Étoiles supergéantes - le destin cosmique de ces luminaires colossaux les destinait à exploser en supernova à un moment donné.

Toutes les étoiles naissent de la même manière. Un nuage géant d’hydrogène moléculaire commence à s’effondrer en boule sous l’influence de la gravité jusqu’à ce que la température interne déclenche la fusion nucléaire. Tout au long de leur existence, les luminaires sont en lutte avec eux-mêmes, couche externe presse par gravité, et le noyau - par la force d'une matière chauffée tendant à se dilater. Au cours de leur existence, l'hydrogène et l'hélium s'éteignent progressivement au centre et les étoiles ordinaires de masse importante deviennent des supergéantes. De tels objets se trouvent dans des formations jeunes, telles que des galaxies irrégulières ou des amas ouverts.

Propriétés et options

La masse joue un rôle décisif dans la formation des étoiles : une plus grande quantité d'énergie est synthétisée dans un gros noyau, ce qui augmente la température de l'étoile et son activité. À l'approche de la dernière période d'existence, les objets dont le poids dépasse de 10 à 70 fois la masse solaire deviennent des supergéantes. Dans le diagramme de Hertzsprung-Russell, qui caractérise la relation entre la magnitude stellaire, la luminosité, la température et le type spectral, ces luminaires sont situés au sommet, indiquant une magnitude apparente élevée (de +5 à +12) des objets. Ils sont plus courts que ceux des autres étoiles, car ils atteignent leur état final processus évolutif lorsque les réserves de combustible nucléaire s’épuisent. Dans les objets chauds, l'hélium et l'hydrogène s'épuisent et la combustion se poursuit au détriment de l'oxygène et du carbone et jusqu'au fer.

Classification des étoiles supergéantes

Selon la classification Yerkes, qui reflète la subordination du spectre de luminosité, les supergéantes appartiennent à la classe I. Ils ont été divisés en deux groupes:

• Ia – supergéantes ou hypergéantes brillantes ;
• Les Ib sont des supergéantes moins lumineuses.

Selon leur type spectral dans la classification de Harvard, ces étoiles occupent la gamme de O à M. Les supergéantes bleues sont représentées par les classes O, B, A, les rouges - K, M, les jaunes intermédiaires et peu étudiées - F, G.

Supergéantes rouges

Les grandes étoiles quittent la séquence principale lorsque le carbone et l'oxygène commencent à brûler dans leur noyau : elles deviennent des supergéantes rouges. Leur coquille de gaz atteint des tailles énormes et s’étend sur des millions de kilomètres. Les processus chimiques se produisant avec la pénétration de la convection de la coque vers le noyau conduisent à la synthèse éléments lourds pic de fer qui, après l'explosion, se disperse dans l'espace. Ce sont les supergéantes rouges qui finissent généralement Le chemin de la vieétoiles et explosent comme une supernova. L'enveloppe gazeuse de l'étoile donne naissance à une nouvelle nébuleuse et le noyau dégénéré se transforme en naine blanche. Et - les plus gros objets parmi les étoiles rouges mourantes.

Supergéantes bleues

Contrairement aux géantes rouges, qui vivent longtemps, ce sont des étoiles jeunes et chaudes, leur masse dépassant celle du Soleil de 10 à 50 fois et leur rayon de 20 à 25 fois. Leur température est impressionnante - elle est de 20 à 50 000 degrés. La surface des supergéantes bleues diminue rapidement en raison de la compression, tandis que le rayonnement d'énergie interne augmente continuellement et augmente la température de l'étoile. Le résultat de ce processus est la transformation des supergéantes rouges en bleues. Les astronomes ont remarqué que les étoiles passent par différentes étapes dans leur développement, les étapes intermédiaires devenant jaunes ou blanches. L’étoile la plus brillante, Orion, est un excellent exemple de supergéante bleue. Sa masse impressionnante est 20 fois supérieure à celle du Soleil, sa luminosité est 130 000 fois supérieure.

Les supergéantes font partie des étoiles les plus massives. Les masses des supergéantes varient de 10 à 70 masses solaires, la luminosité - de 30 000 à des centaines de milliers de masses solaires. Les rayons peuvent varier considérablement - de 30 à 500, et parfois dépasser 1000 solaires, ils peuvent alors aussi être appelés hypergéants. De la loi de Stefan-Boltzmann, il résulte que les surfaces relativement froides des supergéantes rouges libèrent beaucoup moins d'énergie par unité de surface que les supergéantes bleues chaudes. Ainsi, à luminosité égale, une supergéante rouge sera toujours plus grande qu’une bleue.

Dans le diagramme de Hertzsprung-Russell, qui caractérise la relation entre la magnitude stellaire, la luminosité, la température et la classe spectrale, ces luminaires sont situés au sommet, indiquant une magnitude apparente élevée (de +5 à +12) des objets. Leur cycle de vie est plus court que celui des autres étoiles car elles atteignent leur état à la fin du processus évolutif, lorsque les réserves de combustible nucléaire s'épuisent. Dans les objets chauds, l'hélium et l'hydrogène s'épuisent et la combustion se poursuit au détriment de l'oxygène et du carbone et jusqu'au fer.

Les grandes étoiles quittent la séquence principale lorsque le carbone et l'oxygène commencent à brûler dans leur noyau : elles deviennent des supergéantes rouges. Leur coquille de gaz atteint des tailles énormes et s’étend sur des millions de kilomètres. Les processus chimiques se produisant avec la pénétration de la convection de la coque dans le noyau conduisent à la synthèse d'éléments lourds du pic de fer, qui, après une explosion, se dispersent dans l'espace. Ce sont les supergéantes rouges qui mettent généralement fin à la vie d’une étoile et explosent en supernova. L'enveloppe gazeuse de l'étoile donne naissance à une nouvelle nébuleuse et le noyau dégénéré se transforme en naine blanche. Antarès et Bételgeuse sont les plus gros objets parmi les étoiles rouges mourantes.

Figure 74. Le disque de l'étoile Bételgeuse. Image du télescope Hubble.

Contrairement aux géantes rouges, qui vivent longtemps, les géantes bleues sont des étoiles jeunes et chaudes, d’une masse 10 à 50 fois supérieure à celle du Soleil et d’un rayon 20 à 25 fois supérieur. Leur température est impressionnante - elle est de 20 à 50 000 degrés. La surface des supergéantes bleues diminue rapidement en raison de la compression, tandis que le rayonnement d'énergie interne augmente continuellement et augmente la température de l'étoile. L'étoile la plus brillante de la constellation d'Orion, Rigel, est un excellent exemple de supergéante bleue. Sa masse impressionnante est 20 fois supérieure à celle du Soleil, sa luminosité est 130 000 fois supérieure.

Figure 75. Constellation d'Orion.

Dans la constellation du Cygne, on observe l'étoile Deneb, un autre représentant de cette classe rare. C'est une supergéante brillante. Dans le ciel, cette étoile lointaine ne peut être comparée qu'à Rigel par sa luminosité. L'intensité de son rayonnement est comparable à 196 000 Soleils, le rayon de l'objet dépasse notre étoile de 200 fois et sa masse de 19. Deneb perd rapidement sa masse, un vent stellaire d'une force incroyable transporte sa matière à travers l'Univers. La star est déjà entrée dans une période d’instabilité. Pour l’instant, sa luminosité varie en petite amplitude, mais avec le temps elle deviendra pulsée. Après avoir épuisé les réserves d’éléments lourds qui maintiennent la stabilité du noyau, Deneb, comme les autres supergéantes bleues, deviendra une supernova et son noyau massif deviendra un trou noir.

Les hypergéantes sont légèrement plus grandes que les supergéantes, mais en même temps, elles prévalent en masse des dizaines de fois et leur luminosité atteint de 500 000 à 5 millions de luminosités solaires. Ces étoiles ont le plus courte vie, on l'estime parfois à des centaines de milliers d'années. Une dizaine d’objets aussi brillants et puissants ont été découverts dans notre Galaxie.

Figure 76. Déneb.

L’étoile la plus brillante à ce jour (et la plus massive) est considérée comme R136a1. Son ouverture a été annoncée en 2010. Il s'agit d'une étoile Wolf-Rayet avec une luminosité d'environ 8 700 000 solaires et une masse 265 fois supérieure à celle de notre étoile d'origine. Autrefois, sa masse était de 320 solaires. R136a1 fait en réalité partie d’un amas dense d’étoiles appelé R136, situé dans le Grand Nuage de Magellan. Selon Paul Crowther, l’un des découvreurs, « les planètes mettent plus de temps à se former qu’une étoile comme celle-ci met plus de temps à vivre et à mourir. Même s’il y avait des planètes là-bas, il n’y aurait pas d’astronomes sur elles, car le ciel nocturne était aussi brillant que le ciel diurne. »

Figure 77. Traitement informatique d'une photographie de l'étoile R136a1.

Les étoiles peuvent être très différentes : petites et grandes, brillantes et peu brillantes, vieilles et jeunes, chaudes et « froides », blanches, bleues, jaunes, rouges, etc.

Le diagramme de Hertzsprung-Russell permet de comprendre la classification des étoiles.

Il montre la relation entre la magnitude absolue, la luminosité, le type spectral et la température de surface de l'étoile. Les étoiles de ce diagramme ne sont pas situées au hasard, mais forment des zones clairement visibles.

La plupart des étoiles se trouvent sur ce qu'on appelle séquence principale . L'existence de la séquence principale est due au fait que l'étape de combustion de l'hydrogène représente environ 90 % du temps d'évolution de la plupart des étoiles : la combustion de l'hydrogène dans les régions centrales de l'étoile conduit à la formation d'un noyau d'hélium isotherme, le passage à la scène géante rouge et le départ de la star de la séquence principale. Relativement brève évolution Les géantes rouges conduisent, selon leur masse, à la formation de naines blanches, d'étoiles à neutrons ou de trous noirs.

Étant à différents stades de leur développement évolutif, les étoiles sont divisées en étoiles normales, étoiles naines et étoiles géantes.

Les étoiles normales sont des étoiles de la séquence principale. Ceux-ci incluent notre Soleil. Parfois, les étoiles normales comme le Soleil sont appelées naines jaunes.

Naine jaune

Une naine jaune est un type de petite étoile de la séquence principale avec une masse comprise entre 0,8 et 1,2 masse solaire et une température de surface de 5 000 à 6 000 K.

La durée de vie d'une naine jaune est en moyenne de 10 milliards d'années.

Une fois que la totalité de l'approvisionnement en hydrogène est brûlée, l'étoile grossit plusieurs fois et se transforme en géante rouge. Un exemple de ce type d’étoile est Aldébaran.

La géante rouge éjecte ses couches externes de gaz, formant ainsi des nébuleuses planétaires, et le noyau s'effondre en un petit nuage dense. nain blanc.

La géante rouge est grande étoile rougeâtre ou couleur orange. La formation de telles étoiles est possible à la fois au stade de la formation des étoiles et à des stades ultérieurs de leur existence.

À un stade précoce, l'étoile rayonne grâce à l'énergie gravitationnelle libérée lors de la compression, jusqu'à ce que la compression soit stoppée par la réaction thermonucléaire qui a commencé.

Dans les étapes ultérieures de l'évolution des étoiles, après la combustion de l'hydrogène dans leur noyau, les étoiles quittent la séquence principale et se déplacent vers la région des géantes rouges et des supergéantes du diagramme de Hertzsprung-Russell : cette étape dure environ 10 % de l'évolution des étoiles. période de la vie « active » des étoiles, c'est-à-dire les étapes de leur évolution, au cours desquelles se produisent des réactions de nucléosynthèse à l'intérieur de l'étoile.

L'étoile géante a une taille relativement basse température surface, environ 5000 degrés. Un rayon énorme, atteignant 800 solaires et, en raison de ses grandes dimensions, une luminosité énorme. Le rayonnement maximal se produit dans les régions rouge et infrarouge du spectre, c'est pourquoi on les appelle géantes rouges.

Les plus grandes géantes se transforment en supergéantes rouges. Une étoile appelée Bételgeuse de la constellation d'Orion est la plus exemple brillant supergéante rouge.

Les étoiles naines sont à l’opposé des géantes et pourraient être les prochaines.

Une naine blanche est ce qui reste d’une étoile ordinaire ayant une masse inférieure à 1,4 masse solaire après avoir traversé le stade de géante rouge.

En raison du manque d’hydrogène, les réactions thermonucléaires ne se produisent pas au cœur de ces étoiles.

Les naines blanches sont très denses. Ils n'ont pas la même taille plus que la Terre, mais leur masse peut être comparée à la masse du Soleil.

Ce sont des étoiles incroyablement chaudes, leurs températures atteignent 100 000 degrés ou plus. Ils brillent en utilisant leur énergie restante, mais avec le temps, celle-ci s'épuise et le noyau se refroidit, se transformant en naine noire.

Les naines rouges sont les objets de type stellaire les plus courants dans l'Univers. Les estimations de leur nombre varient de 70 à 90 % du nombre total d'étoiles de la galaxie. Elles sont très différentes des autres stars.

La masse des naines rouges ne dépasse pas un tiers de la masse solaire (la limite inférieure de masse est de 0,08 solaire, suivie des naines brunes), la température de surface atteint 3500 K. Les naines rouges ont une classe spectrale de M ou K tardif. de ce type émettent très peu de lumière, parfois 10 000 fois plus petite que le Soleil.

Compte tenu de leur faible rayonnement, aucune des naines rouges n’est visible depuis la Terre à l’œil nu. Même la naine rouge la plus proche du Soleil, Proxima Centauri (l'étoile la plus proche du système triple du Soleil), et la naine rouge la plus proche, l'étoile de Barnard, ont des magnitudes apparentes de 11,09 et 9,53, respectivement. Dans ce cas, une étoile d’une magnitude allant jusqu’à 7,72 peut être observée à l’œil nu.

En raison du faible taux de combustion de l'hydrogène, les naines rouges ont une durée de vie très longue, allant de dizaines de milliards à des dizaines de milliards d'années (une naine rouge d'une masse de 0,1 masse solaire brûlera pendant 10 mille milliards d'années).

Pas possible chez les naines rouges réactions thermonucléaires avec la participation de l'hélium, elles ne peuvent donc pas se transformer en géantes rouges. Au fil du temps, ils rétrécissent progressivement et chauffent de plus en plus jusqu’à épuiser la totalité de l’hydrogène combustible.

Petit à petit, selon idées théoriques, elles se transforment en naines bleues - une classe hypothétique d'étoiles, alors qu'aucune des naines rouges n'a encore réussi à se transformer en naine bleue, puis en naines blanches avec un noyau d'hélium.

Naine brune - objets substellaires (avec des masses allant d'environ 0,01 à 0,08 masse solaire, ou, respectivement, de 12,57 à 80,35 masses de Jupiter et un diamètre approximativement égal au diamètre de Jupiter), dans les profondeurs desquels, contrairement à séquence principale étoiles, il n'y a pas de réaction de fusion thermonucléaire avec conversion de l'hydrogène en hélium.

La température minimale des étoiles de la séquence principale est d'environ 4 000 K, celle des naines brunes est comprise entre 300 et 3 000 K. Les naines brunes se refroidissent constamment tout au long de leur vie, et plus la naine est grande, plus elle se refroidit lentement.

Naines subbrunes

Les naines subbrunes, ou sous-naines brunes, sont des formations froides qui tombent en dessous de la limite de masse des naines brunes. Leur masse est inférieure à environ un centième de la masse du Soleil ou, par conséquent, 12,57 de la masse de Jupiter, la limite inférieure n'est pas définie. Elles sont généralement considérées comme des planètes, bien que la communauté scientifique ne soit pas encore parvenue à une conclusion définitive sur ce qui est considéré comme une planète et ce qu'est une naine sous-brune.

Naine noire

Les naines noires sont des naines blanches qui se sont refroidies et, par conséquent, n'émettent pas dans le domaine visible. Représente la dernière étape de l'évolution des naines blanches. Les masses des naines noires, comme celles des naines blanches, sont limitées au-dessus de 1,4 masse solaire.

Une étoile binaire est constituée de deux étoiles liées gravitationnellement en orbite autour d’un centre de masse commun.

Il existe parfois des systèmes de trois étoiles ou plus, dans lesquels cas général le système est appelé étoile multiple.

Dans les cas où un tel système stellaire n'est pas trop éloigné de la Terre, les étoiles individuelles peuvent être distinguées grâce à un télescope. Si la distance est importante, sachez que les astronomes étoile double Cela n'est possible que par des signes indirects - des fluctuations de luminosité provoquées par des éclipses périodiques d'une étoile par une autre et quelques autres.

Nouvelle étoile

Étoiles dont la luminosité augmente soudainement 10 000 fois. La nova est un système binaire composé d'une naine blanche et d'une étoile compagne située sur la séquence principale. Dans de tels systèmes, le gaz de l'étoile s'écoule progressivement vers la naine blanche et y explose périodiquement, provoquant un éclat de luminosité.

Supernova

Une supernova est une étoile qui termine son évolution dans un processus explosif catastrophique. L'éruption dans ce cas peut être supérieure de plusieurs ordres de grandeur à celle du cas nova. Donc explosion puissante est une conséquence des processus qui se produisent dans une étoile au dernier stade de son évolution.

Étoile à neutrons

Les étoiles à neutrons (NS) sont des formations stellaires avec des masses de l'ordre de 1,5 solaire et des tailles sensiblement plus petites que les naines blanches ; le rayon typique d'une étoile à neutrons est vraisemblablement de l'ordre de 10 à 20 kilomètres.

Ils sont principalement constitués de particules subatomiques neutres - des neutrons, étroitement comprimés forces gravitationnelles. La densité de ces étoiles est extrêmement élevée, elle est comparable et, selon certaines estimations, elle peut être plusieurs fois supérieure à la densité moyenne. noyau atomique. Un centimètre cube Les substances néo-zélandaises pèseront des centaines de millions de tonnes. La gravité à la surface d’une étoile à neutrons est environ 100 milliards de fois supérieure à celle sur Terre.

Dans notre Galaxie, selon les scientifiques, il pourrait exister entre 100 millions et 1 milliard d’étoiles à neutrons, soit environ une étoile ordinaire sur mille.

Pulsars

Les pulsars sont des sources cosmiques de rayonnement électromagnétique arrivant sur Terre sous forme de sursauts périodiques (impulsions).

Selon le modèle astrophysique dominant, les pulsars tournent étoiles à neutrons Avec champ magnétique, qui est incliné par rapport à l'axe de rotation. Lorsque la Terre tombe dans le cône formé par ce rayonnement, il est possible de détecter une impulsion de rayonnement se répétant à des intervalles égaux à la période de révolution de l'étoile. Certaines étoiles à neutrons tournent jusqu'à 600 fois par seconde.

Céphéides

Les Céphéides sont une classe d'étoiles variables pulsantes avec une relation période-luminosité assez précise, du nom de l'étoile Delta Cephei. L'une des Céphéides les plus célèbres est Polaris.

Ce qui suit est une liste des principaux types (types) d'étoiles avec leur brève description, bien entendu, n’épuise pas toute la variété possible d’étoiles dans l’Univers.

Les résultats de la détermination des diamètres stellaires se sont révélés vraiment étonnants. Nous ne soupçonnions pas auparavant qu'il pouvait y avoir un tel étoiles géantes. La première étoile dont les véritables dimensions furent déterminées (en 1920) fut l'étoile brillante de la constellation d'Orion, qui porte le nom arabe de Bételgeuse. Son diamètre s'est avéré dépasser le diamètre de l'orbite de Mars ! Une autre étoile géante est Antares, l'étoile la plus brillante de la constellation du Scorpion : son diamètre est environ une fois et demie celui de l'orbite terrestre. Parmi les géantes stellaires actuellement découvertes, il faut également inclure la merveilleuse « Mira », une étoile de la constellation de Cetus, dont le diamètre est 330 fois supérieur à celui de notre Soleil. Généralement, les étoiles géantes ont des rayons de 10 à 100 rayons solaires et des luminosités de 10 à 1 000 luminosités solaires. Les étoiles dont la luminosité est supérieure à celle des géantes sont appelées supergéantes et hypergéantes.

Les étoiles géantes ont des caractéristiques intéressantes structure physique. Les calculs montrent que ces étoiles, malgré leur taille monstrueuse, contiennent disproportionnellement peu de matière. Ils ne sont que quelques fois plus lourds que notre Soleil ; et puisque le volume de Bételgeuse, par exemple, plus grand que le soleil 40 000 000 de fois, alors la densité de cette étoile devrait être négligeable. Et si la matière du Soleil s'approche en moyenne de la densité, alors la matière des étoiles géantes ressemble à cet égard à l'air raréfié. Les étoiles géantes, comme l’a dit un astronome, « ressemblent à un énorme ballon de faible densité, bien inférieure à la densité de l’air ».

Une étoile devient géante une fois que tout l’hydrogène disponible pour la réaction dans le noyau de l’étoile a été épuisé. Une étoile dont la masse initiale ne dépasse pas environ 0,4 masses solaires, ne deviendra pas une étoile géante. En effet, la matière à l’intérieur de ces étoiles est fortement mélangée par convection et l’hydrogène continue donc de participer à la réaction jusqu’à ce que toute la masse de l’étoile soit consommée, après quoi elle devient une naine blanche composée principalement d’hélium. Si une étoile est plus massive que cette limite inférieure, alors lorsqu'elle consommera tout l'hydrogène disponible dans le noyau pour la réaction, le noyau commencera à se contracter. L'hydrogène réagit maintenant avec l'hélium présent dans la coquille autour du noyau riche en hélium, et la partie de l'étoile à l'extérieur de la coquille se dilate et se refroidit. À ce stade de son évolution, la luminosité de l’étoile reste à peu près constante et sa température de surface diminue. L'étoile commence à devenir une géante rouge. À ce stade, déjà en règle générale une géante rouge, elle restera à peu près constante, tandis que sa luminosité et son rayon augmenteront considérablement et que le noyau continuera à se contracter, augmentant sa température.

Si la masse de l’étoile était inférieure à environ 0,5 masse solaire, on pense qu’elle n’atteindrait jamais les températures centrales requises pour la fusion de l’hélium. Par conséquent, elle restera une étoile géante rouge avec fusion d’hydrogène jusqu’à ce qu’elle commence à se transformer en naine blanche à hélium.

La naissance de n'importe quelle étoile se produit à peu près de la même manière - à la suite de la compression et du compactage sous l'influence de sa propre gravité d'un nuage, qui contient principalement du gaz et de la poussière interstellaires. Selon les scientifiques, c'est ce processus de compression qui contribue à la formation de nouvelles étoiles. Actuellement, grâce aux équipements modernes, les scientifiques peuvent observer ce processus. Dans un télescope, cela ressemble à certaines zones qui ressemblent à des points sombres sur un fond clair. On les appelle « complexes de nuages ​​moléculaires géants ». Ces zones tirent leur nom du fait qu'elles contiennent de l'hydrogène sous forme de molécules. Ces complexes ou systèmes, avec les amas d'étoiles globulaires, constituent les plus grandes structures de la Galaxie, avec un diamètre allant jusqu'à 1 300 années-lumière.

Simultanément au processus de compression de la nébuleuse, des nuages ​​​​ronds et sombres de gaz et de poussière se forment également, appelés « globules de Bock ». C'est l'astronome américain Bok qui a été le premier à décrire ces globules, c'est pourquoi on les appelle ainsi aujourd'hui. Initialement, la masse du globule est 200 fois celle du Soleil. Cependant, progressivement, les globules continuent à se condenser, gagnant en masse et attirant la matière des zones voisines en raison de leur gravité. Il convient de prêter attention au fait que partie intérieure les globules se condensent plusieurs fois plus rapidement que l'extérieur. À son tour, cela entraîne un échauffement et une rotation du globule. Ce processus se poursuit pendant plusieurs centaines de milliers d'années, après quoi une protoétoile se forme.

À mesure que la masse de l’étoile augmente, de plus en plus de matière est attirée. De l'énergie est également libérée du gaz comprimé à l'intérieur, ce qui entraîne la formation de chaleur. À cet égard, la pression et la température de l’étoile augmentent, ce qui conduit à sa lumière rouge foncé et brillante. La protoétoile se caractérise par sa taille plutôt grande. Malgré le fait que la chaleur soit répartie uniformément sur toute sa surface, elle reste considérée comme relativement froide. Au cœur, la température continue d’augmenter. De plus, il tourne et prend une forme un peu plate. Ce processus dure plusieurs millions d'années.

Les jeunes étoiles sont très difficiles à voir, surtout à l’œil nu. Ils ne peuvent être examinés qu'à l'aide d'un équipement spécial. Cela est dû au fait qu'en raison du nuage de poussière sombre qui entoure les étoiles, la lueur des jeunes étoiles est pratiquement invisible.

C'est ainsi que les étoiles naissent, évoluent et meurent. À chaque étape de leur développement, les étoiles ont leur propre masse, température et luminosité. À cet égard, toutes les étoiles sont généralement classées en :

Étoiles de la séquence principale ;

Étoiles naines ;

Des étoiles géantes.

Quelles étoiles sont géantes

Ainsi, les étoiles géantes parlent d'elles-mêmes et, par conséquent, ont un rayon nettement plus grand et une luminosité élevée, contrairement aux étoiles de la séquence principale qui ont la même température de surface. Le rayon des étoiles géantes est généralement compris entre 10 et 100 rayons solaires et leur luminosité est comprise entre 10 et 1 000 luminosités solaires. La température des étoiles géantes est relativement basse en raison de la masse de l'étoile, puisqu'elle est répartie sur toute la surface stellaire et atteint environ 5 000 degrés.

Cependant, il existe également des étoiles qui ont une luminosité plusieurs fois supérieure à celle des étoiles géantes. Ces étoiles sont généralement appelées supergéantes et hypergéantes.

L'étoile supergéante est considérée comme l'une des étoiles les plus massives. Les étoiles appartenant à ce type occupent la partie supérieure Diagrammes de Hertzsprung-Russell. Ces étoiles ont une masse comprise entre 10 et 70 masses solaires. Leur luminosité est de 30 000 luminosités solaires ou plus. Mais les rayons des étoiles supergéantes peuvent varier considérablement – ​​allant de 30 à 500 rayons solaires. Mais il existe aussi des étoiles qui ont un rayon supérieur à 1000 solaire. Cependant, ces supergéantes entrent déjà dans la catégorie des hypergéantes.

Du fait que ces étoiles ont des masses très énormes, leur espérance de vie est extrêmement courte et varie de 30 à plusieurs centaines de millions d'années. Les supergéantes peuvent généralement être observées dans les régions de formation d'étoiles actives - amas d'étoiles ouverts, bras galaxies spirales, ainsi que dans les galaxies irrégulières.

géant rouge

Une géante rouge est une étoile des classes spectrales tardives, avec une luminosité élevée et des enveloppes étendues. Les géantes rouges les plus célèbres sont Arcturus, Aldebaran, Gacrux, Mira.

Les géantes rouges appartiennent aux classes spectrales K et M. Elles ont également une température de surface émettrice relativement basse, qui est d'environ 3 000 à 5 000 degrés Kelvin. À son tour, cela indique que le flux d’énergie par unité de surface rayonnante est 2 à 10 fois inférieur à celui du Soleil. Le rayon des géantes rouges varie de 100 à 800 rayons solaires.

Les spectres des géantes rouges sont caractérisés par la présence de bandes d’absorption moléculaire, puisque dans leur photosphère relativement froide certaines molécules sont stables. Le rayonnement maximal se produit dans les régions rouge et infrarouge du spectre.

En plus des géantes rouges, il existe également des géantes blanches. Une géante blanche est une étoile de la séquence principale assez chaude et brillante. Parfois, une étoile géante blanche peut se combiner avec une naine rouge. Cette combinaison d'étoiles est appelée double ou multiple et, en règle générale, se compose d'étoiles de différents types.