Séquence principale
La séquence principale est la région du diagramme de Hertzsprung-Russell où la majorité des étoiles résident, elle correspond à la diagonale allant du coin supérieur-gauche (chaud et lumineux) au coin inférieur-droit (froid et peu lumineux). Si la concentration d'étoiles y est si élevée, c'est parce que celles-ci y passent environ 90 % de leur vie en évoluant très peu, brûlant l'hydrogène en leur cœur.
La dispersion des étoiles autour de la séquence principale a plusieurs raisons. La composition chimique change légèrement la place de l'étoile sur le diagramme : plus celle-ci est riche en métaux, plus elle est froide et moins elle est lumineuse, car elle garde un rayon constant. Les étoiles de population II, beaucoup plus pauvres que les étoiles de population I, forment ainsi la classe des sous-naines. De plus, les étoiles accroissent lentement leur luminosité et changent de température pendant leur phase sur la séquence principale. D'autres facteurs comme la rotation, la présence de compagnons proches ou de champs magnétiques peuvent également expliquer un placement un peu dispersé. Un autre facteur est l'incertitude des observations ; ces incertitudes affectent principalement la distance de l'étoile en question mais concerne aussi les étoiles binaires, non ou mal identifiées en tant que telles.
Les géantes
Environ 5 à 10 magnitudes au-dessus de la séquence principale, on trouve une importante concentration d'étoiles : il s'agit d'étoiles en fin de vie, soit au stade de géante rouge, avec une fine couche d'hydrogène qui « brûle » autour d'un noyau d'hélium inerte, soit — et surtout en fait — des étoiles de la branche horizontale, au cœur desquelles l'hélium fusionne pour donner du carbone et de l'oxygène. La combustion de l'hélium est cependant beaucoup plus rapide que celle de l'hydrogène pendant la séquence principale, et les étoiles sont assez instables pendant ce stade. Les géantes rouges montent en luminosité bien au-delà de cette concentration d'étoiles.
Les naines blanches
Anciens noyaux d'étoiles ayant éjecté leur enveloppe lors du stade de géante rouge, les naines blanches sont des étoiles très petites (de la taille de la Terre pour certaines) et très chaudes en surface. D'où cette position si particulière, en bas à gauche du diagramme de Hertzsprung-Russel. C'est le stade ultime des étoiles de masse inférieure à 8 masses solaires. Ces étoiles se refroidissent lentement pour devenir des naines noires, mais ce refroidissement prend plusieurs dizaines de milliards d'années, de sorte qu'aucune naine noire n'a été observée à ce jour. Contrairement aux autres étoiles, les naines blanches les plus lumineuses sont les moins massives, car le rayonnement d'une naine blanche diminue avec sa masse.
Sur la séquence principale :
Type L Dwarf Les naines brunes sont des étoiles ratés, ratés car leurs masses solaire qui est inférieur à 0.08 ne permet pas de démarrer les réactions thermonucléaire pour devenir une véritable étoile, pour vous donner un ordre de taille, les naines brunes seraient qu'un petit peu plus grande que Jupiter. Pour finir il y deux sortes de naine brune, les Type L qui sont les plus chaudes entre 1500K et 2500K (K=Kelvin) et les plus froides de 200K à 1500K de Type T. Les naines brunes les plus chaudes sont aussi parfois catégorisés en tant que naine rouge Type M, très froides. Absentes du jeu pour l'instant.
Type M Dwarf
Elle sont populairement connues sous le nom de naine rouge. Elles sont parmi les plus courantes de la galaxie mais pas dans le jeu qui n’en compte que 2, elles ne doivent pas faciliter la formation des points de saut.
Ces étoiles vieillissent extrêmement lentement, et les systèmes planétaires qui orbitent autour de celles-ci sont très petits, tout comme leur zone habitable. Cependant, et hors exceptions, ce sont des systèmes très stables, puisque les cycles d'activités des naines rouges sont plus modérés. Nous n'avons encore jamais assisté à la disparition de l'une d'entre elles, ce qui est incroyable, pour les plus anciennes elles ont des milliards et des milliards et des milliards d'années, beaucoup d'autres types d'étoiles meurent, mais jamais une naine rouge.
Elles sont très froides, leurs températures se trouve entre 2500K et 5000K, ce qui leur donne leur couleur rouge si distinct et de masse comprise entre 0,08 et 0,8. Et elles ont une très faible luminosité de l'ordre de 1% par rapport à notre Soleil. Quand elles naissent, elles sont souvent très instables et génèrent beaucoup de radiations lors de crises spectaculaires, ce qui est exactement la situation dans le système Pyro. Ces jets de radiations peuvent traverser un système jusqu'à ses confins et anéantir toutes formes de vie sur les planètes qui croiseraient leur chemin. Elles rendent les systèmes inhabitables, hostiles et impropres à l'exploration ou une quelconque activité. Mais l'étoile du système Horus a laissé depuis longtemps son adolescence explosive, normalement! Cette période a tendance à durer environ 1,2 milliards d'années, puis elles deviennent stables et permettent ainsi le développement de la vie. Elles sont cools (et oui Cherie encore...), elles ont tendance à être moitié moins chaudes que le étoiles comme notre soleil, qui sont des étoiles de séquence principale de type G: les naines jaunes (bon dans la vrai vie, c'est entre 0.3 et 4% en fait, mais ça veut simplement dire que la zone habitable est très proche de l'étoile, sympa si madame fait sa crise...). Les planètes qui sont proches de ce type d'étoile sont toujours en orbite géosynchronisée, elles présentent toujours le même côté à leur étoile.
Liste :
-Horus
-Orion
Type M Giant
Une géante rouge, ou étoile géante de type M, est l'évolution d'une étoile hors de la séquence principale. Elles ont épuisé l'hydrogène de leur noyau, et commencent à en attaquer les couches extérieures. Le cœur fusionné d'hélium de l'étoile se contracte et son rayon augmente, en même temps que sa température de surface diminue.
Liste :
-Hadrian
-Virtus
Type M Flare
Une étoile éruptive est une étoile variable (donc également nommée "étoile variable éruptive", anciennement "irrégulière") pouvant voir brusquement sa luminosité augmenter à des seuils spectaculaires et de manière imprévisible. Cette particularité affecte essentiellement les naines rouges, mais peut se retrouver chez les naines brunes. La durée de cette brusque expansion peut varier, de plusieurs minutes à plusieurs heures, et provoque durant ce moment l'augmentation de l'intensité des rayons X et des ondes radios.
Au moment d'une "éruption" se produit souvent d'importantes éjections de matière, accompagnées de puissants vents stellaires.
Une seule dans le jeu :
-Pyro
Type K Dwarf
Une naine orange, ou étoile de la séquence principale de type K, est une étoile aux caractéristiques extrêmement proche de la naine jaune, l'étoile de référence en terme d'astres communs. Ces étoiles à la température moins élevée que leur stade supérieur (naine jaune, sic) sont fréquentes. Les étoiles de type K sont de couleur jaune-orangée et elles ont normalement une température de surface moyenne d'environ 5 316 degrés Kelvin. A titre de comparaison, notre soleil à une température de 5,778 degrés Kelvin en moyenne. L’étoile de Tiber est de type K3, une étoile naine, souvent appelé naine orange ou naine K. Cette étoile consomme de l’hydrogène et est considérée comme stable. L’étoile appartient à la série principale depuis longtemps.
Liste :
-Bacchus
-Baker A
-Baker B
-Branaugh
-Charon
-Davien
-Eealus
-Fora
-Garron
-Goss A
-Goss B
-Gurzil
-Kayfa
-Kins
-Magnus
-Osiris
-Tohil
-Virgil
Type G Dwarf
Une naine jaune, ou étoile de la séquence principale de type G, est une étoile dont les particularités sont très connues, et à la lumière desquelles la race humaine a éclos. En effet, le Soleil, l'étoile la plus connue de l'espace humain, est une naine jaune. Les systèmes dotés d'une naine jaune sont donc très communes, puisque ce sont des systèmes stables.
Mais elles sont moins fréquentes que les étoiles de type M et K qui tendent vers le rouge et l'orange. Mais ce qui les rend si attrayantes pour nous c'est bien sûr qu'elle sont semblables à notre propre Soleil. Leur température de surface avoisine 6000K. A la fin de leurs existence, les naines jaunes évolue en géante rouge, tout en expulsant ses couches externes, l'expulsion déploie une nébuleuse planétaire avec en son centre une naine blanche. Évidemment, ce processus prend plusieurs milliards d'années. Leurs masses est comprise entre 0,8 et 1,2, notre soleil en est un bon exemple et l'ont estime leurs durée de vie à 10 Milliards d'années, en sachant que notre soleil est né il y a environ 4,5 Milliards d'années. Des preuves montrent qu'il est plutôt étrange que la vie réussisse à se développer autour de ces étoiles alors que celles de type K sont beaucoup plus accueillantes. Elles sont en dessous sur la séquence principale, elles sont plus froides, vivent plus longtemps, elles n'émettent pas autant de rayonnement nocif comme le rayonnement UV qui, comme vous le savez, donne des cancers de la peau.
Liste :
-Bacchus
-Caliban
-Cano
-Chronos
-Corel
-Croshaw
-Garron
-Genesis
-Kallis
-Kellog
-Killian
-Oya
-Pallas
-Rhetor
-Sol
-Stanton
-Tayac
-Trise
-Terra
-Vega
-Yulin
Type G Variable :
Une étoile variable (aussi nommée changeante) est la variante d'un type spectral déjà existant. Elles ont simplement de particulier que leur luminosité varie périodiquement, au lieu d'être constante. De cette particularité en découle d'autres, intrinsèques : les variables éruptives, les variables pulsantes et les variables par rotation.
Une seule dans le jeu:
-Nul
Type F Dwarf Une naine jaune-blanche, ou étoile de la séquence principale de type F, est une étoile aux caractéristiques très proches de son précédent stade, la naine jaune (type G). Pour cette raison, les systèmes planétaires orbitant autour d'une telle étoile ne sont pas rares.
Liste :
-Ellis
-Elysium
-Ferron
-Hades
-Hadur
-Idris
-Kabal
-Kiel
-Krell
-Nemo
-Nyx
-Oso
Type A Dwarf Une naine blanche, ou étoile de la séquence principale de type A, est un type très commun d'étoiles visibles à l’œil nu. Elle brûle de l'hydrogène. Les types A ont une vie généralement courte. La moyenne trouvée jusqu'ici tourne autour de 300-400 millions d’années. Elles ont une couleur bleue-blanche, qui les rend très jolies, et sont très massives, bien plus que notre soleil. J'ai déjà dit qu’elles sont très jolies, mais elles le sont vraiment. Environ 1 étoile sur 160 est de type A soit 0.625% et elles se changeront en géantes rouges en refroidissant. Une chose intéressante concernant celles-ci, d'après les observations de Kepler, est que les étoiles de type A ont tendance à attirer les géantes gazeuses. Ce sont des étoiles à forte densité, et plus particulièrement dans leur dernier stade d'évolution, celui où la complexe alchimie thermonucléaire amène lentement la matière sur la pente de la dégénérescence. Les réactions ayant épuisé l'hydrogène, elles se refroidissent lentement deviennent des astres froids. Ces étoiles sont vouées à devenir d'ici plusieurs millions d'années des étoiles dégénérescentes.
Liste :
-Cathcart
-Centauri
-Gliese
-Leir
-Nexus
-Rihlah
-Tal
-Taranis
-Tyrol
Type A Degenerate
Plusieurs étoile sont dégénérescentes, "Degenerate", sur le point de mourir, et donc de changer de type spectral. La question est en quoi vont-elles se changer?...trous noirs, quasars, étoiles à neutron... autre chose?
Liste :
-Indra
-Oberon
-Odin
-Tanga
Type B Dwarf
Les étoiles de type B sont très énergivore, elles ont une durée de vie relativement courte, à l'échelle stellaire. Sa durée de vie oscille entre 10 et 100 millions d'années, une fraction seulement de la durée de vie de près de 10 milliards d'années de notre soleil.
Une naine bleue-blanche, ou étoile de la séquence principale de type B, fait partie, avec les naines bleues, de ces étoiles surpuissantes qui ne vivent que très peu de temps. La température de ces étoiles est si élevée que les réactions de combustion thermonucléaire s'enchaînent, à l'échelle spatiale, très vite.
Liste :
-Ail’ka
-Castra
-Helios
Type O Giant Les Supergéantes Rouge, de masse solaire supérieur à 20, sont produites par des étoiles dont la masse initiale est de l'ordre de 20 masses solaires. Elles sont les grandes sœurs des géantes rouges. À l’origine, les étoiles supergéantes sont des étoiles de type O, ou des étoiles bleues ou blanches massives de type B sur la séquence principale. Ayant épuisé en moins de quelques dizaines de millions d’années l’hydrogène de leur cœur, elles le remplacent alors en fusionnant l'hélium qu'elles ont synthétisé. Si les supergéantes sont moins massives que 40 masses solaires, elles deviennent des géantes rouges. Dans le cas contraire, elles deviennent des géantes bleues. Une seule dans le jeu :
-Geddon, un système Banu.
Autres Types: Subgiant
-Tyrol A
Étoiles à Neutron Une étoile à neutrons, ou pulsar, est un astre principalement constitué de neutrons maintenus ensemble par les forces gravitationnelles. Ces étoiles sont le fruit de l'effondrement d'étoiles massives, leur résidu après qu'elles aient épuisé leur combustible nucléaire et se soient transformées en supernova. Une étoile à neutrons est en fait un petit objet résiduel (de 30 à 40 kilomètres de diamètre) dont la masse volumique est immensément grande. Leur vitesse de rotation est très élevée (environ 10 tours par seconde), ce qui produit un puissant champ magnétique. Pour un observateur, ce champ magnétique est visible dans un "effet de phare" (double cône opposé) qui donne son nom au "pulsar".
Une seule dans le jeu :
-Banshee
Notes: Il s'agit essentiellement d'informations tirées du lore de SC avec quelques précisions scientifiques raisonnables (je veux dire logiques en se qui concerne le jeu). Mais ce qui suit ne manque pas d'intérêt: A la suite d'une super nova, au centre, subsiste le cœur incandescent de l’astre défunt. Grande comme une Terre, cette naine blanche étincelante repose sur un curieux état quantique de la matière, caractérisé par son énorme de densité : de l’ordre d’une tonne par centimètre-cube. Une cuillerée à café d’une telle substance pèserait autant… qu’une voiture sur Terre ! Il existe, cependant, une limite. En 1930, l’Indo-américain Subrahmanyan Chandrasekhar (1910 - 1995), futur prix Nobel 1983, a calculé qu’au-delà de 1,44 fois la masse du Soleil, l’objet compact sera inéluctablement conduit à s’effondrer sous l’effet son propre poids. Le résidu du Soleil, lui, restera bien en deçà. La naine blanche résultante luira pendant des milliards d’années avant de s’éteindre… en naine noire.
