Étoile blanche de la séquence principale

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Ne pas confondre avec Naine blanche

Véga, un exemple d'étoile blanche de la séquence principale.

En astronomie, une étoile blanche de la séquence principale est une étoile de type spectral A et de classe de luminosité V.

Ce type d'étoiles ne doit pas être confondu avec les naines blanches, qui sont des résidus d'étoiles de faible masse.

Caractéristiques

Les étoiles blanches de la séquence principale, comme leur nom l'indique, sont des étoiles de la séquence principale (classe de luminosité V dans la classification MKK), dont l'énergie provient de la fusion de leur hydrogène en hélium.

De type A dans la classification de Harvard, leur spectre possède des raies d'absorption de l'hydrogène très intenses, ainsi que des raies de métaux ionisés[1],[2]. Leur température de surface varie entre 7 600 et 10 000 K et leur masse entre 1,5 et 2,1 masses solaires[3].

Altaïr (A7 V)[4], Sirius A (A1 V)[5], et Véga (A0 V)[6] sont des exemples d'étoiles blanches de la séquence principale brillantes et proches. Les étoiles de type A ne possèdent pas de zone convective et par conséquent, on ne s'attend pas à ce qu'elles hébergent un champ magnétique. De ce fait, parce qu'elles ne possèdent pas de forts vents stellaires, il leur manque un mécanisme pour émettre des rayons X[7].

Étoiles standards

Caractéristiques typiques[8]
Type
spectral 		Masse
(M☉) 		Rayon
(R☉) 		Mv Teff
(K)
A0V 2,40 1,87 0,7 9 727
A2V 2,19 1,78 1,3 8 820
A5V 1,86 1,69 2,0 7 880
A6V 1,8 1,66 2,1 7 672
A7V 1,74 1,63 2,3 7 483
A8V 1,66 1,6 2,4 7 305
A9V 1,62 1,55 2,5 7 112
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Planètes

Les étoiles blanches de la séquence principale sont jeunes (typiquement quelques centaines de millions d'années) et émettent parfois une quantité de rayonnement dans l'infrarouge (IR) au-delà de ce qu'on s'attendrait à avoir en provenance de l'étoile seule. Cet excès dans l'infrarouge est attribuable à l'émission en IR de la poussière en provenance d'un disque de débris, où les planètes se forment[9]. Les études indiquent que les exoplanètes massives sont courantes autour des étoiles de type A, bien que ces planètes soient difficiles à détecter en utilisant la méthode des vitesses radiales. En effet, les étoiles de type A tournent souvent rapidement sur elles-mêmes, ce qui rend les petits décalages dus à l'effet Doppler induit par les planètes qui les orbitent difficiles à mesurer, puisque les raies spectrales sont souvent très larges. Cependant, ces étoiles relativement massives finissent par évoluer en géantes rouges, qui tournent sur elles-mêmes bien plus lentement, et sur lesquelles on peut par conséquent utiliser la méthode des vitesses radiales. Début 2011, environ 30 planètes de type Jupiter ont été détectées autour d'étoiles géantes évoluées de type K, incluant Pollux, Gamma Cephei et Iota Draconis. Des études utilisant la méthode des vitesses radiales et portant sur une grande variété d'étoiles indiquent que parmi les étoiles deux fois plus massives que le Soleil, environ une sur six serait orbitée par au moins une planète de la taille de Jupiter, contre une étoile sur seize pour les étoiles de type solaire[10].

Parmi les étoiles blanches de la séquence principale connues pour abriter des systèmes planétaires, on peut citer Fomalhaut, HD 15082, Beta Pictoris et HD 95086.

Exemples d'étoiles blanches de la séquence principale

Notes et références

  1. ↑ « Classification spectrale », sur media4.obspm.fr, Observatoire de Paris (consulté le )
  2. ↑ (en) B.W Caroll et D.A Ostlie, An Introduction to Modern Astrophysics, , « 8 »
  3. ↑ (en) G. M. H. J. Habets et J. R. W. Heintze, « Empirical bolometric corrections for the main-sequence », Astronomy and Astrophysics Supplement, vol. 46,‎ , p. 193–237, Tables VII et VIII (Bibcode 1981A&AS...46..193H)
  4. ↑ (en) Altaïr sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  5. ↑ (en) Sirius sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  6. ↑ (en) Véga sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  7. ↑ (en) « X-ray emission from A-type stars », Astronomy & Astrophysics, vol. 475, no 2,‎ , p. 677–684 (DOI 10.1051/0004-6361:20077429, Bibcode 2007A&A...475..677S)
  8. ↑ (en) S. J. Adelman, « The physical properties of normal A stars », Proceedings of the International Astronomical Union, vol. 2004,‎ (DOI 10.1017/S1743921304004314)
  9. ↑ (en) Inseok Song et al., « M-Type Vega-like Stars », The Astronomical Journal, vol. 124, no 1,‎ , p. 514–518 (DOI 10.1086/341164, Bibcode 2002AJ....124..514S, arXiv astro-ph/0204255)
  10. ↑ (en) J. A. Johnson, « The Stars that Host Planets », Sky & Telescope, no avril 2011,‎ , p. 22–27

Articles connexes

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