Astronomie

Comment estimer la période de rotation d'une étoile à partir de son spectre ?

Comment estimer la période de rotation d'une étoile à partir de son spectre ?

La figure est montrée ; les mesures ont été prises pendant deux nuits d'observation consécutives. L'ordonnée est le flux normalisé au continu et l'abscisse est l'échelle de longueur d'onde. Vous pouvez voir les "bosses" indiquées par les flèches faisant référence à certains Starspot lorsque le spot se déplace sur le profil ; en supposant un seul endroit stable dans le temps.

Les "bosses" se déplacent légèrement, comme indiqué par les flèches dans le profil de la ligne supérieure par rapport au profil inférieur, lorsque le point "se déplace" sur la surface comme l'étoile lorsqu'elle tourne ; Je ne sais pas comment obtenir une estimation de la période de rotation à partir de cela ? Étant donné seulement la longueur d'onde pour l'abscisse.

Référence de la figure : Gray, D. (2005). L'observation et l'analyse des photosphères stellaires (3e éd.), page 498. Cambridge : Cambridge University Press. doi:10.1017/CBO9781316036570


Il faut un spot "bosse" la moitié de la période de rotation pour passer du côté bleu du profil de la ligne au rouge.

Vous pouvez voir que la bosse s'est peut-être déplacée sur 20% du profil en une nuit, donc la période de rotation serait estimée à $sim 10$ journées.

En regardant la période de Sigma Gem - c'est 19,6 jours. Ma méthode n'est donc pas très précise à l'œil nu, mais il faudrait simuler plus précisément le spectre étoile plus spot pour prendre en compte l'assombrissement des membres et la résolution spectrale du spectrographe.


Contenu

Pour les objets solides, tels que les planètes rocheuses et les astéroïdes, la période de rotation est une valeur unique. Pour les corps gazeux ou fluides, comme les étoiles et les géantes gazeuses, la période de rotation varie de l'équateur de l'objet à son pôle en raison d'un phénomène appelé rotation différentielle. En règle générale, la période de rotation indiquée pour une géante gazeuse (comme Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune) est sa période de rotation interne, déterminée à partir de la rotation du champ magnétique de la planète. Pour les objets qui ne sont pas à symétrie sphérique, la période de rotation n'est, en général, pas fixe, même en l'absence de forces gravitationnelles ou de marée. En effet, bien que l'axe de rotation soit fixe dans l'espace (par la conservation du moment cinétique), il n'est pas forcément fixe dans le corps de l'objet lui-même. [ citation requise ] En conséquence, le moment d'inertie de l'objet autour de l'axe de rotation peut varier, et donc le taux de rotation peut varier (car le produit du moment d'inertie et le taux de rotation est égal au moment angulaire, qui est fixe). Par exemple, Hyperion, un satellite de Saturne, présente ce comportement, et sa période de rotation est qualifiée de chaotique.

La période de rotation de la Terre par rapport au Soleil (son jour solaire moyen) se compose de 86 400 secondes de temps solaire moyen, par définition. Chacune de ces secondes est légèrement plus longue qu'une seconde SI parce que le jour solaire de la Terre est maintenant légèrement plus long qu'il ne l'était au 19ème siècle, en raison de la décélération des marées. La seconde solaire moyenne entre 1750 et 1892 a été choisie en 1895 par Simon Newcomb comme unité de temps indépendante dans ses Tables du Soleil. Ces tables ont été utilisées pour calculer les éphémérides du monde entre 1900 et 1983, de sorte que cette seconde est devenue la seconde des éphémérides. La seconde SI a été rendue égale à la seconde éphéméride en 1967. [1]

La période de rotation de la Terre par rapport aux étoiles fixes, appelée sa jour stellaire par l'International Earth Rotation and Reference Systems Service (IERS), est 86164.098 903 691 secondes de temps solaire moyen (UT1) (23 h 56 m 4.098 903 691 s ). [2] [3] La période de rotation de la Terre par rapport à l'équinoxe vernal moyen précédent ou mobile, son jour sidéral, est 86164.090 530 832 88 secondes de temps solaire moyen (UT1) (23 h 56 m 4.090 530 832 88 s ). [2] Ainsi, le jour sidéral est plus court que le jour stellaire d'environ 8,4 ms. [4] La durée du jour solaire moyen en secondes SI est disponible auprès de l'IERS pour les périodes 1623-2005 [5] et 1962-2005. [6] Récemment (1999-2005), la durée annuelle moyenne du jour solaire moyen dépassant 86 400 secondes SI a varié entre 0,3 ms et 1 ms, ce qui doit être ajouté aux jours stellaires et sidéraux donnés en temps solaire moyen au-dessus de pour obtenir leurs longueurs en secondes SI.


Étoiles à neutrons

Lorsqu'une étoile massive est à court de carburant, son noyau s'effondre de la taille de la Terre à une boule compacte de neutrons d'à peine dix milles de diamètre. Le matériau juste à l'extérieur du noyau tombe sur cette balle très dure et dense et rebondit vers l'extérieur, envoyant une onde de choc à travers l'enveloppe de l'étoile. L'onde de choc chauffe l'enveloppe à des millions de degrés et la projette dans l'espace à des vitesses de plus de 10 000 kilomètres par seconde.

Nous examinerons les étoiles à neutrons aujourd'hui et les trous noirs un peu plus tard dans le cours.

Étoiles à neutrons

Dans la matière ordinaire, les noyaux atomiques sont séparés les uns des autres par des nuages ​​d'électrons qui les entourent.

Si chaque noyau avait la taille d'une personne, ils seraient alors séparés d'environ 100 kilomètres. Si VOUS étiez un noyau, votre voisin le plus proche vivrait à Buffalo.

À l'intérieur d'une naine blanche - le noyau d'une vieille étoile expirée de faible masse - les atomes sont écrasés les uns contre les autres de sorte qu'ils sont plus proches d'un facteur 100 environ.

Si VOUS étiez un noyau, votre voisin le plus proche serait quelque part de l'autre côté du campus. Vous pourrez peut-être même vous voir. Mais les noyaux individuels sont toujours séparés par d'innombrables électrons avec lesquels ils n'ont aucune chance d'interagir directement.

À l'intérieur d'un noyau qui s'effondre, la densité et la pression deviennent si importantes que les électrons et les protons sont écrasés pour former des neutrons (et, en tant que sous-produit, des neutrinos) :

Les neutrons peuvent être emballés très, très étroitement ensemble.

Si VOUS étiez un noyau dans une étoile à neutrons, votre voisin le plus proche se tiendrait juste à côté de vous, se pressant contre vous comme les gens dans un wagon de métro bondé.

La densité d'une véritable étoile à neutrons atteint environ 10^(15) grammes par centimètre cube. Quelle est la densité ? Si vous preniez tous les habitants de la Terre et, un par un, les fourriez dans une paire de dés :

la densité de la chair humaine approcherait celle d'une étoile à neutrons. Ick.

Dans certains (la plupart ?) des cas, la pression de dégénérescence des neutrons arrête définitivement l'effondrement du noyau stellaire. Une fois que les couches externes se sont tellement étendues qu'elles deviennent transparentes (ce qui prend plusieurs années), on peut regarder vers le centre de l'explosion et voir une très petite boule très dense et TRÈS chaude : une étoile à neutrons. Par exemple, regardez la Nébuleuse du Crabe :

Près du centre du nuage de gaz en expansion se trouve une étoile extrêmement bleue, ce qui signifie qu'elle est très chaude. Il clignote également 30 fois par seconde. La séquence d'images ci-dessous montre les deux objets près du centre de la nébuleuse du Crabe à des intervalles de (effectivement) 1/240 seconde, ou un huitième de la période de rotation.

L'étoile à neutrons tourne rapidement, en raison de la conservation du moment cinétique. Le moment angulaire est une quantité qui combine la masse, la taille et la vitesse de rotation :

Avant de s'effondrer, l'étoile tournait relativement lentement, comme notre Soleil : peut-être une fois tous les cinq ou dix jours. Mais lorsqu'il s'est effondré, le matériau a conservé son moment angulaire d'origine. La masse est restée à peu près la même, mais le rayon a diminué pour compenser, la vitesse de rotation a dû augmenter. Si vous définissez le moment angulaire d'origine sur le moment angulaire final, vous pouvez calculer la vitesse de rotation de l'étoile à neutrons. Il s'avère que la période de rotation après l'effondrement est

Ainsi, par exemple, le Soleil tourne actuellement avec une période d'environ un mois et fait à peu près 100 fois le rayon de la Terre. Si le Soleil rétrécissait à la taille de la Terre, il tournerait avec une période d'un dix millième = (1/100)^2 de mois : cela ne fait que quatre minutes environ !

Le phénomène pulsar

Pourquoi une étoile à neutrons clignote-t-elle lorsqu'elle tourne ? Tout comme le moment angulaire d'une étoile est conservé lorsqu'elle rétrécit - la faisant tourner plus rapidement - le champ magnétique d'origine d'une étoile est conservé lorsqu'elle se rétrécit - la rendant extrêmement forte près de la surface. Sur Terre, le champ magnétique est aligné avec l'axe de rotation, de sorte que les pôles magnétiques bougent à peine lorsque la planète tourne.

Dans certaines étoiles à neutrons, le champ magnétique n'est PAS aligné avec l'axe de rotation. En conséquence, le champ magnétique tourne avec l'étoile à neutrons, très rapidement lorsqu'elle tourne, il entraîne avec elle des particules chargées. Les particules chargées émettent de la lumière de toutes les longueurs d'onde - visibles, rayons X et particulièrement radio - lorsqu'elles sont tirées autour et autour et autour. Le résultat est une sorte de phare magnétique, qui clignote dans notre direction deux fois à chaque cycle. Nous appelons une étoile à neutrons qui clignote de cette manière une pulsar.

Au fur et à mesure que le pulsar tourne, ses faisceaux radio balaient l'univers pour éclairer un phare. Si vous pointez un radiotélescope vers un pulsar et connectez le récepteur à un amplificateur et un haut-parleur ordinaires, vous pouvez écouter les impulsions.

Une partie de l'énergie de rotation du pulsar est rayonnée par les particules chargées qu'il balaye autour de lui, une partie de l'énergie est dépensée pour pousser des volutes de gaz vers l'extérieur. Cliquez sur l'image radiographique du pulsar du crabe ci-dessous pour voir un film montrant son effet sur les régions internes de la nébuleuse sur une période de plusieurs mois.

La vitesse de rotation d'un pulsar diminue progressivement à mesure qu'il transfère de l'énergie au matériau qui l'entoure. Les radioastronomes ont pu mesurer très précisément les périodes de nombreux pulsars, et ils peuvent voir la plupart d'entre eux ralentir petit à petit. Ci-dessous se trouve un graphique montrant la fréquence mesurée (rotations par seconde) du pulsar appelé PSF 0833-45.

Sur plusieurs millions d'années, l'étoile à neutrons tourne au point qu'elle ne peut pas accélérer suffisamment de particules chargées pour émettre une quantité d'énergie détectable. Il devient alors "invisible", et continue de tourner de plus en plus lentement. Finalement, des centaines de millions d'années plus tard, ce sera une simple boule de neutrons flottant dans l'espace.

Pulsars dans les systèmes binaires

Même une étoile à neutrons isolée attire l'attention, envoyant des faisceaux de rayonnement à travers l'univers. Mais les étoiles à neutrons avec des compagnons peuvent être encore plus intéressantes si elles sont suffisamment proches pour subir transfert de masse.

Imaginez deux étoiles qui se forment ensemble.

Si l'un d'eux est très massif, il brûlera rapidement son carburant, deviendra une géante rouge

et exploser comme une supernova,

laissant derrière lui une étoile à neutrons.

Finalement, le membre le moins massif de la paire manquera également d'hydrogène dans son noyau et commencera à se développer en une géante rouge.

Au fur et à mesure qu'il se dilate, il souffle une partie de sa surface dans l'espace. Une partie de cette matière est capturée par l'attraction gravitationnelle de l'étoile à neutrons. Si le compagnon grandit suffisamment, l'étoile à neutrons peut même capter du gaz directement des couches externes de la géante rouge :

Lorsque la matière tombe vers l'étoile à neutrons, elle ne tombe pas directement vers le bas. Au lieu de cela, parce que les deux étoiles sont en orbite l'une autour de l'autre, le gaz tombant se transforme en spirale disque d'accrétion autour de l'étoile à neutrons.

Voici un film montrant une simulation informatique de matière tombant vers l'intérieur du compagnon vers l'étoile à neutrons :

Le gaz dans le disque tourne en spirale vers l'intérieur, se déplaçant de plus en plus vite à mesure qu'il se rapproche de l'étoile à neutrons. Les collisions entre les atomes individuels en orbite autour et autour réchauffent le gaz. Le matériau près du centre peut atteindre des températures de centaines de milliers, voire de millions de degrés, tandis que le gaz plus éloigné reste relativement frais. Le disque dans son ensemble émet de l'énergie dans une très large gamme de longueurs d'onde.

Lorsque nous regardons le ciel avec des télescopes à rayons X, certaines des sources les plus lumineuses sont celles-ci Systèmes binaires à rayons X. Par exemple, la vue de la galaxie d'Andromède aux longueurs d'onde des rayons X montre de nombreux "points chauds" individuels dispersés dans tout son disque.

Chacun de ces points lumineux est un système binaire dans lequel une étoile à neutrons accumule de la matière provenant de son compagnon.

Pour plus d'informations

Copyright & copie Michael Richmond. Ce travail est sous licence Creative Commons.


Relier l'âge stellaire, la rotation et l'activité magnétique

Nous avons vu à maintes reprises comment Kepler va au-delà de sa mission initiale de trouver des exoplanètes. Le papier d'aujourd'hui ne fait pas exception. Pour 540 étoiles observées par Kepler, Garcia et al. mesurer les périodes de rotation et la variabilité magnétique photométrique pour 310 d'entre eux. Ils utilisent des résultats antérieurs de l'astérosismologie pour étudier les relations entre les âges des étoiles, les taux de rotation et les niveaux d'activité magnétique.

Qu'est-ce qui se passe dans une courbe de lumière ?

De nombreux effets physiques différents peuvent être responsables du changement de luminosité d'une étoile avec le temps. Ceux-ci inclus:

  • Éclipses. Si l'étoile est dans un système binaire, ou héberge un système planétaire, ces compagnons peuvent passer les uns devant les autres et modifier la quantité de lumière que nous voyons. Garcia et al. utilisez-le pour trouver et exclure une poignée de binaires à éclipse connus et d'étoiles hôtes de planètes de leur échantillon.
  • Pulsations. De nombreuses étoiles, y compris notre Soleil, ont des oscillations d'ondes sonores qui se propagent dans leurs couches de convection. Ces oscillations de type solaire sont mesurées à l'aide de l'astérosismologie et peuvent être utilisées pour estimer de nombreuses propriétés, y compris les âges stellaires à environ 1 milliard d'années (c'est en fait remarquablement précis !). Garcia et al. utiliser une étude astérosismique récente de 540 étoiles dans le Kepler terrain comme point de départ.
  • Rotation. Les étoiles ne sont pas des sphères parfaitement uniformes. Au fur et à mesure que les taches d'étoiles et d'autres caractéristiques de surface entrent et disparaissent, elles nous permettent de mesurer une période de rotation. Garcia et al. le faire avec succès pour 310 des 540 étoiles pulsantes identifiées.
  • Variabilité globale. En plus de mesurer les bosses individuelles dans la courbe de lumière d'une étoile, la quantification du niveau global de variabilité est un moyen de mesurer l'activité magnétique d'une étoile. Si elle a un écart type important, on dit que l'étoile a une variabilité photométrique élevée, et donc une activité magnétique importante. Garcia et al. mesurer également cette quantité pour leur échantillon de 310 étoiles tournantes et pulsantes.

Assembler les morceaux

Parce que les étoiles à différents stades de leur vie sont physiquement très différentes, les auteurs ont divisé leur échantillon en trois catégories en fonction de la température et de la gravité de surface : les étoiles chaudes, les naines froides de la séquence principale et les sous-géantes. Tout ces étoiles sont appelées « de type solaire » simplement parce qu'elles présentent des caractéristiques physiques globales similaires à celles du Soleil que nous pouvons observer avec l'astérosismologie, et non parce qu'elles partagent toutes les propriétés de notre Soleil.

Taux de rotation (à gauche) et niveaux d'activité magnétique (à droite) pour l'échantillon de 310 étoiles oscillantes. Les étoiles sont divisées en trois groupes : les étoiles chaudes (rouges), les étoiles froides de la séquence principale (bleues) et les sous-géantes (vertes). Comme prévu, les étoiles chaudes tournent plus vite que les étoiles de la séquence principale et les sous-géantes tournent plus lentement. Cependant, les trois groupes ont à peu près le même niveau d'activité magnétique photométrique.

Comme le montre l'histogramme de gauche, les auteurs constatent que les étoiles plus chaudes tournent plus vite que les naines froides de la séquence principale. Ce résultat est attendu, car les étoiles froides de la séquence principale subissent un freinage magnétique et généralement « tournent vers le bas » au fil du temps. Essentiellement, le moment angulaire est perdu lorsque le matériau est capturé dans le champ magnétique de l'étoile et expulsé. En revanche, les étoiles chaudes ne devraient pas montrer cette tendance, car elles ont une couche de convection plus fine et le freinage magnétique est plus faible. Au fur et à mesure que les étoiles se dilatent et évoluent en sous-géantes, la conservation du moment cinétique les oblige à tourner plus lentement qu'auparavant, ce qui est également observé.

Fait intéressant, l'histogramme de droite montre que les trois catégories d'étoiles ont des niveaux d'activité magnétique similaires. Les auteurs précisent que ces étoiles ont été présélectionnées sur la base de critères d'étude par astérosismologie, ce qui peut introduire deux biais. Premièrement, il a été démontré que l'activité magnétique inhibe les oscillations dans certains cas, ce qui fausserait l'échantillon vers une activité magnétique globale moindre. Deuxièmement, des oscillations plus fortes ont tendance à apparaître dans les étoiles plus anciennes, ce qui fausserait l'échantillon vers une population plus âgée.

Âges de l'astérosismologie tracés en fonction des taux de rotation pour l'échantillon de 310 étoiles oscillantes. Les courbes noires pleines représentent une relation période-âge précédemment dérivée pour les étoiles froides de la séquence principale. Comme prévu, les étoiles froides de la séquence principale (bleues) de l'échantillon des auteurs se situent entre ces lignes. Cependant, les étoiles chaudes (rouge) et les sous-géantes (vert) ont leurs propres tendances, et il serait incorrect d'adopter la même relation période-âge pour toutes les étoiles.

Enfin, les auteurs examinent comment la rotation et l'activité magnétique varient avec l'âge. Comme indiqué ci-dessus, ils trouvent une relation claire entre l'âge et la rotation, mais cette relation est différente pour différents types d'étoiles. Le lien entre l'âge et l'activité magnétique est moins clair.

Un résultat se démarque : si vous souhaitez utiliser des quantités facilement mesurables comme la rotation stellaire ou la quantité d'activité magnétique pour connaître l'âge d'une étoile, il est crucial de savoir quel type d'étoile vous regardez.


Polaris, l'étoile polaire

Par pur hasard, une étoile modérément brillante est vue près du pôle céleste nord - Polaris, l'étoile polaire (ou étoile du nord). Polaris n'est pas exactement au pôle, mais son cercle quotidien est très petit et à de nombreuses fins, on peut le supposer est au pôle, pivot autour duquel tourne tout le ciel.

Tout cela paraît beaucoup plus clair si l'on se souvient que c'est le Terre qui tourne, pas le ciel. L'axe autour duquel tourne la Terre pointe dans une certaine direction dans le ciel, et c'est aussi la direction de l'étoile polaire (ou plus précisément, le pôle céleste nord). Lorsque la Terre tourne, même si l'observateur se déplace avec elle (par exemple, du point B du dessin au point A), cette direction fait toujours le même angle avec l'horizon et est toujours au nord. Par conséquent, l'étoile polaire est toujours au même endroit, au nord de l'observateur et à la même hauteur au-dessus de l'horizon.

Si par une nuit claire tu te trouves perdu dans le désert ou en mer, l'étoile polaire peut vous dire où se trouve le nord, et à partir de là vous en déduire facilement l'est, l'ouest et le sud. Toute autre étoile n'est pas fiable pour déterminer la direction - elle se déplacera dans le ciel et peut même se coucher - mais pas celle-ci. Pour obtenir des instructions sur la recherche de l'étoile polaire la nuit, cliquez ici.

Plus vous êtes proche de l'équateur, plus l'étoile polaire est proche de l'horizon, et à l'équateur (point C) c'est au l'horizon, et probablement pas facile à voir. Plus au sud, à des points tels que D, il n'est plus visible, mais maintenant vous pouvez voir le pôle sud du ciel. Malheureusement, aucune étoile brillante comparable à Polaris ne marque cette position. L'existence d'une étoile brillante près du pôle nord céleste n'est qu'un heureux hasard, et comme on le verra, cela n'a pas toujours été le cas, et ne le sera pas dans quelques milliers d'années.


Composition chimique et métallicité

La présence d'une raie spectrale correspondant à une transition énergétique spécifique pour un ion, un élément ou une molécule dans le spectre d'une étoile indique que l'ion, l'atome ou la molécule spécifique est présent dans cette étoile. C'est une affirmation assez évidente mais d'une grande importance pour les astronomes. C'est ainsi que l'hélium a été découvert pour la première fois dans le Soleil avant d'être isolé sur Terre. Nous savons maintenant que les étoiles sont principalement constituées d'hydrogène et d'hélium, avec de petites quantités d'autres éléments. Ceci n'est connu que grâce à la spectroscopie.

Un point clé à retenir, cependant, est que l'absence d'une raie spectrale ne signifie pas nécessairement que cet élément n'est pas présent dans cette étoile. cela signifie simplement que les conditions dans les couches de l'étoile responsables des raies d'absorption et d'émission ne sont pas propices à la formation de cette transition ou raie spécifique.

La spectroscopie moderne est très efficace et est souvent réalisée avec des spectrographes à très haute résolution qui montrent les raies spectrales dans les moindres détails. Les astronomes peuvent non seulement détecter la présence d'une ligne, mais ils sont souvent capables de déterminer les quantités relatives des différents éléments et molécules présents. Ils peuvent ainsi déterminer la métallicité d'une étoile. En astronomie, le terme métal a été historiquement appliqué à tout élément plus lourd que l'hélium, de sorte que même des éléments tels que le carbone et l'oxygène sont appelés métaux. Lorsqu'ils discutent de métallicité, les astronomes parlent en fait de la composition chimique relative d'une étoile. On dit que les étoiles avec une proportion plus élevée de métaux ont des métallicités plus élevées. Pourquoi les étoiles varient en métallicité sera discutée dans la section sur l'évolution stellaire.


Faits marquants : Rasalhague

Rasalhague (Alpha Ophiuchi) est une étoile binaire avec une magnitude visuelle apparente combinée de +2,07, ce qui en fait l'étoile la plus brillante de la constellation d'Ophiuchus et la 59e étoile la plus brillante de tout le ciel nocturne. Cependant, il y a environ 390 000 ans, Rasalhague était à son point d'approche le plus proche du Soleil, date à laquelle les anciens observateurs l'auraient vu briller avec une magnitude visuelle apparente d'environ +1,65. Le nom inhabituel de l'étoile dérive de l'expression arabe signifiant "Tête du charmeur de serpent" avec Rasalhague représenté sur le front d'un homme âgé qui tient un énorme serpent enroulé autour de son corps, représenté par la constellation voisine de Serpents.

Faits rapides

• Constellation : Ophiuchus
• Coordonnées : RA 17h 34m 56.06945s |Déc. +12° 33′ 36.1346″
• Distance à la Terre : 48,6 années-lumière
• Type d'étoile : A5 III/K5–7 V
• Masse : (un Oph A) 2,40 sol|(un Oph B) 0,85 sol
• Rayon : 2,6 sols
• Magnitude apparente : +2,07 (combinée)
• Luminosité : 25,1 – 25,6 sols
• Température de surface : 7880K – 8050K
• Vitesse de rotation : 240 km/s
• Âge : 0,77 milliard d'années
• Autres désignations : Ras Alhague, Rasalhague, 55 Ophiuchi, BD+12° 3252, FK5 656, HD 159561, HIP 86032, HR 6556, SAO 102932

Rasalhague se trouve dans la constellation du ciel austral d'Ophiuchus, qui se trouve entre le Scorpion et le Sagittaire, mais n'est observable qu'à des latitudes comprises entre +80° et -80°. L'étoile elle-même est assez difficile à repérer dans l'immense constellation, et la trouver nécessite quelques sauts d'étoiles. Heureusement, Ophiuchus contient de nombreux objets spectaculaires et célèbres qui, dans une certaine mesure, peuvent être utilisés pour trouver Rasalhague, notamment sept objets Messier, M9, M10, M12, M14, M19, M62 et M107, qui sont tous des amas globulaires. Bien qu'il existe différentes façons de trouver Rasalhague dans la constellation, l'un des moyens les plus simples consiste à localiser l'amas globulaire M14, puis à tracer une ligne presque au nord sur environ 16 degrés jusqu'à la première étoile brillante, qui est Rasalhague. Heureusement, il n'y a pas d'autres étoiles brillantes sur cette ligne, bien que son chemin passe juste à droite de Beta Ophiuchi (Celbalrai), qui est la cinquième étoile la plus brillante de la constellation.

Propriétés physiques

Système binaire

Rasalhague est un système binaire dont le composant principal, désigné Alpha Ophiuchi A, a une masse estimée à environ 2,4 fois celle du Soleil, tandis que le composant secondaire, Alpha Ophiuchi B, est estimé à seulement environ 85 % de la masse du Soleil. La masse du composant secondaire suggère que cette étoile est une étoile de type K5V à K7V, dont la classification la placerait sur la séquence principale. En revanche, le composant principal, classé A5 III, est une géante blanche évoluée qui a épuisé l'hydrogène de son noyau et est maintenant environ 25 fois plus brillante que le Soleil. Bien que Rasalhague soit connue pour avoir un compagnon depuis longtemps, ce n'est qu'en 2011 que les enquêteurs utilisant l'optique adaptative ont pu calculer avec précision la période orbitale du système, en fonction des masses respectives des composants. Le compagnon est maintenant connu pour orbiter autour de l'étoile primaire une fois tous les 8,62 ans.

Vitesse de rotation

Rasalhague est un rotateur très rapide, avec sa vitesse de rotation élevée de 240 km/s représentant environ 88,5% de la vitesse à laquelle l'étoile volerait autrement. Ce taux de rotation élevé a amené l'étoile à prendre une forme très aplatie, rendant sa circonférence équatoriale 20 % plus grande que sa circonférence polaire. Cette énorme quantité de distorsion augmente également la température le long de la région équatoriale de l'étoile d'environ 1 840 K au-dessus de celle des régions polaires.

De manière assez surprenante, le spectre de l'étoile montre un niveau anormalement élevé d'absorption de calcium ionisé unique (Ca II). Cependant, bien que cela puisse éventuellement être une caractéristique de la composition de l'étoile, il est plus probable que ce soit le résultat de la lumière des étoiles traversant un matériau encore non identifié entre la Terre et Rasalhague.


Période de rotation du soleil

La période de rotation du soleil est déterminée par l'utilisation de taches solaires. Les taches solaires, qui sont des perturbations cycloniques dans la photosphère du soleil, se déplacent de jour en jour sur le disque solaire. Elles varient considérablement en durée, parfois pendant plusieurs mois et parfois disparaissant en quelques heures. Le plan de rotation de ces taches solaires est incliné de sept degrés par rapport à l'écliptique. Le mouvement des taches solaires détermine la vitesse de rotation à une latitude particulière. Le soleil ne tourne pas comme un corps solide, mais varie plutôt sa période de rotation de l'équateur aux pôles. Les différentes périodes de rotation peuvent également varier dans le temps. Les taches solaires se déplacent par petites quantités sur la surface du soleil, mais ces mouvements sont suffisamment petits pour être ignorés et donc les taches solaires peuvent être utilisées pour déterminer la rotation du soleil.

Le soleil tourne sur son axe d'est en ouest. Le soleil dans son ensemble n'a pas de période de rotation unique, mais différentes parties de sa surface effectuent leurs révolutions à des moments différents. Les régions équatoriales se déplacent plus rapidement que le reste de la surface solaire et, par conséquent, elles effectuent également toute la rotation en moins de temps. La période de rotation du soleil varie quelque peu avec la latitude (à des latitudes plus élevées, le soleil a tendance à tourner plus lentement), mais on estime que la période de rotation du soleil à la surface varie d'environ 25 jours à l'équateur à environ 35 jours aux pôles.

Entrée bibliographique Résultat
(avec texte environnant)
Standardisé
Résultat
Ebbinghausen, E.G. Astronomie. 5e édition. Merrill, 1985. "La période de rotation du soleil est d'environ 25 jours à l'équateur,
27 jours à 35 degrés de latitude,
33 jours à 75 degrés de latitude, et environ 35 jours près des pôles."
25-35 jours
Manuel de chimie et de physique. 61e édition. Floride : CRC Press, 1980. "Données physiques : (période de rotation jours sidéraux) soleil 24.66225±.00003" 24.66225 jours
Gutsch, William A. 1001 choses que tout le monde devrait savoir sur l'univers. New York : Doubleday, 1998. "A l'équateur, le soleil tourne une fois tous les 25 jours terrestres environ." 25 jours
Pananides, Nicolas A. Introduction à l'astronomie. Massachusetts : Addison Wesley, 1979. "La période de rotation à l'équateur est de 25 jours et passe à 27½ jours à une latitude de 30 degrés. La période augmente à 35 jours à 75 degrés de latitude." 25-35 jours
Gothique, Georges. La grandeur de la physique. Le professeur de physique. décembre 1996. "… période de rotation du soleil : 2,125 × 10 6 " 24,59 jours

Le mouvement des caractéristiques de la surface solaire (taches solaires) montre que le soleil est en rotation autour de son axe. Les observations révèlent également que l'équateur du soleil est incliné d'environ sept degrés par rapport au plan de l'écliptique. Le soleil tourne d'ouest en est dans le même sens que la terre. Cependant, contrairement à la terre, le soleil ne tourne pas comme un corps solide.

Le mouvement des taches solaires détermine la vitesse de rotation à une latitude particulière. Les taches solaires sont des structures assez circulaires qui contiennent deux parties bien définies. Les taches se produisent par paires ou en groupes, cependant avec deux taches principales. La ligne qui relie les centres d'une paire est presque parallèle à l'équateur du soleil. À l'équateur, la période de rotation du soleil est de vingt-cinq jours tandis qu'à des latitudes plus élevées, le soleil a tendance à tourner plus lentement. La période de rotation près des pôles elle est de trente-cinq jours. Contrairement à la terre, la position d'un endroit sur le soleil change à mesure que les endroits les plus proches de l'équateur avancent. La surface du soleil n'est pas solide mais fluide.


Données étendues Fig. 1 Un modèle graphique probabiliste (PGM) représenté algébriquement dans l'équation 2.

Le cercle ombré indique les données observées et les points noirs pleins représentent d'autres informations fixes, telles que les KDE et les incertitudes d'observation. Les cercles restants représentent des paramètres. Le soulignement indique que le symbole représente un ensemble de paramètres ou de données. Ici, κs et κWMB représentent respectivement les KDE des populations des modèles standard et WMB. QWMB est le facteur de pondération du modèle de mélange. Les paramètres latents θ, nos observations (>) et leurs incertitudes (_<>>) inclure la température Teff), Masse (M), log-age ( (mathrm,(t)) ), métallicité [Fe/H]) et log-rotation ( (mathrm,(P)) ). Ce modèle est hiérarchique, car tous les paramètres latents sont tirés de la distribution de probabilité commune définie par QWMB et décrit dans l'équation (3).


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