??toile

Les Pl??iades , un amas ouvert d'??toiles dans le constellation de Taurus. NASA photo

Une ??toile est une boule lumineuse massive de plasma . L'??toile la plus proche de la Terre est le Soleil , qui est la source de la plupart des l'??nergie sur Terre. Autres ??toiles sont visibles dans le ciel de la nuit, quand ils ne sont pas ??clips??s par le soleil Pour la plupart de sa vie, une ??toile brille parce la fusion thermonucl??aire dans son base lib??re de l'??nergie qui traverse l'int??rieur de l'??toile, puis en rayonne cosmos. Presque tous les ??l??ments plus lourds que l'hydrog??ne et l'h??lium ont ??t?? cr????s par des processus de fusion dans les ??toiles.

Les astronomes peuvent d??terminer la masse , l'??ge, composition chimique et de nombreuses autres propri??t??s d'une ??toile en observant son spectre, la luminosit?? et le mouvement ?? travers l'espace. La masse totale d'une ??toile est le principal d??terminant dans sa l'??volution et le destin ??ventuel. D'autres caract??ristiques d'une ??toile sont d??termin??es par son histoire ??volutive, dont le diam??tre, la rotation, le mouvement et la temp??rature. Une parcelle de la temp??rature de nombreuses stars contre leurs luminosit??s, connu comme un Diagramme de Hertzsprung-Russell (H-R sch??ma), permet ?? l'??tat d'une ??toile ??ge et ??volutive ?? d??terminer.

Une ??toile commence comme un nuage effondrement du mat??riau compos?? principalement d'hydrog??ne, avec h??lium et des traces d'??l??ments plus lourds. Une fois que le noyau stellaire est suffisamment dense, une partie de l'hydrog??ne est progressivement converti en h??lium dans le processus de fusion nucl??aire. Le reste de l'int??rieur de l'??toile transporte de l'??nergie loin de l'??me ?? travers une combinaison de radiatif et processus convectif. La pression interne de l'??toile emp??che de se effondrer en outre sous sa propre gravit?? . Une fois que l'hydrog??ne carburant ?? la base est ??puis??, ces ??toiles ayant au moins 0,4 fois la masse du Soleil d??velopper pour devenir une g??ante rouge , dans certains cas de fusion plus lourds ??l??ments ?? la base ou dans les coquilles autour du noyau. L'??toile ??volue ensuite en une forme d??g??n??r??e, recyclage d'une partie de la mati??re dans le milieu interstellaire, o?? il formera une nouvelle g??n??ration d'??toiles avec une proportion plus ??lev??e d'??l??ments lourds.

Binaires syst??mes et multi-??toiles se composent de deux ou plusieurs ??toiles qui sont gravitationnellement li??s et se d??placent g??n??ralement autour de l'autre dans l'??curie orbites. Lorsque deux de ces ??toiles ont une orbite relativement proche, de leur interaction gravitationnelle peut avoir un impact significatif sur leur ??volution.

Observation d'histoire

Historiquement, les ??toiles ont ??t?? important pour les civilisations ?? travers le monde. Ils ont ??t?? utilis??s dans religieuses et pratiques pour navigation c??leste et l'orientation. Beaucoup d'astronomes de l'Antiquit?? croyaient que les ??toiles ont ??t?? appos??es de fa??on permanente ?? un sph??re c??leste, et qu'ils ??taient immuables. Par convention, les astronomes regroup??s ??toiles dans constellations et les ont utilis??s pour suivre les mouvements des plan??tes et de la position pr??sum??e du Soleil Le mouvement du Soleil contre les ??toiles de fond (et l'horizon) a ??t?? utilis?? pour cr??er calendriers, qui pourraient ??tre utilis??s pour r??glementer les pratiques agricoles. Le Calendrier gr??gorien, actuellement utilis?? presque partout dans le monde, est un calendrier solaire bas??e sur l'angle de l'axe de rotation de la Terre par rapport ?? l'??toile la plus proche, le Soleil

La plus ancienne, carte du ciel avec pr??cision ?? jour est apparu dans l'Egypte ancienne dans 1534 BCE. Astronomes islamiques ont arabes noms de nombreuses ??toiles qui sont encore utilis??s aujourd'hui, et ils ont invent?? de nombreuses instruments astronomiques qui pourrait calculer les positions des ??toiles. Au 11??me si??cle, Al-Biruni a d??crit la Voie Lact??e galaxie comme multitude de fragments ayant les propri??t??s de ??toiles n??buleuses, et a ??galement donn?? aux latitudes diff??rentes stars lors d'une ??clipse lunaire en 1019.

En d??pit de l'apparente immuabilit?? du ciel, Astronomes chinois ??taient conscients que de nouvelles ??toiles pourraient appara??tre. Les premiers europ??ens astronomes tels que Tycho Brahe a identifi?? de nouvelles ??toiles dans le ciel de nuit (plus tard appel?? novae), ce qui sugg??re que les cieux ne ??taient pas immuables. En 1584, Giordano Bruno sugg??r?? que les ??toiles ??taient en r??alit?? d'autres soleils, et peut avoir d'autres plan??tes , peut-??tre m??me comme la Terre, en orbite autour d'eux, une id??e qui avait ??t?? sugg??r?? auparavant par ces anciens philosophes grecs que D??mocrite et ??picure. En si??cle suivant l'id??e des ??toiles comme lointains soleils a ??t?? atteint un consensus parmi les astronomes. Pour expliquer pourquoi ces ??toiles ont exerc?? aucune attraction gravitationnelle nette sur le syst??me solaire, Isaac Newton a sugg??r?? que les ??toiles ont ??t?? r??partis de mani??re ??gale dans tous les sens, une id??e invit?? par le th??ologien Richard Bentley.

L'astronome italien Geminiano Montanari enregistr?? observant les variations de luminosit?? de l'??toile Algol en 1667. Edmond Halley a publi?? les premi??res mesures de la mouvement propre d'une paire de proximit?? ??toiles "fixes", d??montrant qu'ils avaient chang?? de position ?? partir du moment de l'ancienne astronomes grecs Ptol??m??e et Hipparque. La premi??re mesure directe de la distance d'une ??toile ( 61 Cygni ?? 11,4 ann??es-lumi??re) a ??t?? faite en 1838 par Friedrich Bessel utilisant le technique de parallaxe. Mesures de parallaxe d??montr?? la grande s??paration des ??toiles dans le ciel.

William Herschel fut le premier astronome ?? tenter de d??terminer la distribution des ??toiles dans le ciel. Pendant les ann??es 1780, il a effectu?? une s??rie de jauges dans 600 directions, et compt?? les ??toiles observ??es le long de chaque ligne de mire. De cela, il en d??duire que le nombre d'??toiles a augment?? r??guli??rement vers un c??t?? du ciel, dans le sens de la Voie Lact??e core. Son fils John Herschel r??p??t?? cette ??tude dans l'h??misph??re sud et a constat?? une augmentation correspondante dans le m??me sens. En plus de ses autres r??alisations, William Herschel est ??galement connu pour sa d??couverte que certaines ??toiles ne mentent pas seulement le long de la m??me ligne de mire, mais sont ??galement compagnons physiques qui forment ??toiles binaires syst??mes.

La science de la spectroscopie stellaire a ??t?? lanc??e par Joseph von Fraunhofer et Angelo Secchi. En comparant les spectres des ??toiles telles que Sirius au Soleil, ils ont trouv?? des diff??rences dans la force et le nombre de leur lignes-absorption les lignes sombres dans un spectres stellaires en raison de l'absorption de fr??quences sp??cifiques par l'atmosph??re. En 1865 Secchi a commenc?? dans la classification ??toiles types spectraux. Cependant, la version moderne du syst??me de classification stellaire a ??t?? d??velopp?? par Annie J. Cannon au cours des ann??es 1900.

Observation des ??toiles doubles pris une importance croissante au cours du 19e si??cle. En 1834, Friedrich Bessel changements observ??s dans le mouvement propre de l'??toile Sirius, et d??duire un compagnon cach??. Edward Pickering a d??couvert le premier binaire spectroscopique en 1899 quand il a observ?? la scission p??riodique des raies spectrales de l'??toile Mizar dans une p??riode de 104 jours. Des observations d??taill??es de nombreux syst??mes d'??toiles binaires ont ??t?? recueillies par les astronomes tels que William et Struve SW Burnham, permettant les masses des ??toiles pour ??tre d??termin?? ?? partir de calcul de la ??l??ments orbitaux. La premi??re solution au probl??me de d??river une orbite d'??toiles binaires ?? partir des observations du t??lescope a ??t?? faite par Felix Savary en 1827.

Le vingti??me si??cle a vu des progr??s plus rapides dans l'??tude scientifique des ??toiles. Le photographie est devenue un outil astronomique pr??cieux. Karl Schwarzschild d??couvert que la couleur d'une ??toile, et donc sa temp??rature, pourraient ??tre d??termin??es en comparant la magnitude visuelle contre l'ampleur photographique. Le d??veloppement de la photo-??lectrique photom??tre permis des mesures tr??s pr??cises de grandeur ?? des intervalles de longueurs d'onde multiples. En 1921, Albert A. Michelson a fait les premi??res mesures d'un diam??tre stellaire utilisant un sur l'interf??rom??tre T??lescope Hooker.

Un important travail conceptuel sur la base physique des ??toiles se est produite au cours des premi??res d??cennies du XXe si??cle. En 1913, le Diagramme de Hertzsprung-Russell a ??t?? d??velopp??, propulsant l'??tude astrophysique des ??toiles. Le succ??s des mod??les ont ??t?? d??velopp??s pour expliquer l'int??rieur des ??toiles et l'??volution stellaire. Les spectres des ??toiles ont ??galement ??t?? expliqu?? avec succ??s gr??ce aux progr??s de la physique quantique . Cela a permis ?? la composition chimique de l'atmosph??re stellaire ?? d??terminer.

?? l'exception de supernovae , ??toiles individuelles ont ??t?? principalement observ??e dans notre Groupe Local de galaxies , et surtout dans la partie visible de la Voie Lact??e (comme en t??moigne la fiche d??taill??e catalogues disponibles pour notre galaxie de Star). Mais certaines ??toiles ont ??t?? observ??es dans la galaxie M100 de la Amas de la Vierge, ?? environ 100 millions d'ann??es lumi??re de la Terre. Dans le Superamas local, il est possible de voir des amas d'??toiles, et t??lescopes actuels pourrait en principe observer individuels faibles ??toiles dans le Cluster-??toiles les plus lointaines locaux r??solus ont jusqu'?? cent millions d'ann??es-lumi??re (voir C??ph??ides). Cependant, en dehors de la Superamas Local de galaxies, ni les ??toiles individuelles ni amas d'??toiles ont ??t?? observ??es; la seule exception ??tait faible image d'un grand amas d'??toiles, contenant des centaines de milliers d'??toiles, un milliard d'ann??es-lumi??re; dix fois la distance de la grappe de l'??toile la plus lointaine observ??e pr??c??demment.

d??signations des ??toiles

Le concept de la constellation ??tait connu pour exister au cours de la P??riode babylonienne. Observateurs du ciel anciens imagin?? que des dispositions importantes de motifs ??toiles se sont form??es, et ils associ??s ceux-ci avec des aspects particuliers de la nature ou de leurs mythes. Douze de ces formations la??ques long de la bande de la ??cliptique et ceux-ci sont devenus la base de l'astrologie . Bon nombre des ??toiles individuelles les plus en vue ont ??galement re??u des noms, en particulier avec l'arabe ou latine d??signations.

Ainsi que certaines constellations et le Soleil lui-m??me, des ??toiles dans son ensemble ont leurs propres mythes . Ils ont ??t?? pens??s pour ??tre les ??mes des morts ou des dieux. Un exemple est l'??toile Algol, qui a ??t?? pens?? pour repr??senter l'??il de la Gorgon Medusa.

Au Grecs de l'Antiquit??, certains "??toiles", connus sous le nom des plan??tes (πλανήτης grec (Plan??tes), qui signifie ??vagabond??), repr??sent?? diverses divinit??s importantes, ?? partir de laquelle les noms des plan??tes Mercure , V??nus , Mars , Jupiter et Saturne ont ??t?? prises. ( Uranus et Neptune ont aussi grecs et dieux romains , mais ni la plan??te ??tait connu dans l'Antiquit?? raison de leur faible luminosit??. Leurs noms ont ??t?? affect??s par les astronomes plus tard).

Circa 1600, les noms des constellations ont ??t?? utilis??s pour nommer les ??toiles dans les r??gions correspondantes du ciel. L'astronome allemand Johann Bayer a cr???? une s??rie de cartes d'??toiles et appliqu?? lettres grecques que d??signations aux ??toiles dans chaque constellation. Plus tard, l'astronome anglais John Flamsteed est venu avec un syst??me utilisant des nombres, qui serait connu plus tard sous le D??signation Flamsteed. De nombreux syst??mes suppl??mentaires ont ??t?? cr????es depuis que catalogues ??toiles sont apparues.

Le seul organe qui a ??t?? reconnu par la communaut?? scientifique comme ayant l'autorit?? pour nommer les ??toiles ou d'autres corps c??lestes est le Union astronomique internationale (UAI). Un certain nombre de soci??t??s priv??es (par exemple, le " International Star Registry ??) pr??tend ?? vendre des noms d'??toiles; cependant, ces noms ne sont ni reconnus par la communaut?? scientifique, ni utilis??s par eux, et beaucoup dans la communaut?? d'astronomie voir ces organisations fraudes qui se nourrissent de gens ignorants de la proc??dure d'attribution de noms ??toiles.

Les unit??s de mesure

La plupart des param??tres stellaires sont exprim??s en Unit??s SI par convention, mais Unit??s CGS sont ??galement utilis??s (par exemple, exprimer luminosit?? dans ergs par seconde). Messe, la luminosit??, et les rayons sont g??n??ralement administr??s en unit??s solaires, sur la base des caract??ristiques du soleil:

masse solaire:	kg
luminosit?? solaire:	watts
rayon solaire:	m

De grandes longueurs, telles que le rayon d'une ??toile g??ante ou la demi-grand axe d'un syst??me d'??toile binaire, sont souvent exprim??s en termes de unit?? astronomique (UA) -environ la distance moyenne entre la Terre et le Soleil (150.000.000 km ou 93 million miles).

Formation et ??volution

Les ??toiles se forment dans les nuages mol??culaires; grandes r??gions de haute densit?? (bien que toujours moins denses que l'int??rieur d'une terre chambre ?? vide) dans la milieu interstellaire. Ces nuages se composent principalement d'hydrog??ne, avec environ 23 ?? 28% d'h??lium et quelques pour cent des ??l??ments plus lourds. Un exemple d'une telle formation d'??toiles n??buleuse, est la n??buleuse d'Orion . Comme les ??toiles massives sont form??s ?? partir de ces nuages, ils ??clairent puissamment et ionisent les nuages ?? partir de laquelle ils ont form??, cr??ant une r??gion H II .

Formation Protostar

La formation d'une ??toile commence par une instabilit?? gravitationnelle l'int??rieur d'un nuage mol??culaire, souvent d??clench??e par des ondes de choc de supernovae (explosions stellaires massives) ou la collision de deux galaxies (comme dans un galaxie hybride). Une fois qu'une r??gion atteint une densit?? suffisante de mati??re pour satisfaire aux crit??res de Jeans Instabilit?? il commence ?? se effondrer sous son propre force gravitationnelle.

La conception de l'artiste de la naissance d'une ??toile dans un nuage mol??culaire dense image. NASA

Comme les effondrements de nuages, agglom??rations individuelles de la forme de poussi??re et de gaz dense ce qu'on appelle les Globules de Bok. Ceux-ci peuvent contenir jusqu'?? 50 masses solaires de mati??re. En tant que effondrements de globules et la densit?? augmente, l'??nergie gravitationnelle est convertie en chaleur et la temp??rature se ??l??ve. Quand le nuage protostellaire a environ atteint l'??tat stable de ??quilibre hydrostatique, un formes proto??toile au c??ur. Ces pr??-s??quence principale ??toiles sont souvent entour??s par un disque protoplan??taire. La p??riode de contraction gravitationnelle dure environ 10-15 millions d'ann??es.

Les premi??res ??toiles de moins de deux masses solaires sont appel??s ??toiles T Tauri, tandis que ceux avec une plus grande masse sont Herbig Ae / Be ??toiles. Ces ??toiles nouveau-n??s ??mettent des jets de gaz le long de leur axe de rotation, la production de petites parcelles de n??bulosit?? connu comme objets Herbig Haro- .

S??quence principale

??toiles passent environ 90% de leur dur??e de vie fusion hydrog??ne pour produire de l'h??lium dans les r??actions ?? haute temp??rature et haute pression pr??s de la base. Ces ??toiles sont dites sur la s??quence principale et sont appel??s ??toiles naines. ?? partir de la s??quence principale z??ro ??ge, la proportion d'h??lium dans le noyau d'une ??toile augmentera r??guli??rement. En cons??quence, afin de maintenir le taux requis de la fusion nucl??aire au c??ur, l'??toile va augmenter lentement la temp??rature et la luminosit??. Le Soleil, par exemple, est estim?? avoir augment?? de luminosit?? d'environ 40% depuis qu'il a atteint la s??quence principale il ya 4,6 milliards d'ann??es.

Chaque ??toile g??n??re un vent stellaire de particules qui cr??e un flux continu de gaz dans l'espace. Pour la plupart des ??toiles, le montant de la perte de masse est n??gligeable. Le Soleil perd 10 ^-14 masses solaires par an, soit environ 0,01% de sa masse totale sur toute sa dur??e de vie. Cependant ??toiles tr??s massives peuvent perdre 10 ^-7 ?? 10 ^-5 masses solaires chaque ann??e, affectant de fa??on significative leur ??volution. ??toiles qui commencent avec plus de 50 masses solaires peuvent perdre plus de la moiti?? de leur masse totale alors qu'ils restent sur la s??quence principale.

Un exemple d'un Diagramme de Hertzsprung-Russell pour un ensemble d'??toiles qui comprend le Soleil (au centre). (Voir "Classification" ci-dessous.)

La dur??e pendant laquelle une ??toile passe sur la s??quence principale d??pend principalement de la quantit?? de carburant qu'il a ?? br??ler et la vitesse ?? laquelle il br??le ce combustible. En d'autres termes, sa masse initiale et sa luminosit??. Pour le Soleil, ce est estim??e ?? environ ¹⁰ 10 ans. Les grandes ??toiles br??lent leur carburant tr??s rapidement et sont de courte dur??e. Les petites ??toiles (appel??es naines rouges ) br??lent leur carburant tr??s lentement et derni??res dizaines ?? des centaines de milliards d'ann??es. ?? la fin de leur vie, ils deviennent tout simplement gradateur et le gradateur, se fondre dans nains noirs. Toutefois, ??tant donn?? la dur??e de vie de ces ??toiles est sup??rieur ?? l'??ge actuel de l'univers (13,7 milliards ann??es), pas de nains noirs devraient encore exister.

Outre la masse, la partie des ??l??ments plus lourds que l'h??lium peut jouer un r??le important dans l'??volution des ??toiles. En astronomie tous les ??l??ments plus lourds que l'h??lium sont consid??r??s comme un ??m??tal??, et les produits chimiques la concentration de ces ??l??ments est appel?? le m??tallicit??. La m??tallicit?? peut influencer la dur??e qu'une ??toile va br??ler son carburant, contr??ler la formation de champs magn??tiques et de modifier la force du vent stellaire. Ancien, ??toiles de Population II ont sensiblement moins m??tallicit?? que les ??toiles plus jeunes, la population I en raison de la composition des nuages mol??culaires dont ils form??s. (Au fil du temps ces nuages deviennent de plus en plus enrichies en ??l??ments plus lourds comme des ??toiles ??g??es meurent et perdent une partie de leurs atmosph??res.)

Post-s??quence principale

Comme ??toiles d'au moins 0,4 masses solaires ??puisent leur r??serve d'hydrog??ne ?? leur base, leurs couches ext??rieures se dilatent et fra??che pour former une g??ante rouge. Dans environ 5 milliards d'ann??es, lorsque le Soleil est une g??ante rouge , elle se dilate jusqu'?? un rayon maximal d'environ 1 UA (1,5 ?? 10 ¹¹ m), 250 fois sa taille actuelle. Comme un g??ant, le Soleil va perdre environ 30% de sa masse actuelle. Quand le soleil se dilate, Mercure et V??nus seront probablement englouties. terre sort de l 'est moins claire. On pense qu'il sera sur une orbite plus ??loign??e du Soleil qu'?? l'heure actuelle en raison de du Soleil diminu?? la masse, mais en d??saccord sur les mod??les qu'ils ??chapperont ??tre envelopp?? par le Soleil Interactions de mar??e entre la Terre et le rouge g??ant Sun peuvent causer tra??n??e suppl??mentaire qui pourrait causer la Terre pour retomber ?? une orbite plus basse et ??tre englouti. Cependant, dans environ 1 milliard d'ann??es, le Soleil sera 10% plus lumineux que ce est maintenant et la Terre ne sera plus dans le zone habitable pr??s du Soleil et sera rendu sans vie.

Dans une g??ante rouge jusqu'?? 2,25 masses solaires, la fusion de l'hydrog??ne se d??roule dans une coquille couche entourant le noyau. Finalement, le noyau est comprim?? suffisant pour d??marrer la fusion d'h??lium, et l'??toile maintenant r??tr??cit progressivement en rayon et augmente sa temp??rature de surface. Pour de plus grandes ??toiles, la r??gion de coeur transitions hydrog??ne directement ?? partir de la fusion de la fusion de l'h??lium.

Apr??s l'??toile a consomm?? de l'h??lium ?? la base, la fusion continue dans une coquille autour d'un noyau chaud de carbone et d'oxyg??ne. La star se ensuit alors un chemin ??volutif qui est parall??le ?? la phase de g??ante rouge d'origine, mais ?? une temp??rature de surface plus ??lev??e.

Les ??toiles massives

B??telgeuse est une ??toile superg??ante rouge approchant de la fin de son cycle de vie

Au cours de leur phase de l'h??lium-br??lant, ??toiles tr??s ??lev??s de masse avec plus de neuf masses solaires ??largir pour former superg??antes rouges. Une fois que ce carburant est ??puis?? ?? la base, ils peuvent continuer ?? fusionner des ??l??ments plus lourds que l'h??lium. Les contrats de base jusqu'?? ce que la temp??rature et la pression sont suffisantes pour faire fondre carbone . Ce processus se poursuit, les ??tapes successives ??tant aliment??es par de l'oxyg??ne , le n??on , le silicium et le soufre . Vers la fin de la vie de l'??toile, la fusion peut se produire le long d'une s??rie de coquilles oignon-couche ?? l'int??rieur de l'??toile. Chaque coquille fusionne un ??l??ment diff??rent, avec le plus ?? l'ext??rieur shell fusion de l'hydrog??ne; l'autre coquille de fusion de l'h??lium, et ainsi de suite.

La derni??re ??tape est atteinte lorsque l'??toile commence ?? produire du fer . Etant donn?? que les noyaux de fer sont plus ??troitement li?? ?? des noyaux plus lourds, se ils sont fusionn??s ils ne lib??rent pas d'??nergie le processus serait, au contraire, consommer de l'??nergie. De m??me, car ils sont plus ??troitement li??s que tous les noyaux plus l??gers, l'??nergie ne peut pas ??tre lib??r??e par la fission . En relativement vieilles ??toiles, tr??s massives, un grand noyau de fer inerte va se accumuler dans le centre de l'??toile. Les ??l??ments plus lourds dans ces ??toiles peuvent se frayer un chemin jusqu'?? la surface, formant des objets ??volu??s appel??s ??toiles Wolf-Rayet qui ont un vent stellaire dense qui met l'atmosph??re ext??rieure.

Effondrement

Une ??volu??, de taille moyenne ??toiles va maintenant jeter ses couches externes comme n??buleuse plan??taire . Si ce qui reste apr??s l'atmosph??re ext??rieure a ??t?? vers?? est inf??rieur ?? 1,4 masses solaires, il se r??duit ?? un objet relativement petit (environ la taille de la Terre) qui ne est pas suffisamment massive pour une meilleure compression ait lieu, connu comme une naine blanche . Le ??lectrons d??g??n??r?? mati??re ?? l'int??rieur d'une naine blanche ne est plus un plasma, m??me si ??toiles sont g??n??ralement d??sign??es comme ??tant les sph??res de plasma. Les naines blanches finira par se estomper dans nains noirs sur une tr??s longue p??riode de temps.

La n??buleuse du Crabe , vestiges d'une supernova qui a ??t?? observ?? pour la premi??re vers 1050 AD

Dans les grandes ??toiles, la fusion continue jusqu'?? ce que le noyau de fer a pris tellement d'envergure (plus de 1,4 masses solaires) qu'il ne peut plus supporter sa propre masse. Ce noyau va soudainement se effondrer comme ses ??lectrons sont enfonc??s dans ses protons, neutrons et les neutrinos former dans un ??clat de inverse d??sint??gration b??ta, ou capture d'??lectrons. Le onde de choc form?? par cet effondrement soudain provoque le reste de l'??toile d'exploser dans une supernova . Les supernovae sont si brillantes qu'elles peuvent bri??vement ??clipser toute la galaxie de la maison de la star. Quand ils se produisent au sein de la Voie lact??e, supernovae ont ??t?? observ??es historiquement par des observateurs ?? l'??il nu comme des ??nouvelles ??toiles" l?? o?? il ne en existait pas auparavant.

La plupart de la mati??re dans l'??toile est ??poustoufl?? par l'explosion de supernovae (n??buleuses formant tels que la n??buleuse du Crabe) et ce qui reste aura un ??toile ?? neutrons (qui se manifeste parfois comme une pulsar ou Sursauteur X) ou, dans le cas des plus grandes ??toiles (assez grandes pour laisser un reste stellaire sup??rieure ?? environ 4 masses solaires), un trou noir . Dans une ??toile ?? neutrons la question est dans un ??tat connu sous le nom neutrons d??g??n??r??s mati??re, avec une forme plus exotique de la mati??re d??g??n??r??e, CDQ mati??re, ??ventuellement pr??sent dans le noyau. Dans un trou noir la question est dans un ??tat qui ne est pas actuellement compris.

Les couches externes souffl?? hors de mourir ??toiles comprennent des ??l??ments lourds pouvant ??tre recycl??s pendant la formation de nouvelles ??toiles. Ces ??l??ments lourds permettent la formation de plan??tes rocheuses. Le d??bit sortant du supernovae et le vent stellaire de grandes ??toiles jouent un r??le important dans l'??laboration du milieu interstellaire.

Distribution

Une ??toile naine blanche Sirius en orbite (vue d'artiste) image. NASA autour

En plus des ??toiles isol??es, un syst??me multi-??toiles peut ??tre constitu?? de deux ou plusieurs gravitationnellement li??s ??toiles qui orbite autour de l'autre. Le syst??me multi-??toile la plus commune est une ??toile binaire , mais les syst??mes de trois ou plusieurs ??toiles sont ??galement trouv??s. Pour des raisons de stabilit?? orbitale, ces syst??mes multi-??toiles sont souvent organis??s en ensembles hi??rarchiques de binaires ??toiles co-orbite. Les plus grands groupes appel??s amas d'??toiles existent ??galement. Elles vont de l??che associations stellaires avec seulement quelques ??toiles, jusqu'?? ??normes amas globulaires avec des centaines de milliers d'??toiles.

Il a ??t?? une hypoth??se de longue date que la majorit?? des ??toiles se produit dans des syst??mes multiples ??toiles gravitationnellement li??s. Ce est particuli??rement vrai pour les ??toiles O et B classe tr??s massives, o?? 80% des syst??mes sont soup??onn??s d'??tre multiple. Cependant la partie des syst??mes simples ??toiles augmente pour les petites ??toiles, de sorte que seulement 25% des naines rouges sont connues pour avoir des compagnons stellaires. Comme 85% de toutes les ??toiles sont des naines rouges, la plupart des ??toiles dans la Voie Lact??e sont susceptibles unique de la naissance.

??toiles ne sont pas r??partis uniform??ment ?? travers l'univers, mais sont normalement regroup??es en galaxies avec du gaz et de la poussi??re interstellaire. Une galaxie typique contient des centaines de milliards d'??toiles, et il ya plus de 100 milliards (10 ¹¹⁾ de galaxies dans l' univers observable . Se il croit souvent que les ??toiles ne existent que dans les galaxies, ??toiles intergalactiques ont ??t?? d??couverts. Les astronomes estiment qu'il ya au moins 70 sextillion (7 ?? 10 ²²⁾ ??toiles dans l'univers observable. Ce est 230 000 000 000 fois plus que 300 milliards dans la Voie Lact??e.

L'??toile la plus proche de la Terre, ?? part le Soleil, est Proxima Centauri , qui est 39900000000000 (10) ¹² km, ou 4,2 ann??es-lumi??re. Lumi??re de Proxima Centauri prend 4,2 ann??es pour atteindre la Terre. Voyageant ?? la vitesse orbitale de la Navette spatiale (5 miles par seconde pr??s de 30.000 kilom??tres par heure), il faudrait environ 150000 ann??es pour y arriver. Distances de ce genre sont typique ?? l'int??rieur disques galactiques, y compris dans le voisinage du syst??me solaire. Les ??toiles peuvent ??tre beaucoup plus proche de l'autre dans les centres des galaxies et les amas globulaires , ou beaucoup plus loin ?? part dans halos galactiques.

En raison des relativement grandes distances entre les ??toiles en dehors du noyau galactique, les collisions entre ??toiles sont consid??r??s comme rares. Dans les r??gions plus denses tels que le c??ur des amas globulaires ou le centre galactique, les collisions peuvent ??tre plus fr??quents. Ces collisions peuvent produire ce qu'on appelle les tra??nards bleus. Ces ??toiles anormales ont une temp??rature de surface plus ??lev??e que les autres s??quences principales ??toiles avec la m??me luminosit?? dans le cluster.

Caract??ristiques

Le Soleil est l'??toile la plus proche de la Terre

Presque tout sur une ??toile est d??termin??e par sa masse initiale, y compris les caract??ristiques essentielles telles que la luminosit?? et la taille, ainsi que l'??volution de l'??toile, dur??e de vie, et le destin ??ventuel.

??ge

La plupart des ??toiles sont ??g??s entre 1 milliard et 10 milliards d'ann??es. Certaines ??toiles peuvent m??me ??tre proche de la vieille-le 13700000000 ann??es observ?? ??ge de l'univers . La plus ancienne ??toiles encore d??couvert, HE 1523-0901, est ??g?? environ 13,2 milliards d'ann??es.

Le l'??toile plus massive, plus courte est sa dur??e de vie, principalement parce que les ??toiles massives ont une plus grande pression sur leurs c??urs, les obligeant ?? br??lent de l'hydrog??ne plus rapidement. Les ??toiles les plus massives ont une dur??e moyenne d'environ un million d'ann??es, tandis que les ??toiles de masse minimale (des naines rouges) br??lent leur carburant tr??s lentement et derni??res dizaines ?? des centaines de milliards d'ann??es.

Composition chimique

Lorsque les ??toiles se forment, ils sont compos??s d'environ 70% d'hydrog??ne et 28% d'h??lium, telle que mesur??e en masse, avec une petite fraction des ??l??ments plus lourds. Typiquement la partie d'??l??ments lourds est mesur??e en termes de la teneur en fer de l'atmosph??re stellaire, que le fer est un ??l??ment commun et ses raies d'absorption sont relativement faciles ?? mesurer. Parce que les nuages mol??culaires o?? les ??toiles se forment sont r??guli??rement enrichi par des ??l??ments plus lourds provenant d'explosions de supernovae, une mesure de la composition chimique d'une ??toile peut ??tre utilis?? pour en d??duire son ??ge. Le passage d'??l??ments plus lourds peut aussi ??tre un indicateur de la probabilit?? que l'??toile a un syst??me plan??taire.

L'??toile la plus faible teneur en fer est jamais mesur?? l'HE1327-2326 nain, avec seulement 1 / 200.000??me la teneur en fer du Soleil En revanche, l'??toile riche en super-m??tal μ Leonis a presque le double de l'abondance du fer comme le Soleil, tandis que l'??toile plan??te roulement 14 Herculis a presque le triple du fer. Il existe ??galement chimiquement ??toiles particuli??res qui montrent abondances inhabituelles de certains ??l??ments dans leur spectre; en particulier le chrome et ??l??ments de terres rares.

Diam??tre

En raison de leur grande distance de la Terre, toutes les ??toiles, ?? l'exception du Soleil apparaissent ?? l'??il humain comme des points brillants dans le ciel de nuit qui scintillement en raison de l'effet de l'atmosph??re terrestre. Le Soleil est aussi une ??toile, mais il est assez proche de la Terre ?? appara??tre comme un disque ?? la place, et de fournir la lumi??re du jour. Autre que le Soleil, l'??toile ?? la plus grande taille apparente est R Doradus, avec un diam??tre angulaire de seulement 0,057 secondes d'arc.

Les disques de la plupart des ??toiles sont beaucoup trop petite taille angulaire ?? observer avec des t??lescopes optiques terrestres actuels, et ainsi de t??lescopes de l'interf??rom??tre sont n??cessaires afin de produire des images de ces objets. Une autre technique pour mesurer la taille angulaire des ??toiles est ?? travers occultation. En mesurant pr??cis??ment la baisse de luminosit?? d'une ??toile car il est occult?? par la Lune (ou l'augmentation de la luminosit?? quand il r??appara??t), le diam??tre angulaire de l'??toile peut ??tre calcul??e.

Etoiles taille varie ??toiles ?? neutrons, qui varient entre 20 et 40 km de diam??tre, ?? superg??antes comme B??telgeuse dans la La constellation d'Orion, qui a un diam??tre d'environ 650 fois plus grande que le Soleil, soit environ 0,9 milliards km. Cependant, B??telgeuse a une beaucoup plus faible densit?? que le Soleil

Cin??matique

Le mouvement d'une ??toile par rapport au Soleil peut fournir des informations utiles sur l'origine et l'??ge d'une ??toile, ainsi que la structure et l'??volution de la galaxie environnante. Les composants du mouvement d'une ??toile sont constitu??es de la vitesse radiale vers ou loin du Soleil, et le mouvement angulaire traverse, qui est appel?? son mouvement propre.

Vitesse radiale est mesur??e par la d??calage Doppler des raies spectrales de l'??toile, et est exprim??e en unit??s de km / s. Le mouvement propre d'une ??toile est d??termin??e par des mesures astrom??triques pr??cises en unit??s de millim??tres secondes d'arc (de mas) par an. En d??terminant la parallaxe d'une ??toile, le mouvement propre peut alors ??tre converti en unit??s de vitesse. ??toiles avec des taux ??lev??s de mouvement propre sont susceptibles d'??tre relativement proche du Soleil, ce qui en fait de bons candidats pour les mesures de parallaxe.

Une fois les deux vitesses de d??placement sont connus, le vitesse spatiale de l'??toile par rapport au Soleil ou la galaxie peut ??tre calcul??e. Parmi les ??toiles proches, il a ??t?? constat?? que je ??toiles de population ont des vitesses g??n??ralement plus faibles que la population, II ??toiles ??g??es. Ces derniers ont des orbites elliptiques inclin??es par rapport au plan de la galaxie. Comparaison de la cin??matique d'??toiles ?? proximit?? a ??galement conduit ?? l'identification des associations stellaires. Ce sont des groupes les plus susceptibles d'??toiles qui partagent un point commun d'origine dans les nuages mol??culaires g??ants.

Champ magn??tique

Surface champ magn??tique SU Aur (une jeune ??toile de T Tauri Type), reconstruite au moyen de Imagerie Zeeman-Doppler

Le champ magn??tique d'une ??toile est g??n??r?? au sein des r??gions de l'int??rieur o?? la circulation convective se produit. Ce mouvement de fonctions de plasma conducteur, comme un dynamo, g??n??rer des champs magn??tiques qui se ??tendent tout au long de l'??toile. La force du champ magn??tique varie avec la masse et de la composition de l'??toile, et la quantit?? d'activit?? de surface magn??tique d??pend le taux de l'??toile de rotation. Cette activit?? de surface produit taches stellaires, qui sont des r??gions de champs magn??tiques puissants et inf??rieure ?? la temp??rature de surface normales. Boucles coronales sont arqu??es champs magn??tiques qui atteignent dans la couronne de r??gions actives. ??ruptions stellaires sont des ??clats de particules de haute ??nergie qui sont ??mis en raison de la m??me activit?? magn??tique.

Young, ??toiles en rotation rapide ont tendance ?? avoir des niveaux ??lev??s d'activit?? de surface en raison de leur champ magn??tique. Le champ magn??tique peut agir sur le vent d'une ??toile brillante, cependant, fonctionnant comme un frein pour ralentir progressivement le taux de rotation comme l'??toile grandit. Ainsi, les ??toiles plus anciennes telles que le Soleil ont un taux beaucoup plus lent de rotation et un niveau inf??rieur d'activit?? de surface. Les niveaux d'??toiles tournant lentement activit?? ont tendance ?? varier de mani??re cyclique et peuvent fermer compl??tement pendant des p??riodes. Au cours de la minimum de Maunder , par exemple, le Soleil a connu une p??riode de 70 ans avec presque aucune activit?? des taches solaires.

Masse

L'une des ??toiles les plus massives connues est Eta Carinae, avec 100 ?? 150 fois plus massive que le Soleil; sa dur??e de vie est tr??s courte seule plusieurs millions d'ann??es tout au plus. Une ??tude r??cente de la Amas des Arches sugg??re que 150 masses solaires est la limite sup??rieure pour les ??toiles dans l'??re actuelle de l'univers. La raison de cette limite ne est pas connu avec pr??cision, mais il est partiellement d?? ?? la Limite d'Eddington qui d??finit le montant maximum de luminosit?? qui peut passer ?? travers l'atmosph??re d'une ??toile sans ??jecter les gaz dans l'espace.

Le n??buleuse par r??flexion NGC 1999 est brillamment ??clair??e par V380 Orionis (centre), une ??toile variable avec environ 3,5 fois la masse de l'image Soleil NASA

Les premi??res ??toiles se forment apr??s le Big Bang a peut-??tre ??t?? plus importante, jusqu'?? 300 masses solaires ou plus, en raison de l'absence totale d'??l??ments plus lourds que le lithium dans leur composition. Cette g??n??ration de supermassif, III population ??toiles est ??teint depuis longtemps, cependant, et actuellement seulement th??orique.

Avec une masse seulement 93 fois celle de Jupiter , AB Doradus C, un compagnon de AB Doradus A, est la plus petite ??toile connue subissant la fusion nucl??aire dans son noyau. Pour les ??toiles avec la m??tallicit?? semblable au Soleil, la masse minimale th??orique de l'??toile peut avoir, et subissent encore la fusion ?? la base, est estim??e ?? environ 75 fois la masse de Jupiter. Lorsque la m??tallicit?? est tr??s faible, cependant, une r??cente ??tude des ??toiles les moins brillantes constat?? que la taille minimale d'??toiles semble ??tre d'environ 8,3% de la masse solaire, soit environ 87 fois la masse de Jupiter. Corps plus petits sont appel??s naines brunes, qui occupent une zone grise mal définie entre les étoiles etles géantes gazeuses.

La combinaison du rayon et la masse d'une étoile détermine la gravité de surface. Les étoiles géantes ont une densité de surface beaucoup plus faible que les étoiles de la séquence, alors que le contraire est le cas pour dégénérée, étoiles compacts comme des naines blanches. La gravité de surface peut influencer l'apparition du spectre d'une étoile, avec une gravité plus élevée entraînant un élargissement des raies d'absorption.

Rotation

Le taux de rotation des étoiles peut être approchée par mesure spectroscopique , ou plus exactement déterminée par le suivi du taux de rotation des taches stellaires. Les jeunes étoiles peuvent avoir une vitesse rapide de rotation supérieure à 100 km / s à l'équateur. La star de classe B Achernar, par exemple, a une vitesse de rotation équatoriale d'environ 225 km / s ou plus, ce qui lui donne un diamètre équatorial qui est plus de 50% supérieure à la distance entre les pôles. Ce taux de rotation est juste en dessous de la vitesse critique de 300 km / s, où la star se briserait. En revanche, le Soleil tourne uniquement une fois tous les 25 - 35 jours, avec une vitesse équatoriale de 1,994 km / s. Le champ magnétique de l'étoile et le vent stellaire servent à ralentir un taux de principale étoile de la séquence de rotation d'une quantité importante, car elle évolue sur la séquence principale.

Étoiles dégénérés ont contracté en une masse compacte, résultant en un taux de rotation rapide. Cependant ils ont des taux relativement faibles de rotation par rapport à ce qui serait attendu par la conservation de quantité de mouvement angulaire -la tendance d'un corps en rotation afin de compenser une contraction de la taille en augmentant sa vitesse de rotation. Une grande partie du moment angulaire de l'étoile est dissipée en raison de la perte de masse à travers le vent stellaire. En dépit de cela, la vitesse de rotation d'un pulsar peut être très rapide. Le pulsar au coeur de la nébuleuse du Crabe , par exemple, tourne 30 fois par seconde. Le taux de rotation du pulsar du va progressivement ralentir en raison de l'émission de rayonnement.

Temp??rature

La température de surface d'une étoile de la séquence principale est déterminée par le taux de production de l'énergie au c??ur et le rayon de l'étoile et est souvent estimée à partir de la star de l'indice de couleur. Il est normalement donnée à la température effective, qui est la température d'un idéalisée corps noir qui rayonne son énergie à la luminosité par unité de surface que l'étoile. Notez que la température effective est seulement une valeur représentative, cependant, que les étoiles sont en fait un gradient de température qui diminue avec l'augmentation de la distance à partir du noyau. La température dans la région du coeur d'une étoile est plusieurs millions de kelvins .

La température stellaire permettra de déterminer le taux de l'excitation ou l'ionisation de différents éléments, ce qui entraîne des raies d'absorption caractéristiques dans le spectre. La température de surface d'une étoile, avec ses visuels magnitude et d'absorption caractéristiques absolues, est utilisé pour classer une étoile (voir classement ci-dessous).

Principales étoiles massives de séquences peuvent avoir des températures de surface de 50 000 K . Les petites étoiles comme le Soleil ont une température de surface de quelques milliers de degrés. Les géantes rouges ont des températures relativement faibles de surface d'environ 3600 K, mais ils ont aussi une haute luminosité en raison de leur grande surface extérieure.

Radiation

L'énergie produite par les étoiles, en tant que sous-produit de la fusion nucléaire, rayonne dans l'espace à la fois en tant que rayonnement électromagnétique et le rayonnement de particules. Le rayonnement de particules émise par une étoile est manifeste que le vent stellaire (qui existe comme un flux constant de particules chargées électriquement, comme gratuits protons , particules alpha, et les particules bêta, émanant des couches externes de l'étoile) et comme un flux régulier de neutrinos provenant du noyau de l'étoile.

La production d'énergie à la base est la raison pourquoi les étoiles brillent si fort: chaque fois que deux ou plusieurs noyaux atomiques d'un fusible élément ensemble pour former un noyau atomique d'un nouvel élément plus lourd, de rayons gamma photons sont libérés de la réaction de fusion nucléaire. Cette énergie est convertie en d'autres formes d' énergie électromagnétique, y compris la lumière visible , au moment où il atteint les couches externes de l'étoile.

La couleur d'une étoile, tel que déterminé par le pic de fréquence de la lumière visible, dépend de la température de couches externes de l'étoile, y compris sa photosph??re. lumière visible ailleurs, les étoiles émettent aussi des formes de rayonnement électromagnétique qui sont invisibles à l'humain oeil . En fait, le rayonnement électromagnétique stellaire couvre toute spectre électromagnétique, de plus longues longueurs d'onde des ondes radio et infrarouge à des longueurs d'onde les plus courtes de rayons ultraviolets , les rayons X et les rayons gamma. Tous les composants de rayonnement électromagnétique stellaire, à la fois visibles et invisibles, sont généralement importants.

En utilisant le spectre stellaire, les astronomes peuvent également déterminer la température de surface, la gravité de surface, métallicité et la vitesse de rotation d'une étoile. Si la distance de l'étoile est connu, par exemple par mesure de la parallaxe, la luminosité de l'étoile peut être dérivé. La période masse, le rayon, la gravité de surface, et la rotation peut alors être estimée sur la base de modèles stellaires. (Mass peut être mesuré directement pour les étoiles dans syst??mes binaires. La technique de microlentille gravitationnelle donnera également la masse d'une étoile.) Avec ces paramètres, les astronomes peuvent aussi estimer l'âge de l'étoile.

Luminosit??

En astronomie, la luminosité est la quantité de lumière , et d'autres formes d' énergie radiante, une étoile rayonne par unité de temps . La luminosité de l'étoile est déterminée par le rayon et la température de surface. Cependant, de nombreuses étoiles ne rayonnent pas un uniforme de flux la quantité d'énergie rayonnée par unité de surface-sur toute leur surface. La rapide rotation étoile Vega, par exemple, a un flux d'énergie supérieure à ses pôles qu'à long de son équateur .

Appliqués en surface avec une température plus basse que la moyenne et de luminosité sont connus comme taches stellaires. Petites naines étoiles comme le Soleil ont généralement des disques essentiellement sans relief avec seulement de petites taches stellaires. Grandes, géants étoiles ont beaucoup plus grand, beaucoup plus évidente taches stellaires, et ils présentent également une forte stellaire assombrissement centre-bord. Autrement dit, la luminosité diminue vers le bord du disque stellaire. Naine rouge flare stars comme UV Ceti peuvent également posséder des caractéristiques de starspot éminents.

Ampleur

L'apparente luminosité d'une étoile est mesurée par sa magnitude apparente, qui est la luminosité d'une étoile par rapport à la luminosité de l'étoile, la distance de la Terre, et la modification de la lumière de l'étoile qui passe à travers l'atmosphère de la Terre. Ampleur intrinsèque ou absolue est ce que l'ampleur apparente une étoile serait si la distance entre la Terre et l'étoile étaient 10 parsecs (32,6 années-lumière), et il est directement lié à la luminosité d'une étoile.

Les deux échelles de grandeur apparente et absolues sont unités logarithmiques: une différence de nombre entier est égal en amplitude à une variation de luminosité d'environ 2,5 fois (la cinquième racine de 100 ou environ 2,512). Cela signifie qu'une première grandeur (1,00) étoile est environ 2,5 fois plus lumineux qu'un deuxième grandeur (2,00) étoiles, et environ 100 fois plus lumineux qu'un sixième grandeur (6,00) étoiles. Les étoiles plus faibles visibles à l'??il nu dans de bonnes conditions de visibilité sont une magnitude d'environ 6.

Sur les deux échelles de magnitude apparente et absolue, plus le nombre de magnitude, le plus brillant de l'étoile; plus le nombre de magnitude, la plus faible. Les étoiles les plus brillantes, de part et d'échelle, ont des numéros de magnitude négative. La variation de luminosité entre deux étoiles est calculé en soustrayant le nombre de magnitude de l'étoile brillante (m _b ) du nombre de grandeur de la plus faible étoile (m _F ), puis en utilisant la différence comme un exposant pour le nombre de base 2.512; c'est-à-dire:

variation de luminosité

Relative à la fois la luminosité et la distance de la Terre, la magnitude absolue (M) et la magnitude apparente (m) ne sont pas équivalentes pour une étoile individuelle; par exemple, l'étoile brillante Sirius a une magnitude apparente de -1,44, mais il a une magnitude absolue de 1,41.

Le Soleil a une magnitude apparente de -26,7, mais sa magnitude absolue est seulement 4,83. Sirius, l'étoile la plus brillante dans le ciel nocturne vu de la Terre, est environ 23 fois plus lumineuse que le Soleil, tandis que Canopus, la deuxième étoile la plus brillante dans le ciel de la nuit avec une magnitude absolue de -5,53, est d'environ 14 000 fois plus lumineuse que le soleil. Malgré Canopus étant beaucoup plus lumineux que Sirius, cependant, Sirius apparaît plus lumineuse que Canopus. Ceci est parce que Sirius est seulement 8,6 années-lumière de la Terre, tandis que Canopus est beaucoup plus loin, à une distance de 310 années-lumière.

En 2006, l'étoile à la magnitude absolue est le plus élevé connu LBV 1806-20, d'une magnitude de -14,2. Cette étoile est au moins 5.000.000 fois plus lumineuse que le Soleil Les étoiles les moins lumineuses qui sont actuellement connus sont situés dans le amas NGC 6397. Les plus faibles naines rouges dans le cluster étaient magnitude 26, tandis qu'une naine blanche 28 de magnitude a également été découvert. Ces étoiles faibles sont si faible que leur lumière est brillant comme une bougie d'anniversaire sur la Lune vu de la Terre.

Classification

Il existe différentes classifications des étoiles en fonction de leurs spectres allant de Type O , qui sont très chaud, à M , qui sont tellement cool que les molécules peuvent se former dans leurs atmosphères. Les principales classifications par ordre décroissant de la température de surface est S, B, A, F, G, K et M . Une variété de types spectraux ont des classifications rares spéciaux. Le plus commun de ceux-ci sont des types L et T , qui classent les plus froids étoiles de faible masse et les naines brunes.

Chaque lettre a 10 sous-classifications numérotés (la plus chaude à la plus froide) de 0 à 9 . Ce système correspond étroitement avec la température, mais se décompose à l'extrémité la plus chaude; classe O0 et O1 étoiles peuvent ne pas exister.

En outre, les étoiles peuvent être classées par les effets de luminosité trouvés dans leurs lignes spectrales, qui correspondent à leur taille et l'espace est déterminée par la gravité de surface. Elles vont de 0 ( hypergiants) à travers III ( géants) à V (séquence principale nains) et VII (naines blanches). La plupart des étoiles appartiennent à la séquence principale, qui se compose d'ordinaire étoiles combustion de l'hydrogène. Ceux-ci tombent le long d'une bande étroite quand graphiquement en fonction de leur magnitude absolue et de type spectral. Notre Soleil est une séquence principale G2V (nain jaune), étant de température intermédiaire et la taille ordinaire.

Nomenclature supplémentaires, sous la forme de lettres minuscules, peuvent suivre le type spectral pour indiquer particularités du spectre. Par exemple, un " e "peut indiquer la présence de raies d'émission; " m "représente exceptionnellement fortes concentrations de métaux, et" var "peut signifier des variations dans le type spectral.

Naines blanches étoiles ont leur propre classe qui commence par la lettre D . Cette situation est encore sous-divisée en classes DA , DB , DC , DO , DZ , et DQ , en fonction des types de lignes importants trouvés dans le spectre. Ceci est suivi par une valeur numérique qui indique l'indice de température.

Les étoiles variables

L'aspect asymétrique deMira, une étoile variable oscillant.NASATVHimages

Les étoiles variables ont des changements périodiques ou aléatoires de luminosité en raison de propriétés intrinsèques ou extrinsèques. Parmi les étoiles intrinsèquement variables, les principaux types peuvent être subdivisés en trois groupes principaux.

Au cours de leur évolution stellaire, certaines étoiles passent par des phases où ils peuvent devenir des variables pulsantes. Pulsation étoiles variables varient en rayon et la luminosité au fil du temps, l'expansion et de contraction avec des périodes allant de quelques minutes à plusieurs années, en fonction de la taille de l'étoile. Cette catégorie comprend Cepheid et étoiles céphéides-like, et les variables à longue période tels que Mira.

Les variables éruptives sont des étoiles qui connaissent des augmentations soudaines de luminosité en raison de fusées ou des événements d'éjection de masse. Ce groupe comprend les protoétoiles, étoiles Wolf-Rayet, et Flare étoiles, ainsi que des étoiles géantes et supergéantes.

Les variables cataclysmiques ou explosifs subissent un changement radical dans leurs propriétés. Ce groupe comprend novae et les supernovae. Un système d'étoile binaire qui comprend une naine blanche à proximité peut produire certains types de ces explosions stellaires spectaculaires, y compris le nova et une supernova de type 1A. L'explosion est créée lors de la naine blanche accumule hydrogène à partir de l'étoile compagnon, construction de la masse jusqu'à ce que l'hydrogène subit une fusion. Certains novae sont également récurrente, ayant explosions périodiques d'amplitude modérée.

Les étoiles peuvent également varier la luminosité en raison de facteurs extrinsèques, comme les binaires à éclipses, ainsi que des stars qui produisent des taches stellaires extrêmes rotation. Un exemple notable d'une binaire à éclipse est Algol, qui varie régulièrement en magnitude 2,3 à 3,5 sur une période de 2,87 jours.

Structure

L'intérieur d'une étoile stable est dans un état ??????d' équilibre hydrostatique: les forces sur tout petit volume presque exactement contrebalancent. Les forces équilibrées sont la force de gravité vers l'intérieur et vers l'extérieur une force due à la pression de gradient à l'intérieur de l'étoile. Le gradient de pression est établie par le gradient de température du plasma; la partie externe de l'étoile est plus froid que le noyau. La température au c??ur d'une séquence principale ou étoile géante est au moins de l'ordre de 10 ⁷ K . La température et la pression résultant au c??ur de l'hydrogène-combustion d'une étoile de la séquence principale sont suffisantes pour la fusion nucléaire de se produire et pour l'énergie suffisante pour être produites pour éviter un nouvel effondrement de l'étoile.

Comme les noyaux atomiques sont fusionnés dans le coeur, ils émettent de l'énergie sous la forme de les rayons gamma. ces photons interagissent avec le plasma environnant, en ajoutant à de l'énergie thermique à la base. Étoiles sur la séquence principale convertissent l'hydrogène en hélium, créant une proportion augmente lentement mais sûrement de l'hélium dans le noyau. Finalement, la teneur en hélium devient prédominante et la production d'énergie cesse au c??ur. Au lieu de cela, pour les étoiles de plus de 0,4 masses solaires, la fusion se produit dans une coquille en expansion lentement autour du noyau d'hélium dégénérée.

En plus de l'équilibre hydrostatique, à l'intérieur d'une étoile stable également à maintenir un équilibre énergétique de ??quilibre thermique. Il existe un gradient de température radial dans tout l'intérieur qui se traduit par un flux d'énergie circulant vers l'extérieur. Le flux sortant de l'énergie en laissant toute couche au sein de l'étoile va correspondre exactement le flux entrant par le bas.

Ce diagramme montre une coupe transversale d'une étoile de type solaire.Image de la NASA

Le zone de rayonnement est la région à l'intérieur stellaire où le transfert radiatif est suffisamment efficace pour maintenir le flux d'énergie. Dans cette région, le plasma ne sera pas perturbé et des mouvements de masse va mourir. Si cela est le cas, cependant, le plasma devient instable et convection se produit, formant une zone de convection. Cela peut se produire, par exemple, dans les régions où les flux d'énergie très élevés se produisent, comme près de la base ou dans les zones à forte opacité dans l'enveloppe extérieure.

L'apparition de la convection dans l'enveloppe extérieure d'une étoile de la séquence principale dépend de la masse. Étoiles avec plusieurs fois la masse du Soleil ont une zone de convection profonde à l'intérieur et une zone radiative dans les couches externes. Les petites étoiles comme le Soleil sont tout le contraire, avec la zone de convection situées dans les couches externes. Les étoiles rouges nains avec moins de 0,4 masses solaires sont tout au long de convection, ce qui empêche l'accumulation d'un noyau d'hélium. Pour la plupart des étoiles les zones de convection seront également varier au fil du temps que les âges des étoiles et de la constitution de l'intérieur est modifié.

La partie d'une étoile qui est visible par un observateur est appelé photosph??re. Ceci est la couche à laquelle le plasma de l'étoile devient transparent aux photons de la lumière. De là, l'énergie générée au c??ur devient libre de se propager dans l'espace. Il est dans la photosphère que les taches solaires, ou les régions de basse que la température moyenne, apparaissent.

Au-dessus du niveau de la photosphère est l' atmosphère stellaire. Dans une étoile de la séquence principale comme le Soleil, le plus bas niveau de l'atmosphère est la mince région de la chromosphère, où spicules apparaissent et éruptions stellaires commencent. Elle est entourée par une région de transition, où la température augmente rapidement à une distance de seulement 100 km. Au-delà de cela est la corona, un volume de plasma surchauffé qui peut étendre vers l'extérieur à plusieurs millions de kilomètres. L'existence d'une couronne semble être dépendante d'une zone de convection dans les couches externes de l'étoile. Malgré sa haute température, la couronne émet très peu de lumière. La région de la couronne du Soleil est normalement uniquement visible lors d'une éclipse solaire .

De la couronne, unvent stellaire de particules de plasma se dilate vers l'extérieur de l'étoile, se propageant jusqu'à ce qu'il interagit avec le milieu interstellaire.Pour le Soleil, l'influence de sonvent solaire couvre toute la région en forme de bulle de l'héliosphère.

Fusion nucléaire voies réactionnelles

Vue d'ensemble de la chaîne proton-proton

Le cycle carbone-azote-oxygène

Une variété de différentes réactions de fusion nucléaire ont lieu à l'intérieur des noyaux d'étoiles, en fonction de leur masse et de composition, dans le cadre de nucl??osynth??se stellaire. la masse nette de noyaux atomiques fusionnée est inférieure à la somme des constituants. Cette perte de masse est convertie en énergie, en fonction de la masse-énergie relation d'équivalence E = mc ².

Le processus de fusion de l'hydrogène est sensible à la température, de sorte qu'une augmentation modérée de la température du noyau se traduira par une augmentation significative du taux de fusion. En conséquence, la température à c??ur d'étoiles de séquence principale varie seulement de 4 millions de K pour une petite étoile de classe M de 40 millions de K pour une étoile massive O-classe.

Dans le Sun, avec un noyau de 10 millions K, l'hydrogène fusionne pour former de l'hélium dans lachaîne proton-proton:

4 ¹H ??? 2 ²H + 2e⁺+ 2??_e(4,0 MeV + 1.0 MeV)

2¹H + 2²H 2 ??? ³Il + 2??(5,5 MeV)

2³Il ??? ⁴Il + 2¹H (12,9 MeV)

Ces réactions se traduisent par la réaction globale:

4¹??? H⁴He + 2e⁺+ 2?? + 2??_e(26,7 MeV)

où e ⁺ est un positron, ?? est un photon de rayons gamma, ?? _e est une neutrinos, et H et Il sont les isotopes de l'hydrogène et de l'hélium, respectivement. L'énergie libérée par cette réaction est en millions d'électron-volts, qui est en fait seulement une petite quantité d'énergie. Toutefois un nombre considérable de ces réactions se produisent constamment, produire toute l'énergie nécessaire pour soutenir la sortie de l'étoile de rayonnement.

Dans étoiles plus massives, de l'hélium est produit dans un cycle de réactionscatalyséespar l'atome de carbonedu cycle carbone-azote-oxygène.

Dans étoiles évoluées avec des noyaux à 100 millions de K et des masses entre 0,5 et 10 masses solaires, l'hélium peut être transformé en carbone dans laréaction triple alpha qui utilise l'élément intermédiairebéryllium:

⁴He +⁴He + 92 keV ??? ^{8 *}Soyez

⁴He +^{8 *}Be + 67 keV ???^{12 *}C

^{12 *}C ??? ¹²C + ?? + 7,4 MeV

Pour une réaction globale de:

3⁴He ???¹²C + ?? + 7,2 MeV

Dans les étoiles massives, des éléments plus lourds peuvent aussi être brûlés dans un noyau de passation de marchés à travers le processus de gravure de néon et processus de combustion de l'oxygène. La dernière étape dans le processus nucléosynthèse stellaire est le processus de gravure de silicium qui se traduit par la production de l'isotope stable fer 56. Fusion ne peut pas aller plus loin, sauf à travers un processus endothermique, et ainsi de loin l'énergie ne peut être produite par l'effondrement gravitationnel.

L'exemple ci-dessous montre la quantité de temps requise pour une étoile de 20 masses solaires à consommer la totalité de son combustible nucléaire. Comme une étoile de la séquence principale O-classe, il serait 8 fois le rayon solaire et 62 000 fois la luminosité du Soleil.