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Les naines et géantes

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Naine blanche. Naine jaune. Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre.

Naine jaune

Le Soleil, un exemple de naine jaune. Une étoile jaune de la séquence principale, appelée communément naine jaune, est une étoile de type G V (lire « G cinq »), c'est-à-dire une étoile appartenant à la séquence principale (classe de luminosité V) de type spectral G (étoile jaune). Sa masse est comprise entre 0,8 et 1,2 masse solaire[1]. Ce type d'étoile représente environ 10 % des étoiles de la Voie lactée et le Soleil en est un exemple typique[2]. Caractéristiques[modifier | modifier le code] Les naines jaunes transforment dans leur cœur de l'hydrogène en hélium, par un processus de fusion nucléaire. Leur température de surface est comprise entre 5 000 et 6 000 °C environ[1], et leur couleur jaune vif, presque blanc. Naine rouge. Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre.

Naine rouge

Représentation d'une naine rouge. En astronomie, une étoile rouge de la séquence principale, appelée communément naine rouge, est une étoile de type M V (lire « M cinq »), c'est-à-dire une étoile appartenant à la séquence principale (classe de luminosité V) de type spectral M (étoile rouge). Les "late K" (étoiles de type K les plus froides) sont parfois incluses parmi les naines rouges. Ces étoiles sont peu massives et de température peu élevée. Ayant une masse comprise entre 0,075 et 0,4 masses solaires et une température inférieure à 4 000 K en surface, ce sont des étoiles peu lumineuses, les plus grosses d'entre elles émettant de l'ordre de 10 % de la luminosité solaire. Naine brune. Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre.

Naine brune

Bien que leur existence fût postulée dès les années 1960, c'est seulement depuis le milieu des années 1990 qu'on a pu établir leur existence. Histoire[modifier | modifier le code] Dès les années 1960, on postule l'existence de corps de masse trop faible pour soutenir la combustion stable de l'hydrogène (Kumar 1963). Plusieurs termes sont alors utilisés pour désigner ces objets (par exemple planetar ou substar, diminutif du terme général objet substellaire). Le terme naine brune a été inventé en 1975, par Jill Tarter. Naine noire. Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre.

Naine noire

Une naine noire est une étoile naine blanche hypothétique, qui s’est suffisamment refroidie pour ne plus émettre de lumière visible[1]. Pour l'instant, aucune étoile de ce type n’a pu être repérée puisque l'Univers serait trop jeune pour qu'une naine blanche ait eu le temps de se refroidir et se transformer en naine noire[2]. Même à l’époque où les naines noires existeront, il sera extrêmement difficile de les détecter, car elles émettront un rayonnement thermique à une température à peine au-dessus de celui du rayonnement fossile micro-onde. L'une des seules manière de les détecter sera par leur influence gravitationnelle[3]. Le terme « naine noire » a déjà été utilisé pour désigner ce qui est aujourd'hui connu sous le nom de naine brune[4]. Notes et références[modifier | modifier le code] Géante rouge.

Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre.

Géante rouge

Une géante rouge est une étoile ayant évolué en dehors de la séquence principale, devenant ainsi géante[1]. Ce sont des étoiles d'une masse au moins égale à celle du Soleil qui, après avoir épuisé l'hydrogène de leur noyau, commencent à consommer l'hydrogène en couche autour du noyau riche en hélium. Deux phénomènes sont responsables de l'augmentation substantielle du rayon de l'étoile (qui peut atteindre un rayon 1 000 fois supérieur à celui du Soleil). Premièrement, la fusion en couche de l'hydrogène. Et deuxièmement, la contraction du cœur d'hélium, libérant une importante quantité d'énergie gravitationnelle. Supergéante rouge. Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre.

Supergéante rouge

Les supergéantes rouges sont produites par des étoiles dont la masse initiale est de l'ordre de 20 masses solaires. Elles sont les grandes sœurs des géantes rouges. Certaines étoiles (en fonction de cette masse initiale, et de l'intensité des vents stellaires durant la phase de séquence principale) finissent leur vie comme telles, et explosent en supernova. D'autres (les plus massives d'entre elles) entrent dans le stade Wolf-Rayet.

Leur cœur s'est contracté jusqu'à ce que la température et la pression soient suffisantes pour que la fusion de l'hélium démarre. Une des anecdotes à propos des étoiles supergéantes rouges est que certaines d'entre elles pourraient être en fait des objets de Thorne-Zytkow. Articles connexes[modifier | modifier le code] Géante bleue. Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre.

Géante bleue

De gauche à droite: une naine rouge, le Soleil (naine jaune), une naine bleue, et la géante bleue R136a1. R136a1 n'est pas la plus grande étoile connue en termes de volume; ce titre appartient à l'hypergéante VY Canis Majoris . Une géante bleue est une étoile très chaude, très brillante et très massive (plus de 18 masses solaires), de couleur bleue et de type spectral O ou B. Dans le diagramme de Hertzsprung-Russell, les géantes bleues se trouvent dans le coin supérieur gauche à cause de leur luminosité et de leur couleur. Ce sont, généralement des étoiles de la séquence principale qui brûlent leur hydrogène. Les géantes bleues sont extrêmement lumineuses, de magnitude absolue -5, -6 ou même moins. La majorité des étoiles de ce type se trouvent dans les associations O-B, des grands groupes d'étoiles jeunes.