Astronomie

Diagramme H-R, étoiles doubles

Diagramme H-R, étoiles doubles

Est-ce que quelqu'un peut m'aider? J'ai un cas, comme, nous avons un diagramme H-R et deux étoiles dessus. L'un d'eux est une étoile bleue sur la séquence principale, un autre est une géante rouge. Ils ont la même luminosité. S'ils sont dans un système d'étoiles doubles et vus d'Earh comme une étoile, alors où sur le schéma dois-je placer cette étoile ? Quelle luminosité et température aura-t-il ?

Peut-être devrais-je résumer leur luminosité et ensuite, en utilisant la loi de Stefan Boltzmann, calculer la température ? Mais la loi fonctionne-t-elle pour les géantes rouges ? Et puis-je additionner la luminosité?


"Peut-être devrais-je additionner leur luminosité et ensuite, en utilisant la loi de Stefan Boltzmann, calculer la température ? Mais la loi fonctionne-t-elle pour les géantes rouges ? Et puis-je additionner la luminosité ?"

Cette réponse ne concerne pas le placement de l'objet sur le diagramme HR, mais la température caractéristique en tant que corps noir.

Il semble que vous ayez une source ponctuelle dont vous savez qu'il s'agit d'une combinaison de deux étoiles : une bleue et l'autre plus rouge. Vous pouvez appliquer un corps noir à deux composants : $F_{lambda,total} = C_1 imes F_{lambda,1}(T_1) + C_2 imes F_{lambda,2}(T_2) ; T_1 e T_2$ où $F_{lambda,total}$ sont les flux spécifiques observés à partir de la source ponctuelle, $F_{lambda,1}, F_{lambda,2}$ sont des corps noirs avec la température $T_1, T_2 $ respectivement, $C$s sont des constantes de normalisation.

Blackbody approximativement (au premier ordre) fonctionne avec les étoiles, y compris les géantes rouges, à condition d'inclure une partie du SED où l'absorption/l'émission de la raie est négligeable. Par exemple, certaines étoiles ont une forte absorption à moins de 4000 A due aux métaux, donc cette partie s'écarte considérablement du corps noir.

Vous pouvez additionner les flux, car les flux sont normalisés pour la distance de luminosité. Puisque la luminosité $L$ est $L = F imes 4 pi D_L^2$ où $D_L$ est la distance de luminosité, la luminosité totale est $L_1 + L_2 = 4 pi D_{L,1}^2 imes F_1 + 4 pi D_{L,2}^2 imes F_2 = C_1 imes F_1 + C_2 imes F_2$. Par conséquent, vous pouvez additionner la luminosité lorsque $D_{L,1} approx D_{L,2}$.


19.4 Le diagramme H-R et les distances cosmiques

Les étoiles variables ne sont pas le seul moyen d'estimer la luminosité des étoiles. Une autre voie implique le diagramme H-R, qui montre que la luminosité intrinsèque d'une étoile peut être estimée si l'on connaît son type spectral.

Distances des types spectraux

Aussi satisfaisantes et productives que soient les étoiles variables pour la mesure des distances, ces étoiles sont rares et ne se trouvent pas à proximité de tous les objets dont on souhaite mesurer les distances. Supposons, par exemple, que nous ayons besoin de la distance à une étoile qui ne varie pas, ou à un groupe d'étoiles dont aucune n'est variable. Dans ce cas, il s'avère que le diagramme H-R peut venir à notre secours.

Si nous pouvons observer le spectre d'une étoile, nous pouvons estimer sa distance à partir de notre compréhension du diagramme H-R. Comme discuté dans Analyzing Starlight, un examen détaillé d'un spectre stellaire permet aux astronomes de classer l'étoile dans l'une des types spectrauxindiquant la température de surface. (Les types sont O, B, A, F, G, K, M, L, T et Y, chacun pouvant être divisé en sous-groupes numérotés.) En général, cependant, le type spectral seul n'est pas suffisant pour nous permettre pour estimer la luminosité. Regardez à nouveau [lien]. Une étoile G2 pourrait être une étoile de la séquence principale avec une luminosité de 1 LSoleil, ou ce pourrait être une géante avec une luminosité de 100 LSoleil, voire une supergéante avec une luminosité encore plus élevée.

Nous pouvons apprendre plus du spectre d'une étoile que de sa température. Rappelez-vous, par exemple, que nous pouvons détecter des différences de pression dans les étoiles à partir des détails du spectre. Cette connaissance est très utile car les étoiles géantes sont plus grosses (et ont des pressions plus faibles) que les étoiles de la séquence principale, et les supergéantes sont toujours plus grosses que les géantes. Si nous examinons en détail le spectre d'une étoile, nous pouvons déterminer s'il s'agit d'une étoile de la séquence principale, d'une géante ou d'une supergéante.

Supposons, pour commencer avec l'exemple le plus simple, que le spectre, la couleur et d'autres propriétés d'une étoile G2 distante correspondent exactement à ceux du Soleil. Il est alors raisonnable de conclure que cette étoile lointaine est susceptible d'être une étoile de la séquence principale tout comme le Soleil et d'avoir la même luminosité que le Soleil. Mais s'il existe des différences subtiles entre le spectre solaire et le spectre de l'étoile lointaine, alors l'étoile lointaine peut être une géante ou même une supergéante.

Le système de classification des étoiles le plus largement utilisé divise les étoiles d'une classe spectrale donnée en six catégories appelées classes de luminosité. Ces classes de luminosité sont désignées par des chiffres romains comme suit :

  • Ia : les supergéantes les plus brillantes
  • Ib : Supergéantes moins lumineuses
  • II : Géants brillants
  • III : Géants
  • IV : Sous-géantes (intermédiaire entre les géantes et les étoiles de la séquence principale)
  • V : étoiles de la séquence principale

La spécification spectrale complète d'une étoile comprend sa classe de luminosité. Par exemple, une étoile de la séquence principale de classe spectrale F3 s'écrit F3 V. La spécification d'une géante M2 est M2 III. La figure 1 illustre la position approximative des étoiles de différentes classes de luminosité sur le diagramme H-R. Les parties en pointillés des lignes représentent des régions avec très peu ou pas d'étoiles.

Cours de luminosité.

Figure 1. Les étoiles de même température (ou classe spectrale) peuvent appartenir à différentes classes de luminosité sur le diagramme de Hertzsprung-Russell. En étudiant les détails du spectre de chaque étoile, les astronomes peuvent déterminer dans quelle classe de luminosité elles appartiennent (qu'il s'agisse d'étoiles de la séquence principale, d'étoiles géantes ou d'étoiles supergéantes).

Avec ses classes spectrales et de luminosité connues, la position d'une étoile sur le diagramme H-R est déterminée de manière unique. Puisque le diagramme trace la luminosité en fonction de la température, cela signifie que nous pouvons maintenant lire la luminosité de l'étoile (une fois que son spectre nous a aidés à la placer sur le diagramme). Comme auparavant, si nous savons à quel point l'étoile est vraiment lumineuse et à quel point elle a l'air sombre, la différence nous permet de calculer sa distance. (Pour des raisons historiques, les astronomes appellent parfois cette méthode de détermination de la distance parallaxe spectroscopique, même si la méthode n'a rien à voir avec la parallaxe.)

La méthode du diagramme H-R permet aux astronomes d'estimer les distances par rapport aux étoiles proches, ainsi qu'à certaines des étoiles les plus éloignées de notre Galaxie, mais elle est ancrée par des mesures de parallaxe. Les distances mesurées à l'aide de la parallaxe sont l'étalon-or pour les distances : elles ne reposent sur aucune hypothèse, uniquement sur la géométrie. Une fois que les astronomes ont pris un spectre d'une étoile proche dont nous connaissons également la parallaxe, nous connaissons la luminosité qui correspond à ce type spectral. Les étoiles proches servent ainsi de repères aux étoiles plus éloignées car on peut supposer que deux étoiles de spectres identiques ont la même luminosité intrinsèque.

Quelques mots sur le monde réel

Les manuels d'introduction tels que le nôtre s'efforcent de présenter le matériel de manière directe et simplifiée. Ce faisant, nous rendons parfois un mauvais service à nos étudiants en faisant paraître les techniques scientifiques trop propres et indolores. Dans le monde réel, les techniques que nous venons de décrire s'avèrent désordonnées et difficiles, et donnent souvent aux astronomes des maux de tête qui durent toute la journée.

Par exemple, les relations que nous avons décrites telles que la relation période-luminosité pour certaines étoiles variables ne sont pas exactement des lignes droites sur un graphique. Les points représentant de nombreuses étoiles se dispersent largement lorsqu'ils sont tracés et, par conséquent, les distances qui en découlent ont également une certaine dispersion ou incertitude intégrée.

Les distances que nous mesurons avec les méthodes dont nous avons parlé ne sont donc précises qu'à un certain pourcentage d'erreur près — parfois 10 %, parfois 25 %, parfois jusqu'à 50 % ou plus. Une erreur de 25 % pour une étoile estimée à 10 000 années-lumière signifie qu'elle pourrait se situer entre 7 500 et 12 500 années-lumière. Ce serait une incertitude inacceptable si vous chargez du carburant dans un vaisseau spatial pour un voyage vers l'étoile, mais ce n'est pas un mauvais premier chiffre avec lequel travailler si vous êtes un astronome coincé sur la planète Terre.

La construction de diagrammes H-R n'est pas non plus aussi simple qu'on pourrait le penser au début. Pour faire un bon diagramme, il faut mesurer les caractéristiques et les distances de nombreuses étoiles, ce qui peut prendre beaucoup de temps. Étant donné que notre propre voisinage solaire est déjà bien cartographié, les étoiles que les astronomes souhaitent le plus étudier pour faire progresser nos connaissances sont probablement éloignées et faibles. Cela peut prendre des heures d'observation pour obtenir un seul spectre. Les observateurs peuvent avoir à passer de nombreuses nuits au télescope (et plusieurs jours à la maison à travailler avec leurs données) avant d'obtenir leur mesure de distance. Heureusement, cela est en train de changer car des enquêtes comme Gaia étudieront des milliards d'étoiles, produisant des ensembles de données publics que tous les astronomes peuvent utiliser.

Malgré ces difficultés, les outils dont nous avons discuté nous permettent de mesurer une gamme remarquable de distances - les parallaxes pour les étoiles les plus proches, les étoiles variables RR Lyrae le diagramme H-R pour les amas d'étoiles dans nos galaxies et à proximité et les céphéides à des distances de 60 millions d'années-lumière. Le tableau décrit les limites de distance et le chevauchement de chaque méthode.

Chaque technique décrite dans ce chapitre s'appuie sur au moins une autre méthode, formant ce que beaucoup appellent la échelle de distance cosmique. Les parallaxes sont le fondement de toutes les estimations de distance stellaire, les méthodes spectroscopiques utilisent des étoiles proches pour calibrer leurs diagrammes H-R, et les estimations de distance RR Lyrae et céphéide sont fondées sur les estimations de distance du diagramme H-R (et même dans une mesure de parallaxe à une céphéide voisine , Delta Cephei ).

Cette chaîne de méthodes permet aux astronomes de repousser les limites lorsqu'ils recherchent des étoiles encore plus lointaines. Des travaux récents, par exemple, ont utilisé les étoiles RR Lyrae pour identifier de faibles galaxies compagnes de notre propre Voie lactée à des distances de 300 000 années-lumière. La méthode du diagramme H-R a récemment été utilisée pour identifier les deux étoiles les plus éloignées de la Galaxie : des étoiles géantes rouges dans le halo de la Voie lactée avec des distances de près d'un million d'années-lumière.

Nous pouvons combiner les distances que nous trouvons pour les étoiles avec des mesures de leur composition, de leur luminosité et de leur température, réalisées avec les techniques décrites dans Analyzing Starlight and The Stars: A Celestial Census . Ensemble, ceux-ci constituent l'arsenal d'informations dont nous avons besoin pour retracer l'évolution des étoiles de la naissance à la mort, sujet sur lequel nous nous tournons dans les chapitres qui suivent.

Gamme de distance des méthodes de mesure céleste
Méthode Plage de distance
Parallaxe trigonométrique 4-30 000 années-lumière lorsque la mission Gaia est terminée
RR Lyrae étoiles Jusqu'à 300 000 années-lumière
Diagramme H–R et distances spectroscopiques Jusqu'à 1 200 000 années-lumière
Céphéides étoiles Jusqu'à 60 000 000 d'années-lumière

Concepts clés et résumé

Les étoiles avec des températures identiques mais des pressions (et des diamètres) différentes ont des spectres quelque peu différents. La classification spectrale peut donc être utilisée pour estimer la classe de luminosité d'une étoile ainsi que sa température. En conséquence, un spectre peut nous permettre de localiser l'étoile sur un diagramme H-R et d'établir sa luminosité. Ceci, avec la luminosité apparente de l'étoile, donne à nouveau sa distance. Les différentes méthodes de distance peuvent être utilisées pour comparer les unes aux autres et ainsi faire une sorte d'échelle de distance qui nous permet de trouver des distances encore plus grandes.

Pour une exploration plus approfondie

Des articles

Adams, A. "Le triomphe d'Hipparcos." Astronomie (décembre 1997) : 60. Brève introduction.

Dambeck, T. « La mission de Gaia vers la Voie lactée ». Sky & Télescope (mars 2008) : 36-39. Une introduction à la mission de mesurer les distances et les positions des étoiles avec une précision sans précédent.

Hirshfeld, A. « La grandeur absolue des étoiles ». Sky & Télescope (Septembre 1994) : 35. Bonne revue de la façon dont nous mesurons la luminosité, avec des graphiques.

Hirshfeld, A. "La course pour mesurer le cosmos." Sky & Télescope (Novembre 2001) : 38. Sur la parallaxe.

Trefil, J. Puzzling Out Parallax. Astronomie (Septembre 1998): 46. Sur le concept et l'histoire de la parallaxe.

Turon, C. « Mesurer l'univers ». Sky & Télescope (juillet 1997) : 28. Sur la mission Hipparcos et ses résultats.

Zimmerman, R. "Polaris: L'étoile code-bleue." Astronomie (Mars 1995): 45. Sur la fameuse variable céphéide et son évolution.

Sites Internet

wright/distance.htm. L'astronome Ned Wright (UCLA) donne une introduction concise sur de nombreuses méthodes différentes d'obtention de distances. Ce site est à un niveau plus élevé que notre manuel, mais c'est une excellente critique pour ceux qui ont une certaine expérience en astronomie.

Association américaine des observateurs d'étoiles variables (AAVSO) : https://www.aavso.org/. Cette organisation d'astronomes amateurs aide à garder une trace des étoiles variables. Son site contient des informations de base, des instructions d'observation et des liens.

Friedrich Wilhelm Bessel : http://messier.seds.org/xtra/Bios/bessel.html. Un bref site sur la première personne à détecter la parallaxe stellaire, avec des références et des liens.

Gaïa : http://sci.esa.int/gaia/. Des nouvelles de la mission Gaia, y compris des images et un blog des dernières découvertes.

Hipparque : http://sci.esa.int/hipparcos/. Contexte, résultats, catalogues de données et ressources pédagogiques de la mission Hipparchos pour observer les parallaxes depuis l'espace. Certaines sections sont techniques, mais d'autres sont accessibles aux étudiants.

John Goodricke : L'astronome sourd : http://www.bbc.com/news/magazine-20725639. Un article biographique de la BBC.

Les femmes dans l'astronomie : http://www.astrosociety.org/education/astronomy-resource-guides/women-in-astronomy-an-introductory-resource-guide/. En savoir plus sur les contributions d'Henrietta Leavitt et d'autres femmes à l'astronomie et les obstacles auxquels elles ont été confrontées.

Vidéos

La mission de Gaia : résoudre l'énigme céleste : https://www.youtube.com/watch?v=oGri4YNggoc. Décrit la mission Gaia et ce que les scientifiques espèrent apprendre, de l'Université de Cambridge (19:58).

Hipparcos : Route Map to the Stars : http://www.esa.int/spaceinvideos/Videos/1997/05/Hipparcos_Route_Maps_to_the_Stars_May_97. Cette vidéo de l'ESA décrit la mission de mesure de parallaxe et ses résultats (14:32)

Quelle est la taille de l'univers : https://www.youtube.com/watch?v=K_xZuopg4Sk. L'astronome Pete Edwards du British Institute of Physics discute de la taille de l'univers et donne une introduction étape par étape aux concepts de distances (6:22)

Recherchez Miss Leavitt : http://perimeterinstitute.ca/videos/search-miss-leavitt. Vidéo de la conférence de George Johnson sur sa recherche de Miss Leavitt (55:09).

Les femmes en astronomie : http://www.youtube.com/watch?v=5vMR7su4fi8. Emily Rice (CUNY) donne une conférence sur les contributions des femmes à l'astronomie, avec de nombreux exemples historiques et contemporains, et une analyse des tendances modernes (52:54).

Activités de groupe collaboratives

  1. Dans ce chapitre, nous expliquons les différentes mesures qui ont été utilisées pour établir la taille d'un compteur standard. Votre groupe devrait discuter des raisons pour lesquelles nous avons modifié de temps à autre les définitions de notre unité de mesure standard en science. Quels facteurs dans notre société moderne contribuent à la croissance de la technologie ? La technologie « propulse » la science, ou la science « propulse » la technologie ? Ou pensez-vous que les deux sont tellement liés qu'il est impossible de dire qui est le conducteur ?
  2. Les céphéides sont dispersées dans notre propre galaxie de la Voie lactée, mais la relation période-luminosité a été découverte à partir des observations des nuages ​​de Magellan, une galaxie satellite maintenant connue pour être à environ 160 000 années-lumière. Quelles raisons pouvez-vous donner pour expliquer pourquoi la relation n'a pas été découverte à partir d'observations de céphéides dans notre propre Galaxie ? Votre réponse changerait-elle s'il y avait un petit amas dans notre propre galaxie qui contenait 20 céphéides ? Pourquoi ou pourquoi pas?
  3. Vous souhaitez rédiger une proposition d'utilisation du télescope spatial Hubble pour rechercher les céphéides les plus brillantes de la galaxie M100 et estimer leurs luminosités. Quelles observations auriez-vous besoin de faire ? Faites une liste de toutes les raisons pour lesquelles de telles observations sont plus difficiles qu'il n'y paraît au premier abord.
  4. Pourquoi votre groupe pense-t-il à tant de façons différentes de nommer les étoiles développées à travers l'histoire ? (Repensez aux jours avant que tout le monde ne se connecte en ligne.) Existe-t-il d'autres domaines où les choses sont nommées de manière confuse et arbitraire ? En quoi les étoiles diffèrent-elles des autres phénomènes que la science et d'autres professions ont tendance à cataloguer ?
  5. Bien que les céphéides et les étoiles variables RR Lyrae aient tendance à changer de luminosité assez régulièrement (lorsqu'elles sont à ce stade de leur vie), certaines étoiles variables sont imprévisibles ou changent de comportement même au cours d'une seule vie humaine. Les astronomes amateurs du monde entier suivent patiemment et avec persévérance ces étoiles variables, envoyant leurs observations nocturnes à d'énormes bases de données qui sont conservées sur le comportement de plusieurs milliers d'étoiles. Aucun des amateurs qui font cela n'est payé pour faire des observations aussi minutieuses. Demandez à votre groupe de discuter des raisons pour lesquelles ils le font. Considéreriez-vous un passe-temps qui implique autant de travail, jusque tard dans la nuit, souvent les nuits de travail ? Si l'observation des étoiles variables ne pique pas votre intérêt, pensez-vous qu'il y a quelque chose que vous pourriez faire en tant que bénévole après l'université qui vous passionne ? Pourquoi?
  6. Dans [link], la plus forte concentration d'étoiles se produit au milieu de la séquence principale. Votre groupe peut-il donner des raisons pour lesquelles cela pourrait être le cas ? Pourquoi y a-t-il moins d'étoiles très chaudes et moins d'étoiles très froides sur ce diagramme ?
  7. Dans ce chapitre, nous discutons de deux astronomes qui avaient des capacités différentes de celles de leurs collègues. John Goodricke ne pouvait ni entendre ni parler, et Henrietta Leavitt a lutté avec une déficience auditive pendant toute sa vie d'adulte. Pourtant, ils ont chacun apporté des contributions fondamentales à notre compréhension de l'univers. Votre groupe connaît-il des personnes qui gèrent un handicap ? À quels obstacles les personnes ayant différents handicaps seraient-elles confrontées en essayant de faire de l'astronomie et que pourrait-on faire pour faciliter leur chemin ? Pour un ensemble de ressources dans ce domaine, voir http://astronomerswithoutborders.org/gam2013/programs/1319-people-with-disabilities-astronomy-resources.html.

Questions de révision

Expliquez comment les mesures de parallaxe peuvent être utilisées pour déterminer les distances aux étoiles. Pourquoi ne peut-on pas faire des mesures précises de parallaxe au-delà d'une certaine distance ?

Supposons que vous ayez découvert une nouvelle étoile variable céphéide. Quelles mesures prendriez-vous pour déterminer sa distance?

Explique comment tu utiliserais le spectre d'une étoile pour estimer sa distance.

Quelle méthode utiliseriez-vous pour obtenir la distance à chacun des éléments suivants ?

  1. Un astéroïde croisant l'orbite de la Terre
  2. Une étoile que les astronomes pensent ne pas être à plus de 50 années-lumière du Soleil
  3. Un groupe restreint d'étoiles dans la Voie lactée qui comprend un nombre important d'étoiles variables
  4. Une étoile qui n'est pas variable mais pour laquelle on peut obtenir un spectre bien défini

Quels sont la classe de luminosité et le type spectral d'une étoile avec une température effective de 5000 K et une luminosité de 100 LSoleil?

Questions de réflexion

Le mètre a été redéfini en référence à la Terre, puis au krypton, et enfin à la vitesse de la lumière. Pourquoi pensez-vous que le point de référence d'un compteur a continué à changer ?

Alors qu'un mètre est l'unité fondamentale de longueur, la plupart des distances parcourues par les humains sont mesurées en miles ou en kilomètres. Pourquoi pensez-vous cela est?

La plupart des distances dans la Galaxie sont mesurées en années-lumière au lieu de mètres. Pourquoi pensez-vous que ce soit le cas?

L'UA est définie comme la moyenne distance entre la Terre et le Soleil, pas la distance entre la Terre et le Soleil. Pourquoi cela doit-il être le cas ?

Quel serait l'avantage de faire des mesures de parallaxe depuis Pluton plutôt que depuis la Terre ? Y aurait-il un inconvénient ?

Les parallaxes sont mesurées en fractions de seconde d'arc. Une seconde d'arc équivaut à 1/60 min d'arc, une minute d'arc correspond à son tour à 1/60 de degré (°). Pour avoir une idée de la taille de 1°, sortez la nuit et trouvez la Grande Ourse. Les deux étoiles pointeuses aux extrémités du bol sont distantes de 5,5°. Les deux étoiles en haut du bol sont distantes de 10°. (Dix degrés correspondent également à la largeur de votre poing lorsqu'il est tenu à bout de bras et projeté contre le ciel.) Mizar, la deuxième étoile à partir de l'extrémité de la poignée de la Grande Ourse, apparaît double. L'étoile la plus faible, Alcor, est à environ 12 minutes d'arc de Mizar. A titre de comparaison, le diamètre de la pleine lune est d'environ 30 minutes d'arc. La ceinture d'Orion mesure environ 3° de long. En gardant tout cela à l'esprit, pourquoi a-t-il fallu jusqu'en 1838 pour effectuer des mesures de parallaxe, même pour les étoiles les plus proches ?

Pendant des siècles, les astronomes se sont demandé si les comètes étaient de véritables objets célestes, comme les planètes et les étoiles, ou un phénomène qui s'est produit dans l'atmosphère de la Terre. Décrivez une expérience pour déterminer laquelle de ces deux possibilités est correcte.

Le Soleil est beaucoup plus proche de la Terre que les étoiles les plus proches, mais il n'est pas possible de mesurer avec précision la parallaxe diurne du Soleil par rapport aux étoiles en mesurant directement sa position par rapport aux objets de fond dans le ciel. Expliquer pourquoi.

Les parallaxes des étoiles sont parfois mesurées par rapport aux positions de galaxies ou d'objets distants appelés quasars. Pourquoi est-ce une bonne technique ?

Estimer la classe de luminosité d'une étoile M est beaucoup plus important que de la mesurer pour une étoile O si vous déterminez la distance à cette étoile. Pourquoi est-ce le cas?

[lien] est la courbe de lumière pour le prototype de la variable céphéide Delta Cephei. Comment la luminosité de cette étoile se compare-t-elle à celle du Soleil ?

Lequel des éléments suivants pouvez-vous déterminer à propos d'une étoile sans connaître sa distance, et lequel ne pouvez-vous pas déterminer : la vitesse radiale, la température, la luminosité apparente ou la luminosité ? Expliquer.

Une étoile G2 a une luminosité 100 fois supérieure à celle du Soleil. De quel genre d'étoile s'agit-il ? Comment son rayon se compare-t-il à celui du Soleil ?

Une étoile a une température de 10 000 K et une luminosité de 10 -2 LSoleil. De quel genre d'étoile s'agit-il ?

Quel est l'avantage de mesurer une distance de parallaxe à une étoile par rapport à nos autres méthodes de mesure de distance ?

Quel est l'inconvénient de la méthode de la parallaxe, en particulier pour étudier des parties éloignées de la Galaxie ?

Luhman 16 et WISE 0720 sont des naines brunes, également connues sous le nom d'étoiles ratées, et font partie des nouveaux voisins les plus proches de la Terre, mais n'ont été découvertes qu'au cours de la dernière décennie. Pourquoi pensez-vous qu'ils ont mis si longtemps à être découverts ?

La plupart des étoiles proches du Soleil sont des naines rouges. Qu'est-ce que cela nous dit sur l'événement moyen de formation d'étoiles dans notre Galaxie ?

Pourquoi serait-il plus facile de mesurer les caractéristiques des céphéides intrinsèquement moins lumineuses que celles plus lumineuses ?

Quand Henrietta Leavitt a découvert la relation période-luminosité, elle a utilisé des étoiles céphéides qui étaient toutes situées dans le Petit Nuage de Magellan. Pourquoi a-t-elle eu besoin d'utiliser des étoiles dans une autre galaxie et non des céphéides situées dans la Voie lactée ?

Déterminer par vous-même

Un astronome radar qui est nouveau dans le travail affirme qu'elle a transmis des ondes radio à Jupiter et a reçu un écho exactement 48 minutes plus tard. Faut-il la croire ? Pourquoi ou pourquoi pas?

La sonde New Horizons a survolé Pluton en juillet 2015. À l'époque, Pluton était à environ 32 UA de la Terre. Combien de temps a mis la communication de la sonde pour atteindre la Terre, étant donné que la vitesse de la lumière en km/h est de 1,08 × 10 9 ?

Estimez le temps maximum et minimum qu'il faut à un signal radar pour faire l'aller-retour entre la Terre et Vénus, qui a un demi-grand axe de 0,72 UA.

Le programme Apollo (pas les missions lunaires avec des astronautes) mené à l'observatoire Apache Point utilise un télescope de 3,5 m pour diriger des lasers vers des rétro-réflecteurs laissés sur la Lune par les astronautes d'Apollo. Si la Lune est à 384 472 km, combien de temps environ les opérateurs doivent-ils attendre pour voir la lumière laser revenir sur Terre ?

En 1974, le radiotélescope d'Arecibo à Porto Rico a été utilisé pour transmettre un signal à M13, un amas d'étoiles situé à environ 25 000 années-lumière. Combien de temps faudra-t-il au message pour atteindre M13, et jusqu'où le message a-t-il parcouru (en années-lumière) ?

Démontrez que 1 pc équivaut à 3,09 × 10 13 km et qu'il équivaut également à 3,26 années-lumière. Montrez vos calculs.

Les meilleures parallaxes obtenues avec Hipparcos ont une précision de 0,001 seconde d'arc. Si vous voulez mesurer la distance à une étoile avec une précision de 10 %, sa parallaxe doit être 10 fois plus grande que l'erreur typique. À quelle distance pouvez-vous obtenir une distance précise à 10 % avec les données Hipparcos ? Le disque de notre Galaxie a un diamètre de 100 000 années-lumière. Quelle fraction du diamètre du disque de la Galaxie est la distance pour laquelle nous pouvons mesurer des parallaxes précis ?

Les astronomes font toujours des comparaisons entre les mesures en astronomie et quelque chose qui pourrait être plus familier. Par exemple, les pages Web Hipparcos nous indiquent que la précision de mesure de 0,001 seconde d'arc équivaut à l'angle formé par une balle de golf vue de l'autre côté de l'océan Atlantique, ou à l'angle formé par la hauteur d'une personne sur la Lune vue depuis Terre, ou à la longueur de croissance d'un cheveu humain en 10 secondes vu à 10 mètres de distance. Utilisez les idées de [lien] pour vérifier l'une des deux premières comparaisons.

Gaïa aura grandement amélioré la précision par rapport aux mesures d'Hipparcos. L'incertitude moyenne pour la plupart Gaïales parallaxes seront d'environ 50 microarcsec, ou 0,00005 arcsec. Combien de fois meilleure qu'Hipparcos (voir Exercice) est cette précision ?

En utilisant les mêmes techniques que celles utilisées dans l'exercice, à quelle distance peut-on Gaïa être utilisé pour mesurer des distances avec une incertitude de 10 % ? A quelle fraction du disque galactique cela correspond-il ?

L'œil humain est capable d'une résolution angulaire d'environ une minute d'arc, et la distance moyenne entre les yeux est d'environ 2 pouces. Si vous clignez des yeux et voyez quelque chose bouger d'environ une minute d'arc, à quelle distance se trouve-t-il de vous ? (Astuce : Vous pouvez utiliser la configuration dans [lien] comme guide.)

Combien meilleure est la résolution de la Gaïa vaisseau spatial par rapport à l'œil humain (qui peut résoudre environ 1 arcmin) ?

Le système le plus récemment découvert près de la Terre est une paire de naines brunes connues sous le nom de Luhman 16. Il a une distance de 6,5 années-lumière. C'est combien de parsecs ?

Quelle serait la parallaxe de Luhman 16 (voir exercice) mesurée depuis la Terre ?

La sonde New Horizons qui est passée par Pluton en juillet 2015 est l'un des engins spatiaux les plus rapides jamais assemblés. Il se déplaçait à environ 14 km/s lorsqu'il est passé à côté de Pluton. S'il maintenait cette vitesse, combien de temps faudrait-il à New Horizons pour atteindre l'étoile la plus proche, Proxima Centauri, qui se trouve à environ 4,3 années-lumière ? (Remarque : ce n'est pas dans cette direction, mais vous pouvez prétendre que c'est le cas.)

Quelles propriétés physiques sont différentes pour une géante M avec une luminosité de 1000 LSoleil et un nain M avec une luminosité de 0,5 LSoleil? Quelles propriétés physiques sont identiques ?

Glossaire


51 Diagramme H-R et cycles de vie des étoiles

Diagrammes H-R qui montrent comment une étoile change ou évolue au cours de sa vie stellaire.

Le diagramme H-R peut être utilisé pour étudier et comprendre comment une étoile évoluera au cours de son cycle de vie. L'évolution stellaire correspond aux processus et aux changements qu'une étoile subit au fil du temps.

Un diagramme H-R montrant l'évolution stellaire d'une étoile de 1 masse solaire, c'est-à-dire notre Soleil et des étoiles comme notre Soleil. La piste évolutive de 1 m de Lithopsian est sous licence CC BY-SA 4.0

La séquence d'évolution stellaire typique et les tailles relatives pour les étoiles de 0,8 à 8 masses solaires. Stellar Evolution d'Antonio Ciccolella est sous licence CC BY-SA 4.0

Les étoiles n'ont pas toutes la même masse au début de leur processus de fusion. Ainsi, l'évolution stellaire d'une étoile variera en fonction de la masse stellaire de l'étoile. Les étoiles de grande masse fusionnent leur carburant rapidement, aussi vite que quelques millions d'années. Les étoiles de faible masse comme le Soleil sont beaucoup plus lentes et évoluent donc beaucoup plus lentement, des périodes allant de milliards à même de milliers de milliards d'années.

Étant donné que les astronomes ne peuvent pas suivre l'évolution stellaire d'une seule étoile, même avec une étoile à courte durée de vie de masse élevée. Tant d'étoiles sont étudiées, offrant aux astronomes un bon aperçu des différents changements que les étoiles subissent au fil du temps.

Comparaison de l'évolution stellaire d'étoiles de faible masse (à gauche) et de grande masse. Des exemples de chaque étape sont indiqués en italique. Cycle de vie des étoiles naine rouge en par la NASA Goddard Space Flight Center est dans le domaine public


Échelles de temps évolutives

Le temps qu'il faut à une étoile pour se former dépend de sa masse. Les nombres qui marquent les points sur chaque piste de la figure 1 sont les temps, en années, nécessaires pour que les étoiles embryonnaires atteignent les étapes dont nous avons discuté. Des étoiles de masses bien supérieures à celle du Soleil atteignent la séquence principale en quelques milliers à un million d'années. Le Soleil a mis des millions d'années à naître. Des dizaines de millions d'années sont nécessaires pour que les étoiles de masse inférieure évoluent vers la séquence principale inférieure. (Nous verrons que ceci s'avère être un principe général : les étoiles massives traversent tout stades d'évolution plus rapides que les étoiles de faible masse.)

Nous aborderons les étapes suivantes de la vie d'une étoile dans Les étoiles de l'adolescence à la vieillesse, en examinant ce qui se passe après que les étoiles arrivent dans la séquence principale et commencent une « adolescence prolongée » et « l'âge adulte » de fusion de l'hydrogène pour former de l'hélium. Mais maintenant, nous voulons examiner le lien entre la formation des étoiles et des planètes.

Concepts clés et résumé

L'évolution d'une étoile peut être décrite en termes de changements de sa température et de sa luminosité, qui peuvent être mieux suivis en les traçant sur un diagramme H-R. Les protoétoiles génèrent de l'énergie (et de la chaleur interne) par contraction gravitationnelle qui se poursuit généralement pendant des millions d'années, jusqu'à ce que l'étoile atteigne la séquence principale.


Le diagramme de Hertzsprung-Russell

Pendant des siècles, les astronomes se sont interrogés sur les cycles de vie des étoiles. Les étoiles brûlent-elles éternellement ou ont-elles une durée de vie ? Comment naissent-ils et comment meurent-ils ? Comment évoluent-ils au cours de leur vie ?

Cependant, ces questions se sont avérées difficiles à répondre car les étoiles vivent si longtemps. Aujourd'hui, nous savons que même une étoile à durée de vie relativement courte brûle pendant quelques millions d'années. Les étoiles comme notre soleil durent environ 10 milliards d'années, et certaines étoiles brûlent encore plus longtemps. Par rapport à la durée de vie humaine moyenne d'environ 100 ans, les étoiles semblent vivre éternellement. Un humain ne pourrait jamais regarder une étoile traverser son cycle de vie complet.

Alors, comment les humains peuvent-ils en savoir plus sur les cycles de vie des étoiles ? En regardant un grand nombre d'étoiles, nous pouvons les voir à divers stades de développement. Nous voyons de jeunes étoiles chaudes, de vieilles étoiles froides et des étoiles qui ont mis fin à leur vie et laissé des enveloppes vides. Si nous regardons suffisamment d'étoiles d'âges différents, nous pouvons dresser un tableau complet de l'évolution stellaire.

Au début des années 1900, les scientifiques se sont rapprochés d'une image de l'évolution stellaire. Les physiciens ont élaboré la théorie de la fusion nucléaire et ont réalisé que la fusion fournissait suffisamment d'énergie pour alimenter les étoiles. Ils se sont rendu compte que les étoiles finiraient par manquer de carburant pour la fusion et s'épuiseraient. Ainsi, toutes les étoiles finiraient par mourir. Mais qu'adviendrait-il des stars au cours de leur vie ?

Le premier indice est venu peu après les astronomes de deux continents. En 1911, Ejnar Hertzsprung, un astronome danois étudiant à l'Université de Leyde aux Pays-Bas, a tracé la luminosité des étoiles en fonction de leurs couleurs. La luminosité est la mesure de l'énergie totale dégagée par une étoile. La couleur, comme vous l'avez peut-être appris dans le projet Color, vous indique la température de surface de l'étoile. Donc, essentiellement, Hertzsprung a représenté graphiquement la quantité d'énergie dégagée par une étoile en fonction de sa température. Il a remarqué des motifs distincts et inattendus.

In 1913, Henry Norris Russell of Princeton University plotted the luminosities of stars against their spectral types. Spectral types are also a measurement of temperature (see the Spectral Types project for more information), so essentially, Russell made the same diagram that Hertzsprung made. The diagram became known as the Hertzsprung-Russell (or "H-R") diagram. By studying H-R diagrams, later astronomers figured out the life cycles of stars.

In this project, you will make your own Hertzsprung-Russell diagrams. You will learn what the various points represent, and you will also learn some of the difficulties in making H-R diagrams.


11.3: H-R Diagram for Milky Way Stars

The H-R diagram shown in illustration above provides stellar data in a different way. The four main groups of stars are clearly identified:

  1. Main Sequence: most stars, like our Sun this is the area on the H-R diagram where most stars will spend their stellar lives.
  2. Supergiants: cool stars which are very large and very bright. These stars generally end with a supernova event and many collapse to become neutron stars and even further collapse to a black hole.
  3. Giants: cool stars which are a little smaller and dimmer than the Supergiants. The Giants have a different stellar ending than the Supergiants.
  4. White Dwarfs: very, very hot stars which are very small in size.

This particular H-R diagram is very informative in that it graphically shows relative sizes, (though not to scale), colors (thus temperatures), and in some cases masses when compared to the Sun (for example in the upper left-hand corner: 60 MSUN, which means a star 60 times the mass of the Sun). There are also a number of representative stars shown for example:

  • Betelgeuse in the constellation Orion &mdash X-axis: 3000K, Y-axis 10 5 M SUN
  • Polaris, the north pole star &mdash X-axis: 6000K, Y-axis between 10 3 and 10 4 M SUN
  • Sirius, the brightest star visible from Earth after the Sun &mdash X-axis: 9000K, Y-axis 10 and 10 2 M SUN
  • Sirius B, the white dwarf companion of Sirius &mdash o X-axis:


Température

Click on the image seven times to take the pan through four steps of heating and three steps of cooling

Astronomers have several ways to find the temperatures of stars, but the simplest way is to look at the stars' colors. In astronomy, a star's color is defined as the difference between its magnitudes as seen through two different filters - telescope attachments that block out all light except light with a specific wavelength. It doesn't matter which two filters you use - you should calculate the same temperature (to learn how to calculate temperature from color, see the Color project). Traditionally, astronomers have taken images through blue, yellow, and red filters denoted by the letters b, v, and r. The animation at the right shows what a heating and cooling pan might look like through b and v filters.

If you subtract a star's v magnitude from its b magnitude, you get a color called b-v. Stars with lower b-v colors have higher temperatures, so you can use b-v color to make an H-R diagram.

The SDSS does not use the traditional b, v, and r filters instead, it uses five filters that see ultraviolet, green, red, and two wavelengths of infrared light. These five filters are denoted u, g, r, i, and z. To make your H-R diagram, use the green and red filters, which both fall in the visible part of the spectrum. From the magnitudes of stars in these filters, you can calculate the color g-r.


Collaborative Group Activities

  1. In this chapter, we explain the various measurements that have been used to establish the size of a standard meter. Your group should discuss why we have changed the definitions of our standard unit of measurement in science from time to time. What factors in our modern society contribute to the growth of technology? Does technology “drive” science, or does science “drive” technology? Or do you think the two are so intertwined that it’s impossible to say which is the driver?
  2. Cepheids are scattered throughout our own Milky Way Galaxy, but the period-luminosity relation was discovered from observations of the Magellanic Clouds, a satellite galaxy now known to be about 160,000 light-years away. What reasons can you give to explain why the relation was not discovered from observations of cepheids in our own Galaxy? Would your answer change if there were a small cluster in our own Galaxy that contained 20 cepheids? Why or why not?
  3. You want to write a proposal to use the Hubble Space Telescope to look for the brightest cepheids in galaxy M100 and estimate their luminosities. What observations would you need to make? Make a list of all the reasons such observations are harder than it first might appear.
  4. Why does your group think so many different ways of naming stars developed through history? (Think back to the days before everyone connected online.) Are there other fields where things are named confusingly and arbitrarily? How do stars differ from other phenomena that science and other professions tend to catalog?
  5. Although cepheids and RR Lyrae variable stars tend to change their brightness pretty regularly (while they are in that stage of their lives), some variable stars are unpredictable or change their their behavior even during the course of a single human lifetime. Amateur astronomers all over the world follow such variable stars patiently and persistently, sending their nightly observations to huge databases that are being kept on the behavior of many thousands of stars. None of the hobbyists who do this get paid for making such painstaking observations. Have your group discuss why they do it. Would you ever consider a hobby that involves so much work, long into the night, often on work nights? If observing variable stars doesn’t pique your interest, is there something you think you could do as a volunteer after college that does excite you? Pourquoi?
  6. In [link], the highest concentration of stars occurs in the middle of the main sequence. Can your group give reasons why this might be so? Why are there fewer very hot stars and fewer very cool stars on this diagram?
  7. In this chapter, we discuss two astronomers who were differently abled than their colleagues. John Goodricke could neither hear nor speak, and Henrietta Leavitt struggled with hearing impairment for all of her adult life. Yet they each made fundamental contributions to our understanding of the universe. Does your group know people who are handling a disability? What obstacles would people with different disabilities face in trying to do astronomy and what could be done to ease their way? For a set of resources in this area, see http://astronomerswithoutborders.org/gam2013/programs/1319-people-with-disabilities-astronomy-resources.html.

H-R diagram, Double stars - Astronomy

Born: 8-Oct-1873
Birthplace: Copenhagen, Denmark
Died: 21-Oct-1967
Location of death: Roskilde, Denmark
Cause of death: unspecified

Gender: Male
Race or Ethnicity: White
Sexual orientation: Straight
Occupation: Astronomer, Chemist

Nationality: Denmark
Executive summary: Hertzsprung-Russell diagram

Ejnar Hertzsprung's father had studied astronomy, but earned his living as an insurance executive. The younger Hertzsprung was fascinated with his father's charts of the heavens, but, not wanting a career in insurance himself, he studied as a chemist. He briefly worked in Wilhelm Ostwald's laboratory, and in 1902, while still working as a chemist, he began volunteering at Urania Observatory in Copenhagen. In 1905 he published his first paper on astronomy, proposing a relationship between the spectrum and luminosity of stars. He finally switched careers in 1909, giving up chemistry to accept Karl Schwarzschild's offer to lecture in astronomy at G ttingen. Schwarzschild wrote in his notes, "Hertzsprung thinks all the time, I -- only occasionally".

As early as 1906, Hertzsprung plotted the absolute magnitude of stars in relation to their luminosity, classification, and effective temperature. In 1910 he met with American astronomer Henry Norris Russell, who had reached very similar conclusions independently, and the two astronomers merged their results as the Hertzsprung-Russell (or H-R) diagram, published in 1913, which remains a cornerstone of modern astrophysics. Hertzsprung also developed a vastly improved method to determine the relative positions of the components of double stars, and published important papers on the evolution of open star-clusters and variable stars. He spent 25 years at the Leiden Observatory, the last nine years as Director, and was among the last self-taught astronomers to oversee a major observatory.

Father: Severin Hertzsprung (insurance executive, b. 1839, d. 1893)
Wife: Henrietta Hertzsprung-Kapteyn (div.)


A Simple H-R Diagram

Once you know the luminosity and temperature (or color) of a star, you can plot the star as a point on the H-R diagram. Plot the luminosity on the y-axis with brighter stars going toward the top. Since brighter stars have lower magnitudes, if you choose to plot magnitude on the y-axis, the values will decrease as you go up! That's OK - just remember that the luminosity of the star is increasing.

Plot temperature on the x-axis. However, since we can't know a star's real temperature, you should instead plot color (either the traditional b-v or SDSS's g-r) on the x-axis. Traditionally, hotter stars have been placed at the left of the chart and cooler stars to the right. Even though the temperature decreases as you move the right, the b-v and g-r values will increase. So you should make your H-R diagram with b-v or g-r increasing to the right.

The first H-R diagram you should try is a diagram for the brightest stars in the sky. The table below shows the 26 brightest stars in the sky. Instead of plotting their luminosities (which are so large that they're hard to visualize), plot the stars' absolute magnitudes. Absolute magnitude is defined as the magnitude that a star would have if you saw it from a distance of 10 parsecs (about 32 light-years). Stars with higher luminosities put out more light, so they are brighter - they have lower apparent magnitudes. Stars with lower luminosities put out less light, so they are dimmer - they have higher absolute magnitudes.

The table below shows the 26 brightest stars, giving their names, apparent magnitudes, absolute magnitudes, and b-v colors.