Étoile bleue de la séquence principale

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Une étoile bleue de la séquence principale est une étoile de type spectral OV. Les étoiles de ce type ont une masse comprise entre 15 et 90 fois celle du Soleil et une température de surface comprise entre 30 000 et 52 000 kelvins. Elles sont 30 000 à 1 000 000 de fois plus lumineuses que le Soleil.

Propriétés[modifier | modifier le code]

Les étoiles bleues de la séquence principale sont rares : on estime en effet qu'il n'y en a pas plus de 20 000 dans l'ensemble de la Voie lactée[1], soit autour de 1 pour 10 000 000 d'étoiles. Toutes les étoiles de ce type sont jeunes, pas âgées de plus de quelques millions d'années. Dans notre Galaxie, elles ont toutes une haute métallicité, autour de deux fois supérieure à celle du Soleil[2]. Leurs masses sont somprises entre 15 et 90 M☉ mais leurs rayons sont plus modestes, autour de 10 R☉. Leur gravité de surface est à peu près 10 fois plus importante que celle de la Terre, mais elle est relativement faible comparée aux autres étoiles de la séquence principale[2].

Les températures de surface de ces étoiles sont comprises entre 30 000 et 50 000 K. Elles sont intensément lumineuses : leurs luminosités bolométriques sont comprises entre 30 000 et 1 000 000 L☉. Leurs magnitudes absolues visuelles sont comprises entre environ −4 (équivalent à 3 400 fois plus lumineux que le Soleil) et environ −5,8 (équivalent à 18 000 fois plus lumineux que le Soleil)[2],[3]. Leurs vents stellaires possèdent une vitesse terminale d'environ 2 000 km/s[4]. Les étoiles de type O les plus lumineuses ont des pertes de masse supérieures à un millionième de masse solaire par an, même si les étoiles les moins lumineuses en perdent bien moins.

Les étoiles bleues de la séquence principale du Grand Nuage de Magellan ont des métallicité plus faibles, ce qui fait que leurs intérieurs sont moins opaques que les étoiles typiques de la Voie lactée. Elles ont également des températures de surface distinctement plus élevées, ce qui s'explique essentiellement par le fait qu'elles ont un taux de perte de masse plus faible en raison de leur opacité plus faibles[5].

Étoiles standard[modifier | modifier le code]

Spectre d'une étoile de type O5V
Propriétés typiques des étoiles bleues de la séquence principale[6],[7]
Type
spectral 		Masse
(M☉) 		Rayon
(R☉) 		Luminosité
(L☉) 		Température
effective
(K) 		Indice de
couleur
(B − V)
O3V 59 13,43 660 693 44 900 −0,330
O4V 48 12,13 446 684 42 900 −0,326
O5V 43 11,45 346 737 41 400 −0,323
O6V 35 10,27 229 087 39 500 −0,321
O7V 28 9,42 151 356 37 100 −0,318
O8V 23,6 8,47 97 724 35 100 −0,315
O9V 20,2 7,72 66 069 33 300 −0,312

Les points d'ancrage standards qui définissent la grille de classification des étoiles de type O de la séquence principale dans le système MK, c'est-à-dire les standards qui n'ont pas changé depuis le début du 20e siècle, sont S Monocerotis (O7 V) et 10 Lacertae (O9 V)[8].

L'atlas « Yerkes » de la classification MKK de Morgan–Keenan–Kellerman de 1943 répertoriait des standards entre les types O5 et O9, mais ne séparait par classes de luminosité que les étoiles de type O9. Les deux standards MKK pour le type O9 V étaient Iota Orionis et 10 Lacertae[9]. Le système de Yerkes révisé qui était présenté dans l'article de Johnson & Morgan (1953) n'a pas changé de stantards pour les étoiles de types O5 à O8, mais en listait cinq pour le type O9 V (HD 46202, HD 52266, HD 57682, 14 Cephei et 10 Lacertae) ainsi que trois pour le type O9,5 V (HD 34078, Sigma Orionis et Zeta Ophiuchi)[10]. Une révision importante de la classification spectrale par Morgan & Keenan (1973) a répertorié des « standards MK révisés » pour les étoiles de types O4 à O7, mais de nouveau sans les diviser par classes de luminosité. Cette révision a aussi répertorié comme « dagger standards » 10 Lacertae pour le type O9 V et Sigma Orionis pour le type O9,5 V[11].

Les classes de luminosité pour les sous-types plus précoces que O5 n'ont pas été définies avec des étoiles standards avant les années 1970. L'atlas spectral de Morgan, Abt & Tapscott (1978) a défini plusieurs étoiles standards de type O de la séquence principale (classe de luminosité « V ») : HD 46223 (O4 V), HD 46150 (O5 V), HD 199579 (O6 V), S Monocerotis (O7 V), HD 46149 (O8 V) et HD 46202 (O9 V)[12]. Walborn & Fitzpartrick (1990) ont apporté le premier atlas numérique de spectres pour les étoiles OB, et ont donné un standard pour le type O3 V (HD 303308)[13]. La classe spectrale O2 a été définie dans Walborn et al. (2002), avec l'étoile BI 253 qui fait office de standard primaire pour le type O2 V (de type vrai « O2 V((f*)) »). Ils ont également redéfini HD 303308 en tant que standard pour le type O4 V, et ont donné de nouveaux standards pour le type O3 V (HD 64568 et LH 10-3058)[14].

Exemples[modifier | modifier le code]

Références[modifier | modifier le code]

  1. ↑ (en) « Scientists Begin To Tease Out A Hidden Star's Secrets », sur ScienceDaily, (consulté le )
  2. ↑ a b et c Tableaux 1 et 4, (en) Fabrice Martins, Daniel Schaerer et D. John Hiller, « A new calibration of stellar parameters of Galactic O stars », Astronomy & Astrophysics, vol. 436, no 3,‎ , p. 1049–1065 (DOI 10.1051/0004-6361:20042386, Bibcode 2005A&A...436.1049M, arXiv astro-ph/0503346)
  3. ↑ Tableau 5, (en) William D. Vacca, Catharine D. Garmany et J. Michael Shull, « The Lyman-Continuum Fluxes and Stellar Parameters of O and Early B-Type Stars », The Astrophysical Journal, vol. 460,‎ , p. 914–931 (DOI 10.1086/177020, Bibcode 1996ApJ...460..914V, hdl 2060/19970023476)
  4. ↑ (en) F. Martins, New atmosphere models for massive stars: Line-blanketing effects and wind properties of O stars, Toulouse, France, Université Paul Sabatier, (Bibcode 2004PhDT........21M)
  5. ↑ (en) Philip Massey et al., « The Physical Properties and Effective Temperature Scale of O-Type Stars as a Function of Metallicity. I. A Sample of 20 Stars in the Magellanic Clouds », The Astrophysical Journal, vol. 608, no 2,‎ , p. 1001–1027 (DOI 10.1086/420766, Bibcode 2004ApJ...608.1001M, arXiv astro-ph/0402633)
  6. ↑ (en) Mark J. Pecaut et Eric E. Mamajek, « Intrinsic colors, temperatures, and bolometric corrections of pre-main-sequence stars », The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 208, no 1,‎ , p. 9 (ISSN 0067-0049, DOI 10.1088/0067-0049/208/1/9, Bibcode 2013ApJS..208....9P, arXiv 1307.2657)
  7. ↑ (en) Eric Mamajek, « A Modern Mean Dwarf Stellar Color and Effective Temperature Sequence », Université de Rochester, Department of Physics and Astronomy, (consulté le )
  8. ↑ (en) R. F. Garrison, « A Hierarchy of Standards for the MK Process », The MK Process at 50 Years. A Powerful Tool for Astrophysical Insight Astronomical Society of the Pacific Conference Series, vol. 60,‎ , p. 3 (Bibcode 1994ASPC...60....3G)
  9. ↑ (en) William Wilson Morgan, Philip Childs Keenan et Edith Kellman, An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification, Chicago, États-Unis, Univsersité de Chicago, (Bibcode 1943assw.book.....M)
  10. ↑ (en) H. L. Johnson et W. W. Morgan, « Fundamental stellar photometry for standards of spectral type on the revised system of the Yerkes spectral atlas », The Astrophysical Journal, vol. 117,‎ , p. 313 (DOI 10.1086/145697, Bibcode 1953ApJ...117..313J)
  11. ↑ (en) W. W. Morgan et P. C. Keenan, « Spectral Classification », Annual Review of Astronomy & Astrophysics, vol. 11,‎ , p. 29–50 (DOI 10.1146/annurev.aa.11.090173.000333, Bibcode 1973ARA&A..11...29M)
  12. ↑ (en) W. W. Morgan, Helmut A. Abt et J. W. Tapscott, Revised MK Spectral Atlas for stars earlier than the sun, Williams Bay et Tucson, États-Unis, Yerkes Observatory et Kitt Peak National Observatory, (Bibcode 1978rmsa.book.....M)
  13. ↑ (en) Nolan R. Walborn et Edward L. Fitzpatrick, « Contemporary optical spectral classification of the OB stars - A digital atlas », Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 102,‎ , p. 379 (DOI 10.1086/132646, Bibcode 1990PASP..102..379W)
  14. ↑ (en) Nolan R. Walborn et al., « A New Spectral Classification System for the Earliest O Stars: Definition of Type O2 », The Astronomical Journal, vol. 123, no 5,‎ , p. 2754 (DOI 10.1086/339831, Bibcode 2002AJ....123.2754W, lire en ligne)

Voir aussi[modifier | modifier le code]

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