Les differentes Naines

Naine blanche :

 

Une naine blanche est un objet céleste de forte densité, issu de l'évolution d'une étoile de masse modérée (de 8 à 10 masses solairesau maximum1) après la phase où se produisent des réactions thermonucléaires. Cet objet a alors une taille très petite comparativement à une étoile, et conserve longtemps une température de surface élevée, d'où son nom de « naine blanche ».

Une naine blanche possède typiquement une masse inférieure quoique comparable à celle du Soleil pour un volume similaire à celui de laTerre. Sa densité est ainsi de l’ordre d’une tonne par centimètre cube, plusieurs dizaines de milliers de fois plus élevée que celle des matériaux observés sur Terre. Sa température de surface, qui peut dépasser au départ 100 000 kelvins, provient de la chaleur emmagasinée par son étoile parente, chaleur dont le transfert thermique est très lent du fait de la faible surface de l'astre2. C'est aussi du fait de cette faible surface que, malgré sa température élevée, la luminosité d'une naine blanche reste limitée à une valeur de l’ordre d’un millième de luminosité solaire, et décroît au cours du temps.

220px sirius a and b hubble photoSirius B est une naine blanche 

Naine blanche à pulsions :

Une naine blanche à pulsations est une étoile naine blanche à la luminosité variable du fait de pulsations d'ondes de gravité non-radiales dans sa partie interne. 

 

 

Naine brune :

Une naine brune est, d'après la définition provisoire adoptée, en 2003, par l'Union astronomique internationale, un objet substellaire dont la vraie masse est inférieure à la masse minimale nécessaire à la fusion thermonucléaire de l'hydrogènemais supérieure à celle nécessaire à la fusion thermonucléaire du deutérium1, correspondant à une masse située entre 13MJ et 75 MJ2. En d'autres termes, il s'agit d'un objet insuffisamment massif pour être considéré comme une étoile mais plus massif qu'une planète géante. Il y a un accord sur la limite supérieure en deçà de laquelle une naine brune ne peut entretenir la réaction de fusion nucléaire de l'hydrogène : moins de 0,07 masse solaire pour une composition chimique solaire. La limite inférieure quant à elle ne fait pas unanimité ; un critère couramment retenu est la capacité à fusionner le deutérium, soit environ 13 masses MJ.

La classification spectrale des naines brunes a motivé une extension de celle des étoiles : elles ont pour type spectral MLTvoire Y pour les plus froides.

L'énergie lumineuse d'une naine brune est quasi-exclusivement tirée de l'énergie potentielle gravitationnelle, transformée enénergie interne par contraction, contrairement à une étoile de la séquence principale qui tire son énergie des réactions nucléaires. La contraction s'achève lorsque se produit la dégénérescence de la matière, la naine brune a alors un diamètre de l'ordre de celui de la planète Jupiter. En l'absence d'autre source d'énergie, une naine brune se refroidit au cours de son existence, et parcourt les types spectraux M, L et T ; ceci diffère d'une étoile de la séquence principale dont la température effective et le type spectral restent sensiblement constants.300px brown dwarf gliese 229bGliese 229B (au milieu des deux vues), à gauche 

 

Naine noire :

Une naine noire est l'évolution hypothétique d'une étoile naine blanche, qui s’est suffisamment refroidie pour ne plus émettre de lumièrevisible. Pour l'instant, aucune étoile de ce type n’a pu être repérée puisque l'Univers serait trop jeune pour qu'une naine blanche ait eu le temps de se refroidir et se transformer en naine noire.

Même à l’époque où les naines noires existeront, il sera extrêmement difficile de les détecter, car elles émettront un rayonnement thermique à une température à peine au-dessus de celui du rayonnement fossile micro-onde. L'une des seules manière de les détecter sera par leur influence gravitationnelle.

220px white dwarfUne naine noire serait une naine blanche refroidie.

 

Naine rouge :

En astronomie, une étoile rouge de la séquence principale, appelée communément naine rouge, est une étoile de type spectral M V(lire « M cinq »), c'est-à-dire une étoile appartenant à la séquence principale (classe de luminosité V) de type spectral M (étoile rouge). Les étoiles K dites tardives (naines oranges les plus froides) sont parfois incluses parmi les naines rouges.

Ces étoiles sont peu massives et de température peu élevée. Ayant une masse comprise entre 0,075 et 0,4 masses solaires et une température inférieure à 4 000 K en surface, ce sont des étoiles peu lumineuses, les plus grosses d'entre elles émettant de l'ordre de 10 % de la luminosité solaire. En dessous de 0,075 M, on a affaire à un objet substellairenaine brune ou géante gazeuse. La limite entre étoile naine rouge et naine brune de type spectral M est généralement au niveau du type M 6.5.

Les naines rouges seraient de loin les étoiles les plus nombreuses de l'Univers1. Les modèles stellaires actuels les décrivent comme entièrement convectives, c'est-à-dire que l'hydrogène est constamment brassé par convection dans l'ensemble de l'étoile de sorte que l'hélium issu de la réaction proton-proton au cœur de l'astre ne peut s'y accumuler. Les naines rouges pourraient ainsi briller de façon relativement constante pendant des centaines de milliards d'années, c'est-à-dire plusieurs dizaines de fois l'âge de l'Univers, ce qui signifie que toutes les naines rouges actuelles n'en seraient qu'au début de leur existence.

220px reddwarfnasaReprésentation d'une naine rouge.

 

Naine jaune :

Une étoile jaune de la séquence principale, appelée communément naine jaune, est une étoile de type G V (lire « G cinq »), c'est-à-dire une étoile appartenant à la séquence principale (classe de luminosité V) de type spectral G (étoile jaune). Sa masse est comprise entre 0,8 et 1,2 masse solaire

Les naines jaunes transforment dans leur cœur de l'hydrogène en hélium, par un processus de fusion nucléaire. Le mot « naine » utilisé pour désigner ces étoiles fait référence à leur classe de luminosité V.

Leur température de surface est comprise entre 5 000 et 6 000 °C environ1, et leur couleur jaune vif, presque blanc. La durée de vie d'une telle étoile est d'environ 10 milliards d'années. À la fin de leur vie, ces étoiles se mettent à grossir démesurément, pour devenir des géantes rouges (comme c'est le cas de Alpha Tauri par exemple).

Lorsque ceci arrivera au Soleil, il s'étendra jusqu'à engloutir entièrement MercureVénus et la Terre. Plus tard il s'effondrera à nouveau sur lui-même, laissant derrière lui une bonne partie des gaz le composant, pour former une naine blanche entourée d'une nébuleuse planétaire.

Sun920607Le Soleil, un exemple de naine jaune.

 

Naine orange :

En astronomie, une étoile orange de la séquence principale, appelée communément naine orange, est une étoile de type K V (lire « K cinq »), c'est-à-dire une étoile appartenant à la séquence principale (classe de luminosité V) de type spectral K (étoile orange). Elles se situent entre les naines jaunes (analogues au Soleil) et les naines rouges.

Elles ont des masses de l'ordre de 0,5 à 0,8 fois celle du Soleil et des températures de surface comprises entre 3900 et 5 200 K

200px gliese 105La naine orange Gliese 105 A à gauche et la naine rouge Gliese 105 C à droite.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

sources et images wikipedia

Date de dernière mise à jour : 14/07/2015

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