Abrégé : AL (LY pour light year en anglais).
Unité de distance. C'est la distance parcourue en une année
par la lumière (dans le vide).
Une année lumière vaut 9000 milliards de kilomètres, 0.307 parsecs,
63000 unités astronomiques.
La Lune est à un peu plus d'une seconde lumière de la Terre. Le diamètre du Soleil
est d'environ 4,6 secondes lumière.
Le Soleil est à 500 secondes lumières de la Terre.
L'étoile la plus proche, Proxima Centauri, est à 4,23 années lumières du Soleil.
Le diamètre de notre galaxie est de 130 000 années lumière. Les galaxies les
plus proches
de la notre (Ursa minor, Sextans 1, Draco, et le petit nuage de Magellan) sont
à 300 000 années lumière. La galaxie d'Andromède est à
2,2 millions d'années lumière. La dimension de l'univers est estimée à 15 milliards
d'années lumière.
La courone interne du Soleil vue en rayons ultra-violets lointains.
Ces rayonnements sont émis par le plasma de la courone, chauffé à un million de
degrés. La photosphère (dont la température est plus basse, 6000 degrés)
est invisible en ultra-violet lointain.
(Crédit :
Consortium EIT
instrument : Télescope EIT,
à bord de la sonde SOHO, ESA/NASA).
La courone externe du Soleil. Le disque bleu au centre sert à masquer le Soleil
trop brillant. Le cercle blanc indique la taille du Soleil.
La barre sombre diagonale qui part d'en bas à gauche est le support du cache
qui masque le disque du Soleil.
(coronographe C3, sonde SOHO, ESA).
Ces deux images ont été prises le 6 juin 2000, alors qu'avait lieu une
éjection de masse coronale (une sorte de grosse tempête). Cette éjection se voit
sur l'image du coronographe "au dessus" du Soleil, sous la forme
d'un volute brillante ou l'on distingue des formes de boucle.
Une éruption Solaire vue en rayons ultra-violets lointains.
L'éruption est la partie brillante en bas à gauche du disque solaire.
(Crédit :
Consortium EIT
instrument : Télescope EIT,
à bord de la sonde SOHO, ESA/NASA).
Ejection de masse coronale faisant suite à l'éruption vue sur l'image du dessus.
C'est le grand nuage brillant dans le quart en bas à gauche de l'image.
Ce nuage de plasma se propage dans l'espace à une vitesse de l'ordre de 500
kilomètres par seconde.
La barre sombre diagonale qui part d'en bas à gauche est le support du cache
qui masque le disque du Soleil.
(coronographe C3, sonde SOHO, ESA).
De nombreuses définitions des étoiles existent. En voici une qui
définit les étoiles par rapport à ses propriétés physiques.
Une étoile est un astre
- compact
(c'est à dire qu'il n'est pas diffus comme une nébuleuse),
- connexe (en un seul morceau, les systèmes d'étoiles doubles très proches
sont considérés comme deux étoiles)
- opaque (on ne peut pas voir au travers),
- dont la cohésion est maintenue par les forces de gravitation
(au contraire des astéroides
et autres rochers),
- qui brille ou a brillé
(au contraire des planètes qui n'émettent qu'une
lumière réfléchie).
Certaines étoiles n'emettent plus de radiations
(naines blanches éteintes,
trous noirs stellaires) mais en ont émis dans le passé.
Mais en science comme dans les autres domaines de la connaissance humaine, aucune
définition n'est parfaite. Celle-ci a aussi ses limites, en voici deux.
Cette définition inclu les naines brunes dans la grande famille des étoiles.
Si on ajoute qu'une étoile brûle des combustibles nucléaires
(comme le Soleil), ou en a brûlé
(comme les naines blanches) , alors,
les naines brunes ne sont pas des étoiles. Suivant les auteurs,
il faut s'attendre
à lire que les naines brunes sont des étoiles,
ou sont un stade intermédiaire entre
les étoiles et les planètes.
On considère un trou noir comme un étoile, bien qu'il ne brille plus,
car il a brillé par le passé.
Cela dit, je ne crois pas qu'il faille considérer le trou noir central
d'une galaxie (des centaines de millions de fois plus lourd) comme une étoile,
mais plutôt comme une grosse bête très à part.
C'est pourquoi on distingue les trous noirs stellaires (qui furent des étoiles
normales) et les trous noir galactiques qui n'en n'ont jamais été.
Une galaxie est une assemblée d'étoiles et de matière interstellaire,
dont la cohésion est assurée par les forces de gravitation, et
dont la masse est d'un ordre de grandeur supérieur à
cent millions de masses solaires.
Nous sommes dans une galaxie, qui s'appelle la Voie Lactée, ou "la Galaxie",
avec un G majuscule.
Le Grand et le Petit Nuage de Magellan sont des galaxies voisines de la notre,
visibles aux latitudes australes.
Elles sont avec la Voie Lactée et
Andromède, les seules galaxies visibles à l'oeil nu.
Les Galaxies interagissent avec leurs voisines, et ces interactions
modifient leur forme. Deux galaxies peuvent même fusionner.
Un amas de galaxies vu par le télescope spatial.
Auteurs: Robert Williams et le Hubble Deep Field Team (STScI), NASA.
Les galaxies elliptiques sont appellées ainsi
en raison de leur forme globalement ovale
(ellipse est un nom savant pour désigner l'ovale).
Elles ont une forme régulière, et pas de bras spiral.
Les galaxies elliptiques contiennent peu de gaz.
Peu d'étoiles nouvelles peuvent s'y former. Certaines familles d'étoiles,
comme les géantes bleues, dont la durée de vie est brève, sont absentes
des galaxies elliptiques.
Les galaxies les plus massives connues (dix mille milliard de masses solaires)
ont un noyau elliptique, entouré d'un halo moins dense et de grande dimension.
La gallaxie elliptique NGC4881 est l'objet le plus brillant, en haut à gauche.
Image prise par le télescope spatial Hubble, NASA.
Ce sont des galaxies, généralement petites qui n'ont pas de forme particulière.
Les Nuages de Magellan sont des galaxies irrégulières dont la masse
est de l'ordre de quelques milliards de masses solaires.
Il existe d'autres galaxies irrégulières plus proches de la notre,
mais elles sont cachées par notre propre galaxie (qui n'est pas transparente)
et leur détection n'a pas été facile.
La gallaxie irrégulière NGC6833.
C. R. O'Dell
(Vanderbilt)
et al.,
L. Bianchi
(JHU)
et al.,
Hubble Heritage Team,
NASA
Cette image est parue dans
APOD (25 novembre 2001).
Galaxie de forme applatie, en forme de lentille, dotée de bras en forme de
spirale. Les bras spiraux contiennent du gaz, des poussières, et beaucoup
d'étoiles jeunes qui rendent les bras très brillants.
Les galaxies spirales ont typiquement une masse allant de dix à mille
milliards de masse solaire.
Notre galaxie est spirale, et la voie lactée qui traverse nos ciels sans Lune
est un des quatre bras spiraux de notre galaxie.
La galaxie d'Andromède (M31) et la galaxie du triangle (M33)
sont les deux galaxies spirales les plus proches de la nôtre.
La galaxie spirale NGC4414 située à 60 millions d'années lumière de la notre.
Auteurs: Wendy Friedman, Hubble Space Telescope, NASA.
Galaxie spirale dont la partie centrale est allongée en forme de barre.
Les bras spiraux partent des extrémités de cette barre.
Le centre de notre galaxie n'est pas visible car il
est caché par des nuages opaques.
Néanmoins des observations récentes à d'autres fréquences semblent montrer
que notre galaxie aurait une barre en son centre.
La galaxie spirale NGC1365 dans la constellation du Fourneau, vue par le
Very Large Telescope.
Credit:
FORS Team,
8.2-meter VLT Antu,
ESO.
Etoile rouge de très grande dimension, généralement moins chaude que le Soleil
(de l'ordre de 3000 degrés), mais très brillante, en raison de
sa très grande surface.
Une géante rouge peut être mille fois plus lumineuse que le Soleil.
Les géantes sont des étoiles qui ont presque fini de consumer l'hydrogène
qui est en leur centre en hélium. Le coeur de l'étoile contient
de l'hélium. Il ne se consume pas car les conditions pour la fusion nucléaire
de l'hélium n'y sont pas atteintes.
Elles consument alors l'hydrogène qui se situe
en périphérie du noyau central de l'étoile.
Il y a des échanges importants de matière dans les couches extérieures
et très dialtées de l'étoile.
L'étoile Arcturus, la plus brillante de la constellation du Bouvier
est une géante rouge (d'une masse solaire, 300 fois plus lumineuse que le Soleil).
Aldébaran (Alpha du Taureau) est une géante dont la température de surface
est de 3500 degrés, sa masse est trois fois celle du Soleil.
Abrégé : diagramme HR.
Diagramme où les étoiles sont représentées comme
des points, placés en fonction de la température de leur surface
(axe horizontal), et de leur brillance (axe vertical).
Les étoiles ne sont pas éparpillées partout
dans un diagrmamme HR,
elles sont regroupés dans certaines régions
privilégiées qui caractérisent
des familles d'étoiles. Les principales familles sont
la séquence principale (ou famille des naines) dont fait partie le Soleil,
les sous-naines (un peu moins brillantes), les naines blanches (étoiles peu brillantes modérément chaudes),
les géantes (étoiles très brillantes, peu chaudes),
et les supergéantes (encore plus brillantes, plus chaudes).
Certaines étoiles dont l'éclat peut varier rapidement
(étoiles variables) se situent également dans des régions très précises
du diagramme HR.
Au cours de leur existence, les étoiles "se déplacent"
dans le diagramme HR.
Le Soleil est sur la séquence principale depuis sa création, mais dans
quatre milliards d'années il rejoindra la famille des géantes, explosera
(en nova) et rejoindra la famille des naines blanches et se
refroidira progressivement.
De nombreux travaux effectués en physique stellaire
visent à expliquer
l'existence et les caractéristiques de ces
familles révélées par les diagrammes HR.
Une représentation du milieu interstellaire au voisinage du Soleil.
Credit :
Linda Huff(American Scientist)
et Priscilla Frisch
Ce document est paru dans APOD (17 fevrier 2002)
Une animation avec 23 photographies montrant le mouvement retrograde
de Jupiter et de Saturne (de juin 2000 à mai 2001).
Jupiter est la planète la plus à gauche. Les étoiles en arrière plan sont celles
de la constellation du Taureau.
Credit :
Tunc Tezel
Ce document est paru dans
APOD (20 novembre 2001).
Etoile en fin de vie qui a consumé toutes ses réserves
de combustible nucléaire. Comme la pression éxercée par la combustion
nucléaire ne compense plus les forces de gravitation, l'étoile s'effondre
sur elle même jusqu'à ce que la matière atteigne un état
nouveau, dit dégénéré. Les naines blanches sont extrèmement denses.
Une naine blanche de la masse du Soleil peut avoir un diamètre de l'ordre
de vingt kilomètres (la taille de Paris).
La pression qui contrebalance la gravitation est due aux électrons,
gràce à un effet découvert dans les années 1930
par les pioniers de la physique quantique (principe d'exclusion de Pauli,
pression de Fermi).
Certaines jeunes étoiles à neutrons peuvent être très chaudes
(plus de 10 ou 20 mille degrés en surface), mais comme elles sont très petites,
elles brillent peu.
La température ne joue pas un rôle important dans l'équilibre
d'une naine blanche.
Les naines blanches refroidissent peu à peu,
elle deviennent donc de moins en moins brillantes.
Bien qu'il y ait quelques naines blanches assez proches du Soleil,
leur éclat est très faible, on ne peut pas les voir à l'oeil nu,
ni même dans des petits télescopes.
Sirius A, et sa compagne Sirius B, une naine blanche, plus chaude mais moins brillante
car très petite (5800 km de rayon).
Credit :
J.M. Bonnet-Bidaud (CEA), F. Colas (Obs Paris), J. Lecacheux (Obs Paris)
La nébuleuse planétaire "oeil de chat" vue par le télescope spatial Hubble.
Il se pourrait que cette nébuleuse n'ai pas une, mais deux étoiles en son centre.
Credit:
J.P. Harrington and K.J. Borkowski
(U. Maryland),
HST,
NASA
Une représentation du nuage interstellaire local.
Credit :
Linda Huff(American Scientist)
et Priscilla Frisch
Ce document est paru dans APOD (10 fevrier 2002)
Formation des noyaux atomiques par le biais de réactions nucléaires.
Selon les théories du big bang, la synthèse de l'hydrogène, du deutérium
(un noyau avec un proton et un neutron), de l'hélium ont eu dans les premières
minutes après le commencenment de notre univers.
C'est la nucléosynthèse primordiale. Ensuite, à cause de l'expansion,
l'univers est devenu trop froid et trop peu dense pour que la synthèse
d'éléments plus lourds ait lieu.
La nucléosynthèse s'est alors concentrée dans des régions assez restreintes
où la densité et la températures sont assez élevées : au coeur des étoiles.
Cela a pris du temps. Les étoiles les plus lourdes, dont la vie est très brève
et très productive en éléments lourds vivent quand même quelques centaines de
millions d'années avant d'exploser en supernovae, ce qui est long en regard
des quelques secondes qu'il a fallu pour engendrer l'hydrogène et l'hélium
primordiaux.
Ce n'est pourtant que lorsque ces étoiles explosent
qu'elles répandent dans l'espace
les éléments lourds qu'elles ont fabriqué.
La nucléosynthèse qui se passe au coeur des étoiles
s'appelle la nucléosynthèse stellaire.
Elle permet de produire des éléments comme le carbone, le silicium, l'oxygène,
le calcium, dont la masse est inférieure ou égale à celle du fer.
Au delà du fer, les éléments ne peuvent être produits par les étoiles.
Les éléménts plus lourds sont produits
pendant l'intervalle de temps assez court qui correspond à l'explosion des étoiles
massives (supergéantes) en supernovae. C'est la nuléosynthèse explosive.
Elle permet de produire des éléments comme le nickel, le cuivre, des métaux précieux, et
l'uranium.
Parsec vient de la contraction (en anglais) de PARalax SECond angle.
Le parsec est une unité de distance très employée dans l'étude des galaxies.
C'est la distance à laquelle la distance de la Terre au Soleil
(une unité astronomique) apparaît sous un angle apparent de une seconde d'arc.
Cette unité un peu bizarre provient de ce qu'on utilise les variations
de la position apparente des étoiles à quelques mois d'écart
pour déterminer leur distance (mesure de distances par paralaxe).
Une étoile distante de un parsec voit sa position apparente osciller
sur la voute céleste au cours d'une année. Elle varie
d'une seconde d'arc au bout de trois mois.
Un parsec vaut 206,265 unités astronomiques,
trente mille milliards de kilomètres, 3,26 années lumière.
Faisant suite à Hipparcos, le projet spatial
Gaia (ESA) devrait permettre de mesurer par paralaxe
la distance d'un milliard d'astres. En mesurant des variations de position d'un millionième de
seconde d'arc, Gaia permettra de mesurer avec précision la distance d'étoiles situées
à 10 000 parsecs.
Quartier de Terre vu depuis la Lune lors de la mission Apollo 8.
Credit :
Apollo 8, NASA
Ce document est paru dans
APOD (27 janvier 2002)
Photosphère du Soleil en lumière visible vue par la sonde SOHO.
Le groupe de taches visible est typique de la phase active du Soleil.
Quand le Soleil est calme, les taches sont plus rares, et plus petites.
Credit : SOHO/MDI (ESA).
Protubérance solaire (protubérance éruptive).
(Crédit :
Consortium EIT
instrument : Télescope EIT,
à bord de la sonde SOHO, ESA/NASA).
L'étoile connue la plus proche du système Solaire : 4,23 années lumière.
C'est une étoile peu brillante de type M, visible aux latitudes australes
dans la constellation du Centaure. Elle est de magnitude apparente 11,
c'est à dire qu'il faut un bon télescope pour la voir.
Certains confondent cette étoile avec Alpha du Centaure
(aussi appellée Rigil Centaurus). Rigil, de magnitude 4, est visible à l'oeil nu.
C'est l'étoile la plus proche après Proxima, elle est à 4,4 années lumière
du Soleil, d'où la confusion.
La planète connue la plus éloignée du Système Solaire.
Elle est quarante fois plus loin du Soleil que ne l'est la Terre.
Son orbite croise l'orbite de Neptune. Une année sur Pluton dure
248 années terrestres.
Un jour sur Pluton dure 6,4 jours terrestres.
Pluton a été découverte en 1930. On a découvert en 1978
un satellite en orbite autour de Pluton : Charon. En étudiant l'orbite
de Charon, on a pu déterminer la masse et le diamètre de Pluton :
Pluton a un diamètre de 1500 kilomètres (un peu moins que la Lune),
et une masse de l'ordre
de deux millièmes de la masse terrestre.
Pluton est une planète solide, elles est extrèmement peu dense
(0,8 fois la densité de l'eau, contre 5,5 pour la Terre,
et 3,34 pour la Lune),
on ne peut l'apparenter aux autres planètes solides.
La température à la surface de Pluton est sans doute de l'ordre de
60 Kelvin (moins 200 degrés Celsius). La surface de la Pluton est sans
doute constituée de méthane gelé.
Pluton est la dernière planète de notre système solaire qui n'ait jamais été
approchée par une sonde spatiale.
Quelques quasars vus par le télescope spatial Hubble.
Document Bahcal (Princeton Univ.) Disney (Univ. of Wales), NASA.
Image parue dans APOD
Une couche de poussière produite par l'impact des météorites (grosses et petites)
à la surface d'une planète. La Lune est recouverte d'une couche de régoltihe
dont l'épaisseur est estimée à cinq ou dix mètres. Les astéroides approchés
par des sondes se sont révélés couverts de régolithe, ainsi que la surface
de la planète Mercure.
Les planètes dotées d'une atmosphère n'ont pas de régolithe, car celle-ci
provoque une érosion (vent, précipitations) bien plus forte que
l'action des météorites (atténuée de surcroit par l'atmosphère).
Régolithe lunaire en cours de prélèvement lors de la mission Appollo 12.
(Document NASA).
La seconde d'arc est une unité d'angle qui représente des distances apparentes
sur la voute céleste. Un tour complet de la voute correspond à 360 degrés,
qui se divisent en 60 minutes d'arc, qui font elles même 60 secondes d'arc.
A titre d'exemple, le diamètre apparent de la Lune et du Soleil est de
trente minutes d'arc.
Une paire de jumelle grossissant huit fois a un champ d'environ cinq degrés d'arc.
Le satellite Hiparcos (ESA),
en orbite depuis 1989 a permis de mesurer
la distance d'environ cent mille étoiles en mesurant les variations de leur position apparente.
Ces variations sont de l'ordre de quelques milli-secondes d'arc.
Famille d'étoiles dont la contraction initiale est terminée, qui consument
de l'hydrogène en leur coeur, mais dont la composition chimique est
encore proche de leur composition chimique originelle.
On appelle naines les étoiles appartenant à la séquence principale.
Il y a des naines rouges, jaunes, bleues, mais pas de blanches !
Ces couleurs dépendent de
leur masse et témoignent de
leur température de surface.
Les naines blanches et les naines brunes constituent deux autres familles,
hors de la séquence principale.
L'exemple le plus famillier de naine (jaune) est le Soleil. Elle appartient
à cette famille depuis 4,5 milliards d'anées, et devrait encore y rester
pendant la même durée. Après quoi elle deviendra une géante rouge.
Notre brillante voisine Sirius, Alpha du Centaure (Rigil Kentaurus) , Altaïr
(Alpha de l'Aigle), et Pollux (Beta des Gémaux) sont des naines.
Aussi appellée Alpha du Grand Chien.
C'est l'étoile la plus brillante de notre voute étoilée, de magnitude
apparente -1,41.
C'est une étoile de type A, chaude. Sa masse vaut deux fois celle
du Soleil, son diamètre est 1,7 fois celui du Soleil.
C'est en fait une étoile double,
sa compagne est une naine blanche d'une masse solaire,
et plus petite que la Terre (5800 km de rayon, 6400 pour la Terre).
Sirius B tourne autour de Sirius A en 50 ans suivant une orbite très allongée.
Des indices suggèrent qu'il pourrait y avoir un autre compagnon.
Des observations faites dans l'antiquité suggèrent que Sirius etait rouge,
alors qu'elle ne l'est plus actuellement. Ce changerement de couleur pourrait être
dû à
une interaction avec ce compagnon, ou avec un nuage de gaz interstellaire.
Leur distance au Soleil est de 2,6 parsecs, soit 8,6 années lumière. Elle figure
à la septième place au palmarès des étoiles les plus proches.
On voit facilement Sirius, le soir en hiver
dans l'hémisphère nord, "en bas à gauche" d'Orion.
Sirius A, et sa compagne Sirius B, une naine blanche.
Credit :
J.M. Bonnet-Bidaud (CEA), F. Colas (Obs Paris), J. Lecacheux (Obs Paris)
Nous, les humains, voyons les choses en couleur.
La vision des couleurs, en plus du plaisir qu'elle apporte, est
une merveilleuse source d'informations.
Les mathématiciens et les physiciens du siècle des Lumières (!)
ont élaboré une théorie des couleurs extrèmement utile.
Ils ont montré qu'un rayon de lumière est la somme de rayonnements
lumineux plus simples, chacun ayant sa propre couleur, et que la couleur
que nous percevons avec nos yeux résulte de la superposition
de toutes ces couleurs élémentaires.
Isaac Newton a montré, en utilisant un prisme,
qu'on peut décomposer une lumière en somme de lumières élémentaires
par des méthodes expérimentales.
Les travaux de Joseph Fourier, un mathématicien Français de la même
époque, ont permis
de montrer que ces lumières élémentaires sont des ondes très simples
auxquelles on peut associer trois nombres :
la fréquence, la phase, et l'intensité.
La fréquence correspond à la couleur, et l'intensité à la brillance.
Ainsi, une lumière est une somme de lumières simples, de fréquences
et d'intensités différentes. La relation entre ces fréquences et la luminosité
qui leur correspond s'appelle un spectre.
On fait de la spectrométrie avec des spectromètres, et Newton avait
construit le premier spectromètre de l'histoire de la physique.
La lumière qui nous parvient des astres lointains ne nous permet
pas toujours de reconstituer leur forme. Par exemple, on n'a pas d'image des étoiles.
Mais leur lumière
fait le chemin jusqu'à nous sans que son spectre soit appauvri, on y
retrouve quasiment toutes les informations qu'on aurait eu
en observant l'astre de près.
C'est pourquoi les astronomes s'intéressent ennormément au spectre des astres.
Les physiciens ont montré depuis Newton et Fourier, que le spectre
des objets est une source de renseignement très riche sur
leur composition chimique
et sur les conditions physiques qui y règnent.
En étudiant, par exemple, le spectre d'une étoile, on peut savoir
les conditions qui
règnent à la surface de celle-ci :
la température de la surface
de l'étoile, ainsi que sa composition chimique,
l'état d'ionisation de la matière,
la présence d'un champ magnétique, des informations sur les
mouvements de la matière (mesure des vitesses), etc.
La plupart des progrès accomplis en astronomie dans le courant
du 20ème siècle
ont été dus, pour la partie observationnelle,
à la spectrographie.
Famille d'étoiles extrèmement lumineuses, de très grand diamètre, et peu denses.
Les supergéantes sont des étoiles massives (plus de huit masses Solaires),
dans une des phases ultimes de leur vie.
Lorsque assez d'Helium
(produit par fusion de l'hydrogène)
s'accumule dans le noyau, les conditions pour le déclenchement de la
fusion de l'hélium en éléments plus lourds est amorcée
(ce qui nécessite au passage une température de
cent millions de degrés). C'est à ce moment
que l'étoile devient une supergéante.
L'hélium de consume au coeur de l'étoile tandis
que l'hydrogène se consumme dans les couches supérieures.
L'étape suivante de son évolution sera une explosion (supernova de type II),
puis étoile à neutron ou trou noir stellaire.
Bételgeuse, l'étoile la plus brillante d'Orion, est une supergéante
(20 à 30 masses solaires). La température de sa surface est de 3000 degrés.
Sa distance est de l'ordre de 400 années lumière.
Antarès (Alpha du Scorpion), Deneb (Alpha du Cygne, très brillante malgré
sa distance de 3000 années lumière), Rigel (Beta d'Orion), sont des supergéantes.
L'étoile supergéante bételgeuse vue par le télescope spatial Hubble.
C'est la première image non ponctuelle d'étoile obtenue par le télescope spatial.
La position de l'étoile dans la constellation d'Orion
est montrée, en haut à gauche, marquée d'une croix.
Elle est facile à contempler
depuis l'Europe en hiver, le soir. Les orbites de la Terre est de jupiter sont
indiquées, pour comparaison avec le diamètre de l'étoile.
Taches solaire en lumière visible vue par la sonde SOHO.
Cette image a été prise le même jour que celle qui paraît à la
definition de la photosphère.
Le groupe de taches visible est typique de la phase active du Soleil.
Quand le Soleil est calme, les taches sont plus rares, et plus petites.
Credit : SOHO/MDI (ESA).
On a pu classer globalement les spectres des étoiles en
différentes types,
qui correspondent à des gammes de températures de
surface différentes.
Ces familles de spectres sont notés par des lettres, qui,
en allant des étoiles
les plus chaudes aux plus froides sont O,B A, F, G, K, M, R, N S.
Chaque type spectral est divisé en sous-types
caractérisé par un chiffre.
Les étoiles O sont massives, bleues, très chaudes,
leur température de surface
est de l'ordre de 30000 degrés. Leur spectre révèle
principalement
la présence d'Hélium ionisé.
Le Soleil, dont la température de surface est de 6000 degrés,
est une étoile de type G5. Le spectre des étoiles
de type G révèle entre autre la
présence de métaux, neutres et ionisés.
Les étoiles de type M sont rouges, elles ont une
température de l'ordre de 3000 degrés.
Leur spectre révèle la présence de molécules (TiO).
C'est un des types d'étoiles les plus courants dans notre galaxie.
Les étoiles les plus froides, de type R, N et S ont
des températures typiquement
de l'ordre de 1000 degrés en surface. Elles sont plus
difficiles à classer
en fonction de leur température, ces trois types se
distinguent par des critères
liés à la composition chimique de l'étoile.
Le spectre des étoiles de type
R, S, et N montrent la présence de molécules
(C2, CN et autres molécules avec du carbone, ZrO et autres oxydes).
Abrégé : UA (AU en anglais).
Unité de distance. C'est la distance moyenne entre la Terre et le Soleil.
Une unité astronomique vaut 149,6... millions de kilomètres, soit 500 secondes
lumière.
La voie lactée vue depuis l'hémisphère sud, et la comète Hyakutake.
Cette photographie a été prise avec un objectif à très grand champ (fish eye).
Photographie : Gordon Garradd's
La voie lactée vue en infrarouges avec le satellite COBE.
Les étoiles apparaissent en blanc, les poussières interstellaires en rouge.
Credit:
E. L. Wright
(UCLA),
The COBE Project,
DIRBE,
NASA
auteur : Fabrice Mottez.