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LA TETE DANS LES ETOILES

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

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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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10 décembre 2019

Les étoiles à Neutrons

 

pulsar___neutron_

 

Les étoiles à Neutrons.

Les étoiles naissent dans d'immense nuages de gaz et de poussieres. Alimentées par la fusion nucleaire, elles brulent de l'hydrogène et le transforme en hélium, liberant ainsi une prodigieuse quantité de lumiere et de chaleur. Elles sont soumisent a une lutte inscecente entre la fusion nucleaire qui tend a pousser la matiere vers l'exterieure, et la gravité qui tend a les faire s'effondrer sur elles memes.

Les étoiles d'une masse supérieure à 12 masses solaires sont assez chaudes pour que les réactions de fusion thermonucléaire conduisent à la formation de nickel 56 par fusion du silicium. Lorsque le silicium central a complètement été transformé en fer et en nickel 56, il reste un noyau de nickel 56 et de fer inerte entouré par une couche de silicium toujours en réaction. Le noyau inerte se contracte, le nombre d’électrons chute rapidement jusqu'à atteindre la pression de dégénérescence des électrons, et constitue un corps dégénéré dont la masse de Chandrasekhar est d'environ 1,4 masse solaire (1,39 masses solaire etant la limite appelé "limite de Chandrasekhar"). La gravité se retrouve alors sans obstacle et l’astre continue à s’effondrer sur lui-même. La fusion du silicium continue d'apporter du nickel, qui se dépose sur le corps et devient dégénéré à son tour.

Lorsque la masse accumulée dépasse la limite de Chandrasekhar, l'effondrement gravitationnel se produit et la supernova commence.

A l'interieure d'une supernova le noyau de fer implose et passe de la taille de la terre a celui d une petite ville. a ce moment  la gravité devient si forte que les electons et les protons fusionnent pour donner des neutrons. pour shematiser ; le vide a l'interieure des atomes disparait pour resserer encore les Neutrons jusqu' a ce que se ne soit plus possible, (c'est le principe d'exclusion de Pauli, qui dit que deux particules ne peuvent pas etre au meme endroit en meme temps)  et ne laisser qu'une "boule de neutrons", un objet extrement dense appelé "une étoile a Neutrons", une étoile à neutrons d'un diamètre de quelques dizaines de kilomètres et contenant au moins 1,5 fois la masse du soleil, la matière qui la compose étant tellement comprimée que le contenu d'une cuillère à café pèserait environ cent millions de tonnes sur Terre. .

Une étoile à Neutrons est le noyau ultra dense d'une étoile massive qui a explosé en supernova.

Le résidu central d’une explosion de supernova a toutes les chances d’avoir une masse supérieure à la limite de Chandrasekhar et de ne pas pouvoir donner naissance à une naine blanche, les naines blanches sont le résulta de l'éffondrement d'une étoile en supernova, dont la masse "residuelle" est inferieur a 1,39 masses solaire (limite de Chandrasekhar). En effet, pour une étoile suffisamment massive, le scénario de l’effondrement final est différent de celui qui conduit aux naines blanches. Le seuil de masse initiale de l’étoile, c’est-à-dire avant les pertes de matière par vents stellaires, est estimé à huit masses solaires.

Alors que le diamètre typique d’une naine blanche est de 10 000 kilomètres, une étoile à neutrons a une taille de l’ordre de quelques dizaines de kilomètres.

Un diamètre 1000 fois plus petit signifie, à masse égale, une concentration de matière un milliard de fois plus forte. La densité moyenne d’une étoile à neutrons est ainsi d’un million de milliards de fois celle de l’eau. Un centimètre cube de sa matière aurait une masse de 1000 millions de tonnes.

Comme vu precedement une étoile a Neutrons contient principalement des Neutrons mais pas uniquement, elle contient également des Electrons et des Protons, chargés electriquement, et ainsi l'étoile a Neutrons possede un puissant champs magnetique. Ce champs magnetique n'est pas forcement aligné avec l'axe de rotation de l'étoile. Le champs magnétique "balaye" le ciel en emetant regulierrement des salves electromagnetiques, ce signal intermitant tel une pulsation a donné le nom "Pulsar"

Un pulsar est une étoile à Neutrons en rotation. c'est le vestige du coeur d'une étoile qui a explosée en une Supernova.

Une étoile à neutrons est une étoile dont l'émission se fait presque exclusivement en rayonnement X, et très peu en visible ou en ondes hertziennes.

Si l'étoile résultante de la supernova est une étoile de masse superieure, masse comprise entre 1,5 et 3 masses solaire (limite incertaine estimer entre 2,2 et 2,7 masses solaires, cette zone mal déffinie s'appel "limite d'oppenheimer-Volkoff), elle aura une gravité assez puissante pour briser les Neutrons, le resultat sera un trou noir.

 

 

 

10 décembre 2019

Calvera

Calvera est une étoile à neutrons située entre 250 et 1000 années-lumière de la Terre, dans la constellation de la Petite Ourse.

Isolée comme les sept étoiles à neutrons collectivement surnommées les Sept Mercenaires, d'où son nom... 

Ce type d'astre résulte de l'effondrement d'une étoile massive arrivée en fin de combustion, mais dont la masse n'était pas suffisante pour engendrer un trou noir. Au lieu de cela, se forme un objet d'une densité extraordinaire et d'un diamètre n'excédant pas quelques dizaines de kilomètres, la matière qui la compose étant tellement comprimée que le contenu d'une cuillère à café pèserait environ cent millions de tonnes sur Terre.

voir l'article trés détaillé sur les étoiles à Neutrons ici : Les étoiles à Neutrons

 

9 décembre 2019

Naines blanches

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Image d'artiste : aucune étoile Naine ou autres n'a jamais été observée ainsi.

La plus grande partie de l'existence des étoiles se passe sur la séquence principale, où elles "brûlent" de l'hydrogène pour former de l'hélium. Une fois le cœur de l'étoile épuisé en hydrogène, elle quitte la séquence principale pour évoluer vers d'autres stades d'évolution.

Le stade ultime étant un objet compact : une Naine Blanche

Les étoiles les plus massives évoluent vers les branches des géantes et des supergéantes et finiront en supernova, qui donneront quand à elles , une étoile à neutrons ou encore un trou noir.

Ici nous nous intéresserons aux Naines blanches

La masse d’une étoile est l’élément déterminant de son évolution. Plus une étoile est massive, plus elle consomme rapidement l'hydrogène qu'elle contient car la température y est plus élevée de par la compression plus forte de la gravité. Dans le cas des étoiles de quelques masses solaires, lorsque le cœur de l'étoile ne contient plus suffisamment d'hydrogène, elle devient géante rouge. À partir de ce moment-là, l'étoile est vouée à former une nébuleuse planétaire, alors que le noyau devient une naine blanche

Une naine blanche est une étoile de forte densité, issue de l'évolution d'une étoile de masse modérée (de 3 à 4 masses solaires au maximum) après la phase où se produisent des réactions thermonucléaires. Cet objet a alors une taille très petite comparativement à une étoile, environ la taille de la Terre (~10 000 km de diamètre), ce qui est petit pour une étoiles, et conserve longtemps une température de surface élevée, d'où son nom de « naine blanche ».

Une naine blanche possède une masse comparable à celle du Soleil pour un volume similaire à celui de la Terre.

Sa masse volumique est ainsi de l’ordre d’une tonne par centimètre cube, plusieurs dizaines de milliers de fois plus élevée que celle des matériaux observés sur Terre. Sa température de surface, qui peut dépasser au départ presque 100 000°C, provient de la chaleur emmagasinée par son étoile parente, chaleur dont le transfert thermique est très lent du fait de la faible surface de l'astre. C'est aussi du fait de cette faible surface que, malgré sa température élevée, la luminosité d'une naine blanche reste limitée à une valeur de l’ordre d’un millième de luminosité solaire, et décroît au cours du temps.

La structure interne d'une naine blanche est déterminée par l'équilibre entre la gravité et les forces de pression, ici produite par un phénomène de mécanique quantique appelé pression de dégénérescence. Les calculs indiquent que cet équilibre ne peut subsister pour des astres de plus de 1,4 masse solaire. Il s'agit donc de la masse maximale que peut posséder une naine blanche lors de sa formation ou de son évolution. C'est cette masse maximale qui fixe la masse maximale initiale de 8 masses solaires que peut avoir une étoile pour que celle-ci évolue en naine blanche, la différence entre ces deux valeurs correspondant aux pertes de masse subies par l'étoile lors de son évolution.

Etant donné la rareté des étoiles de grande masse, les Naines Blanches représentent le destin de 96 % des étoiles de notre galaxie.

L'existence d'une masse limite, qu'aucune naine blanche ne peut excéder, est une conséquence de l'équilibre entre la gravitation et la pression de dégénérescence des électrons. La valeur moderne de la limite fut d'abord publiée en 1931 par Subrahmanyan Chandrasekhar. Pour une naine blanche qui n'est pas en rotation, elle est de 1,4 masse solaire, cette limite est appelée la « masse de Chandrasekhar ».

Si la masse d'une naine blanche dépasse la limite de Chandrasekhar et que des réactions de fusions ne s'amorcent pas, la pression exercée par les électrons n'est plus en mesure de compenser la force de gravité, et elle s'effondre alors en un objet plus dense tel qu'une étoile à neutrons. Cependant, les naines blanches à carbone-oxygène qui accrètent de la masse d'une étoile voisine enclenchent juste avant d'atteindre la masse limite une réaction de fusion nucléaire qui s'emballe, et qui conduit à une explosion de supernova de type Ia dans laquelle la naine blanche est détruite.

Les naines blanches constitueraient la forme résiduelle en fin de vie des étoiles de la séquence principale dont la masse est comprise entre 0,07 à 10 masses solaires, et qui n'ont pas explosé en supernova. À la fin de leur vie, ces étoiles ont fusionné la plus grande partie de leur hydrogène en hélium. Privées de combustible, elles s'effondrent sur elles-mêmes sous l'effet de la gravitation.

Les naines blanches ont une faible luminosité. Néanmoins, au moment de leur formation, leur température est extrêmement élevée à cause de l'énergie emmagasinée lors de l'effondrement gravitationnel de l'étoile. Elles peuplent donc à leur formation l'angle inférieur gauche du diagramme de Hertzsprung-Russell, celui des étoiles peu lumineuses mais chaudes, et dérivent vers la droite avec le temps à mesure qu'elles se refroidissent.

9 décembre 2019

WD1337+705

WD1337+705

Est une Naine Blanche de la constellation de la Petite Ourse. D'une magnitude apparente de 12,8, elle est distante de ∼86,5 a.l. de la Terre. Sa masse et de 0,59 fois celle du Soleil mais sa luminosité n'est que de 3% celle du Soleil.

Elle est le témoin du passé d'une étoile, qui a terminé son évolution. Cette étoile devait être identique à notre Soleil, voir 4 ou 5 fois plus massive. Après avoir consommé tous son hydrogène, elle à du passer au stade de géante rouge, arrivé en fin de vie Elle s'est éffronder sur elle même, expulsant ses couches externes dans une superbe nébuleuse planétaire, laissant au "coeur" de celle-ci ce "concentré" d'étoile, les restes chauds témoins d'une vie passée, qui brûlera lentement jusqu'à s'éteindre et finir sa vie en Naine Noire.

9 décembre 2019

H1504+65

UMI

H1504+65 est une naine blanche de la constellation de la Petite Ourse de type spectral DZQ1.

Avec une température de surface de presque 200 000 °C et une atmosphère composée à peu près à moitié de carbone, à moitié d'oxygène et à 2% de néon, il s'agit de l'une des naines blanches les plus chaudes jamais découvertes.

On pense qu'il s'agit du cœur d'une étoile en phase post-AGB, bien que sa composition demeure inexplicable par les modèles actuels d'évolution stellaire.

pour comprendre les Naines Blanches voir l'article Plus détaillé ici : Les Naines blanches

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