Ampleur

© La connaissance, c'est le pouvoir

Ptolémée et l'Almageste

La première tentative de dresser un catalogue d'étoiles basé sur le principe de leur degré de luminosité a été réalisée par l'astronome hellénique Hipparque de Nicée au IIe siècle avant JC. Parmi ses nombreuses œuvres (malheureusement, presque toutes sont perdues), figurait "Catalogue Étoiles", contenant une description de 850 étoiles classées par coordonnées et luminosité. Les données recueillies par Hipparque, qui découvrit en outre le phénomène de précession, furent traitées et reçues développement ultérieur grâce à Claude Ptolémée d'Alexandrie (Egypte) au IIe siècle. ANNONCE Il a créé un opus fondamental "Almageste" en treize livres. Ptolémée a rassemblé toutes les connaissances astronomiques de cette époque, les a classées et les a présentées sous une forme accessible et compréhensible. L'Almageste comprenait également le catalogue Star. Elle était basée sur des observations faites par Hipparque il y a quatre siècles. Mais le « Catalogue des étoiles » de Ptolémée contenait déjà environ un millier d’étoiles supplémentaires.

Le catalogue de Ptolémée fut utilisé presque partout pendant un millénaire. Il a divisé les étoiles en six classes selon leur luminosité : les plus brillantes étaient classées dans la première classe, les moins brillantes dans la seconde, et ainsi de suite. La sixième classe comprend des étoiles à peine visibles à l'œil nu. Le terme « luminosité des corps célestes » ou « grandeur stellaire » est encore utilisé aujourd'hui pour déterminer la mesure de la brillance des corps célestes, non seulement des étoiles, mais aussi des nébuleuses, des galaxies et d'autres phénomènes célestes.

Luminosité des étoiles et magnitude visuelle

En regardant le ciel étoilé, vous remarquerez que les étoiles varient dans leur luminosité ou dans leur éclat apparent. Les étoiles les plus brillantes sont appelées étoiles de 1ère magnitude ; les étoiles dont la luminosité est 2,5 fois plus faible que les étoiles de 1ère magnitude ont la 2ème magnitude. Les étoiles de 3ème grandeur incluent celles-ci. qui sont 2,5 fois plus faibles que les étoiles de 2e magnitude, etc. Les étoiles les plus faibles visibles à l’œil nu sont classées comme étoiles de 6e magnitude. Il faut rappeler que l’appellation « magnitude stellaire » n’indique pas la taille des étoiles, mais seulement leur éclat apparent.

Au total, le ciel compte 20 des étoiles les plus brillantes, généralement considérées comme des étoiles de première magnitude. Mais cela ne veut pas dire qu’ils ont la même luminosité. En fait, certaines d’entre elles sont un peu plus brillantes que la 1ère magnitude, d’autres sont un peu plus faibles, et une seule d’entre elles est une étoile exactement de 1ère magnitude. La même situation s'applique aux étoiles de 2e, 3e et suivantes magnitudes. Par conséquent, pour indiquer plus précisément la luminosité d'une étoile particulière, ils utilisent valeurs fractionnaires. Ainsi, par exemple, les étoiles dont la luminosité se situe entre les étoiles de 1ère et 2ème magnitude sont considérées comme appartenant à la 1,5ème magnitude. Il existe des étoiles de magnitude 1,6 ; 2.3 ; 3.4 ; 5.5, etc. Plusieurs étoiles particulièrement brillantes sont visibles dans le ciel, dont la brillance dépasse celle des étoiles de 1ère grandeur. Pour ces étoiles, zéro et magnitudes négatives. Ainsi, par exemple, l'étoile la plus brillante de l'hémisphère nord du ciel - Vega - a une magnitude de 0,03 (0,04), et l'étoile la plus brillante - Sirius - a une magnitude de moins 1,47 (1,46), dans l'hémisphère sud. plus l'étoile est brillante Canopus(Canopus est situé dans la constellation de la Carène. Avec une magnitude apparente de moins 0,72, Canopus a la luminosité la plus élevée de toutes les étoiles à moins de 700 années-lumière du Soleil. À titre de comparaison, Sirius n'est que 22 fois plus brillant que notre Soleil, mais il est beaucoup plus lumineux. plus proche de nous que Canopus Pour de nombreuses étoiles parmi les plus proches voisines du Soleil, Canopus est l'étoile la plus brillante de leur ciel.)

Ampleur dans la science moderne

Au milieu du 19ème siècle. astronome anglais Normand Pogson

Le système développé par l'astronome anglais a permis de conserver l'échelle existante (division en six classes), mais lui a donné une précision mathématique maximale. Premièrement, l'étoile polaire a été choisie comme point zéro du système de magnitudes stellaires ; sa magnitude, conformément au système ptolémaïque, a été déterminée à 2,12. Plus tard, lorsqu'il est devenu clair que l'étoile polaire est une étoile variable, les étoiles aux caractéristiques constantes ont été attribuées de manière conditionnelle au rôle de point zéro. À mesure que la technologie et l'équipement se sont améliorés, les scientifiques ont pu déterminer les magnitudes stellaires avec une plus grande précision : au dixième, puis au centième d'unité.

La relation entre les magnitudes stellaires apparentes est exprimée par la formule de Pogson : m 2 -m 1 =-2,5log(E 2 /E 1) .

Nombre n d'étoiles de magnitude visuelle supérieure à L

L	n	L	n	L	n
1	13	8	4.2*10 4	15	3.2*10 7
2	40	9	1.25*10 5	16	7.1*10 7
3	100	10	3.5*10 5	17	1.5*10 8
4	500	11	9*10 5	18	3*10 8
5	1.6*10 3	12	2.3*10 6	19	5.5*10 8
6	4.8*10 3	13	5.7*10 6	20	10 9
7	1.5*10 4	14	1.4*10 7	21	2*10 9

Ampleur relative et absolue

La magnitude stellaire, mesurée à l'aide d'instruments spéciaux montés dans un télescope (photomètres), indique la quantité de lumière provenant d'une étoile qui atteint un observateur sur Terre. La lumière parcourt la distance qui sépare l’étoile de nous et, par conséquent, plus l’étoile est éloignée, plus elle apparaît faible. En d’autres termes, le fait que la luminosité des étoiles varie ne fournit pas encore d’informations complètes sur l’étoile. Une étoile très brillante peut avoir une grande luminosité, mais être très éloignée et donc avoir une très grande magnitude. Pour comparer la luminosité des étoiles, quelle que soit leur distance à la Terre, le concept "ampleur absolue". Pour déterminer la magnitude absolue, vous devez connaître la distance à l'étoile. La magnitude absolue M caractérise la luminosité d'une étoile située à une distance de 10 parsecs de l'observateur. (1 parsec = 3,26 années-lumière.). Relation entre la magnitude absolue M, la magnitude apparente m et la distance à l'étoile R en parsecs : M = m + 5 – 5 log R.

Pour les étoiles relativement proches, distantes d'une distance n'excédant pas plusieurs dizaines de parsecs, la distance est déterminée par parallaxe d'une manière connue depuis deux cents ans. Dans ce cas, des déplacements angulaires négligeables des étoiles sont mesurés lorsqu’elles sont observées depuis différents points de l’orbite terrestre, c’est-à-dire à différents moments de l’année. Les parallaxes même des étoiles les plus proches sont inférieures à 1". Le concept de parallaxe est associé au nom de l'une des unités de base de l'astronomie - le parsec. Le parsec est la distance à une étoile imaginaire dont la parallaxe annuelle est égale à 1".

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Astronomie

• Traduction

Les connaissez-vous tous, ainsi que les raisons de leur luminosité ?

J'ai soif de nouvelles connaissances. Le but est d’apprendre chaque jour et de devenir de plus en plus brillant. C'est l'essence de ce monde.
-Jay-Z

Lorsque vous imaginez le ciel nocturne, vous pensez probablement à des milliers d’étoiles scintillant sur la couverture noire de la nuit, quelque chose qui ne peut être vraiment vu que loin des villes et d’autres sources de pollution lumineuse.

Mais ceux d'entre nous qui n'ont pas l'occasion d'assister périodiquement à un tel spectacle ne réalisent pas que les étoiles observées depuis des zones urbaines à forte pollution lumineuse sont différentes de celles observées dans des zones urbaines à forte pollution lumineuse. conditions sombres. Leur couleur et leur luminosité relative les distinguent immédiatement de leurs étoiles voisines, et chacune a sa propre histoire.

Les habitants de l'hémisphère nord peuvent probablement reconnaître immédiatement la Grande Ourse ou la lettre W de Cassiopée, tandis que dans l'hémisphère sud, la constellation la plus célèbre doit être la Croix du Sud. Mais ces étoiles ne font pas partie des dix plus brillantes !

Voie Lactée à côté de la Croix du Sud

Chaque étoile a son propre cycle de vie, auquel elle est liée dès sa naissance. Lorsqu’une étoile se forme, l’élément dominant sera l’hydrogène – l’élément le plus abondant dans l’Univers – et son destin est déterminé uniquement par sa masse. Les étoiles ayant 8 % de la masse du Soleil peuvent déclencher des réactions de fusion nucléaire dans leur noyau, fusionnant l'hélium à partir de l'hydrogène, et leur énergie se déplace progressivement de l'intérieur vers l'extérieur et se déverse dans l'Univers. Les étoiles de faible masse sont rouges (en raison des basses températures), s'assombrissent et brûlent leur combustible lentement ; les étoiles les plus durables sont destinées à brûler pendant des milliards d'années.

Mais plus une étoile gagne de masse, plus son noyau est chaud et plus la région dans laquelle se produit la fusion nucléaire est grande. Au moment où elle atteint la masse solaire, l’étoile entre dans la classe G et sa durée de vie ne dépasse pas dix milliards d’années. Doublez la masse solaire et vous obtenez une étoile de classe A d’un bleu vif qui vit moins de deux milliards d’années. Et les étoiles les plus massives, les classes O et B, ne vivent que quelques millions d’années, après quoi leur noyau est à court d’hydrogène. Sans surprise, les étoiles les plus massives et les plus chaudes sont aussi les plus brillantes. Une étoile typique de classe A peut être 20 fois plus brillante que le Soleil, et les plus massives peuvent être des dizaines de milliers de fois plus brillantes !

Mais quelle que soit la façon dont une étoile commence sa vie, l’hydrogène contenu dans son noyau s’épuise.

Et à partir de ce moment, l'étoile commence à brûler des éléments plus lourds, se transformant en une étoile géante, plus froide, mais aussi plus brillante que l'originale. La phase géante est plus courte que la phase de combustion de l'hydrogène, mais son incroyable luminosité la rend visible à des distances beaucoup plus grandes que celles à partir desquelles l'étoile d'origine était visible.

En tenant compte de tout cela, passons aux dix étoiles les plus brillantes de notre ciel, par ordre croissant de luminosité.

10. Achernar. Une étoile bleue brillante avec sept fois la masse du Soleil et 3 000 fois sa luminosité. C’est l’une des étoiles à rotation la plus rapide que nous connaissons ! Il tourne si vite que son rayon équatorial est 56 % plus grand que son rayon polaire, et la température au pôle - puisqu'il est beaucoup plus proche du noyau - est de 10 000 K plus élevée. Mais c'est assez loin de nous, à 139 années-lumière.

9. Bételgeuse. Étoile géante rouge de la constellation d'Orion, Bételgeuse était une étoile brillante et chaude de classe O jusqu'à ce qu'elle manque d'hydrogène et passe à l'hélium. Malgré basse températureÀ 3 500 K, il est plus de 100 000 fois plus brillant que le Soleil, ce qui explique pourquoi il figure parmi les dix plus brillants, bien qu'il se trouve à 600 années-lumière. Au cours du prochain million d’années, Bételgeuse deviendra une supernova et deviendra temporairement l’étoile la plus brillante du ciel, éventuellement visible de jour.

8. Procyon. La star est très différente de celles que nous avons considérées. Procyon est une modeste étoile de classe F, à peine 40 % plus grande que le Soleil, et sur le point de manquer d'hydrogène dans son noyau, ce qui signifie qu'il s'agit d'une sous-géante en cours d'évolution. Elle est environ 7 fois plus brillante que le Soleil, mais se trouve à seulement 11,5 années-lumière, elle pourrait donc être plus brillante que toutes les étoiles de notre ciel, sauf sept.

7. Rigel. Dans Orion, Bételgeuse n'est pas la plus brillante des étoiles - cette distinction est attribuée à Rigel, une étoile encore plus éloignée de nous. Elle se trouve à 860 années-lumière et avec une température de seulement 12 000 degrés, Rigel n’est pas une étoile de la séquence principale – c’est une supergéante bleue rare ! Il est 120 000 fois plus brillant que le Soleil et brille si intensément non pas à cause de sa distance, mais à cause de sa propre luminosité.

6. Chapelle. C’est une étoile étrange car il s’agit en fait de deux géantes rouges avec des températures comparables à celles du Soleil, mais chacune est environ 78 fois plus brillante que le Soleil. À une distance de 42 années-lumière, c'est la combinaison de sa propre luminosité, d'une distance relativement courte et du fait qu'il y en a deux qui permet à Capella de figurer sur notre liste.

5. Véga. L'étoile la plus brillante du Triangle Été-Automne, la maison des extraterrestres du film « Contact ». Les astronomes l'ont utilisée comme étoile standard de « magnitude zéro ». Elle est située à seulement 25 années-lumière, appartient aux étoiles de la séquence principale et est l'une des étoiles de classe A les plus brillantes que nous connaissions, et est également assez jeune, âgée de seulement 400 à 500 millions d'années. De plus, elle est 40 fois plus brillante que le Soleil et constitue la cinquième étoile la plus brillante du ciel. Et parmi toutes les étoiles de l’hémisphère nord, Vega est la deuxième derrière une seule étoile…

4. Arcturus. La géante orange, à l'échelle évolutive, se situe quelque part entre Procyon et Capella. C'est l'étoile la plus brillante de l'hémisphère nord et peut être facilement trouvée grâce à la « poignée » de la Grande Ourse. Il est 170 fois plus brillant que le Soleil, et en suivant son évolution, il peut devenir encore plus brillant ! Elle n’est qu’à 37 années-lumière et seules trois étoiles sont plus brillantes qu’elle, toutes situées dans l’hémisphère sud.

3. Alpha Centaure. Il s'agit d'un système triple dans lequel le membre principal est très similaire au Soleil et est lui-même plus faible que n'importe quelle étoile parmi les dix. Mais le système Alpha Centauri est constitué des étoiles les plus proches de nous, donc son emplacement affecte sa luminosité apparente - après tout, il n'est qu'à 4,4 années-lumière. Pas du tout comme le numéro 2 de la liste.

2. Canopus. Supergéant blanc Canopus est 15 000 fois plus brillant que le Soleil et est la deuxième étoile la plus brillante du ciel nocturne, bien qu'elle se trouve à 310 années-lumière. Il est dix fois plus massif que le Soleil et 71 fois plus grand - il n'est pas surprenant qu'il brille si fort, mais il n'a pas pu atteindre la première place. Après tout, l’étoile la plus brillante du ciel est…

1. Sirius. Il est deux fois plus brillant que Canopus et les observateurs de l’hémisphère nord peuvent souvent le voir s’élever derrière la constellation d’Orion en hiver. Elle scintille fréquemment parce que sa lumière vive peut mieux pénétrer la basse atmosphère que celle des autres étoiles. Elle n'est qu'à 8,6 années-lumière, mais c'est une étoile de classe A, deux fois plus massive et 25 fois plus brillante que le Soleil.

Vous serez peut-être surpris d'apprendre que les étoiles les plus importantes de la liste ne sont pas les étoiles les plus brillantes ou les plus proches, mais plutôt des combinaisons d'étoiles suffisamment brillantes et suffisamment proches pour briller le plus. Les étoiles situées deux fois plus loin ont quatre fois moins de luminosité, donc Sirius brille plus que Canopus, qui brille plus qu'Alpha Centauri, etc. Il est intéressant de noter que les étoiles naines de classe M, à laquelle appartiennent trois étoiles sur quatre dans l’Univers, ne figurent pas du tout sur cette liste.

Ce que l'on peut retenir de cette leçon : parfois les choses qui nous paraissent les plus frappantes et les plus évidentes se révèlent être les plus insolites. Les objets courants peuvent être beaucoup plus difficiles à trouver, mais cela signifie que nous devons améliorer nos méthodes d’observation !

Luminosité apparente

Regardez le ciel la nuit. Très probablement, vous verrez une douzaine ou une étoile et demie très brillantes (selon la saison et votre emplacement sur Terre), plusieurs dizaines d'étoiles plus sombres et de très nombreuses étoiles très sombres.

La luminosité des étoiles est leur plus ancienne caractéristique remarquée par l’homme. Même dans les temps anciens, les gens proposaient une mesure de la luminosité des étoiles - la « magnitude stellaire ». Bien qu’on l’appelle « grandeur », nous ne parlons bien entendu pas de la taille des étoiles, mais uniquement de leur luminosité perçue par l’œil. Certaines étoiles brillantes ont reçu la première magnitude. Pour les étoiles qui semblaient un peu plus sombres - la seconde. Des étoiles qui semblaient tout aussi plus sombres que les précédentes - la troisième. Et ainsi de suite.

Notez que plus l’étoile est brillante, plus sa magnitude est faible. Les étoiles de première grandeur sont loin d’être les plus brillantes du ciel. Il fallait entrer dans les magnitudes nulles et même négatives. Des grandeurs fractionnaires sont également possibles. Les étoiles les plus faibles que l’œil humain puisse voir sont des étoiles de sixième grandeur. Avec des jumelles, vous pouvez voir jusqu'au septième, avec un télescope amateur - jusqu'au dixième ou douzième, et le télescope orbital moderne Hubble atteint jusqu'au trentième.

Voici les magnitudes de nos étoiles familières : Sirius (-1,5), Alpha Centauri (-0,3), Bételgeuse 0,3 (en moyenne, car variable). Tout le monde étoiles célèbres La Grande Ourse est une étoile de deuxième magnitude. La magnitude de Vénus peut atteindre jusqu'à (-4,5) - enfin, un point très brillant, si vous avez la chance de le voir, Jupiter - jusqu'à (-2,9).

C'est ainsi que la luminosité des étoiles est mesurée depuis de nombreux siècles, à l'œil nu, en comparant les étoiles avec des étoiles standards. Mais ensuite des instruments impartiaux sont apparus, et on a découvert fait intéressant. Quelle est la luminosité apparente d’une étoile ? Elle peut être définie comme la quantité de lumière (photons) provenant de cette étoile qui pénètre dans notre œil en même temps. Ainsi, il s'est avéré que l'échelle de grandeur est logarithmique (comme toutes les échelles basées sur la perception des sens). C'est-à-dire que la différence de luminosité d'une grandeur est une différence de deux fois et demie le nombre de photons. Comparez, par exemple, avec une gamme musicale, c’est pareil : une différence d’octave de hauteur est une double différence de fréquence.

La mesure de la luminosité apparente des étoiles en magnitudes est toujours utilisée dans les observations visuelles ; les valeurs de magnitude sont enregistrées dans tous les ouvrages de référence astronomiques. C'est pratique, par exemple, pour évaluer et comparer rapidement la luminosité des étoiles.

Puissance de rayonnement

La luminosité des étoiles que nous voyons avec nos yeux dépend non seulement des paramètres de l'étoile elle-même, mais également de la distance qui la sépare. Par exemple, le petit mais proche Sirius nous semble plus brillant que la lointaine supergéante Bételgeuse.

Bien entendu, pour étudier les étoiles, il faut comparer des luminosités qui ne dépendent pas de la distance. (Ils peuvent être calculés en connaissant la luminosité apparente de l’étoile, la distance qui la sépare et une estimation de l’absorption de la lumière dans une direction donnée.)

Au début, la magnitude absolue était utilisée comme mesure - la magnitude théorique qu'aurait une étoile si elle était placée à une distance standard de 10 parsecs (32 années-lumière). Néanmoins, pour les calculs astrophysiques, il s’agit d’une quantité peu pratique, basée sur une perception subjective. Il s'est avéré beaucoup plus pratique de mesurer non pas la luminosité apparente théorique, mais la puissance de rayonnement très réelle de l'étoile. Cette quantité est appelée luminosité et se mesure en luminosité du Soleil ; la luminosité du Soleil est considérée comme une.

Pour référence : la luminosité du Soleil est de 3,846 * 10 à la vingt-sixième puissance de watts.

La gamme de luminosités des étoiles connues est énorme : depuis les millièmes (voire les millionièmes) du soleil jusqu'à cinq à six millions.

Les luminosités des étoiles que nous connaissons : Bételgeuse - 65 000 solaires, Sirius - 25 solaires, Alpha Centauri A - 1,5 solaire, Alpha Centauri B - 0,5 solaire, Proxima Centauri - 0,00006 solaire.

Mais depuis que nous sommes passés de parler de luminosité à parler de puissance de rayonnement, il faut tenir compte du fait que l'un n'est pas du tout lié à l'autre sans ambiguïté. Le fait est que la luminosité apparente est mesurée uniquement dans le domaine visible et que les étoiles émettent bien plus que ce domaine. Nous savons que notre Soleil non seulement brille (lumière visible), mais chauffe également (rayonnement infrarouge) et provoque le bronzage (rayonnement ultraviolet), et un rayonnement plus dur est retenu par l'atmosphère. Le rayonnement maximal du Soleil se situe exactement au milieu du domaine visible - ce qui n'est pas surprenant : au cours du processus d'évolution, nos yeux ont été spécifiquement adaptés au rayonnement solaire ; Pour la même raison, le Soleil apparaît complètement blanc dans le vide. Mais pour les étoiles plus froides, le rayonnement maximum est déplacé vers la région rouge, voire infrarouge. Il existe des étoiles très froides, comme R Doradus, qui émettent la majeure partie de leur rayonnement dans l'infrarouge. Dans les étoiles plus chaudes, au contraire, le rayonnement maximum est déplacé vers la région bleue, violette ou même ultraviolette. L'estimation de la puissance de rayonnement de ces étoiles à partir du rayonnement visible sera encore plus erronée.

Par conséquent, le concept de « luminosité bolométrique » d’une étoile est utilisé, c’est-à-dire y compris le rayonnement dans toutes les gammes. Comme il ressort clairement de ce qui précède, la luminosité bolométrique peut différer sensiblement de la luminosité habituelle (dans le domaine visible). Par exemple, la luminosité habituelle de Bételgeuse est de 65 000 solaires, et la luminosité bolométrique est de 100 000 !

Qu'est-ce qui détermine la puissance de rayonnement d'une étoile ?

La puissance de rayonnement d'une étoile (et donc sa luminosité) dépend de deux paramètres principaux : la température (plus elle est chaude, plus elle émet d'énergie par unité de surface) et la surface (plus elle est grande, plus l'étoile peut émettre d'énergie). à la même température) .

Il s’ensuit que les étoiles les plus brillantes de l’Univers devraient être des hypergéantes bleues. C’est vrai ; ces étoiles sont appelées « variables bleu vif ». Heureusement, ils sont peu nombreux et ils sont tous très loin de nous (ce qui est extrêmement utile pour la vie protéique), mais ils incluent la fameuse « Pistol Star », Eta Carinae et d'autres champions de l'Univers en luminosité.

Une chose à garder à l’esprit est que si les variables bleu vif sont effectivement les étoiles connues les plus brillantes (5 à 6 millions de luminosités solaires), elles ne sont pas les plus grandes. Les hypergéantes rouges sont beaucoup plus grandes que les hypergéantes bleues, mais elles sont moins lumineuses en raison de la température.

Faisons une pause avec les hypergéantes exotiques et regardons les étoiles de la séquence principale. En principe, les processus se produisant dans toutes les étoiles de la séquence principale sont similaires (la répartition des zones de rayonnement et des zones de convection dans le volume de l'étoile est différente, mais tant que toute fusion thermonucléaire se produit dans le noyau, cela ne joue pas de rôle particulier. ). Par conséquent, le seul paramètre qui détermine la température d’une étoile de la séquence principale est la masse. C'est aussi simple que cela : plus c'est lourd, plus c'est chaud. Les tailles des étoiles de la séquence principale sont également déterminées par la masse (pour la même raison, la similitude de la structure et des processus en cours). Il s’avère donc que les étoiles les plus lourdes, les plus grosses et les plus chaudes, c’est-à-dire les étoiles les plus chaudes de la séquence principale, sont également les plus grandes. Vous vous souvenez de l'image avec les couleurs visibles des étoiles ? Cela illustre très bien ce principe.

Cela signifie que les étoiles de la séquence principale les plus chaudes sont également les plus puissantes (les plus brillantes), et plus leur température est basse, plus leur luminosité est faible. Par conséquent, la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell a la forme d’une bande diagonale allant du coin supérieur gauche (les étoiles les plus chaudes sont les plus brillantes) jusqu’au coin inférieur droit (les étoiles les plus petites sont les plus sombres).

Il y a moins de projecteurs que de lucioles

Il existe une autre règle liée à la luminosité des étoiles. Elle a été dérivée statistiquement puis expliquée dans la théorie de l’évolution stellaire. Plus les étoiles sont brillantes, moins elles sont nombreuses.

Autrement dit, il y a beaucoup plus d’étoiles sombres que d’étoiles brillantes. Il existe très peu d’étoiles éblouissantes de classe spectrale O ; il y a sensiblement plus d'étoiles de classe spectrale B ; il y a encore plus d'étoiles de classe spectrale A, et ainsi de suite. De plus, avec chaque classe spectrale, le nombre d’étoiles augmente de façon exponentielle. Ainsi, la plus grande population stellaire de l’Univers est constituée de naines rouges – les étoiles les plus petites et les plus faibles.

Et il s'ensuit que notre Soleil est loin d'être une étoile « ordinaire » en termes de puissance, mais très décente. On connaît relativement peu d’étoiles comme le Soleil, et encore moins d’étoiles plus puissantes.

Luminosité

Pendant longtemps, les astronomes ont cru que la différence de luminosité apparente des étoiles était uniquement liée à la distance qui les séparait : plus l'étoile était éloignée, moins elle devait paraître brillante. Mais lorsque les distances aux étoiles furent connues, les astronomes découvrirent que parfois les étoiles plus éloignées avaient une plus grande luminosité apparente. Cela signifie que la luminosité apparente des étoiles dépend non seulement de leur distance, mais aussi de l’intensité réelle de leur lumière, c’est-à-dire de leur luminosité. La luminosité d'une étoile dépend de la taille de la surface des étoiles et de sa température. La luminosité d'une étoile exprime sa véritable intensité lumineuse par rapport à l'intensité lumineuse du Soleil. Par exemple, quand on dit que la luminosité de Sirius est de 17, cela signifie que la véritable intensité de sa lumière est 17 fois supérieure à l'intensité du Soleil.

En déterminant la luminosité des étoiles, les astronomes ont découvert que de nombreuses étoiles sont des milliers de fois plus brillantes que le Soleil. Par exemple, la luminosité de Deneb (alpha Cygnus) est de 9 400. Parmi les étoiles, il y a celles qui émettent des centaines de milliers de fois plus. plus léger que le Soleil. Un exemple est l’étoile symbolisée par la lettre S dans la constellation Dorado. Il brille 1 000 000 de fois plus que le Soleil. D'autres étoiles ont la même ou presque la même luminosité que notre Soleil, par exemple Altaïr (Alpha Aquila) -8. Il existe des étoiles dont la luminosité s'exprime en millièmes, c'est-à-dire que leur intensité lumineuse est des centaines de fois inférieure à celle du Soleil.

Couleur, température et composition des étoiles

Les étoiles ont couleur différente. Par exemple, Vega et Deneb sont blanches, Capella est jaunâtre et Bételgeuse est rougeâtre. Plus la température d’une étoile est basse, plus elle est rouge. La température des étoiles blanches atteint 30 000 et même 100 000 degrés ; la température des étoiles jaunes est d'environ 6 000 degrés et la température des étoiles rouges est de 3 000 degrés et moins.

Les étoiles sont constituées de substances gazeuses chaudes : hydrogène, hélium, fer, sodium, carbone, oxygène et autres.

Amas d'étoiles

Les étoiles dans le vaste espace de la Galaxie sont réparties assez uniformément. Mais certains d’entre eux s’accumulent encore à certains endroits. Bien entendu, même là, les distances entre les étoiles restent très grandes. Mais en raison des distances gigantesques, ces étoiles proches ressemblent à un amas d’étoiles. C'est pourquoi on les appelle ainsi. Le plus célèbre des amas d’étoiles est celui des Pléiades dans la constellation du Taureau. À l'œil nu, 6 à 7 étoiles peuvent être distinguées dans les Pléiades, situées très proches les unes des autres. Grâce à un télescope, plus d'une centaine d'entre eux sont visibles sur une petite zone. C'est l'un des amas dans lequel les étoiles forment un système plus ou moins isolé, reliés par un mouvement commun dans l'espace. Le diamètre de cet amas d'étoiles est d'environ 50 années-lumière. Mais même si les étoiles de cet amas sont apparemment proches, elles sont en réalité assez éloignées les unes des autres. Dans la même constellation, entourant son étoile rougeâtre principale - la plus brillante - Al-debaran, se trouve un autre amas d'étoiles plus dispersées - les Hyades.

Certains amas d'étoiles apparaissent sous la forme de points brumeux et flous dans les télescopes faibles. Dans les télescopes plus puissants, ces taches, surtout vers les bords, se divisent en étoiles individuelles. Les grands télescopes permettent d'établir qu'il s'agit d'amas d'étoiles particulièrement proches, ayant une forme sphérique. Par conséquent, ces amas sont appelés globulaires. Plus d’une centaine d’amas d’étoiles globulaires sont désormais connus. Tous sont très loin de nous. Chacun d'eux est constitué de centaines de milliers d'étoiles.

La question de savoir ce qu’est le monde des étoiles est apparemment l’une des premières questions auxquelles l’humanité est confrontée depuis l’aube de la civilisation. Toute personne contemplant le ciel étoilé relie involontairement les étoiles les plus brillantes entre elles dans les formes les plus simples - carrés, triangles, croix, devenant ainsi le créateur involontaire de sa propre carte du ciel étoilé. Nos ancêtres ont suivi le même chemin, divisant le ciel étoilé en combinaisons d’étoiles clairement distinctes appelées constellations. Dans les cultures anciennes, nous trouvons des références aux premières constellations, identifiées avec les symboles des dieux ou des mythes, qui nous sont parvenues sous forme de noms poétiques - la constellation d'Orion, la constellation de Canes Venatici, la constellation d'Andromède, etc. Ces noms semblaient symboliser les idées de nos ancêtres sur l'éternité et l'immuabilité de l'univers, la constance et l'immuabilité de l'harmonie du cosmos.

Combien de temps une étoile peut-elle vivre ? Tout d'abord, définissons-le : par durée de vie d'une étoile, nous entendons sa capacité à réaliser une fusion nucléaire. Car le «cadavre d'une étoile» peut rester longtemps même après la fin de la synthèse.

Généralement, moins une étoile est massive, plus elle vivra longtemps. Les étoiles ayant la masse la plus faible sont des naines rouges. Ils peuvent représenter entre 7,5 et 50 pour cent de la masse solaire. Tout ce qui est moins massif ne peut pas subir de fusion nucléaire – et ne sera pas une étoile. Les modèles actuels suggèrent que les plus petites naines rouges peuvent durer jusqu'à 10 000 milliards d'années. Comparez cela avec notre Soleil, où la fusion prendra environ 10 milliards d'années, soit mille fois moins. Une fois que la majeure partie de l’hydrogène est fusionnée, selon la théorie, la naine rouge clair deviendra une naine bleue, et lorsque l’hydrogène restant sera épuisé, la fusion dans le noyau s’arrêtera et la naine deviendra blanche.

Les étoiles les plus anciennes

Les étoiles les plus anciennes semblent être celles qui se sont formées immédiatement après le Big Bang (il y a environ 13,8 milliards d'années). Les astronomes peuvent estimer l'âge des étoiles en observant leur lumière : cela leur indique la quantité de chaque élément contenu dans l'étoile (par exemple, hydrogène, hélium, lithium). Les étoiles les plus anciennes ont tendance à être composées principalement d’hydrogène et d’hélium, avec très peu de masse consacrée aux éléments plus lourds.

La plus ancienne étoile observée est SMSS J031300.36-670839.3. Sa découverte a été annoncée en février 2014. Son âge est estimé à 13,6 milliards d'années, et elle n'est toujours pas l'une des premières étoiles. De telles étoiles n’ont pas encore été découvertes, mais elles pourraient certainement l’être. Les naines rouges, comme nous l’avons noté, vivent des milliards d’années, mais elles sont très difficiles à détecter. De toute façon, même si de telles étoiles existent, les chercher revient à chercher une aiguille dans une botte de foin.

Les étoiles les plus sombres

Quelles étoiles sont les plus sombres ? Avant de répondre à cette question, comprenons ce qu'est « dim ». Plus on s'éloigne d'une étoile, plus elle apparaît faible, il suffit donc de supprimer la distance comme facteur et de mesurer sa luminosité, ou la quantité totale d'énergie émise par l'étoile sous forme de photons, de particules de lumière.

Si l’on se limite aux étoiles qui sont encore en processus de fusion, alors la luminosité la plus faible se trouve chez les naines rouges. L'étoile la plus froide avec la luminosité la plus faible actuellement est la naine rouge 2MASS J0523-1403. Un peu moins de lumière - et nous entrerons dans le royaume des naines brunes, qui ne sont plus des étoiles.

Il peut également y avoir des restes d’étoiles : naines blanches, étoiles à neutrons, etc. À quel point peuvent-ils être sombres ? Les naines blanches sont légèrement plus légères mais mettent beaucoup de temps à se refroidir. Après un certain temps, ils se transforment en morceaux de charbon froid, pratiquement pas émettant de la lumière- devenir des « naines noires ». Les naines blanches mettent beaucoup de temps à se refroidir, elles n’existent donc tout simplement pas encore.

Les astrophysiciens ne savent pas encore ce qu’il advient de la matière des étoiles à neutrons lorsqu’elles refroidissent. En observant des supernovae dans d’autres galaxies, ils peuvent deviner que plusieurs centaines de millions d’étoiles à neutrons ont dû se former dans notre galaxie, mais seule une petite fraction de ce nombre a été enregistrée jusqu’à présent. Les autres ont dû tellement se refroidir qu’ils sont tout simplement devenus invisibles.

Qu’en est-il des trous noirs dans l’espace intergalactique profond sans rien en orbite ? Ils émettent encore un certain rayonnement, connu sous le nom de rayonnement Hawking, mais pas en grande quantité. Ces trous noirs solitaires brillent probablement moins que les restes d’étoiles. Existent-ils ? Peut être.

Les étoiles les plus brillantes

Les étoiles les plus brillantes ont aussi tendance à être les plus massives. Ce sont également généralement des étoiles Wolf-Rayet, ce qui signifie qu’elles sont chaudes et qu’elles déversent beaucoup de masse dans de forts vents stellaires. Les étoiles les plus brillantes ne vivent pas non plus particulièrement longtemps : « vivez vite, mourez jeune ».

L’étoile la plus brillante à ce jour (et la plus massive) est considérée comme R136a1. Son ouverture a été annoncée en 2010. Il s'agit d'une étoile Wolf-Rayet avec une luminosité d'environ 8 700 000 solaires et une masse 265 fois supérieure à celle de notre étoile d'origine. Autrefois, sa masse était de 320 solaires.

R136a1 fait en réalité partie d’un amas dense d’étoiles appelé R136. Selon Paul Crowther, l’un des découvreurs, « les planètes mettent plus de temps à se former qu’une étoile comme celle-ci met plus de temps à vivre et à mourir. Même s’il y avait des planètes là-bas, il n’y aurait pas d’astronomes sur elles, car le ciel nocturne était aussi brillant que le ciel diurne. »

Les plus grandes étoiles

Malgré son énorme masse, R136a1 n'est pas la plus grande étoile (en termes de taille). Il existe de nombreuses étoiles plus grandes, et ce sont toutes des supergéantes rouges – des étoiles qui étaient beaucoup plus petites toute leur vie jusqu'à ce qu'elles manquent d'hydrogène, commencent à fusionner l'hélium, puis commencent à augmenter leur température et à se dilater. Notre Soleil connaîtra finalement un sort similaire. L’hydrogène s’épuisera et l’étoile se développera, se transformant en une géante rouge. Pour devenir une supergéante rouge, une étoile doit être 10 fois plus massive que notre Soleil. La phase supergéante rouge est généralement courte et ne dure que quelques milliers à un milliard d’années. Ce n’est pas grand-chose selon les normes astronomiques.

Les supergéantes rouges les plus célèbres sont Alpha Antares et Bételgeuse, mais elles sont également assez petites par rapport aux plus grandes. Trouver la plus grande supergéante rouge est une entreprise très infructueuse, car la taille exacte de ces étoiles est très difficile à estimer avec certitude. Les plus grands devraient être 1 500 fois plus larges que le Soleil, peut-être plus.

Étoiles avec les explosions les plus brillantes

Les photons à haute énergie sont appelés rayons gamma. Ils naissent à la suite d'explosions nucléaires, c'est pourquoi certains pays lancent des satellites spéciaux pour rechercher les rayons gamma provoqués par les essais nucléaires. En juillet 1967, ces satellites américains ont détecté une explosion de rayons gamma qui n'était pas provoquée par une explosion nucléaire. Depuis, de nombreuses autres explosions similaires ont été découvertes. Ils sont généralement de courte durée, de quelques millisecondes à quelques minutes seulement. Mais très brillantes – bien plus brillantes que les étoiles les plus brillantes. Leur source n'est pas sur Terre.

Quelles sont les causes des sursauts gamma ? Il y a beaucoup de suppositions. Aujourd’hui, la plupart des spéculations se résument à l’explosion d’étoiles massives (supernovae ou hypernovae) en train de se transformer en étoiles à neutrons ou en trous noirs. Certains sursauts gamma sont provoqués par des magnétars, un type d’étoile à neutrons. D’autres sursauts gamma peuvent être le résultat de la fusion de deux étoiles à neutrons en une seule ou de la chute d’une étoile dans un trou noir.

Les anciennes stars les plus cool

Les trous noirs ne sont pas des étoiles, mais des restes d'étoiles - mais il est amusant de les comparer aux étoiles, car de telles comparaisons montrent à quel point les deux peuvent être incroyables.

Un trou noir est ce qui se forme lorsque la gravité d’une étoile est suffisamment forte pour vaincre toutes les autres forces et provoquer l’effondrement de l’étoile sur elle-même jusqu’à un point de singularité. Avec une masse non nulle mais un volume nul, un tel point aura en théorie une densité infinie. Cependant, les infinis sont rares dans notre monde, nous n’avons donc tout simplement pas de bonne explication sur ce qui se passe au centre d’un trou noir.

Les trous noirs peuvent être extrêmement massifs. Les trous noirs découverts au centre de galaxies individuelles peuvent représenter des dizaines de milliards de masses solaires. De plus, la matière sur l’orbite des trous noirs supermassifs peut être très brillante, plus brillante que toutes les étoiles des galaxies. Il peut également y avoir des jets puissants à proximité du trou noir, se déplaçant presque à la vitesse de la lumière.

Les étoiles les plus rapides

En 2005, Warren Brown et d’autres astronomes du Centre d’astrophysique Harvard-Smithsonian ont annoncé la découverte d’une étoile se déplaçant si vite qu’elle s’était envolée de la Voie lactée et ne reviendrait jamais. Son nom officiel est SDSS J090745.0+024507, mais Brown l'a qualifié de « star voyou ».

D’autres étoiles rapides ont également été découvertes. On les appelle étoiles à hypervitesse ou étoiles ultrarapides. À la mi-2014, 20 étoiles de ce type avaient été découvertes. La plupart d’entre eux semblent provenir du centre de la galaxie. Selon une hypothèse, deux étoiles étroitement associées (un système binaire) sont passées près du trou noir au centre de la galaxie, une étoile a été capturée par le trou noir et l'autre a été éjectée à grande vitesse.

Il y a des étoiles qui se déplacent encore plus vite. En fait, de manière générale, plus une étoile est éloignée de notre galaxie, plus elle s’éloigne de nous rapidement. Cela est dû à l’expansion de l’Univers et non au mouvement de l’étoile dans l’espace.

Les étoiles les plus variables

La luminosité de nombreuses étoiles fluctue considérablement lorsqu’on les regarde depuis la Terre. On les appelle étoiles variables. Ils sont nombreux : rien que dans la Voie lactée, il y en a environ 45 000.

Selon le professeur d'astrophysique Coel Hellier, les étoiles variables les plus variables sont les étoiles variables cataclysmiques ou explosives. Leur luminosité peut être multipliée par 100 au cours de la journée, diminuer, augmenter à nouveau, etc. Ces étoiles sont populaires parmi les astronomes amateurs.

Aujourd’hui, nous comprenons bien ce qui arrive aux étoiles variables cataclysmiques. Ce sont des systèmes binaires dans lesquels une étoile est une étoile ordinaire et l’autre une naine blanche. La matière d'une étoile ordinaire tombe sur un disque d'accrétion qui orbite autour de la naine blanche. Une fois que la masse du disque est suffisamment élevée, la fusion commence, entraînant une augmentation de la luminosité. Petit à petit, la synthèse se tarit et le processus recommence. Parfois, une naine blanche s'effondre. Il existe suffisamment d'options de développement.

Les étoiles les plus insolites

Certains types d’étoiles sont assez inhabituels. Ils n'ont pas nécessairement des caractéristiques extrêmes comme la luminosité ou la masse, ils sont juste bizarres.

Comme par exemple les objets Torna-Zytkow. Ils portent le nom des physiciens Kip Thorne et Anna Zhitkov, qui ont été les premiers à suggérer leur existence. Leur idée était qu’une étoile à neutrons pourrait devenir le noyau d’une géante rouge ou d’une supergéante. L'idée est incroyable, mais... un tel objet a été récemment découvert.

Parfois, deux grosses étoiles jaunes tournent si près l’une de l’autre que, quelle que soit la matière qui les sépare, elles ressemblent à une cacahuète cosmique géante. Seuls deux de ces systèmes sont connus.

L'étoile de Przybylski est parfois citée comme exemple d'étoile inhabituelle car sa lumière est différente de celle de toute autre étoile. Les astronomes mesurent l’intensité de chaque longueur d’onde pour déterminer de quoi est faite l’étoile. Ce n'est généralement pas un problème, mais les scientifiques tentent toujours de comprendre le spectre de l'étoile de Przybylski.

Basé sur des documents de listverse.com