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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

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Propriétés typiques des étoiles blanches de la séquence principale[1],[2]
Type
spectral 		Masse
(M☉) 		Rayon
(R☉) 		Luminosité
(L☉) 		Température
effective
(K) 		Indice de
couleur
(B − V)
A0V 2,18 2,193 38,02 9 700 0,00
A1V 2,05 2,136 30,90 9 300 0,04
A2V 1,98 2,117 23,99 8 800 0,07
A3V 1,86 1,861 16,98 8 600 0,10
A4V 1,93 1,794 13,49 8 250 0,14
A5V 1,88 1,785 12,30 8 100 0,16
A6V 1,83 1,775 11,22 7 910 0,19
A7V 1,81 1,750 10,00 7 760 0,21
A8V 1,77 1,747 9,12 7 590 0,25
A9V 1,75 1,747 8,32 7 400 0,27

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[3],[4]. Leur température de surface varie entre 7 600 et 10 000 K et leur masse entre 1,5 et 2,1 masses solaires[5].

Altaïr (A7 Vn), Sirius A (A0mA1 Va), et Véga (A0 Va) sont des exemples d'étoiles blanches de la séquence principale brillantes et proches[6]. 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. Elles ne produisent pas non plus de forts vents stellaires comme peuvent en émettre les étoiles plus chaudes, et de ce fait il leur manque un mécanisme pour émettre des rayons X[7].

Étoiles standards

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La classification spectrale de Morgan-Keenan.

Les auteurs de la classification de Yerkes révisée (Johnson et Morgan 1953)[8] ont recensé dans leur atlas une grille dense d'étoiles standard pour les naines de type A ; cependant, elles n'ont pas toutes survécu jusqu'à ce jour comme standards. Les « points d'ancrage » de cette classification spectrale MK parmi les étoiles blanches de la séquence principale, c'est-à-dire les étoiles standard qui sont restées inchangées depuis au moins les années 1940, sont Véga (A0 V), Gamma Ursae Majoris (A0 V), et Fomalhaut (A3 V)[9],[10].

La révision critique de la classification MK par Morgan et Keenan (1973)[10] n'a pas fourni de standard supplémentaire entre les types A3 V et F2 V. HD 23886 a été proposée comme un standard pour le type A5 V en 1978[11]. Richard Gray et Robert Garrison ont apporté les contributions les plus récentes à la séquence spectrale des étoiles blanches de la séquence principale par le biais d'un duo d'articles parus en 1987[12] et 1989[13]. Ils répertorient une variété de standards spectraux pour les naines de type A, différenciées selon leur rotation lente ou rapide, comme HD 45320 (A1 V), HD 88955 (A2 V), 2 Hydrae (A7 V), 21 Leonis Minoris (A7 V), et 44 Ceti (A9 V). Outre les standards du système MK donnés dans les articles précédemment cités, on voit aussi occasionnellement Delta Leonis (A4 V) répertoriée en tant que standard[réf. souhaitée]. Il n'y a pas d'étoiles standard publiées pour les types A6 V et A8 V.

Systèmes planétaires

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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[14].

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 fait que leurs raies spectrales sont souvent très larges. Cela rend les petits décalages dus à l'effet Doppler induit par les planètes qui les orbitent difficiles à mesurer. 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[15]. 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

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Notes et références

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  1. ↑ (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, S2CID 119308564, lire en ligne)
  2. ↑ (en) Eric Mamajek, « A Modern Mean Dwarf Stellar Color and Effective Temperature Sequence », Université de Rochester, Department of Physics and Astronomy, (consulté le )
  3. ↑ « Classification spectrale », sur media4.obspm.fr, Observatoire de Paris (consulté le )
  4. ↑ (en) B.W Caroll et D.A Ostlie, An Introduction to Modern Astrophysics, , « 8 »
  5. ↑ (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)
  6. ↑ (en) R. O. Gray et al., « Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 Parsecs: The Northern Sample. I. », The Astronomical Journal, vol. 126, no 4,‎ , p. 2048-2059 (DOI 10.1086/378365, Bibcode 2003AJ....126.2048G, arXiv astro-ph/0308182)
  7. ↑ (en) C. Schröder et J. H. M. M. Schmitt, « 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) 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 (Bibcode 1953ApJ...117..313J)
  9. ↑ MK ANCHOR POINTS, Robert F. Garrison
  10. ↑ a et b (en) W. W. Morgan et P. C. Keenan, « Spectral Classification », Annual Review of Astronomy & Astrophysics, vol. 11,‎ , p. 29 (DOI 10.1146/annurev.aa.11.090173.000333, Bibcode 1973ARA&A..11...29M)
  11. ↑ (en) W. W. Morgan, H. A. Abt et J. W. Tapscott, Revised MK Spectral Atlas for stars earlier than the Sun, Williams Bay: Yerkes Observatory, and Tucson: Kitt Peak National Observatory,
  12. ↑ (en) R. O. Gray et R. F. Garrison, « The early A type stars - Refined MK classification, confrontation with Stroemgren photometry, and the effects of rotation », The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 65,‎ , p. 581 (ISSN 0067-0049 et 1538-4365, DOI 10.1086/191237, Bibcode 1987ApJS...65..581G)
  13. ↑ (en) R. O. Gray et R. F. Garrison, « The late A-type stars - Refined MK classification, confrontation with Stromgren photometry, and the effects of rotation », The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 70,‎ , p. 623 (ISSN 0067-0049 et 1538-4365, DOI 10.1086/191349, Bibcode 1989ApJS...70..623G)
  14. ↑ (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)
  15. ↑ (en) J. A. Johnson, « The Stars that Host Planets », Sky & Telescope, no avril 2011,‎ , p. 22–27

Articles connexes

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