : définition et cycle de vie
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Pourquoi les énormes planètes extraterrestres 'Hot Jupiter' sont si gonflées

Les étoiles (naines) n'ont qu'une certaine quantité de combustible interne disponible dans leur cœur chaud. Lorsque le carburant hydrogène s'est entièrement transformé en hélium, les étoiles commencent à mourir et à produire un certain nombre d'autres types différents, l'ensemble du processus communément appelé évolution stellaire.

Région du diagramme de Hertzsprung-Russell où se trouvent la plupart des étoiles. Il s'étend en diagonale du haut à gauche (étoiles à haute température et à haute luminosité) vers le bas à droite (étoiles à basse température et à faible luminosité).

Étoiles qui convertissent l'hydrogène en hélium dans leurs noyaux à travers les cycles p-p ou CNO.
montage de séquence principale .

est l'emplacement dans le diagramme HR des étoiles dans la première phase de leur évolution, lorsqu'elles fusionnent de l'hydrogène dans leur noyau.

star zeta Sge (5.00 mag) a un 9ème compagnon mag. De petits télescopes peuvent résoudre cette paire.
WZ Sge est une nova qui s'éclaircit de temps en temps du 15ème mag au 7ème mag. Elle a été observée deux fois au cours de ce siècle : en 1913 et en 1946. De nouvelles explosions peuvent survenir à tout moment.

Conférence 1 : La nature de la lumière
Dans cette partie du cours, on étudiera la nature de la lumière. Voici quelques-unes des questions dont vous apprendrez les réponses : .

, les étoiles de faible masse et de grande masse créent leur énergie à travers la chaîne proton-proton.
(Crédit image : Brooks/Cole Thomson Learning)
Il faut un certain temps pour qu'une partie de cette réaction se produise et, par conséquent, il reste un peu de temps avant de dépenser l'hydrogène du noyau.

nain appartenant à la classe spectrale G9 V. Il a une magnitude apparente de 4,674 et n'est qu'à 18,77 années-lumière de la Terre. Il est plus petit et moins massif que le Soleil et n'a que 43 pour cent de la luminosité du Soleil.

Étoile de 16 millions d'années située à environ 434 années-lumière. Il est orbité par au moins une planète, nommée J1407b.
Le professeur Mamajek et le Dr Kenworthy estiment que la planète a une période orbitale d'environ 10 ans. Sa masse est très probablement de l'ordre de 10 à 40 masses de Jupiter.

Si vous tracez le type spectral d'une étoile par rapport à sa luminosité intrinsèque, et répétez ce processus pour un grand nombre d'étoiles, un motif apparaîtra.

Vous remarquerez immédiatement que la plupart des étoiles courent le long d'une bande s'étendant du coin supérieur gauche au coin inférieur droit du diagramme. Ce groupe est connu sous le nom de

Les transitions qui émettent un rayonnement à 1665 et 1667 mhz. [H76]

Les méthodes suivantes utilisent le diagramme H-R des étoiles, qui donne la luminosité en fonction de la température. Lorsque la luminosité et le flux d'un objet sont connus, la distance peut être trouvée en utilisant D = sqrt[L/(4*pi*F)]
L.

comme la majorité de la vie de l'étoile et c'est exactement ce que c'est. Ensuite, il s'éteint et fait toutes ces choses vraiment cool, mais celles-ci se produisent essentiellement en un clin d'œil cosmique.

Une zone sur le diagramme de Hertzsprung-Russel contenant des étoiles "d'âge moyen" comme le Soleil. Masse Une mesure de la résistance d'un objet au changement de son mouvement (masse inertielle) une mesure de la force de la force gravitationnelle qu'un objet peut produire (masse gravitationnelle).

étoile dans la Lyre. Peut souvent être vu près du zénith dans les latitudes moyennes du nord pendant l'été de l'hémisphère nord. Vers 14 000 après JC, Vega deviendra l'étoile polaire, en raison de la précession de 26 000 ans des équinoxes.

étoile comme le Soleil qui brûle de l'hydrogène dans des réactions nucléaires dans son noyau. Les étoiles naines les plus brillantes peuvent être beaucoup plus grosses que le Soleil. Voir aussi Étoile géante, Étoile supergéante. Galaxie elliptique Galaxie de forme sphérique ou ovale.

Les membres de l'amas sont principalement des étoiles de population II qui sont de faible masse hautement évoluées

et devenir une géante rouge. À ce jour, plus de 160 amas globulaires ont été découverts dans notre Voie lactée.

La plupart d'entre eux tombent le long d'une bande étroite désignée le

, qui inclut le Soleil, sont les étoiles naines.

Dans 4 milliards d'années, l'hydrogène du cœur du Soleil aura été entièrement converti en hélium, mettant fin à la

phase. À mesure que les réactions de l'hydrogène s'arrêtent, le cœur se contractera davantage, augmentant la pression et la température, provoquant le début de la fusion via le processus d'hélium.

"Le modèle DD dit que le compagnon est une naine blanche alors que le modèle SD dit que le compagnon est soit une géante rouge, soit une

étoile ou une étoile à hélium », conclut Kasliwal, qui est co-auteur d'un article qui détaille la recherche dans The Astrophysical Journal.

Une étoile passera la majeure partie de sa vie, appelée "

", fusionnant l'hydrogène en hélium, mais, dans les étoiles plus grosses et plus chaudes, l'hélium qui s'accumule dans le noyau devient de plus en plus comprimé et chaud jusqu'à ce que les atomes d'hélium commencent à fusionner pour former de l'oxygène et du carbone.

étoile, Sirius A perd actuellement peu de masse, qui s'échappe à grande vitesse, donc Sirius B ne peut pas facilement la capturer. Cependant, lorsque Sirius A approchera de la fin de sa vie, il gonflera pour devenir une étoile à branche géante asymptotique (AGB).

Les étoiles arrivent sur ce qu'on appelle le

. Ils brûlent leur combustible nucléaire en seulement des millions ou des dizaines de millions d'années.

L'étoile principale du système - IK Pegasi A - est un ordinaire

étoile, un peu comme notre soleil. La supernova potentielle de type I est l'autre étoile - IK Pegasi B - une naine blanche massive extrêmement petite et dense.

La plupart du temps, une étoile brille, elle est dans une étape de son cycle de vie appelée la

La phase dépend de la masse de l'étoile. Les très grosses étoiles ont beaucoup de masse à utiliser comme combustible nucléaire pour la faire briller. Cependant, ils utilisent ce carburant à un taux très élevé.

Le soleil est actuellement dans son

qui se caractérise par la production continue d'énergie thermique par fusion nucléaire. Actuellement, plus de quatre millions de tonnes de matière sont converties en énergie dans le noyau, produisant des neutrinos et du rayonnement solaire.

une étoile produit de l'énergie en convertissant l'hydrogène en hélium dans son noyau par le processus de fusion nucléaire. Une fois que l'hydrogène est épuisé dans le noyau, la pression vers l'extérieur est diminuée et la gravité commence à écraser l'étoile vers l'intérieur.

étoiles. Ce sont plutôt des étoiles qui sont dans la phase de combustion de l'hélium de leur vie.

La star a été classée comme une

Étoile de classe G en orbite autour de 12 planètes. La planète Minos Korva était située dans la zone habitable de cette étoile.
Dans les années 2340, à la date stellaire 20483, le vaisseau spatial de la Fédération USS Exeter a effectué une première étude du système de cette étoile. (TNG-R : "Chaîne de commandement, partie II") .

Je ne connais pas votre ascension droite de votre

? Vous pensez que l'occultation a quelque chose à voir avec un mauvais film d'horreur ? Il y a beaucoup de jargon compliqué dans le monde astronomique, mais heureusement, Astronomy WA a mis en place un glossaire très pratique pour vous aider à comprendre les mystères du ciel nocturne.

En raison de sa surface considérablement augmentée, la surface du Soleil sera considérablement plus froide (2 600 K à son plus froid) qu'elle ne l'est sur le

[40] Le Soleil en expansion devrait vaporiser Mercure et Vénus et rendre la Terre inhabitable à mesure que la zone habitable se déplace vers l'orbite de Mars.

Il y a 258 systèmes planétaires connus autour

étoiles,
y compris le système solaire, contenant au moins 302 planètes connues.
Primaire.

Le 17/01/96, Geoffrey Marcy et Paul Butler ont annoncé la découverte de planètes en orbite autour des étoiles 70 Virginis et 47 Ursae Majoris. 70 Vir est un G5V (

) étoile à environ 78 années-lumière de la Terre 47 UMa est une étoile G0V à environ 44 années-lumière.

Depuis lors, huit autres étoiles au comportement similaire ont été découvertes et FU Orionis, la première, est le prototype privilégié. Les étoiles de FU Orionis sont en fait pré-

étoiles aux premiers stades du développement stellaire.

Falconer, D.A., Moore, R.L., Gary, G.A. et Adams, M. 2009, « The

des régions actives explosives : découverte et interprétation", ApJL 700, L166.

Étoiles AGB : étoiles géantes rouges froides, lumineuses et pulsantes. La plupart des étoiles de l'Univers qui ont quitté le

atteindront leur stade évolutif final en tant qu'étoiles sur la branche géante asymptotique (AGB).

Le Soleil a un type spectral de G2V, ce qui signifie qu'il a une température de surface de 5 500 K et que son spectre contient des raies spectrales de métaux neutres, et est un

Star. Vous trouverez plus d'informations sur les types spectraux sur la page Types spectraux.
Voisin le plus proche.

Ce processus d'être une étoile brûlant de l'hélium dure environ 700 000 ans et est le stade de la population II. La star est maintenant sur ce qu'elle appelle le

- un escalator qui montera, relativement vite, jusqu'au capot de supernova.

Qu'y a-t-il dans un nom : arabe pour « tête du démon » Titre de gloire : représente l'œil de Méduse dans Persée. Une étoile variable spéciale qui « fait un clin d'œil » tous les 3 jours. Type d'étoile : Bleu-blanc

Étoile, et. Suite
Sirius B - Bizarre White Dwarf Companion de Sirius A .

et comparer des étoiles de tailles différentes, à différents stades d'évolution. Leurs spectres lisses indiquent leurs températures, leurs raies spectrales révèlent une partie de leur composition, et sur la base de celles-ci, une théorie générale de "l'évolution stellaire" a été formulée, qui s'applique également à notre propre Soleil, un "

La classe Ⅱ sont des géantes brillantes, la classe Ⅲ sont des géantes, la classe Ⅳ sont des sous-géantes et la classe Ⅴ sont des nains (ou

étoiles). Parfois, la classe 0 est utilisée pour désigner les hypergéantes et la classe Ⅵ est utilisée pour désigner les sous-nains.


Diagramme de Hertzsprung-Russell

Le diagramme de Hertzsprung-Russell est un nuage de points d'étoiles montrant la relation entre les magnitudes absolues des étoiles, autrement appelées leur luminosité, par rapport à leurs classifications stellaires, autrement appelées leurs températures effectives.

Une définition simple de ce que représente le diagramme est le tracé de la luminosité d'une étoile par rapport à sa couleur.

Contexte historique

Le diagramme est appelé diagramme de Hertzsprung-Russell car il a été créé en 1910 par Ejnar Hertzsprung et Henry Norris Russell. Leur diagramme représente une étape majeure vers une compréhension de l'évolution stellaire car le diagramme trace les magnitudes apparentes des étoiles par rapport à leur couleur, généralement pour un amas de sorte que les étoiles soient toutes à la même distance. On dit que ce diagramme peut être vu comme un diagramme couleur-amplitude.

Utilisation et analyse

La majorité des étoiles qui seraient vues occupent la région du diagramme appelée séquence principale. Lorsque des étoiles se trouvent sur la ligne de séquence principale, les étoiles sont au stade de leur vie dans lequel leurs noyaux fusionnent de l'hydrogène.

Le prochain groupe d'étoiles se trouve sur la branche horizontale du diagramme, ce qui signifie qu'il y a fusion d'hélium dans le noyau et qu'il y a une coquille entourant ledit noyau qui contient de l'hydrogène qui brûle.

Utilisé par les scientifiques pour mesurer la distance d'une galaxie ou d'un amas d'étoiles, le diagramme de Hertzsprung-Russell peut être utile pour déterminer à quelle distance ces objets sont de la Terre. Les scientifiques sont capables de mesurer la distance en comparant les magnitudes apparentes des étoiles de l'amas aux magnitudes absolues des étoiles dont les distances sont connues.

Comme l'explique l'Encyclopédie SAO de l'astronomie, « il y a 3 régions principales, ou étapes évolutives, du diagramme HR :

  1. La séquence principale s'étendant du coin supérieur gauche (étoiles chaudes et lumineuses) au coin inférieur droit (étoiles froides et faibles) domine le diagramme HR. C'est ici que les étoiles passent environ 90 % de leur vie à brûler de l'hydrogène en hélium dans leur noyau. Les étoiles de la séquence principale ont une classe de luminosité Morgan-Keenan appelée V.
  2. les étoiles géantes rouges et supergéantes (classes de luminosité I à III) occupent la région au-dessus de la séquence principale. Ils ont des températures de surface basses et des luminosités élevées, ce qui, selon la loi de Stefan-Boltzmann, signifie qu'ils ont également de grands rayons. Les étoiles entrent dans cette phase d'évolution une fois qu'elles ont épuisé le carburant hydrogène dans leurs noyaux et ont commencé à brûler de l'hélium et d'autres éléments plus lourds.
  3. les naines blanches (classe de luminosité D) sont le stade évolutif final des étoiles de masse faible à intermédiaire et se trouvent en bas à gauche du diagramme HR. Ces étoiles sont très chaudes mais ont une faible luminosité en raison de leur petite taille.”

Rôle joué par le diagramme dans le développement de la physique stellaire

Après avoir analysé le diagramme, les scientifiques et les astronomes ont émis l'hypothèse que le diagramme pourrait aider à démontrer l'évolution stellaire. Cela résulte du fait que les étoiles s'effondrent des géantes rouges aux étoiles naines, puis descendent le long de la ligne de la séquence principale au cours de leur vie.

Avant l'introduction du diagramme, les scientifiques pensaient que les étoiles émettaient de l'énergie en convertissant l'énergie gravitationnelle en rayonnement via le mécanisme de Kelvin-Helmholtz. Par conséquent, les scientifiques ont estimé que l'âge du Soleil était de l'ordre de dizaines de millions d'années, ce qui a entraîné un conflit sur l'âge du système solaire. C'était parce qu'à cette époque, les archives fossiles indiquaient clairement que la Terre était bien plus vieille que quelques millions d'années.

Ce conflit n'a été résolu que dans les années 1930 lorsque la fusion nucléaire a été identifiée comme la source d'énergie stellaire. Cependant, arriver à comprendre que la fusion nucléaire était la source d'énergie stellaire a pris un certain temps et quelques actes de foi par certains dans la communauté scientifique.


Diagramme de Hertzsprung Russell

Le diagramme HR est la « pierre de Rosette » de l'astronomie stellaire. Il a été créé en 1910 par Ejnar Hertzsprung et Henry Norris Russell. Il trace la luminosité d'une étoile par rapport à sa température de surface. Aussi simple que cela puisse paraître, c'est la clé pour comprendre l'évolution stellaire.

La luminosité est un taux de production d'énergie, c'est-à-dire la puissance. La puissance du Soleil est d'environ 4 x 10 26 watts.

La température de surface d'une étoile et sa couleur sont directement liées l'une à l'autre. Les étoiles les plus chaudes ont une sortie de couleur maximale vers l'extrémité bleue du spectre. Les étoiles plus froides culminent dans le rouge. D'autres températures/couleurs se situent entre les deux, mais si elles culminent au milieu (vert), elles produisent également beaucoup de bleu et de rouge, et notre cerveau les mélange pour faire du blanc.

Les étoiles sont regroupées en types spectraux qui peuvent être considérés comme des groupes de température ou de couleur créés par Annie Jump Cannon dans les années 1890. Du plus chaud au plus cool, les désignations de groupe sont : O B A F G K M. L'ordre est mémorisé par les étudiants avec le mnémonique "Oh Be A Fine (Girl or Guy) Kiss Me".

La majorité des étoiles se trouvent à peu près sur une ligne allant du chaud et du brillant au froid et à l'obscurité. Cette ligne est connue sous le nom de "séquence principale". Mathématiquement parlant, les stars vivent la majeure partie de leur vie sur la séquence principale. C'est au cours de cette partie de la vie d'une étoile qu'elle transforme l'hydrogène en hélium dans le noyau.


DECOUVERTE D'OBJETS DE FAIBLE MASSE EN TAUREAU

IV CONCLUSIONS

Nous concluons que les nuages ​​du Taureau abritent un nombre considérable d'objets de faible masse, typiquement 0,01 M ou 10 MJupiter qui pourraient être décrites comme des naines brunes de faible masse ou des planètes de masse élevée. Des études détaillées des objets de faible masse identifiés ici sont nécessaires pour mieux comprendre ce nouveau type d'objet.

Les études spectroscopiques peuvent conduire à une compréhension de la structure atmosphérique. Cela permettra de déterminer les températures effectives nécessaires pour les placer sur le diagramme de Hertzsprung-Russell et de les comparer avec les modèles évolutifs théoriques de tels objets. Il peut également être possible de déterminer les gravités de surface, ce qui donnera une estimation directe des masses. Pour les objets qui ne peuvent pas être vus sur les plaques POSS pour des études de mouvement appropriées, les spectres seront nécessaires pour établir définitivement l'appartenance au Taureau. K-les spectres de bande révéleront l'absorption de CO (> 2.3μm) et H2Absorption d'O (1,9μm et 2,7μm) si l'objet est en fait un objet substellaire 2000-3000K sur sa piste convective Hayashi, plutôt qu'une étoile de fond G-K rougie.

D'autres observations d'enquête sont nécessaires pour établir l'étendue de ce phénomène. La présente enquête a examiné environ 0,002 degré carré en Taureau. La plupart de nos candidats naines brunes les plus forts ont été trouvés à proximité du nuage sombre de Lynds 1495, qui comprend environ 2 degrés carrés dans le ciel. Si les naines brunes de faible masse sont réparties uniformément sur ce nuage, le nombre total serait d'environ 10 4 . Si la population de naines brunes suit la densité de colonnes moléculaires dans les nuages ​​Taurus-Auriga, tracée par le CO, le nombre pourrait atteindre 10 6 . Dans les deux cas, elles seraient largement plus nombreuses que les ∼ 200 étoiles connues dans tout le Taurus-Auriga, découvertes au cours de plus de 40 ans de prospection dans cette région. Si le nombre de naines brunes de faible masse atteint 10 4 ou 10 6 dans les nuages ​​du Taureau, elles pourraient représenter une composante de masse jusqu'ici inconnue mais dynamiquement importante de notre galaxie.


Diagramme de Hertzsprung-Russell

[/légende]
Les étoiles peuvent être grandes ou petites, chaudes ou froides, jeunes ou vieilles. Afin d'organiser correctement toutes les étoiles, les astronomes ont développé un système d'organisation appelé le diagramme de Hertzsprung-Russell. Ce diagramme est un nuage de points d'étoiles qui montre leur magnitude absolue (ou luminosité) par rapport à leurs différents types spectraux et températures. Le diagramme de Hertzsprung-Russell a été développé par les astronomes Ejnar Hertzsprung et Henry Norris Russell en 1910.

Le premier diagramme de Hertzsprung-Russell montrait le type spectral des étoiles sur l'axe horizontal, puis la magnitude absolue sur l'axe vertical. Une autre version du diagramme trace la température de surface effective de l'étoile sur un axe et la luminosité de l'étoile sur l'autre.

En utilisant ce diagramme, les astronomes sont en mesure de retracer le cycle de vie des étoiles, des jeunes protoétoiles chaudes, en passant par la phase de séquence principale et les phases de géantes rouges mourantes. Il montre également comment la température et la couleur sont liées aux étoiles à différentes étapes de leur vie.

Si vous regardez une image d'un diagramme de Hertzsprung-Russell, vous pouvez voir une ligne diagonale allant du coin supérieur gauche au coin inférieur droit. Presque toutes les étoiles tombent le long de cette ligne, et c'est ce qu'on appelle la séquence principale. En général, lorsque la luminosité baisse, la température baisse également. Mais il y a une branche qui s'éteint horizontalement à la barre des 100 luminosités solaires. Ce sont les étoiles géantes rouges qui approchent de la fin de leur vie. Ils peuvent être brillants et cool, car ils sont si grands. Mais cette étape ne dure généralement que quelques millions d'années.

Les astronomes peuvent également utiliser le diagramme de Hertzsprung-Russell pour estimer à quelle distance les amas stellaires sont de la Terre. En cartographiant toutes les étoiles de l'amas, en les regroupant et en les comparant à des groupes d'étoiles dont les distances sont connues.

Nous avons écrit de nombreux articles pour Universe Today sur le cycle de vie des étoiles. Voici un article sur l'amas M13 et sur la façon dont les astronomes utilisent le diagramme de Hertzsprung-Russell pour l'étudier.

Voici quelques bonnes ressources sur Internet pour le diagramme Hertzsprung-Russell. Voici une version très simple du diagramme de l'Université de l'Oregon, et voici plus d'informations.

Nous avons enregistré un épisode d'Astronomy Cast sur les types d'étoiles. Écoutez-le ici, Épisode 75 – Populations stellaires.


La classification de la luminosité est basée sur la largeurs des raies d'absorption dans le spectre de l'étoile.

  • Les lignes obtiennent plus large comme la pression augmente.
  • Les grandes étoiles sont plus gonflées, ce qui signifie que la pression dans leur atmosphère est plus faible.
  • Étoiles plus grandes avoir lignes d'absorption plus étroites.
  • Étoiles plus grandes sont plus lumineux au même Température.

Cela nous donne un moyen d'attribuer un parent Luminosité aux étoiles en fonction de leurs propriétés de raie spectrale !


Qu'est-ce que le diagramme RH en astronomie ?

Le Hertzsprung&ndashRussell diagramme, abrégé en H&ndashR diagramme, Diagramme RH ou HRD, est un nuage de points d'étoiles montrant la relation entre les magnitudes ou luminosités absolues des étoiles par rapport à leurs classifications stellaires ou à leurs températures effectives.

De même, quelles sont les principales étapes des étoiles répertoriées sur un diagramme RH ? Il y a 3 régions principales (ou étapes évolutives) du diagramme HR : La séquence principale s'étendant du haut à gauche (étoiles chaudes et lumineuses) vers le bas à droite (étoiles froides et faibles) domine le diagramme HR. C'est ici que les stars passent environ 90% de leur vie brûlant l'hydrogène en hélium dans leurs noyaux.

De même, on peut se demander, qu'est-ce que le diagramme RH Pourquoi est-ce important ?

Le Hertzprung-Russell diagramme est un graphique reliant la température des étoiles à leur luminosité. le Diagramme H-R est important car les étoiles peuvent être classées par leur placement dessus.

Qu'est-ce qu'un diagramme de magnitude de couleur ?

le Diagramme de l'amplitude des couleurs (ou CMD) est un graphique de données d'observation (voir Figure 1) qui montre comment une population d'étoiles peut être tracée en fonction de leur éclat (ou luminosité) et Couleur (ou température de surface). Un tel complot est maintenant connu sous le nom de Hertzsprung-Russell (ou H-R) diagramme.


Les naines blanches

Figure 6. Deux vues de Sirius et de sa compagne naine blanche : (a) Une image en lumière visible prise par le télescope spatial Hubble. Sirius B est le point faible dans le coin inférieur gauche de l'image, et presque perdu dans l'éblouissement du brillant Sirius A. (b) Image aux rayons X du télescope à rayons X Chandra. Sirius B est beaucoup plus lumineux dans les rayons X et est l'objet lumineux au centre de l'image. Au-dessus et légèrement à droite se trouve Sirius A.

La première nain blanc étoile a été détectée en 1862. Appelé Sirius B, elle forme un système binaire avec Sirius A, l'étoile la plus brillante du ciel. Il a échappé à la découverte et à l'analyse pendant longtemps parce que sa faible lumière a tendance à se perdre dans l'éblouissement de Sirius A à proximité (Figure 5). (Étant donné que Sirius est souvent appelé l'étoile du chien, étant l'étoile la plus brillante de la constellation de Canis Major, le gros chien, Sirius B est parfois surnommé le chiot.)

Nous avons maintenant trouvé des milliers de naines blanches. Un recensement stellaire montre qu'environ 7% des vraies étoiles (types spectraux O-M) dans notre voisinage local sont des naines blanches. Un bon exemple de naine blanche typique est l'étoile voisine 40 Eridani B. Sa température de surface est relativement chaude de 12 000 K, mais sa luminosité n'est que de 1/275 LSoleil. Les calculs montrent que son rayon n'est que de 1,4% de celui du Soleil, soit à peu près le même que celui de la Terre, et son volume est de 2,5 × 10 -6 celui du Soleil. Sa masse, cependant, est de 0,43 fois la masse du Soleil, soit un peu moins de la moitié. Pour loger une masse aussi importante dans un volume aussi minuscule, la densité de l'étoile doit être d'environ 170 000 fois la densité du Soleil, soit plus de 200 000 g/cm 3 . Une cuillère à café de cette matière aurait une masse d'environ 50 tonnes ! A des densités aussi énormes, la matière ne peut pas exister dans son état habituel, nous examinerons le comportement particulier de ce type de matière dans La Mort des étoiles. Pour l'instant, notons simplement que les naines blanches sont des étoiles mourantes, atteignant la fin de leur vie productive et prêtes à la fin de leurs histoires.

L'astrophysicien britannique (et vulgarisateur scientifique) Arthur Eddington (1882-1944) a décrit ainsi la première naine blanche connue :

Le message du compagnon de Sirius, une fois décodé, a lancé : “Je suis composé d'un matériau trois mille fois plus dense que tout ce que vous avez jamais rencontré. Une tonne de mon matériel serait une petite pépite que vous pourriez mettre dans une boîte d'allumettes. Quelle réponse pourrait-on faire à quelque chose comme ça ? Eh bien, la réponse que la plupart d'entre nous ont faite en 1914 était : “Tais-toi, ne dis pas de bêtises.”

Aujourd'hui, cependant, les astronomes acceptent non seulement l'existence d'étoiles aussi denses que des naines blanches, mais (comme nous le verrons) ont trouvé des objets encore plus denses et plus étranges dans leur quête pour comprendre l'évolution de différents types d'étoiles.

Concepts clés et résumé

Le diagramme de Hertzsprung-Russell, ou diagramme H-R, est un graphique de la luminosité stellaire en fonction de la température de surface. La plupart des étoiles se trouvent sur la séquence principale, qui s'étend en diagonale à travers le diagramme H-R de haute température et haute luminosité à basse température et faible luminosité. La position d'une étoile le long de la séquence principale est déterminée par sa masse. Les étoiles de masse élevée émettent plus d'énergie et sont plus chaudes que les étoiles de faible masse sur la séquence principale. Les étoiles de la séquence principale tirent leur énergie de la fusion de protons en hélium. Environ 90 % des étoiles se trouvent sur la séquence principale. Only about 10% of the stars are white dwarfs, and fewer than 1% are giants or supergiants.


Main Sequence

If you make a plot of the brightness of a few thousand stars near us, against their color (or surface temperature) – a Hertzsprung-Russell diagram – you’ll see that most of them are on a nearly straight, diagonal, line, going from faint and red to bright and blue. That line is the main sequence (of course, you must plot the absolute brightness – or luminosity – not the apparent brightness do you know why?).

As you might have expected, the discovery of the main sequence had to wait until the distances to at least a few hundred stars could be reasonably well estimated (so their absolute magnitudes, or luminosities, could be worked out). This happened in the early years of the 20th century (fun fact: Russell’s discovery was how absolute luminosity was related to spectral class – OBAFGKM – rather than color).

So why, then, do most stars seem to lie on the main sequence? Why don’t we find stars all over the H-R diagram?

Back in the 19th century, it would have been impossible to answer these questions, because quantum theory hadn’t been invented then, and no one knew about nuclear fusion, or even what powered the Sun. By the 1930s, however, the main outlines of the answers became clear … stars on the main sequence are powered by hydrogen fusion, which takes place in their cores, and the main sequence is just a sequence of mass (faint red stars are the least massive – starting at around one-tenth that of the Sun – and bright blue ones the most – about 20 times). Stars are found elsewhere on the Hertzsprung Russell diagram, and their positions reflect what nuclear reactions are powering them, and where they are taking place (or not white dwarfs are cinders, slowly cooling). So, broadly speaking, there are so many stars on the main sequence – compared to elsewhere in the H-R diagram – because stars spend much more of their lives burning hydrogen in their cores than they do producing energy in any other way!

It took many decades of research to work out the details of stellar evolution – what nuclear reactions for what mass and composition of a star, how the size of a star reflects its internal structure and composition, how some stars can live on long after they should be white dwarfs, etc, etc, etc – and there are still many unanswered questions today (maybe you can help solve them?).

The Main Sequence (University of Utah), Main Sequence Stars (University of Oregon), and Stars (NASA’s Imagine the Universe) are three good places to go to learn more.

Dating a Cluster – A New Trick, V is For Valentine… V838, and Capture A FUor! are just three of the many Universe Today stories which feature the main sequence.

Astronomy Cast covers the main sequence from the point of view of stellar evolution in The Life of the Sun and The Life of Other Stars be sure to check them out.


Voir la vidéo: Classroom Aid - Hertzsprung-Russell Diagram (Décembre 2022).