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LA TETE DANS LES ETOILES
29 décembre 2019

2 Ursae Minoris

2 Ursae Minoris 

Contrairement à ce que pourrait laisser entendre sa désignation de Flamsteed, 2UMi ne fait pas partie de la Constellation de la Petite Ourse.

Sa désignation HD5848 est généralement utilisée, évitant des confusions ou de penser que cette étoile fasse partie de cette Constellation.

Nous en reparlerons dans nos articles sur la constellation de Céphée dont elle est issue.

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28 décembre 2019

RR Ursae Minoris

RR Umi

RR Ursae Minoris, est une étoile binaire de la constellation de la Petite Ourse.

La composante primaire du système est une étoile géante rouge de type spectral M4.5 III. 

Le systéme a une période orbitale de 748,9 jours (2,05 ans) et une excentricité de 0,13, et est une source d'émissions de rayons X et en UV lointain, ces derniers provenant probablement du compagnon

Il s'agit également d'une étoile variable semi-régulière classée SRb, dont la magnitude varie entre 4,44 et 4,85 sur une période de 43,3 jours.

Le rayon de l'étoile est environ 103 fois le rayon du Soleil.

Sa masse vaut 1,15 fois celle du Soleil et sa température de surface est de 3 190°C (3 464 K).

28 décembre 2019

4 Ursae Minoris

4 umi

4 Ursae Minoris ou (HD 124547) serait une étoile binaire spectroscopique.

Avec une magnitude apparente de +4.80, elle est visible à l'oeil nu.

Sa composante principale est une géante de type spectral K3III, et sa distance estimée est d'environ 460 a.l.

Elle s'éloigne du Soleil avec une vitesse radiale de +5,86 Km seconde.

La période orbitale du système est de 1,66 ans (605 jours) et son excentricité est de 0,14.

La composante primaire est une géante rouge de type spectral K3-IIIb Fe-0.5, qui a épuisé l'hydrogène de son cœur et qui s'est étendue. La notation du suffixe indique que le spectre de l'étoile montre une légère sous-abondance en fer pour une étoile de son type. Son rayon est de 28 fois celui du Soleil et elle brille autant que 437 Soleils. Sa température de surface est d'environ 3890 °C (ou 4165 °K).

28 décembre 2019

3 Ursae Minoris

3 Umi

3 Ursae Minoris est une étoile de Constellation de la Petite Ourse.

D'une magnitude apparente de 6,44, elle est à la limite de la visibilité à l’œil nu. Elle est distante d'environ 423 Années-lumière de la Terre, elle se rapproche du Soleil selon une vitesse radiale de −3,8 km/s

3 Ursae Minoris est une étoile blanche de la séquence principale ordinaire, de type spectral A7V. Sa masse et de 2,3 fois celle du Soleil et elle tourne sur elle-même selon une vitesse de rotation projetée de 68 Km par seconde.

Son spectre montre une abondance en fer supérieure à celle du Soleil, avec un indice de métallicité [Fe/H] qui vaut 0,13.

L'étoile est environ 43 fois plus lumineuse que le Soleil et sa température de surface est de 7 727°C (8 091° K).

27 décembre 2019

Lambda Ursae Minoris

lampda umi

Lambda Ursae Minoris, est une géante rouge de type spectral M1III. Il s'agit d'une étoile de la branche asymptotique des géantes (AGB), un stade d'évolution stellaire où elle a épuisé l'hydrogène et l'hélium de son cœur et où elle fusionne désormais ces éléments dans des coquilles concentriques en dehors de son cœur. 

Cette étoile se trouve à environ 880 années-lumière de la Terre.

Elle est de magnitude 6,38 à la limite du visible à l'oeil nu.

Les étoiles AGB sont souvent instables et pulsent, et ainsi Lambda Ursae Minoris est classifiée comme une étoile variable semi-régulière, dont la luminosité varie d'environ 0,1 magnitude.

Le rayon de Lambda Ursae Minoris fait 64 fois celui du Soleil et la température de son atmosphère externe est de 3 500° C. Elle est 741 fois plus lumineuse que le Soleil.

Lambda est à un peu moins d'un degré du vrai pôle, qui se trouve plus ou moins entre lui et Polaris

 À la suite de la précession axiale de la Terre (l'oscillation axiale de 26 000 ans), il y a quelques centaines d'années, Lambda était en fait la meilleure étoile polaire. Le pôle passera entre Lambda et Polaris vers l'an 2060.

 

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26 décembre 2019

8 Ursae Minoris

Syst HD133086 SKY

8 Ursae Minoris est Comme son nom l'indique une etoile de la Constellation de la Petite Ourse.

Appelé également HD133086, cette étoile se trouverait à environ 520 années lumières, elle aurait une masse de 1,8 masses Solaire, et un rayon de 10 fois celui du Soleil. 

Une planète serait en orbite autour de HD133086, appelée HD133086b, elle serait une planete géante gazeuse de type Jupiter.

HD133086b, ou 8UMib,  serait en orbite autour de son étoile hôte à environ 0,49 UA, elle se trouverait donc à la limite des Jupiters chauds.

Decouverte par la méthode des vitesses radiales en 2015, cette planéte serait de 1,5 masses Jovienne.

Syst HD133086

26 décembre 2019

HD120084

HD120084 SKY

HD 120084 est une étoile située dans la constellation de la Petite Ourse. Il s'agit d'une géante jaune de type spectral G7III.

Elle se trouve à environ 330 années-lumière de la Terre, sa masse est d'environ 2,4 masses solaires, pour un rayon estimé à un peu plus de neuf fois celui du Soleil. Sa magnitude apparente est de 5,9.

Elle peut etre visible a l'oeil nu dans d'excellentes conditions météo, avec une bonne vue.

HD 120084 b, est une planète géante gazeuse, découverte en 2013 par la méthode des vitesses radiales, elle aurait une masse d'environ 4,5 MJ, son demi-grand axe est de 4,3 UA, avec une excentricité de 0,66.

Elle orbite autour de son étoile hôte en 2082 jours.

HD120084 Universe sandbox2Image réalisée avec le logiciel Universe Sandbox2

26 décembre 2019

Les exoplanètes dans la Petite Ourse

Comme nous l'avons vu, dans cette Constellation nous avons également découvert des exoplanètes, autour de Pherkad (11UMi), une des deux "gardiennes du pôle".

Mais d´autres étoiles de la Petite Ourse sont elles aussi des systemes planetaires, parfois même des systèmes multiples d'étoiles autour desquelles orbitent des planétes.

Nous allons dans les articles à venir, découvrir ensemble quelques unes d'entre elles.

Nous découvrirons l'étoile 8UMi, HD120084, HD150706, HD118904, HD158996 et bien d'autres encore, je tenterais de mettre en images les différents Systèmes, pour vous les faire découvrir.

Je vous invite à découvrir notre blog sur les exoplanètes ici : http://lesexoplanetes.canalblog.com/

20 décembre 2019

Désignation de flamsteed

La désignation de Flamsteed.

La désignation de Flamsteed, du nom de l'astronome John Flamsteed, cette méthode de désignation stellaire fut publiée par E. Halley et I. Newton en 1712 sans l'accord de son auteur.

Publié à titre posthume en 1725, elle connut une croissante popularité au cours du XIXeme.

La désignation de Flamsteed utilise un nombre en lieu et place d'une lettre grecque (désignation de Bayer). On assigne ainsi à chaque étoile un nombre suivi du génitif latin de la constellation dont elle fait partie.

Pour exemple  : Betelgeuse ou Alpha Ori dans la constellation d'Orion est dénommée 58 Ori dans la désignation de Flamsteed.

Le catalogue dressé par Flamsteed ne contenait que des étoiles visibles depuis le Royaume-Uni ; en conséquence, aucune étoile des constellations de l'hémisphère sud ne porte de désignation de Flamsteed.

La désignation de Flamsteed est utilisée de nos jours lorsqu'aucune désignation de Bayer n'existe pour une étoile, comme 51 Pegasi ou 61 Cygni.

Comme pour la désignation de Bayer, certaines étoiles possèdent une désignation de Flamsteed portant sur des constellations auxquelles elles n'appartiennent pas, à cause des compromis réalisés lors du tracé moderne des constellations. 

Quelques objets de la désignation correspondent en réalité à des erreurs faites par Flamsteed. C'est notamment le cas de 3 Cassiopeiae, résultant probablement d'une confusion entre plusieurs étoiles, et de 34 Tauri, correspondant en réalité à une observation de la planete Uranus.

À l'origine, les nombres étaient assignés dans l'ordre croissant de l'ascension droite des étoiles dans chaque constellation, mais le phénomène de précession a légèrement dérangé cet ordonnancement dans quelques cas.

 

 

17 décembre 2019

Diagramme de Hertzsprung-Russell

IMG_0087

Le diagramme de Hertzsprung-Russell, est un graphique dans lequel est indiquée la luminosité d'un ensemble d'étoiles en fonction de leur température effective. Ce type de diagramme a permis d'étudier les populations d'étoiles et d'établir la théorie de l'évolution stellaire.

Sur le diagramme ci dessus, en ordonées (en verticale gauche) la masse des étoiles, notre point de repère ou reference est le soleil donc 1 masse solaire (au centre de la séquence principale), plus on remonte plus les étoiles seront des géantes et inverssement plus on descendra plus on ira vers des étoiles naines. corespondances masse/magnitude absolue.

En Abscisses (en horizontal) la couleur des étoiles, notre soleil malgré sa masse est une naine jaune, plus on se dirige vers la gauche plus elle seront blanche et chaude, plus nous irons vers la droite plus elles seront froides est rouge. correspondance couleur/temperature.

L'examen d'un diagramme d'une population d'étoiles, comme ci-dessus, montre une énorme concentration d'étoiles le long d'une diagonale ainsi qu'une concentration significative quelques magnitudes au-dessus de la diagonale. D'autres zones du diagramme sont complètement vides d'étoiles, ou très peu peuplées. La figure ci-dessous présente le diagramme de Hertzsprung-Russell d'étoiles proches dont la distance est connue avec une bonne précision.

La séquence principale est la région du diagramme de Hertzsprung-Russell où la majorité des étoiles résident, elle correspond à la diagonale allant du coin supérieur-gauche (chaud et lumineux) au coin inférieur-droit (froid et peu lumineux). Si la concentration d'étoiles y est si élevée, c'est parce que celles-ci y passent environ 90 % de leur vie en évoluant très peu, brûlant l'hydrogène en leur cœur.

La dispersion des étoiles autour de la séquence principale a plusieurs raisons. La composition chimique change légèrement la place de l'étoile sur le diagramme : plus celle-ci est riche en métaux, plus elle est froide et moins elle est lumineuse, car elle garde un rayon constant. Les étoiles de population II, beaucoup plus pauvres que les étoiles de population I, forment ainsi la classe des sous-naines. De plus, les étoiles accroissent lentement leur luminosité et changent de température pendant leur phase sur la séquence principale. D'autres facteurs comme la rotation, la présence de compagnons proches ou de champs magnétiques peuvent également expliquer un placement un peu dispersé. Un autre facteur est l'incertitude des observations ; ces incertitudes affectent principalement la distance de l'étoile en question mais concerne aussi les étoiles binaires, non ou mal identifiées en tant que telles.

Environ 5 à 10 magnitudes au-dessus de la séquence principale, on trouve une importante concentration d'étoiles : il s'agit d'étoiles en fin de vie, soit au stade de géante rouge, avec une fine couche d'hydrogène qui "brûle" autour d'un noyau d'hélium inerte, soit, des étoiles de la branche horizontale, au cœur desquelles l'hélium fusionne pour donner du carbone et de l'oxygène. La combustion de l'hélium est cependant beaucoup plus rapide que celle de l'hydrogène pendant la séquence principale, et les étoiles sont assez instables pendant ce stade. Les géantes rouges montent en luminosité bien au-delà de cette concentration d'étoiles.

Dans la zone de température des étoiles de type G et F à des luminosités au-delà de 50 fois celle du soleil, il y a quasi-absence d'étoiles. Un tel « trou » peut s'expliquer par l'instabilité de telles étoiles : les étoiles de masses intermédiaires ou très massives, après la séquence principale, deviennent géantes rouges très rapidement (moins de 1 % de leur temps passé sur la séquence principale), tandis que les étoiles brûlant l'hélium en leur cœur sont instables dans cette région.
Anciens noyaux d'étoiles ayant éjecté leur enveloppe lors du stade de géante rouge, les naines blanches sont des étoiles très petites (de la taille de la Terre pour certaines) et très chaudes en surface. D'où cette position si particulière, en bas à gauche du diagramme de Hertzsprung-Russell. C'est le stade ultime des étoiles de masse inférieure à 8 masses solaires. Ces étoiles se refroidissent lentement pour devenir des naines noires, mais ce refroidissement prend plusieurs dizaines de milliards d'années, de sorte qu'aucune naine noire n'a été observée à ce jour. Contrairement aux autres étoiles, les naines blanches les plus lumineuses sont les moins massives, car le rayonnement d'une naine blanche diminue avec sa masse.
Le rayonnement visible émis par une naine blanche peut ainsi présenter une grande variété de couleurs, depuis le bleu-blanc d'une étoile de la séquence principale de type O jusqu'au rouge d'une naine rouge de type M. Les naines blanches froides ne doivent pas être confondues avec les objets de faible luminosité à l'extrémité de la séquence principale où se situent les objets de faible masse, telles les naines rouges en train de fusionner leur hydrogène, et dont le cœur est partiellement supporté par la pression thermique, ou bien les naines brunes, de température encore inférieure.
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