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En pratique :Quelles sources sont attendues ?Comment ajouter mes sources ?Classes de luminosité dans lediagramme de Hertzsprung-Russell. Les supergéantes correspondent aux classes Ia et Ib. |
Une(étoile) supergéante est un type d'étoile très massive, d'environ 10 à 70masses solaires.
Dans lediagramme de Hertzsprung-Russell, les supergéantes occupent le haut du diagramme. Dans laclassification MKK, les supergéantes peuvent être de classeIa (supergéantes très lumineuses) ouIb (supergéantes moins lumineuses). Typiquement, lamagnitude bolométriqueabsolue d'une supergéante est comprise entre -5 et -12.
La masse des supergéantes varie entre 10 et 70masses solaires et leur luminosité de 30 000 à plusieurs centaines de milliers de fois laluminosité solaire. Elles varient fortement en taille, entre 30 et 500, voire plus de 1 000rayons solaires. Laloi de Stefan-Boltzmann implique que la surface plus froide dessupergéantes rouges rayonne moins d'énergie par unité de surface que lessupergéantes bleues ; pour une luminosité donnée, les supergéantes rouges sont donc plus grandes que les supergéantes bleues.
Les supergéantes existent dans tous lestypes spectraux, depuis les jeunes supergéantes bleues de classe O aux supergéantes rouges de classe M, fortement évoluées.
La modélisation des supergéantes est un domaine de recherche toujours d'actualité ; elle est compliquée par divers facteurs comme la prise en compte de la perte de masse par l'étoile au cours du temps. Plutôt que de modéliser des étoiles individuelles, la tendance actuelle est à la modélisation d'amas d'étoiles et à la comparaison des modèles résultants avec la distribution observée de supergéantes dans les galaxies comme dans lesnuages de Magellan.
Les étoiles de type O ainsi que les étoiles les plus massives de type B deviennent des étoiles supergéantes. En conséquence de leur masse élevée, les supergéantes n'ont qu'une durée de vie très courte, de l'ordre de 10 à 50 millions d'années, et ne sont observées que dans les structures cosmiques jeunes, comme lesamas ouverts, les bras desgalaxies spirales et lesgalaxies irrégulières. Elles ne sont pas observées dans les noyaux des galaxies spirales, lesgalaxies elliptiques ou lesamas globulaires, structures supposées composées d'étoiles anciennes.
Selon le consensus actuel, les supergéantes effectuent des aller-retour plus ou moins horizontaux le long dudiagramme de Hertzsprung-Russell. Pendant un certain temps, on a cru que, vers la fin de leur vie, ces étoiles devenaient des supergéantes rouges, juste avant d'exploser ensupernova. Néanmoins, l'étoile à l'origine de la supernovaSN 1987A était une supergéante bleue ; il semblerait qu'elle fut une supergéante rouge avant de perdre ses couches externes à cause de sonvent stellaire.
On pense que l'univers primitif contenait un grand nombre d'étoiles considérablement plus brillantes et plus massives que celles que l'on observe actuellement. Ces étoiles faisaient partie de la classe théorique desétoiles de population III. Dans l'état actuel de nos connaissances, leur existence est nécessaire pour expliquer l'observation d'éléments autres que l'hydrogène et l'hélium dans lesquasars.
Bételgeuse etAntarès sont des exemples de supergéantes rouges ;Rigel est unesupergéante bleue typique.
Actuellement, la plupart desétoiles connues les plus grandes en taille physique (pas en masse ou en luminosité) sont des supergéantes :V354 Cephei,KW Sagittarii,KY Cygni etμ Cephei.
Située à 310années-lumière,Canopus est la supergéante la plus proche dusystème solaire.
La supergéante bleueSanduleak −69 202 était leprogéniteur de la supernovaSN1987A.
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