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

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

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

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

Diagramme de Hertzsprung-Russell

Séquence principale
("naines")

Sous-géantes

Géantes

Étoiles géantes lumineuses

Supergéantes

Hypergéantes

Magnitude
absolue
(M_V)

Notes et références

↑ (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, n^o 1,‎ 1^er septembre 2013, 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)
↑ (en) Eric Mamajek, « A Modern Mean Dwarf Stellar Color and Effective Temperature Sequence », Université de Rochester, Department of Physics and Astronomy, 2 mars 2021 (consulté le 5 juillet 2021)
↑ « Classification spectrale », sur media4.obspm.fr, Observatoire de Paris (consulté le 19 septembre 2019)
↑ (en) B.W Caroll et D.A Ostlie, An Introduction to Modern Astrophysics, 1996, « 8 »
↑ (en) G. M. H. J. Habets et J. R. W. Heintze, « Empirical bolometric corrections for the main-sequence », Astronomy and Astrophysics Supplement, vol. 46,‎ novembre 1981, p. 193–237, Tables VII et VIII (Bibcode 1981A&AS...46..193H)
↑ (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, n^o 4,‎ octobre 2003, p. 2048-2059 (DOI 10.1086/378365, Bibcode 2003AJ....126.2048G, arXiv astro-ph/0308182)
↑ (en) C. Schröder et J. H. M. M. Schmitt, « X-ray emission from A-type stars », Astronomy & Astrophysics, vol. 475, n^o 2,‎ novembre 2007, p. 677–684 (DOI 10.1051/0004-6361:20077429, Bibcode 2007A&A...475..677S)
↑ (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,‎ mai 1953, p. 313 (Bibcode 1953ApJ...117..313J)
↑ MK ANCHOR POINTS, Robert F. Garrison
↑ ^{a et b} (en) W. W. Morgan et P. C. Keenan, « Spectral Classification », Annual Review of Astronomy & Astrophysics, vol. 11,‎ 1973, p. 29 (DOI 10.1146/annurev.aa.11.090173.000333, Bibcode 1973ARA&A..11...29M)
↑ (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, 1978
↑ (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,‎ décembre 1987, p. 581 (ISSN 0067-0049 et 1538-4365, DOI 10.1086/191237, Bibcode 1987ApJS...65..581G)
↑ (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,‎ juillet 1989, p. 623 (ISSN 0067-0049 et 1538-4365, DOI 10.1086/191349, Bibcode 1989ApJS...70..623G)
↑ (en) Inseok Song et al., « M-Type Vega-like Stars », The Astronomical Journal, vol. 124, n^o 1,‎ 2002, p. 514–518 (DOI 10.1086/341164, Bibcode 2002AJ....124..514S, arXiv astro-ph/0204255)
↑ (en) J. A. Johnson, « The Stars that Host Planets », Sky & Telescope, n^o avril 2011,‎ 2011, p. 22–27

Articles connexes

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Étoile blanche de la séquence principale, sur Wikimedia Commons

[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, n^o 1,‎ 1^er septembre 2013, 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, 2 mars 2021 (consulté le 5 juillet 2021)

[3] « Classification spectrale », sur media4.obspm.fr, Observatoire de Paris (consulté le 19 septembre 2019)

[4] (en) B.W Caroll et D.A Ostlie, An Introduction to Modern Astrophysics, 1996, « 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,‎ novembre 1981, p. 193–237, Tables VII et VIII (Bibcode 1981A&AS...46..193H)

[Gray2003-6] (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, n^o 4,‎ octobre 2003, p. 2048-2059 (DOI 10.1086/378365, Bibcode 2003AJ....126.2048G, arXiv astro-ph/0308182)

[Schroeder2007-7] (en) C. Schröder et J. H. M. M. Schmitt, « X-ray emission from A-type stars », Astronomy & Astrophysics, vol. 475, n^o 2,‎ novembre 2007, 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,‎ mai 1953, p. 313 (Bibcode 1953ApJ...117..313J)

[Garrison-9] MK ANCHOR POINTS, Robert F. Garrison

[MK73-10] {a et b} (en) W. W. Morgan et P. C. Keenan, « Spectral Classification », Annual Review of Astronomy & Astrophysics, vol. 11,‎ 1973, p. 29 (DOI 10.1146/annurev.aa.11.090173.000333, Bibcode 1973ARA&A..11...29M)

[MK78-11] (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, 1978

[GrayGarrison87-12] (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,‎ décembre 1987, p. 581 (ISSN 0067-0049 et 1538-4365, DOI 10.1086/191237, Bibcode 1987ApJS...65..581G)

[GrayGarrison89-13] (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,‎ juillet 1989, p. 623 (ISSN 0067-0049 et 1538-4365, DOI 10.1086/191349, Bibcode 1989ApJS...70..623G)

[apj124_1_514-14] (en) Inseok Song et al., « M-Type Vega-like Stars », The Astronomical Journal, vol. 124, n^o 1,‎ 2002, p. 514–518 (DOI 10.1086/341164, Bibcode 2002AJ....124..514S, arXiv astro-ph/0204255)

[JAJohnson-15] (en) J. A. Johnson, « The Stars that Host Planets », Sky & Telescope, n^o avril 2011,‎ 2011, p. 22–27

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v · m Étoiles
Classes de luminosité et types spectraux	Classes de types spectraux : Type précoce Type intermédiaire Type tardif Hypergéante (0) : Variable lumineuse bleue bleue (O0-A0) jaune (fin A0 - début K0) rouge (K0-M0) Supergéante (I) : bleue (OI-BI) blanche (AI) jaune (FI-GI) rouge (KI-MI) Géante lumineuse (II) Géante (III) : bleue (OIII-BIII-certaines AIII) rouge (KIII-MIII) Sous-géante (IV) Naine (séquence principale = V) : bleue (OV) bleu-blanc (BV) blanche (AV) jaune-blanc (FV) jaune (GV) orange (KV) rouge (MV) Sous-naine (VI) : Type O (OVI) Type B (BVI) Naine (stade évolué) : bleue blanche rouge noire Classes particulières : Étoile de type solaire Naine brune (objet substellaire)
Types	Étoile double Étoile en fuite Étoile intergalactique Traînarde bleue Étoile Be Étoile à enveloppe Étoile B[e] Étoile binaire Étoile variable Étoile multiple Étoiles hypothétiques
Binaires	À contact À éclipses À enveloppe commune Astrométrique Détachée Semi-détachée Spectroscopique TTL Visuelle X X à faible masse X à forte masse gamma Sursauteur X Étoile symbiotique Pulsar binaire Microquasar
Variables	Désignation des étoiles variables Céphéide Cataclysmique Polaire Éruptive (type UV Ceti) Herbig Ae/Be Lumineuse bleue Semi-régulière Type Alpha² Canum Venaticorum Type Beta Lyrae Type BY Draconis Type Delta Scuti Type FU Orionis Type Mira Type RR Lyrae Type T Tauri Type W Virginis Wolf-Rayet Sursauteur gamma mou Blanche à pulsations À battements de cœur
Multiples	Système stellaire Amas stellaire Superamas stellaire Association stellaire Association OB Amas ouvert Amas globulaire Blue blobs
Compositions	Métallicité Am Ap et Bp roAp Baryum Carbone CH CN Hélium Hélium extrême He-weak Lambda Bootis Mercure et manganèse PG 1159 Plomb Type S Technétium
Objets compacts	Proto-étoile à neutrons Étoile à neutrons Magnétar Pulsar Désignation Double Milliseconde X X anormal Trou noir Microquasar Quasar
Hypothétiques	Coatlicue Étoile congelée Étoile de fer Étoile noire (gravité semi-classique) Étoile noire (matière noire) Étoile à préons Étoile à quarks Gravastar Naine bleue Étoile Q Objet de Thorne-Żytkow Quasi-étoile
Classifications	Désignations stellaires Bayer Flamsteed Chronologie Diagramme de Hertzsprung-Russell Type spectral Classe de luminosité Séquence principale Branche des géantes rouges Bande d'instabilité Blue loop Red clump Branche asymptotique des géantes Étoile post-AGB Population stellaire I II III
Catalogues	Barnard Henry Draper Gliese Hipparcos Messier NGC Washington (étoiles doubles) Aitken (étoiles doubles)
Listes	Brillantes Brillantes en apparence Brillantes et proches Extrêmes Géantes Hypothétiques Plus massives Moins massives Noms traditionnels Noms officiellement reconnus par l'UAI Proches
Formation (pré-séquence principale)	Nuage moléculaire Géant Disque d'accrétion Instabilité gravitationnelle Nébuleuse obscure Région HI Région HII Globule de Bok Protoétoile Globule obscur Fonction de masse initiale Objet Herbig-Haro Pré-séquence principale Trajet de Hayashi
Nébuleuses (post-séquence principale)	Rémanent de supernova Nébuleuse de vent de pulsar Protonébuleuse planétaire Nébuleuse planétaire
Physique stellaire	Astérosismologie Bulle de Wolf-Rayet Champ magnétique stellaire Cinématique stellaire Compacité Effondrement gravitationnel Évolution stellaire Freinage magnétique Instabilité de Rayleigh-Taylor Jet Limite d'Eddington Limite d'Oppenheimer-Volkoff Lobe de Roche Masse de Chandrasekhar Mécanisme de Kelvin-Helmholtz Nucléosynthèse stellaire Micronova Nova Naine Rouge lumineuse Kilonova Supernova À effondrement de cœur Par production de paires Thermonucléaire Hypernova Unnova Rayon de Schwarzschild Réaction alpha Rotation stellaire Sursaut gamma Transfert de rayonnement Excès de couleur Flash de l'hélium Tremblement d'étoile Zone de convection
Soleil	Activité Apex Boucle coronale Chromosphère Constante Couronne Cycle Éclipse Éjection de masse coronale Éruption 1859 1989 2012 Filament Héliopause Héliosismologie Onde de Moreton Photosphère Protubérance Rayonnement Région de transition Spicule Sursaut Vent