Les étoiles peuvent être très différentes : petites et grandes, brillantes et peu brillantes, vieilles et jeunes, chaudes et « froides », blanches, bleues, jaunes, rouges, etc.
Le diagramme de Hertzsprung-Russell permet de comprendre la classification des étoiles.
Il montre la relation entre la magnitude absolue, la luminosité, le type spectral et la température de surface de l'étoile. Les étoiles de ce diagramme ne sont pas situées au hasard, mais forment des zones clairement visibles.
La plupart des étoiles se trouvent sur ce qu'on appelle séquence principale. L'existence de la séquence principale est due au fait que l'étape de combustion de l'hydrogène représente environ 90 % du temps d'évolution de la plupart des étoiles : la combustion de l'hydrogène dans les régions centrales de l'étoile conduit à la formation d'un noyau d'hélium isotherme, le passage à la scène géante rouge et le départ de la star de la séquence principale. L'évolution relativement courte des géantes rouges conduit, selon leur masse, à la formation de naines blanches, d'étoiles à neutrons ou de trous noirs.
Étant à différents stades de leur développement évolutif, les étoiles sont divisées en étoiles normales, étoiles naines et étoiles géantes.
Les étoiles normales sont des étoiles de la séquence principale. Ceux-ci incluent notre Soleil. Parfois, les étoiles normales comme le Soleil sont appelées naines jaunes.
Naine jaune
Une naine jaune est un type de petite étoile de la séquence principale avec une masse comprise entre 0,8 et 1,2 masse solaire et une température de surface de 5 000 à 6 000 K.
La durée de vie d'une naine jaune est en moyenne de 10 milliards d'années.
Une fois que la totalité de l'approvisionnement en hydrogène est brûlée, l'étoile grossit plusieurs fois et se transforme en géante rouge. Un exemple de ce type d’étoile est Aldébaran.
La géante rouge éjecte ses couches externes de gaz pour former des nébuleuses planétaires, tandis que le noyau s'effondre en une petite naine blanche dense.
Une géante rouge est une grande étoile de couleur rougeâtre ou orange. La formation de telles étoiles est possible à la fois au stade de la formation des étoiles et à des stades ultérieurs de leur existence.
À un stade précoce, l'étoile rayonne grâce à l'énergie gravitationnelle libérée lors de la compression, jusqu'à ce que la compression soit stoppée par la réaction thermonucléaire qui a commencé.
Dans les étapes ultérieures de l'évolution des étoiles, après la combustion de l'hydrogène dans leur noyau, les étoiles quittent la séquence principale et se déplacent vers la région des géantes rouges et des supergéantes du diagramme de Hertzsprung-Russell : cette étape dure environ 10 % de l'évolution des étoiles. période de la vie « active » des étoiles, c'est-à-dire les étapes de leur évolution, au cours desquelles se produisent des réactions de nucléosynthèse à l'intérieur de l'étoile.
L'étoile géante a une température de surface relativement basse, environ 5 000 degrés. Un rayon énorme, atteignant 800 solaires et, en raison de ses grandes dimensions, une luminosité énorme. Le rayonnement maximal se produit dans les régions rouge et infrarouge du spectre, c'est pourquoi on les appelle géantes rouges.
Les plus grandes géantes se transforment en supergéantes rouges. Une étoile appelée Bételgeuse dans la constellation d’Orion est l’exemple le plus frappant de supergéante rouge.
Les étoiles naines sont à l’opposé des géantes et pourraient être les prochaines.
Une naine blanche est ce qui reste d’une étoile ordinaire ayant une masse inférieure à 1,4 masse solaire après avoir traversé le stade de géante rouge.
En raison du manque d’hydrogène, les réactions thermonucléaires ne se produisent pas au cœur de ces étoiles.
Les naines blanches sont très denses. Ils ne sont pas plus grands que la Terre, mais leur masse peut être comparée à celle du Soleil.
Ce sont des étoiles incroyablement chaudes, leurs températures atteignent 100 000 degrés ou plus. Ils brillent en utilisant leur énergie restante, mais avec le temps, celle-ci s'épuise et le noyau se refroidit, se transformant en naine noire.
Les naines rouges sont les objets de type stellaire les plus courants dans l'Univers. Les estimations de leur nombre varient de 70 à 90 % du nombre total d'étoiles de la galaxie. Elles sont très différentes des autres stars.
La masse des naines rouges ne dépasse pas un tiers de la masse solaire (la limite inférieure de masse est de 0,08 solaire, suivie des naines brunes), la température de surface atteint 3500 K. Les naines rouges ont une classe spectrale de M ou K tardif. de ce type émettent très peu de lumière, parfois 10 000 fois plus petite que le Soleil.
Compte tenu de leur faible rayonnement, aucune des naines rouges n’est visible depuis la Terre à l’œil nu. Même la naine rouge la plus proche du Soleil, Proxima Centauri (l'étoile la plus proche du système triple du Soleil), et la naine rouge la plus proche, l'étoile de Barnard, ont des magnitudes apparentes de 11,09 et 9,53, respectivement. Dans ce cas, une étoile d’une magnitude allant jusqu’à 7,72 peut être observée à l’œil nu.
En raison du faible taux de combustion de l'hydrogène, les naines rouges ont une durée de vie très longue, allant de dizaines de milliards à des dizaines de milliards d'années (une naine rouge d'une masse de 0,1 masse solaire brûlera pendant 10 mille milliards d'années).
Chez les naines rouges, les réactions thermonucléaires impliquant l’hélium sont impossibles et ne peuvent donc pas se transformer en géantes rouges. Au fil du temps, ils rétrécissent progressivement et chauffent de plus en plus jusqu’à épuiser la totalité de l’hydrogène combustible.
Peu à peu, selon les concepts théoriques, elles se transforment en naines bleues - une classe hypothétique d'étoiles, alors qu'aucune des naines rouges n'a encore réussi à se transformer en naine bleue, puis en naines blanches avec un noyau d'hélium.
Naine brune - objets substellaires (avec des masses allant d'environ 0,01 à 0,08 masse solaire, ou respectivement de 12,57 à 80,35 masses de Jupiter et un diamètre approximativement égal au diamètre de Jupiter), dans les profondeurs desquels, contrairement à séquence principale étoiles, il n'y a pas de réaction de fusion thermonucléaire avec conversion de l'hydrogène en hélium.
La température minimale des étoiles de la séquence principale est d'environ 4 000 K, celle des naines brunes est comprise entre 300 et 3 000 K. Les naines brunes se refroidissent constamment tout au long de leur vie, et plus la naine est grande, plus elle se refroidit lentement.
Naines subbrunes
Les naines subbrunes, ou sous-naines brunes, sont des formations froides qui tombent en dessous de la limite de masse des naines brunes. Leur masse est inférieure à environ un centième de la masse du Soleil ou, par conséquent, 12,57 de la masse de Jupiter, la limite inférieure n'est pas déterminée. Elles sont généralement considérées comme des planètes, bien que la communauté scientifique ne soit pas encore parvenue à une conclusion définitive sur ce qui est considéré comme une planète et ce qu'est une naine sous-brune.
Naine noire
Les naines noires sont des naines blanches qui se sont refroidies et, par conséquent, n'émettent pas dans le domaine visible. Représente la dernière étape de l'évolution des naines blanches. Les masses des naines noires, comme celles des naines blanches, sont limitées au-dessus de 1,4 masse solaire.
Une étoile binaire est constituée de deux étoiles liées gravitationnellement en orbite autour d’un centre de masse commun.
Parfois, il existe des systèmes de trois étoiles ou plus, dans ce cas général, le système est appelé étoile multiple.
Dans les cas où un tel système stellaire n'est pas trop éloigné de la Terre, les étoiles individuelles peuvent être distinguées grâce à un télescope. Si la distance est importante, alors les astronomes peuvent comprendre qu'une étoile double n'est visible que par des signes indirects - des fluctuations de luminosité provoquées par des éclipses périodiques d'une étoile par une autre et quelques autres.
Nouvelle étoile
Étoiles dont la luminosité augmente soudainement 10 000 fois. La nova est un système binaire composé d'une naine blanche et d'une étoile compagne située sur la séquence principale. Dans de tels systèmes, le gaz de l'étoile s'écoule progressivement vers la naine blanche et y explose périodiquement, provoquant un éclat de luminosité.
Supernova
Une supernova est une étoile qui termine son évolution dans un processus explosif catastrophique. L'éruption dans ce cas peut être plusieurs ordres de grandeur plus grande que dans le cas d'une nova. Une explosion aussi puissante est une conséquence des processus qui se produisent dans l'étoile au dernier stade de son évolution.
Étoile à neutrons
Les étoiles à neutrons (NS) sont des formations stellaires avec des masses de l'ordre de 1,5 solaire et des tailles sensiblement plus petites que les naines blanches ; le rayon typique d'une étoile à neutrons est vraisemblablement de l'ordre de 10 à 20 kilomètres.
Ils sont principalement constitués de particules subatomiques neutres - des neutrons, étroitement comprimés par les forces gravitationnelles. La densité de ces étoiles est extrêmement élevée, elle est comparable et, selon certaines estimations, elle peut être plusieurs fois supérieure à la densité moyenne du noyau atomique. Un centimètre cube de substance NS pèsera des centaines de millions de tonnes. La gravité à la surface d’une étoile à neutrons est environ 100 milliards de fois supérieure à celle sur Terre.
Dans notre Galaxie, selon les scientifiques, il pourrait exister entre 100 millions et 1 milliard d’étoiles à neutrons, soit environ une étoile ordinaire sur mille.
Pulsars
Les pulsars sont des sources cosmiques de rayonnement électromagnétique arrivant sur Terre sous forme de sursauts périodiques (impulsions).
Selon le modèle astrophysique dominant, les pulsars sont des étoiles à neutrons en rotation avec un champ magnétique incliné par rapport à l'axe de rotation. Lorsque la Terre tombe dans le cône formé par ce rayonnement, il est possible de détecter une impulsion de rayonnement se répétant à des intervalles égaux à la période de révolution de l'étoile. Certaines étoiles à neutrons tournent jusqu'à 600 fois par seconde.
Céphéides
Les Céphéides sont une classe d'étoiles variables pulsantes avec une relation période-luminosité assez précise, du nom de l'étoile Delta Cephei. L'une des Céphéides les plus célèbres est Polaris.
La liste donnée des principaux types (types) d'étoiles avec leurs brèves caractéristiques n'épuise bien entendu pas toute la variété possible d'étoiles dans l'Univers.
Nous ne pensons jamais qu’il existe peut-être une autre vie que notre planète, que notre système solaire. Peut-être y a-t-il de la vie sur l’une des planètes en orbite autour d’une étoile bleue, blanche ou rouge, ou peut-être d’une étoile jaune. Il existe peut-être une autre planète comme celle-ci, sur laquelle vivent les mêmes personnes, mais nous n’en savons toujours rien. Nos satellites et télescopes ont découvert un certain nombre de planètes susceptibles de contenir de la vie, mais ces planètes se trouvent à des dizaines de milliers, voire des millions d’années-lumière.
Les traînards bleus sont des étoiles de couleur bleue.
Les étoiles situées dans des amas d'étoiles globulaires, dont la température est supérieure à celle des étoiles ordinaires et dont le spectre est caractérisé par un décalage significatif vers la région bleue par rapport à celui des étoiles en amas ayant une luminosité similaire, sont appelées traînards bleus. Cette caractéristique leur permet de se démarquer des autres étoiles de cet amas sur le diagramme de Hertzsprung-Russell. L'existence de telles étoiles réfute toutes les théories de l'évolution stellaire, dont l'essence est que les étoiles apparues au cours de la même période devraient être situées dans une région bien définie du diagramme de Hertzsprung-Russell. Dans ce cas, le seul facteur qui affecte la localisation exacte de l’étoile est sa masse initiale. L'apparition fréquente de traînards bleus en dehors de la courbe ci-dessus peut confirmer l'existence d'une évolution stellaire anormale. 
Les experts tentant d'expliquer la nature de leur apparition ont avancé plusieurs théories. Le plus probable d'entre eux indique que ces étoiles bleues étaient doubles dans le passé, après quoi elles ont commencé ou subissent actuellement un processus de fusion. Le résultat de la fusion de deux étoiles est l’émergence d’une nouvelle étoile, qui a une masse, une luminosité et une température bien supérieures à celles des étoiles du même âge.
Si cette théorie pouvait s’avérer exacte, la théorie de l’évolution stellaire serait libérée du problème des traînards bleus. L’étoile résultante aurait une plus grande quantité d’hydrogène, ce qui se comporterait de la même manière qu’une jeune étoile. Il existe des faits qui soutiennent cette théorie. Les observations ont montré que les retardataires se trouvent le plus souvent dans les régions centrales des amas globulaires. En raison du nombre prédominant d’étoiles de volume unitaire, les passages rapprochés ou les collisions deviennent plus probables.
Pour tester cette hypothèse, il est nécessaire d'étudier la pulsation des traînards bleus, car Il peut y avoir quelques différences entre les propriétés astérosismologiques des étoiles fusionnées et celles des variables normalement pulsées. Il convient de noter que mesurer les pulsations est assez difficile. Ce processus est également affecté négativement par le surpeuplement du ciel étoilé, les petites fluctuations des pulsations des traînards bleus, ainsi que la rareté de leurs variables.
Un exemple de fusion a pu être observé en août 2008, lorsqu'un tel incident a affecté l'objet V1309, dont la luminosité, après découverte, a augmenté plusieurs dizaines de milliers de fois et a retrouvé après plusieurs mois sa valeur d'origine. À la suite de 6 années d'observations, les scientifiques sont arrivés à la conclusion que cet objet est constitué de deux étoiles dont la période orbitale l'une autour de l'autre est de 1,4 jours. Ces faits ont amené les scientifiques à croire qu'en août 2008, le processus de fusion de ces deux étoiles avait eu lieu.
Les traînards bleus se caractérisent par un couple élevé. Par exemple, la vitesse de rotation de l'étoile, située au milieu de l'amas de 47 Tucanae, est 75 fois supérieure à la vitesse de rotation du Soleil. Selon l'hypothèse, leur masse est 2 à 3 fois supérieure à la masse des autres étoiles situées dans l'amas. De plus, grâce à des recherches, il a été constaté que si les étoiles bleues sont situées à proximité d’autres étoiles, ces dernières auront alors un pourcentage d’oxygène et de carbone inférieur à celui de leurs voisines. Vraisemblablement, les étoiles extraient ces substances d'autres étoiles se déplaçant sur leur orbite, ce qui entraîne une augmentation de leur luminosité et de leur température. Dans les étoiles « volées », on découvre des lieux où s'est déroulé le processus de transformation du carbone originel en d'autres éléments.
Noms d'étoiles bleues - exemples
Rigel, Gamma Paralis, Alpha Girafe, Zeta Orionis, Tau Canis Majoris, Zeta Puppis
Les étoiles blanches sont des étoiles blanches
Friedrich Bessel, qui dirigeait l'Observatoire de Königsberg, fit une découverte intéressante en 1844. Le scientifique a remarqué la moindre déviation de l’étoile la plus brillante du ciel, Sirius, par rapport à sa trajectoire dans le ciel. L'astronome a suggéré que Sirius possédait un satellite et a également calculé la période approximative de rotation des étoiles autour de leur centre de masse, qui était d'environ cinquante ans. Bessel n'a pas trouvé de soutien adéquat auprès d'autres scientifiques, car Personne n'a pu détecter le satellite, alors que sa masse aurait dû être comparable à celle de Sirius.
Et seulement 18 ans plus tard, Alvan Graham Clark, qui testait le meilleur télescope de l'époque, découvrit une étoile blanche et pâle près de Sirius, qui s'est avérée être son satellite, appelé Sirius B.
La surface de cette étoile blanche est chauffée jusqu'à 25 000 Kelvin et son rayon est petit. En tenant compte de cela, les scientifiques ont conclu que le satellite a une densité élevée (au niveau de 106 g/cm3, alors que la densité de Sirius lui-même est d'environ 0,25 g/cm3 et celle du Soleil est de 1,4 g/cm3). 55 ans plus tard (en 1917), une autre naine blanche a été découverte, du nom du scientifique qui l'a découverte : l'étoile de van Maanen, située dans la constellation des Poissons.
Noms d'étoiles blanches - exemples
Véga dans la constellation de la Lyre, Altaïr dans la constellation de l'Aquila (visible en été et en automne), Sirius, Castor.
Étoiles jaunes – étoiles jaunes
Les naines jaunes sont généralement appelées petites étoiles de la séquence principale dont la masse est inférieure à celle du Soleil (0,8-1,4). À en juger par leur nom, ces étoiles ont une lueur jaune, qui est libérée lors du processus thermonucléaire de fusion de l'hydrogène à l'hélium.
La surface de ces étoiles chauffe jusqu'à une température de 5 à 6 000 Kelvin et leurs classes spectrales varient entre G0V et G9V. Une naine jaune vit environ 10 milliards d’années. La combustion de l’hydrogène dans une étoile la fait se multiplier et devenir une géante rouge. Aldébaran est un exemple de géante rouge. De telles étoiles peuvent former des nébuleuses planétaires en se débarrassant de leurs couches externes de gaz. Dans ce cas, le noyau se transforme en naine blanche, qui présente une densité élevée.
Si nous prenons en compte le diagramme de Hertzsprung-Russell, les étoiles jaunes y sont situées dans la partie centrale de la séquence principale. Puisque le Soleil peut être qualifié de naine jaune typique, son modèle est tout à fait approprié pour considérer le modèle général des naines jaunes. Mais il existe d’autres étoiles jaunes caractéristiques dans le ciel, dont les noms sont Alhita, Dabikh, Toliman, Khara, etc. Ces étoiles ne sont pas très brillantes. Par exemple, le même Toliman, qui, si l'on ne prend pas en compte Proxima Centauri, est le plus proche du Soleil, a une magnitude 0, mais en même temps sa luminosité est la plus élevée parmi toutes les naines jaunes. Cette étoile est située dans la constellation du Centaure et fait également partie d’un système complexe comprenant 6 étoiles. La classe spectrale de Toliman est G. Mais Dabih, située à 350 années-lumière de nous, appartient à la classe spectrale F. Mais sa haute luminosité est due à la présence d'une étoile proche appartenant à la classe spectrale - A0.
En plus de Toliman, la classe spectrale G possède HD82943, qui se trouve sur la séquence principale. Cette étoile, de par sa composition chimique et sa température similaire à celle du Soleil, possède également deux grandes planètes. Cependant, la forme des orbites de ces planètes est loin d’être circulaire, c’est pourquoi leurs approches de HD82943 se produisent relativement souvent. Actuellement, les astronomes ont pu prouver que cette étoile possédait autrefois un nombre beaucoup plus grand de planètes, mais qu’au fil du temps, elle les a toutes absorbées.
Noms d'étoiles jaunes - exemples
Toliman, étoile HD 82943, Hara, Dabih, Alhita
Les étoiles rouges sont des étoiles rouges
Si au moins une fois dans votre vie vous avez vu à travers la lentille de votre télescope des étoiles rouges dans le ciel qui brûlaient sur un fond noir, alors vous souvenir de ce moment vous aidera à imaginer plus clairement ce qui sera écrit dans cet article. Si vous n’avez jamais vu de telles étoiles auparavant, essayez de les trouver la prochaine fois. 
Si vous entreprenez de dresser une liste des étoiles rouges les plus brillantes du ciel, qui peuvent être facilement trouvées même avec un télescope amateur, vous constaterez que ce sont toutes des étoiles de carbone. Les premières étoiles rouges ont été découvertes en 1868. La température de ces géantes rouges est basse et leurs couches externes sont remplies d'énormes quantités de carbone. Si auparavant les étoiles similaires constituaient deux classes spectrales - R et N, les scientifiques les ont désormais définies en une classe générale - C. Chaque classe spectrale a des sous-classes - de 9 à 0. De plus, la classe C0 signifie que l'étoile a une température élevée, mais moins rouge que les étoiles de classe C9. Il est également important que toutes les étoiles dominées par le carbone soient intrinsèquement variables : à longue période, semi-régulières ou irrégulières.
De plus, deux étoiles appelées variables semi-régulières rouges ont été incluses dans cette liste, dont la plus célèbre est m Cephei. William Herschel s'est intéressé à sa couleur rouge inhabituelle et l'a surnommé « grenade ». Ces étoiles se caractérisent par des changements irréguliers de luminosité, qui peuvent durer de quelques dizaines à plusieurs centaines de jours. Ces étoiles variables appartiennent à la classe M (étoiles froides avec des températures de surface de 2 400 à 3 800 K).
Compte tenu du fait que toutes les étoiles de la notation sont variables, il est nécessaire d’apporter une certaine clarté à la notation. Il est généralement admis que les étoiles rouges ont un nom composé de deux éléments : une lettre de l'alphabet latin et le nom d'une constellation variable (par exemple, T Lièvre). La première variable découverte dans une constellation donnée se voit attribuer la lettre R, et ainsi de suite jusqu'à la lettre Z. S'il existe de nombreuses variables de ce type, une double combinaison de lettres latines leur est prévue - de RR à ZZ. Cette méthode permet de « nommer » 334 objets. De plus, les étoiles peuvent être désignées à l'aide de la lettre V en combinaison avec un numéro de série (V228 Cygnus). La première colonne de la notation est réservée à la désignation des variables.
Les deux colonnes suivantes du tableau indiquent l'emplacement des étoiles dans la période 2000,0. En raison de la popularité croissante de l'atlas Uranometria 2000.0 parmi les passionnés d'astronomie, la dernière colonne de la notation affiche le numéro du tableau de recherche pour chaque étoile figurant dans la notation. Dans ce cas, le premier chiffre est un affichage du numéro de volume et le second est le numéro de série de la carte.
La note affiche également les valeurs de luminosité maximale et minimale des magnitudes stellaires. Il convient de rappeler qu'une plus grande saturation de la couleur rouge est observée dans les étoiles dont la luminosité est minime. Pour les étoiles dont la période de variabilité est connue, elle est affichée en nombre de jours, mais les objets qui n'ont pas la bonne période sont affichés en Irr.
Trouver une étoile de carbone ne nécessite pas beaucoup de compétences, il suffit que les capacités de votre télescope soient suffisantes pour la voir. Même si sa taille est petite, sa couleur rouge vif devrait attirer votre attention. Par conséquent, ne vous inquiétez pas si vous ne pouvez pas les détecter immédiatement. Il suffit d'utiliser l'atlas pour trouver une étoile brillante à proximité, puis de passer de celle-ci à l'étoile rouge.
Différents observateurs voient les étoiles de carbone différemment. Pour certains, ils ressemblent à des rubis ou à une braise brûlant au loin. D’autres voient des nuances cramoisies ou rouge sang dans ces étoiles. Pour commencer, le classement contient une liste des six étoiles rouges les plus brillantes qui, une fois trouvées, vous permettent de profiter pleinement de leur beauté.
Noms d'étoiles rouges - exemples
Différences de couleur des étoiles
Il existe une grande variété d’étoiles aux nuances de couleurs indescriptibles. En conséquence, même une constellation a reçu le nom de « Jewel Box », dont la base est constituée d'étoiles bleues et saphir, et en son centre même se trouve une étoile orange brillante. Si l’on considère le Soleil, il a une couleur jaune pâle.
Un facteur direct influençant la différence de couleur entre les étoiles est leur température de surface. Cela s'explique simplement. La lumière, de par sa nature, est un rayonnement sous forme d’ondes. La longueur d'onde est la distance entre ses crêtes et est très petite. Pour l'imaginer, il faut diviser 1 cm en 100 000 parties identiques. Plusieurs de ces particules constitueront la longueur d’onde de la lumière.
Étant donné que ce nombre s'avère assez faible, chaque changement, même le plus insignifiant, sera la raison pour laquelle l'image que nous observons changera. Après tout, notre vision perçoit différentes longueurs d’onde de lumière comme différentes couleurs. Par exemple, le bleu a des vagues dont la longueur est 1,5 fois plus courte que celle du rouge.
De plus, presque chacun d’entre nous sait que la température peut avoir un effet très direct sur la couleur du corps. Par exemple, vous pouvez prendre n’importe quel objet métallique et le mettre au feu. Il deviendra rouge pendant le chauffage. Si la température du feu augmentait de manière significative, la couleur de l'objet changerait - du rouge à l'orange, de l'orange au jaune, du jaune au blanc et enfin du blanc au bleu-blanc.
Étant donné que le Soleil a une température de surface d'environ 5,5 mille 0 C, c'est un exemple typique d'étoiles jaunes. Mais les étoiles bleues les plus chaudes peuvent chauffer jusqu'à 33 000 degrés.
La couleur et la température ont été liées par des scientifiques utilisant des lois physiques. Comment la température d'un corps est directement proportionnelle à son rayonnement et inversement proportionnelle à la longueur d'onde. Les ondes bleues ont des longueurs d'onde plus courtes que les rouges. Les gaz chauds émettent des photons dont l'énergie est directement proportionnelle à la température et inversement proportionnelle à la longueur d'onde. C'est pourquoi les étoiles les plus chaudes se caractérisent par une plage d'émission bleu-bleu.
Comme le combustible nucléaire sur les étoiles n’est pas illimité, il a tendance à être consommé, ce qui conduit au refroidissement des étoiles. Par conséquent, les étoiles d’âge moyen sont jaunes et nous voyons les vieilles étoiles en rouge.
Étant donné que le Soleil est très proche de notre planète, sa couleur peut être décrite avec précision. Mais pour les étoiles situées à un million d’années-lumière, la tâche devient plus compliquée. C’est à cela que sert un appareil appelé spectrographe. Les scientifiques y font passer la lumière émise par les étoiles, ce qui permet d'analyser spectralement presque toutes les étoiles.
De plus, en utilisant la couleur d'une étoile, vous pouvez déterminer son âge, car des formules mathématiques permettent d'utiliser l'analyse spectrale pour déterminer la température d'une étoile, à partir de laquelle il est facile de calculer son âge.
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Il existe un très grand nombre d’étoiles dans l’espace. Les objets brillants et énormes peuvent être vus à l'œil nu, même s'ils sont très loin, même selon les normes cosmiques. Mais il existe bien d’autres étoiles naines. Il est quasiment impossible de les voir à l’œil nu. Parmi les étoiles naines, il y a des naines rouges qui ont déjà dépassé leur durée de vie utile. Et des naines brunes, qu’on peut difficilement qualifier d’étoiles. Et des naines blanches déjà presque refroidies, qui finiront par se transformer en noires.
Sur notre planète, il existe une certaine loi de la nature selon laquelle plus l'organisme est petit, plus il compte d'individus. Cette loi s'applique également aux étoiles. Cet état de fait soulève de nombreuses questions. Après tout, avec les êtres vivants sur Terre, tout est extrêmement clair, mais avec les étoiles, ce n'est pas tout à fait clair. Les scientifiques ont résolu cette énigme à moitié. Afin de se préserver de l'effondrement gravitationnel, les étoiles d'un poids énorme doivent se réchauffer à des températures élevées et, par conséquent, en quelques millions d'années, elles épuisent simplement leur réserve d'énergie, car pour maintenir une température au centre de centaines de millions de degrés, des dépenses très importantes de cette énergie sont nécessaires à l'énergie elle-même. Les nains couvent tranquillement, étirant leur « carburant » pendant des dizaines de milliards d’années. Notre Galaxie n’a que treize milliards d’années, donc chaque fois qu’une naine apparaît, elle vit encore aujourd’hui. La seconde moitié de la question est que les étoiles géantes naissent beaucoup moins fréquemment que les naines. Pour 100 étoiles comme notre Soleil, une seule étoile apparaît dix fois plus massive que . C’est précisément la question à laquelle les scientifiques n’ont pas encore répondu. Pendant longtemps, parmi les classifications astronomiques, il n'y avait pas de place pour les objets qui n'étaient ni des étoiles ni des planètes. La question de savoir si de tels objets existent inquiète les astronomes depuis des décennies. Mais au milieu des années 90, de telles planètes ont été découvertes en dehors du système solaire. Ils se sont avérés plus massifs que Jupiter, la plus grande planète du système solaire. 
Mais la question s’est posée de savoir où tracer la frontière entre une planète et une étoile. On croyait que l'étoile utilisait sa principale source d'énergie, c'est-à-dire réactions thermonucléaires. Les planètes brillent à cause de la réflexion Sveta et les réactions thermonucléaires ne s'y produisent pas. Mais il s'est avéré qu'il existe des objets de réactions thermonucléaires dans lesquels ils se produisent, mais ne constituent pas la principale source d'énergie. L'astrophysicien Kumar a calculé que si la masse d'un corps cosmique est égale ou supérieure à 7,5 % de la masse du Soleil, alors au centre d'un tel objet, la température sera suffisante pour que la réaction se produise. Cette valeur était appelée « limite d’inflammabilité de l’hydrogène ». Par exemple, si une étoile a 8 % de la masse du Soleil, elle couvera pendant environ six mille milliards d’années, soit 400 fois l’âge de l’Univers.
La recherche des naines brunes inventées par Shiv Kumar s'est poursuivie pendant trois décennies. Bien que ce scientifique soit un théoricien, il s’est également mis au télescope dans l’espoir de trouver une telle étoile. Il était immédiatement évident que nous devions rechercher à proximité d’autres étoiles dont la distance était déjà connue. Mais cette étoile ne devrait pas être brillante, car elle aveuglerait simplement le télescope et l'empêcherait de voir la naine sombre. Il fallait donc regarder près des étoiles rouges, ou des étoiles blanches déjà froides. Mais à cette époque, ces recherches n’ont pas abouti.
Ce n’est que lorsque des instruments plus sensibles sont devenus disponibles que les astronomes ont pu détecter des naines rouges très sombres. Au fil du temps, il est devenu clair que pour détecter les « étoiles ratées », il n’est pas nécessaire de disposer d’énormes télescopes.
De 1995 à 1997, de nombreux objets de ce type ont été découverts, ce qui a permis de classer de nouveaux objets situés entre planètes et étoiles.
Dans la section sur la question Veuillez donner un exemple d'étoiles naines donné par l'auteur chevron la meilleure réponse est Les ÉTOILES Naines, le type d'étoile le plus répandu dans notre Galaxie - 90 % des étoiles, y compris le Soleil, en font partie. On les appelle également étoiles de la séquence principale, selon leur position sur le DIAGRAMME DE HERZSPRUNG-RUSSELL. Le nom « nain » ne fait pas tant référence à la taille des étoiles qu’à leur LUMINOSITÉ, ce terme n’a donc aucune connotation diminutive.
Les naines blanches sont de très petites étoiles qui en sont au dernier stade de leur évolution. Bien que leurs diamètres soient plus petits que ceux des naines rouges (pas plus grands que la Terre), elles ont la même masse que le Soleil. L'étoile la plus brillante de notre ciel nocturne est Sirius (Dog Dawn chez les anciens Égyptiens). - double aube : elle comprend une naine blanche, appelée Puppy (le nom latin de Sirius - « Vacances » - signifie « petit chien »). La naine blanche Omicron-2 dans la constellation de l'Eridan est l'une des naines visibles depuis la Terre à l'œil nu.
Les naines rouges sont plus grandes que Jupiter, mais plus petites qu'une étoile de taille moyenne comme notre Soleil. Leur luminosité représente 0,01% de la luminosité du Soleil. Pas une seule naine rouge n'est visible à l'œil nu, même la plus proche de nous - Proxima Centauri.
Les naines brunes sont des objets cosmiques très froids, légèrement plus grands que Jupiter. Les naines brunes se forment de la même manière que les autres étoiles, mais leur masse initiale est insuffisante pour que des réactions nucléaires se produisent ; Leur seigneurie est très faible. Les naines noires sont de petites étoiles froides et « mortes ». Les naines noires ne sont pas assez massives pour que des réactions nucléaires aient lieu dans leurs profondeurs, ou tout le combustible nucléaire qu'elles contiennent a brûlé et elles s'éteignent comme du charbon brûlé. Les plus petites étoiles sont des étoiles à neutrons.
Les étoiles sont les objets les plus chauds non seulement du système solaire, mais de tout l’univers. Des réactions thermonucléaires se produisent constamment à l'intérieur d'eux et, à la suite de ces réactions, une grande quantité d'énergie est libérée. La température des étoiles atteint des valeurs gigantesques - de 2 à 60 000 degrés Celsius. Cependant, toutes les étoiles ne se ressemblent pas. Il existe d’autres étoiles beaucoup plus cool.
À quelle classe d’objets appartiennent les naines brunes ?
Les naines brunes sont l'un des objets les plus mystérieux de l'Univers. Les étoiles qui pèsent 10 fois moins que le Soleil sont classées comme naines rouges. Mais pas un seul scientifique n’admettrait l’idée qu’une naine rouge n’est pas une étoile. Et au milieu des années 1990, les astronomes ont découvert des objets appelés « fantômes noirs ». Ils avaient des tailles gigantesques et une gravité impressionnante.
Mesure de masse
La planète dont la masse est habituellement comparée à celle d’une naine brune est Jupiter. Il existe des naines brunes 12 fois plus grandes que cette planète. Les scientifiques ont du mal à les classer parmi les étoiles. Mais un objet aussi énorme ne peut pas être appelé une planète. Actuellement, les astronomes discutent activement de la question de savoir si les géantes gazeuses et les naines brunes doivent être classées dans différentes catégories (rappelons que la planète Jupiter est une géante gazeuse).
Les naines brunes sont plusieurs dizaines de fois plus grandes que Jupiter, mais en même temps, les « fantômes noirs » sont environ cent fois plus petites que le Soleil. Un autre nom pour les naines brunes est naines brunes. Malgré le fait qu'en science, il est d'usage de les appeler objets substellaires, ce sont toujours des étoiles, bien qu'elles aient des propriétés très inhabituelles.
Premières suppositions
Les astronomes ont commencé à parler de ce type d’objet dans les années 1960. Cependant, aucune hypothèse quant à leur existence n’a été confirmée. De nombreux scientifiques ambitieux ont été intrigués et ont commencé à étudier intensivement les environs immédiats de l'Univers, en essayant de trouver des objets similaires. Mais pendant 35 ans, personne n’a été capable de trouver un objet ressemblant, même de loin, à une naine brune. Cependant, cette issue des événements était tout à fait naturelle - après tout, ce type d'étoile n'émet pas sa propre lumière, ou sa luminosité est si faible qu'il est tout simplement impossible de la remarquer. De plus, les télescopes au sol ont une sensibilité suffisamment faible pour détecter des objets de ce type.
Propriétés des naines brunes
Les astronomes ne peuvent classer les naines brunes ni comme planètes ni comme étoiles. La définition la plus simple serait : « un type d’étoile imparfaite ». Ils ont très mal grandi, à peine capables d'atteindre un certain poids auquel les processus de réactions thermonucléaires commenceraient à l'intérieur d'eux, grâce auxquels les étoiles ordinaires brillent dans le ciel. C'est pourquoi les naines brunes ne sont ni une source de lumière ni de chaleur. Il est extrêmement difficile pour les astronomes de déterminer leur emplacement.
Cependant, les scientifiques ont toujours quelques secrets à exploiter. Par exemple, des traces de lithium sont toujours présentes dans le spectre lumineux des naines brunes. Ce métal est souvent utilisé dans divers types d’industries, comme la production de batteries. Mais le lithium est rare dans l’espace car il se désintègre facilement dans de telles conditions. Or, ce métal est typique des naines brunes.
Ambiance d'étoiles froides
Un autre signe permettant de déterminer l'emplacement de ces étoiles est la présence de méthane. Ce gaz ne peut pas s’accumuler sur les étoiles ordinaires en raison de leurs températures élevées. Cependant, les naines brunes sont relativement froides, le méthane s'accumule donc facilement dans leur atmosphère. L'atmosphère de méthane de ce type d'étoile est très dense.
Des vents violents font rage à leur surface et les rayons des autres étoiles ne pénètrent jamais ici et, par conséquent, le temps n'est jamais favorable. C'est pourquoi les naines brunes semblent inhospitalières sur les photos. Les explorateurs de l’espace ne s’approchent jamais de ces étoiles.
Il est impossible de faire atterrir un navire à leur surface. La force de leur gravité est si monstrueuse que les astronautes mourraient immédiatement dans ses griffes avant même que le vaisseau ne se transforme en un tas de métal.
De nombreuses naines brunes forment activement des nuages de gaz et de poussière autour d’elles, à partir desquels se forment à leur tour des planètes. Un tel système planétaire a été récemment découvert dans la constellation du Caméléon.
Objet le plus proche
Et en 2014, tous les magazines d’astronomie faisaient la une des journaux : « Une naine brune a été découverte à proximité du système solaire. » La naine brune a été nommée WISE J085510.83-071442.5. Elle est située à environ 7,2 années-lumière du Soleil. A titre de comparaison : le système le plus proche de nous est Alpha Centauri, et il est situé à 4 années-lumière de la planète Terre. La masse de cette naine brune a été estimée approximativement par les scientifiques. On pense que cet objet est 3 à 10 fois plus grand que la planète Jupiter. Certains astronomes suggèrent qu'avec une telle masse, la naine brune aurait pu être classée comme une géante gazeuse, qui a finalement été éjectée du système solaire.
Cependant, la plupart des chercheurs sont encore enclins à croire que cet objet appartient au groupe des naines brunes. Après tout, ils sont assez courants dans l’Univers. Par la suite, l'astronome Kevin Luhmann, qui a analysé les photographies de cet objet, a découvert deux autres naines brunes. Ils sont situés à 6,5 années-lumière de notre planète. Les astronomes n’ont pas encore découvert d’autres naines brunes directement dans le système solaire. Peut-être que toutes ces découvertes sont encore à venir.
Mystérieux satellite du Soleil
Il existe une autre hypothèse sur l'existence d'une naine brune spéciale dans le système solaire - Nemesis. Il s’agit d’une étoile théoriquement proposée qui était autrefois une « compagne » du Soleil. Cependant, les scientifiques se disputent encore pour savoir à quelle catégorie elle appartient : naines brunes, rouges ou blanches. La théorie de l'existence de Nemesis a été avancée afin d'expliquer le processus cyclique d'extinction de diverses espèces biologiques sur Terre - selon les scientifiques, cela se produisait tous les 27 milliards d'années.
Cependant, les astronomes n’ont pas encore trouvé de confirmation de l’existence de Nemesis. On pense que cette étoile pourrait être un satellite du Soleil et tourner sur une orbite plus allongée. La théorie selon laquelle il existe une autre étoile tournant autour du Soleil était populaire dans les cercles scientifiques dans les années 70 et 80 du siècle dernier. Lorsque l’étoile s’est approchée des planètes, elle a provoqué des perturbations gravitationnelles dans leurs orbites, ce qui pourrait conduire à une extinction massive d’espèces. De plus, l’étoile pourrait ramener sur Terre des comètes depuis le nuage d’Oort, qu’elle traversait tous les 27 milliards d’années.
Des naines brunes à proximité du système solaire
Il n’y a pas si longtemps, des astronomes ont découvert un groupe d’étoiles ultra-froides – des naines brunes – à proximité du système solaire. La recherche a été dirigée par l'astronome montréalais J. Robert. Ces découvertes aideront les scientifiques à mieux déterminer la densité de ces objets à proximité de notre système stellaire, ainsi que dans d’autres zones voisines. L'équipe de l'astronome J. Robert a découvert 165 naines brunes. Un tiers de ces étoiles supercool (terme signifiant que leurs températures de surface sont inférieures à 2 200 Kelvin) ont des compositions chimiques assez inhabituelles. Les scientifiques pensent que la découverte de la plupart des étoiles de ce type n’aura lieu que dans le futur, car les scientifiques précédents ont « négligé » un grand nombre d’objets.
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