Astronomie

Position d'une étoile sur le diagramme RH

Position d'une étoile sur le diagramme RH

La position d'une étoile sur un diagramme HR dépend-elle du système de magnitude/indice de couleur utilisé ?

J'ai fait un CMD d'un cluster particulier en utilisant les données HST WFC3/UVIS, et quand j'ai tracé $F275W contre F275W - F606W$, une étoile particulière (à un RA et un déc donnés) était présente près de la région bleue du retardataire, mais maintenant, quand je trace $F438W contre F438W - F814W$, cette même étoile (au même RA,dec) a été trouvée près du début du RVB.

Pourquoi cela arrive-t-il?


La position d'une étoile sur un diagramme HR dépend-elle du système de magnitude/indice de couleur utilisé ?

Oui bien sûr. Mais notez que le diagramme HR fait référence à un tracé de luminosité par rapport à la température effective, alors que vous avez affaire à un diagramme couleur-amplitude (ou CMD).

Pourquoi cela arrive-t-il?

Tout d'abord, vous devez vérifier que ce n'est pas de votre faute. Si vous voyez des choses non physiques, comme la branche horizontale dépassant la branche de la géante rouge, vous savez que vous avez foiré. Cela peut arriver avec de mauvais étalonnages. Mais je pense que tu es en sécurité, ce n'est pas ton cas.

Ensuite, je suppose que la dépendance de la grandeur sur les filtres est triviale.

Maintenant, comment les couleurs changent avec les filtres ? Commençons en première approximation. Commencez à imaginer la fonction de Planck (c'est parti) et supposez que vos filtres sont monochromatiques. Rappelons que la couleur est la différence de deux grandeurs, c'est-à-dire egin{equation*}m_1-m_2= 2.5log_{10} I(lambda_1)/I(lambda_2)end{equation*}$I$ est l'intensité et $lambda_1>lambda_2$. Prenez maintenant les points du Planckien correspondant à vos deux longueurs d'onde, c'est-à-dire $I(lambda_1)$ et $I(lambda_2)$, et tracez une ligne entre ces deux points. Si la pente de la droite est négative (resp. positive), alors le rapport des intensités est inférieur (resp. supérieur) à 1, et la couleur est négative (resp. positive). Si le rapport est 1, alors la pente et la couleur sont 0. Donc la couleur est en quelque sorte proportionnelle à la pente de Planck entre les deux $lambda$s. Voici le point : la couleur est plus sensible lorsque le pic du Planckien est proche de la longueur d'onde des filtres. Si le pic est trop éloigné des longueurs d'onde du filtre, alors la pente planckienne devient presque constante et la couleur perd sa sensibilité à la température. C'est la raison pour laquelle dans certains CMD on voit la partie la plus bleue de la branche horizontale descendre brutalement : la couleur sature et ne capte pas les variations de température. Premier message à emporter: différentes couleurs sondent différentes plages du Planckien, et sont donc sensibles à différentes plages de température effective.

Mais je pense que nous n'avons pas touché le point. En passant à l'approximation du second ordre, nous devons considérer toute la largeur du filtre. Ce fait apporte beaucoup d'effets. Par exemple, l'excès de couleur commence en fonction du type spectral de l'étoile. C'est-à-dire que les étoiles les plus chaudes sont plus rougies, car la rougeur est plus efficace à court $lambda$s (par exemple la célèbre loi de Whitford), de sorte que les premières étoiles de type spectral émettent la plupart de leur flux à court $lambda$s. Un autre effet est que les filtres larges sont fortement affectés par les raies d'absorption et les bandes moléculaires, et je pense que c'est votre cas. Vous avez la photométrie dans deux larges filtres UV, c'est-à-dire $F275W$ et $F438W$, d'un traînard bleu putatif, donc une source avec beaucoup de flux bleu. De plus, la bande d'absorption OH tombe juste dans le $F275W$ bande, tandis que plusieurs bandes CH et CN tombent dans la $F438W$ bande. Ainsi, vos couleurs ne sont pas seulement des indicateurs de la température effective, mais aussi des abondances chimiques. Notamment, les filtres UV ont été utilisés pour séparer plusieurs populations stellaires dans les CMD, en exploitant leurs différentes abondances. Donc, deuxième message à retenir: le rougissement dépend du type spectral, mais surtout les couleurs peuvent dépendre des abondances chimiques.

Enfin, comme d'autres réponses l'ont souligné, la position d'une étoile sur le CMD peut être modifiée par d'autres effets, tels que la variabilité.


Premièrement, un diagramme RH n'est pas la même chose qu'un CMD.

Un diagramme HR est la luminosité (ou la magnitude bolométrique absolue) par rapport à la température effective ou un proxy fiable pour la température effective.

En supposant qu'il n'y ait pas d'"erreur de l'utilisateur", les informations que vous nous donnez sont que cette étoile a l'air "chaude" avec la couleur 275-606, mais plus froide dans la couleur 438-814.

Il existe plusieurs classes d'explication de base. (1) L'étoile (ou peut-être le système binaire non résolu ?) a un excès d'UV. Typiquement, vous pourriez voir cela s'il y a un compagnon nain blanc chaud. (2) L'étoile a un excès dans le proche infrarouge. Cela peut être dû à un compagnon cool ou à un matériau circumstellaire. (3) L'étoile est variable et a changé de luminosité entre les observations avec les différents filtres.


CONFÉRENCE 5 : LE DIAGRAMME DE HERTZSPRUNG-RUSSELL

En mots : La luminosité d'un corps noir sphérique est proportionnelle au carré de son rayon et à la puissance quatrième de sa température. La constante de proportionnalité est 4`pi'`sigma'.

Remarque : une étoile n'est pas un corps noir parfait, mais elle en est proche. Les astronomes définissent le température effective d'une étoile, Te, par l'équation

(1) L'étoile A et l'étoile B ont le même rayon, mais l'étoile B est deux fois plus chaude. Combien plus lumineuse est l'étoile B ?

La luminosité est proportionnelle à T 4 , donc l'étoile B est 2 4 = 16 fois plus lumineuse.

(voir la feuille à distribuer « Équations importantes »).

(2) Deux étoiles ont le même type spectral et elles ont la même luminosité apparente (flux). Cependant, l'étoile A a une parallaxe de 1", et l'étoile B a une parallaxe de 0,1". Quelle est la taille de l'étoile B par rapport à l'étoile A ?

Nous devons rassembler ici plusieurs équations différentes. La distance à une étoile est d=1/p, où p est la parallaxe, donc l'étoile B est 10 fois plus éloignée que l'étoile A. Le flux apparent d'une étoile est f=L/(4`pi'd 2 ), donc si les deux étoiles ont le même flux apparent, l'étoile B doit être 100 fois plus lumineuse. Puisque les deux étoiles ont le même type spectral, elles ont la même température. Mais L est proportionnel à R 2 T 4 , donc si T est le même et que l'étoile B est 100 fois plus lumineuse, elle doit être dix fois plus grosse que l'étoile A.


Position d'une étoile sur le diagramme HR - Astronomie

Cette simulation explore le diagramme de Hertzsprung-Russell et les sujets nécessaires pour comprendre le diagramme. Ces sujets incluent les différents types de spectre, la classification spectrale et la classe de luminosité. Ce module propose un tutoriel assez approfondi sur la lecture de diagrammes RH. L'utilisateur peut modifier la température et la luminosité de l'étoile et voir comment sa position change sur le diagramme HR.

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Astronomy 102 Specials: Le diagramme de Hertzsprung-Russell et la corrélation entre la température et la luminosité

L'une des caractéristiques les plus remarquables d'un diagramme de Hertzsprung-Russell (H-R) pour tout groupe d'étoiles est la bande diagonale allant du coin supérieur gauche au coin inférieur droit où se trouvent presque toutes les étoiles. Cette bande s'appelle la séquence principale, et parce qu'elle est si importante pour n'importe quel groupe d'étoiles, elle doit être importante et digne d'une étude plus approfondie.

L'existence d'une séquence principale dans un diagramme H-R indique que pour la plupart des étoiles, il existe une corrélation entre la luminosité et la température. Rappelez-vous que l'axe des x sur le diagramme H-R est la température et qu'il est tracé à l'envers, et que l'axe des y sur le diagramme H-R est la luminosité, tracé dans le bon sens. Une corrélation est évidente car les étoiles ne sont pas réparties au hasard sur le tracé, mais plutôt dans une région bien confinée. Le graphique ci-dessous montre la séquence principale sous la forme d'une seule ligne plutôt que d'un ensemble de points. J'ai fait cela en calculant la luminosité moyenne pour la collection d'étoiles à chaque température, puis en traçant un seul point pour représenter toutes ces étoiles. Surtout, cela rend l'intrigue un peu plus facile à lire.

Notez que la corrélation entre la température et la luminosité est directe --- c'est-à-dire que lorsque la température augmente (c'est-à-dire que vous allez vers la gauche sur le tracé), la luminosité augmente. Cette corrélation directe rappelle quelque peu la relation que nous avons apprise entre la température et la luminosité d'un émetteur de corps noir. Rappelons que pour un corps noir, l'intensité totale et la température sont liées comme suit :

où I est l'intensité et T la température. Rappelons par ailleurs que la puissance, ou de manière équivalente, la luminosité émise par un corps noir est :

où S est la surface de l'émetteur. Pour une sphère (toutes les étoiles sont sphériques) :

où R est le rayon de la sphère. Maintenant, en combinant ces trois relations, on obtient :

et nous constatons que pour un émetteur de corps noir, il existe une relation directe entre la température et la luminosité. Cette relation pourrait-elle expliquer la corrélation directe entre la température et la luminosité observée dans le diagramme H-R ? Cela semble assez plausible, car pour de nombreuses raisons, nous pensons que les étoiles émettent principalement comme des corps noirs.

Découvrons-le. La façon de le faire est de créer un modèle de la façon dont une étoile émettrait si elle se comportait exactement comme un corps noir. Le modèle le plus simple consiste à supposer que toutes les étoiles ont la taille du Soleil, puisque le Soleil est la seule étoile dont nous connaissons la taille. Ensuite, notre modèle nous donne une relation directe entre la température et la luminosité comme suit :

= 4 x 3,14 x 5,67 x 10 -8 x (6,96 x 10 8 ) 2 T 4

Nous pouvons tracer cette relation directement sur le diagramme H-R en calculant la luminosité que nous obtiendrions pour un tas d'étoiles de modèles de température différentes. Cela nous donnera une ligne sur le diagramme H-R.

Si notre ligne de modèle et la séquence principale étaient une seule et même séquence, nous pourrions conclure que notre modèle « correspond » aux données et que notre simple modèle de corps noir explique la corrélation entre la température et la luminosité dans les vraies étoiles. Cependant, ces deux lignes ne se chevauchent pas, et nous ne pouvons donc pas prétendre avoir expliqué la corrélation.

En fait, notre modèle fait un travail assez moche pour prédire la luminosité des étoiles de la séquence principale en fonction de leur température. Par exemple, lorsque l'on branche 11220 K pour une température dans le modèle, on obtient une luminosité d'environ 14 fois la luminosité du Soleil, soit 14 L o (comme indiqué par le plus bleu sur la figure ci-dessus). Cependant, les vraies étoiles avec des températures de surface de 11 220 K ont des luminosités de près de 100 L o , soit environ un facteur cinq ou plus. Par conséquent, nous avons encore beaucoup de travail à faire avant de pouvoir prétendre à un ajustement.

Même si le modèle ne s'adapte pas très bien, nous aimerions quand même en garder certaines parties car elles ont du sens. Le premier et peut-être le plus important est que les étoiles se comportent comme des corps noirs. Nous pensons qu'il en est ainsi pour de nombreuses raisons, notamment le fait que les spectres à large bande des étoiles ont la forme caractéristique du corps noir et que les températures dérivées des observations des raies spectrales concordent avec les températures dérivées de l'ajustement du spectre à large bande avec le corps noir. courbe. Donc, il vaut la peine d'essayer de garder l'hypothèse du corps noir si possible.

Cependant, nous avons fait une autre hypothèse dans notre modèle qui est presque totalement injustifiée. Nous avons juste choisi une taille pour toutes les étoiles en fonction de notre connaissance de la taille du Soleil. Bien que ce soit probablement un bon point de départ, puisque le Soleil est le seul objet stellaire pour lequel nous pouvons mesurer une taille, il n'y a aucune raison pour que toutes les étoiles aient la même taille que le Soleil. Et s'il existait des étoiles dont la taille est trois fois plus grande que celle du Soleil ? Quel type de relation température-luminosité ces étoiles pourraient-elles avoir ?

Eh bien, pour une température donnée, une étoile plus grosse aura une luminosité plus grande. Pourquoi? Car si la température détermine l'intensité de la surface de l'étoile, la plus grosse étoile aura plus de surface et donc rayonnera plus de luminosité, même si les températures et donc les intensités des deux étoiles sont les mêmes (vous aviez une question sur ceci dans l'ensemble de problèmes #2 maintenant vous savez pourquoi). Nous pouvons donc nous attendre à ce que le modèle de corps noir pour les étoiles plus grandes puisse apparaître plus haut sur le diagramme H-R que la ligne pour les étoiles de la taille du Soleil. De même, le modèle du corps noir pour les étoiles plus petites que le Soleil apparaîtrait plus bas sur le diagramme H-R, car les étoiles plus petites ont moins de surface pour rayonner.

Et c'est exactement ce que vous obtenez :

Les trois courbes du modèle ont la même pente, et cette pente n'est pas la pente de la séquence principale, donc individuellement, aucun de ces modèles ne s'adaptera à la séquence principale. Cela dit que les étoiles de la séquence principale ne sont pas toutes de la même taille, ce qui, quand on y pense, est très bien. Après tout, pourquoi toutes les étoiles devraient-elles avoir la même taille de toute façon ?

Bien que ces modèles individuellement ne correspondent pas à la séquence principale, ensemble, ils couvrent une grande partie de la séquence principale. C'est-à-dire que tant que cela ne vous dérange pas d'utiliser différentes tailles d'étoiles pour différentes parties de la séquence principale, nous pouvons expliquer toutes les étoiles avec un modèle de corps noir où la température et la taille des étoiles augmentent ensemble. Les étoiles de la séquence principale à basse température peuvent être mieux expliquées par notre modèle de corps noir si leur taille est également plus petite que le Soleil, et les étoiles de la séquence principale à haute température peuvent être mieux expliquées si leur taille est également plus grande que le Soleil.

Ainsi, nous pouvons expliquer la corrélation apparente entre la température et la luminosité dans le diagramme HR en termes de modèle de corps noir et d'une autre corrélation - la corrélation entre la température et la taille - pour les étoiles de la séquence principale. De plus, nous pouvons également voir que la position sur le diagramme H-R peut nous dire que la taille des étoiles en haut à droite est beaucoup plus grande que le Soleil et que les étoiles en bas à gauche sont beaucoup plus petites que le Soleil. Les étoiles de la séquence principale tombent dans une gamme de tailles relativement étroite, avec des rayons allant d'environ 30 % du rayon du Soleil à environ 10 fois le rayon du Soleil.

Nous verrons dans les sections suivantes du cours que cette nouvelle corrélation entre la température de surface et la taille de l'étoile est le résultat d'un autre paramètre plus fondamental --- la masse de l'étoile.


Position d'une étoile sur le diagramme HR - Astronomie

La source de données est le troisième catalogue des étoiles proches.

Veuillez noter les caractéristiques suivantes de cette solution.

    Le carré jaune représente l'endroit où les étoiles comme le Soleil habitent ce diagramme. La plupart des étoiles de la séquence principale de cet échantillon sont en fait plus froides et moins lumineuses que le soleil. la plupart des étoiles ont des luminosités inférieures à 1% du soleil. Tous les échantillons représentatifs montreraient cette population. Si cette population n'est pas là, votre échantillon est biaisé. (on comprendra plus tard dans la journée pourquoi ces étoiles sont les plus nombreuses de la galaxie).

Bon, maintenant choisissons un échantillon et créons nos propres diagrammes RH et comparons-les à la réponse ci-dessus :

Il existe essentiellement 3 façons de choisir un échantillon de parallaxe.

  • Sélection par luminosité apparente
  • Sélection par couleur apparente
  • Sélection par position dans le ciel.

Ces caractéristiques font partie de la simulation car a) la position du ciel est déterminée en faisant défiler, b) la taille du point sur l'écran est proportionnelle à la luminosité apparente de l'étoile et c) la couleur du point représente sa couleur apparente ( du bleu au rouge).

Sélection par luminosité apparente

  1. Cochez le bouton spécifier un catalogue
  2. Sélectionnez 30 étoiles brillantes comme catalogue.
  3. Sélectionnez une étoile à mesurer en cliquant sur l'étoile. Le nom de l'étoile apparaîtra alors. Faites défiler l'écran pour sélectionner des étoiles supplémentaires, ou cliquez sur la case à cocher spécifier une étoile et sélectionnez simplement les étoiles dans l'ordre dans cette liste. (c'est probablement le plus simple à faire)
  4. Cliquez maintenant sur l'étape 2 Détecteur.
  5. Vous mesurez maintenant la parallaxe de cette étoile. Veuillez ne pas ajuster l'erreur ou les paramètres de la plaque.
  6. Lorsque vous pensez avoir une parallaxe bien déterminée, cliquez sur cette valeur dans l'histogramme, vous verrez un point ajouté à la fenêtre d'aperçu du diagramme HR sous l'histogramme.
  7. La mise en évidence de l'étape 3 affichera le diagramme RH que vous pourrez ensuite comparer à la solution en haut de cette page.
  8. Revenez maintenant à l'étape 1 et mesurez une autre étoile, etc, etc. Mesurez ainsi 15 des 30 étoiles disponibles. Il suffit de sélectionner au hasard 15 étoiles dans la liste déroulante.

Maintenant, nous répétons cet exercice, mais cette fois, sélectionnez le catalogue intitulé 20 Nearby Stars.

Ce que nous venons d'apprendre, c'est que le seul échantillon représentatif que vous puissiez faire en astronomie est un échantillon limité en volume. C'est-à-dire, définissez une certaine distance et mesurez chaque objet qui vous intéresse dans ce rayon.

Comme on peut le voir, pour les 20 étoiles proches, il s'agit soit d'étoiles rouges inférieures de la séquence principale, soit de naines blanches.

Nous avons maintenant établi que, dans le diagramme de Hertzsprung Russel (HR), la plupart des étoiles peuplent cette bande diagonale appelée séquence principale.

Les caractéristiques des étoiles de la séquence principale sont les suivantes :

Stellar Evolution est relativement simple à comprendre en termes de base. Voici les notions clés :

    L'échelle de temps évolutive est entièrement déterminée par la masse stellaire. Les étoiles massives évoluent beaucoup plus rapidement que les étoiles de faible masse.

    P=G : l'étoile est une table, la génération d'énergie se produit dans son noyau. Cela fournit une pression de gaz qui empêche l'effondrement de l'étoile. Chaque masse a une valeur unique de P pour la stabiliser, ce qui produit une température centrale unique. Ainsi, la température centrale d'une étoile à 2 masses solaires est plus élevée que pour une étoile à 1 masse solaire. Une température centrale plus élevée produit un taux de fusion beaucoup plus élevé, ce qui peut être vérifié plus tard dans l'exercice en classe.

Remarque : Les sacs de gaz en expansion refroidissent les sacs de gaz qui s'effondrent. Loi des gaz parfaits.

    Une boule d'hydrogène s'effondre jusqu'à ce que la fusion d'hydrogène dans le noyau stabilise l'étoile contre un nouvel effondrement. L'étoile est maintenant un étoile de la séquence principale . Toutes les étoiles de la séquence principale, quelle que soit leur masse, fusionnent de l'hydrogène dans leur noyau. Toutes les étoiles de la séquence principale sont stables (P=G) et leur noyau est à température constante.


Cette simulation explore le diagramme de Hertzsprung-Russell et les sujets nécessaires pour comprendre le diagramme. Ces sujets incluent les différents types de spectre, la classification spectrale et la classe de luminosité. Ce module propose un tutoriel assez approfondi sur la lecture de diagrammes RH. L'utilisateur peut modifier la température et la luminosité de l'étoile et voir comment sa position change sur le diagramme HR.

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Les classes de luminosité des étoiles

Les étoiles sont classées en cinq classes principales de luminosité. Voici les cinq classes :

I Supergéantes Étoiles très massives et lumineuses en fin de vie. Elles sont sous-classées en Ia ou Ib, Ia représentant la plus brillante de ces étoiles. Ces étoiles sont très rares - 1 étoile sur un million est une supergéante. L'étoile supergéante la plus proche est Canopus (F0Ib) à 310 années-lumière. Quelques autres exemples sont Bételgeuse (M2Ib), Antares (M1Ib) et Rigel (B8Ia). II Les étoiles géantes brillantes qui ont une luminosité entre les étoiles géantes et supergéantes. Quelques exemples sont Sargas (F1II) et Alphard (K3II). III Géantes normales Ce sont principalement des étoiles de faible masse en fin de vie qui ont gonflé pour devenir une étoile géante. Cette catégorie comprend également certaines étoiles de grande masse évoluant sur le chemin du statut de supergéante. Quelques exemples sont Arcturus (K2III), Hadar (B1III) et Aldebaran (K5III). IV Sous-géantes Étoiles qui ont commencé à évoluer vers le statut de géant ou de supergéant. Quelques exemples sont Alnair (B7IV) et Muphrid (G0IV). A noter également Procyon qui entre dans cette catégorie et est donc : F5IV-V. V Nains Toutes les étoiles normales brûlant de l'hydrogène. Les stars passent la majeure partie de leur vie dans cette catégorie avant de gravir les échelons. Les étoiles de classe O et B de cette catégorie sont en fait très brillantes et lumineuses et généralement plus brillantes que la plupart des étoiles géantes. Quelques exemples sont le Soleil (G2V), Sirius (A1V) et Vega (A0V).


Position d'une étoile sur le diagramme HR - Astronomie

Un orrery est un modèle du système solaire qui montre les positions des planètes le long de leurs orbites autour du Soleil.

Le graphique ci-dessus montre le Soleil au centre (la boule jaune), entouré des planètes les plus intimes du système solaire.

Cliquez et faites glisser le graphique pour faire pivoter l'angle de la caméra, ou utilisez la molette de votre souris pour effectuer un zoom avant et arrière. Vous pouvez également utiliser le curseur sous le graphique pour régler le niveau de zoom. Lorsque vous effectuez un zoom arrière, les planètes extérieures du système solaire et ndash Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune et ndash apparaîtront.

Le curseur de date vous permet d'avancer ou de reculer de quelques mois pour voir le mouvement des planètes le long de leurs orbites au fil du temps.

Le panneau supérieur montre où les planètes apparaissent dans le ciel nocturne, vu de la Terre. La ligne jaune marque le zodiaque et la trajectoire annuelle du Soleil dans le ciel et les lignes grises indiquent les limites des constellations.

Le codage couleur du commandement indique l'heure de la journée à laquelle chaque planète est visible. Cela dépend de la direction dans laquelle se trouve la planète, vue de la Terre. Si notre ligne de vue vers une planète est largement séparée de notre ligne de vue vers le Soleil, la planète sera facilement visible pendant une grande partie de la nuit. Sinon, la planète apparaîtra très proche du Soleil.

Les zones de la carte ci-dessus qui sont ombrées en vert sont facilement visibles depuis la Terre, les zones qui sont rouges sont cachées par l'éblouissement du Soleil. Les zones bleu foncé sont visibles dans le ciel du matin, tandis que les zones bleu clair sont visibles dans le ciel du soir. Ce codage couleur peut être désactivé en désélectionnant l'option "Superposer la visibilité de la planète".

En sélectionnant l'option "Marquer périhélie / aphélie", des étiquettes peuvent être ajoutées qui marquent les points les plus proches et les plus éloignés du Soleil le long des orbites de chacune des planètes. L'orbite de la Terre est en outre étiquetée avec les points qu'elle passe le premier jour de chaque mois alors qu'elle effectue son circuit annuel autour du Soleil.


Un diagramme RH classique moderne

De L'Encyclopédie des étoiles de Cambridge, J. B. Kaler, Cambridge University Press, 2006. Copyright & copie Cambridge University Press.

  • V : Nains de la séquence principale
  • IV : Sous-géantes
  • III : Géants
  • II : Géants brillants
  • Ib : supergéantes mineures
  • Ia : supergéantes supérieures
  • Ia-0 : Supergéante-hypergéante
  • D : naines blanches (en bas à gauche)

Les variations sur le thème du diagramme HR incluent des tracés de la luminosité réelle en watts en fonction de la température, et divers types de magnitudes tracés en fonction de la couleur.

Explication et évolution

Les nains de la séquence principale à partir du milieu L environ jusqu'à la classe O fusionnent tous silencieusement l'hydrogène en hélium dans leurs noyaux. Les masses les plus élevées, environ 120 fois celles du Soleil, sont en haut à gauche, tandis que les masses les plus basses sont en bas à droite. Les naines brunes de classe L et T, dont la masse est inférieure à environ 0,075 fois celle du Soleil, sont trop froides à l'intérieur pour effectuer une fusion complète à partir de l'hydrogène ordinaire et ne peuvent fusionner que leur deutérium naturel (hydrogène lourd).

Lorsque l'hydrogène du cœur s'épuise, les étoiles de la séquence principale s'envolent vers l'extérieur pour devenir (selon leur masse) des géantes ou des supergéantes. Plus la masse de naissance d'une étoile est faible, plus elle vivra longtemps. À l'extrémité de masse élevée, les durées de vie de fusion de l'hydrogène sont aussi courtes que deux millions d'années. Avec une masse d'environ 0,08 masse solaire, les durées de vie atteignent l'âge de 12 à 13 milliards d'années de la Galaxie. Aucune étoile en dessous de cette limite n'est jamais morte.

Les étoiles en dessous d'environ 10 masses solaires se dilatent et se refroidissent pour devenir d'abord des sous-géantes, puis de véritables géantes qui fusionnent leur noyau d'hélium en carbone et en oxygène (les noyaux entourés de coquilles fusionnant l'hydrogène). Les géantes les plus froides à l'extrême droite ont utilisé tout leur hélium central et se développent à nouveau avec des noyaux de carbone-oxygène morts (entourés de coquilles imbriquées qui fusionnent l'hélium et l'hydrogène et qui alternent dans leurs cycles de combustion). Les géants avancés perdent alors leurs enveloppes extérieures silencieuses à cause des vents puissants pour exposer leurs noyaux, qui deviennent des naines blanches. Le temps de refroidissement des naines blanches est si long qu'aucune n'a jamais disparu de la vue dans l'histoire de la Galaxie. Il n'y a pas de "naines noires".

Lorsque les nains de masse élevée, ceux au-dessus d'environ 10 masses solaires, épuisent leurs noyaux d'hydrogène, ils se dilatent et se refroidissent comme des supergéantes. Les naines blanches doivent avoir moins de 1,4 masse solaire (la limite de Chandrasekhar) pour se soutenir sinon elles s'effondrent. Une supergéante est si massive que son noyau dépasserait la Limite. De plus, sa masse élevée permet à son carbone et à son oxygène de fusionner avec des éléments plus lourds puis de repasser. L'effondrement catastrophique du noyau de fer fait exploser le reste de l'étoile en une supernova brillante qui atteint généralement la magnitude absolue -17.


Gaia identifie une lacune stellaire

Parfois, des mesures plus précises suffisent pour faire de nouvelles découvertes dans d'anciennes structures ! Dans une nouvelle étude, les données de la mission Gaia ont révélé une surprise cachée parmi les étoiles de la séquence principale.

Ancien diagramme avec une nouvelle fonctionnalité

Un exemple de diagramme HR contenant 22 000 étoiles du catalogue Hipparcos et 1 000 du catalogue Gliese des étoiles proches. Les étoiles de la séquence principale sont visibles sous forme de bande diagonale sur le diagramme, mais les données sont rares pour les naines M dans ce graphique (coin inférieur droit). [Richard Powell]

Bien que nous ayons construit des diagrammes HR pour les étoiles proches depuis plus d'un siècle, ils continuent de changer à mesure que nos données pour ces étoiles s'améliorent. En particulier, l'ère actuelle de l'astrométrie de précision a considérablement amélioré les mesures de distance pour les étoiles qui nous entourent, leur permettant d'être placées plus précisément sur le diagramme. La récente deuxième publication de données de la mission Gaia a présenté des mesures d'astrométrie précises pour des milliards d'étoiles, couvrant pratiquement tous les types sur le diagramme HR, y compris les naines M, qui ont été peu échantillonnées dans le passé.

Une équipe de scientifiques dirigée par Wei-Chun Jao (Georgia State University) a maintenant exploré ces données et a découvert une surprise : il y a une lacune dans le diagramme HR chez les nains mi-M.

Partie du diagramme HR pour les étoiles à moins de 100 pc dans l'ensemble de données Gaia DR2. Un étroit espace de faible densité est visible coupant la séquence principale entre les deux lignes en pointillés. [Jao et al. 2018]

Attention à l'écart

Jao et ses collaborateurs ont tracé un total de près de 250 000 étoiles des archives Gaia sur un diagramme RH. Les nouvelles données et les mesures améliorées ont révélé une caractéristique inédite : une tranche diagonale étroite à travers la séquence principale qui est sous-peuplée. Les étoiles manquantes semblent se situer au milieu de la région des naines M.

Les auteurs comparent les étoiles avec le catalogue 2MASS, constatant que l'écart existe également dans d'autres données et bandes de couleurs - ce qui signifie qu'il ne s'agit pas seulement d'une bizarrerie étrange de la photométrie de Gaia. Ils vérifient ensuite si l'écart n'existe que dans les étoiles à une distance spécifique. Un autre non : il est visible de la même manière dans diverses populations couvrant des distances allant jusqu'à 425 années-lumière.

Convection de transition

Alors, qu'est-ce qui cause cette fonctionnalité inattendue ? Les auteurs soutiennent que la présence et la persistance de l'écart suggèrent qu'il est dû à une physique sous-jacente à laquelle nous n'avons pas encore pensé – ce qui est toujours une perspective passionnante !

Les naines M passent d'être principalement convectives à entièrement convectives, illustrées ici, à des masses d'environ 0,35 masse solaire. [NASA/CXC/M.Weiss]

À l'avenir, les auteurs proposent de collecter plus de données - comme les masses dynamiques, les rayons, les métallicités, les périodes de rotation et les propriétés magnétiques - sur les étoiles dans et près de l'espace, afin de mieux comprendre les tendances de la population. En attendant, nous pouvons être ravis de savoir qu'il nous reste encore quelques surprises à découvrir dans les anciennes structures, si nous ne cessons d'améliorer nos données.

Citation

Wei-Chun Jao et al 2018 ApJL 861 L11. doi:10.3847/2041-8213/aacdf6


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