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« Liste d'étoiles par taille décroissante » : différence entre les versions

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Voici une liste d'[[étoile]]s connues, ordonnées par taille décroissante.

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Voici une '''liste d'[[étoile]]s''' connues, ordonnées par '''taille décroissante'''.
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[[Fichier:Star-sizes.jpg|500px|tailles relatives de planètes et étoiles]]
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# [[Mercure (planète)|Mercure]] < [[Mars (planète)|Mars]] < [[Vénus (planète)|Vénus]] < [[Terre]]
# [[Mercure (planète)|Mercure]] < [[Mars (planète)|Mars]] < [[Vénus (planète)|Vénus]] < [[Terre]]
# [[Terre]] < [[Neptune (planète)|Neptune]] <[[Uranus (planète)|Uranus]] < [[Saturne (planète)|Saturne]] < [[Jupiter (planète)|Jupiter]]
# [[Terre]] < [[Neptune (planète)|Neptune]] <[[Uranus (planète)|Uranus]] < [[Saturne (planète)|Saturne]] < [[Jupiter (planète)|Jupiter]]
# [[Jupiter (planète)|Jupiter]] < [[Proxima Centauri]] < [[Soleil]] < [[Sirius]]
# [[Jupiter (planète)|Jupiter]] < [[Wolf 359]] < [[Soleil]] < [[Sirius]]
# [[Sirius]] < [[Pollux (étoile)|Pollux]] < [[Arcturus]] < [[Aldébaran]]
# [[Sirius]] < [[Pollux (étoile)|Pollux]] < [[Arcturus]] < [[Aldébaran]]
# [[Aldébaran]] < [[Rigel]] < [[Antarès]] < [[Bételgeuse]]
# [[Aldébaran]] < [[Rigel]] < [[Antarès]] < [[Bételgeuse]]
# [[Bételgeuse]]< [[Mu Cephei]] < [[VV Cephei|VV Cephei A]] < [[VY Canis Majoris]]
# [[Bételgeuse]]< [[Mu Cephei]] < [[VV Cephei|VV Cephei A]] < [[VY Canis Majoris]]
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'''Critères :'''
== Critères ==


L'ordre exact de cette liste n'est encore ni parfaitement défini, ni par conséquent arrêté :
L'ordre exact de cette liste n'est encore ni parfaitement défini, ni par conséquent arrêté :
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** il peut exister des incertitudes élevées dans les valeurs et les tailles dérivées ;
** il peut exister des incertitudes élevées dans les valeurs et les tailles dérivées ;
** l'incertitude sur les distances à la plupart de ces étoiles varie à des degrés différents et affecte les mesures des dimensions ;
** l'incertitude sur les distances à la plupart de ces étoiles varie à des degrés différents et affecte les mesures des dimensions ;
** plusieurs grandes étoiles ont des atmosphères étendues, et sont intégrées dans des coquilles ou des disques de poussière principalement opaques et pulsées, de sorte que la détermination de leur rayon n'est pas bien définie ;
** plusieurs grandes étoiles ont des atmosphères étendues, et sont intégrées dans des coquilles ou des disques de poussière principalement opaques et pulsées, de sorte que leur rayon n'est pas bien déterminé ;
** il existe des raisons théoriques pour s'attendre à ce qu'aucune étoile dans notre galaxie ne soit plus grande qu'environ {{nombre|2600|fois}} le Soleil, en fonction de modèles évolutifs et de la zone d'instabilité de [[Limite de Hayashi|Hayashi]]. La limite exacte dépend de la [[métallicité]] de l'étoile, de sorte que, par exemple, les supergéantes du nuage de Magellan ont une température et une luminosité légèrement différentes. Les étoiles dépassant cette limite ont été considérées comme subissant de grandes éruptions et ont parfois été remarquées pour changer leur type spectral en quelques mois seulement ;
** il existe des raisons théoriques pour s'attendre à ce qu'aucune étoile dans notre galaxie ne soit plus grande qu'environ {{nombre|2600|fois}} le Soleil, en fonction de modèles évolutifs et de la zone d'instabilité de [[Limite de Hayashi|Hayashi]]. La limite exacte dépend de la [[métallicité]] de l'étoile, de sorte que, par exemple, les supergéantes du nuage de Magellan ont une température et une luminosité légèrement différentes. Les étoiles dépassant cette limite ont été considérées comme subissant de grandes éruptions et ont parfois été remarquées pour changer leur [[type spectral]] en quelques mois seulement ;
** une analyse des nuages de Magellan a répertorié la plupart des supergéantes rouges et au moins 50 d'entre elles, dans la liste suivante, sont plus grandes que le point critique de 700 rayons solaires. Le rayon le plus important, trouvé ici, est de l'ordre de {{formatnum:1500}} rayons solaires aux éléments d'incertitude près.
** une analyse des [[nuages de Magellan]] a répertorié la plupart des [[Supergéante rouge|supergéantes rouges]] et au moins 50 d'entre elles, dans la liste suivante, sont plus grandes que le point critique de 700 rayons solaires. Le rayon le plus important, trouvé ici, est de l'ordre de {{formatnum:1500}} rayons solaires aux éléments d'incertitude près.



{{clear}}
== Liste ==
== Liste ==
Les rayons des étoiles listées sont donnés en multiples du [[Rayon solaire|rayon du Soleil]], noté ''R''<sub>☉</sub> et égal à {{unit|6.957|e=8|m}} (soit {{unité|695700|km}} ou {{unité|0.00465|ua}}) ainsi qu'en [[Unité astronomique|unités astronomiques]] (UA) ({{unité|149597870700|m}}).
Les rayons des étoiles listées sont donnés en multiples du [[Rayon solaire|rayon du Soleil]], noté ''R''<sub>☉</sub> et égal à {{unité|6.957|e=8|m}} (soit {{unité|695700|km}} ou {{unité|0.00465|ua}}) ainsi qu'en [[Unité astronomique|unités astronomiques]] (UA) ({{unité|149597870700|m}}).


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! Notes
! Notes
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|[[Stephenson 2-18]] || 2150<ref name="thomas">{{article|nom1=Fok|prénom1=Thomas K. T|nom2=Nakashima|prénom2=Jun-ichi|nom3=Yung|prénom3=Bosco H. K|nom4=Hsia|prénom4=Chih-Hao|nom5=Deguchi|prénom5=Shuji|s2cid=53393926|année=2012|titre=Maser Observations of Westerlund 1 and Comprehensive Considerations on Maser Properties of Red Supergiants Associated with Massive Clusters|journal=[[The Astrophysical Journal]]|volume=760|numéro=1|pages=65|arxiv=1209.6427|bibcode=2012ApJ...760...65F|doi=10.1088/0004-637X/760/1/65}}</ref> ||
|[[VY Canis Majoris]]<ref>https://www.aanda.org/articles/aa/abs/2013/11/aa21683-13/aa21683-13.html</ref> || 2 200<ref>bibcode=2006astro.ph.10433H</ref>
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|[[MY Cephei]]
| [[VV Cephei|VV Cephei A]] || {{nobr|1 900}}<ref name="bauer2008">{{article|langue=en| nom1 = Bauer | prénom1 = W. H. | nom2 = Gull | prénom2 = T. R. | nom3 = Bennett | prénom3 = P. D. | doi = 10.1088/0004-6256/136/3/1312 | titre = Spatial Extension in the Ultraviolet Spectrum of Vv Cephei | journal = The Astronomical Journal | volume = 136 | numéro = 3 | pages = 1312 | année = 2008 | pmid = | pmc = |bibcode = 2008AJ....136.1312H }}</ref>{{,}}<ref name="Kaler">{{lien web|langue=en|titre=VV CEP (VV Cephei)|éditeur=University of Illinois|auteur=Professor James B. (Jim) Kaler|url=http://www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/vvcep.html|consulté le=2010-03-15}}</ref> || VV Cep A est une étoile très déformée dans un système binaire proche, perte de masse au secondaire pendant au moins une partie de son orbite<ref group="foot" name="uncertain">Les estimations de la taille, de la masse et de la luminosité du système VV Cephei sont très incertaines en raison d'une connaissance insuffisante: le professeur Kaler écrit «en vérité, nous ne le savons pas». Sa distance ne peut pas être mesurée à partir de la parallaxe, mais elle est dérivée de son appartenance supposée dans l'association stellaire Cepheus OB2 , mais ce n'est pas certain. D'autres méthodes donnent une gamme de tailles entre {{formatnum:1000}} et {{formatnum:2200}} celle du Soleil, mais celles-ci sont également confondues par le fait que l'étoile n'est pas sphérique, ce qui conduit à une surestimation. (J. Kaler)</ref>.
|2061<ref name=":2">{{Article|prénom1=Roberta M.|nom1=Humphreys|prénom2=Greta|nom2=Helmel|prénom3=Terry J.|nom3=Jones|prénom4=Michael S.|nom4=Gordon|titre=Exploring the Mass Loss Histories of the Red Supergiants|périodique=The Astronomical Journal|volume=160|numéro=3|date=2020-09-02|issn=1538-3881|doi=10.3847/1538-3881/abab15|lire en ligne=http://arxiv.org/abs/2008.01108|consulté le=2022-05-28|pages=145}}</ref>
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|[[UY Scuti]]|| 1708<ref name="torres2013">{{article|titre=The atmospheric structure and fundamental parameters of the red supergiants AH Scorpii, UY Scuti, and KW Sagittarii|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=554|numéro=A76|pages=A76|date=juin 2013|bibcode=2013A&A...554A..76A|doi=10.1051/0004-6361/201220920|arxiv=1305.6179|nom1=Arroyo-Torres|prénom1=B|nom2=Wittkowski|prénom2=M|nom3=Marcaide|prénom3=J. M|nom4=Hauschildt|prénom4=P. H}}</ref>
| [[UY Scuti]] || {{formatnum:1708}} ± 192<ref name="Torres2013">{{article|langue=en-US
|C'est l'une des étoiles les plus grosses connues à ce jour. Si elle était placée à la place du Soleil, elle engloberait presque l'orbite de Saturne.
|titre=The atmospheric structure and fundamental parameters of the red supergiants AH Scorpii, UY Scuti, and KW Sagittarii
|journal=Astronomy & Astrophysics
|auteur=Arroyo-Torres, B.; Wittkowski, M.; Marcaide, J. M.; Hauschildt, P. H.
|volume=554 |numéro=A76
|date=juin 2013
|bibcode=2013A&A...554A..76A
|doi=10.1051/0004-6361/201220920
|arxiv = 1305.6179 }}</ref> || Marge d'erreur dans la détermination de la taille: ± 192 rayons solaires. Au plus petit, il aurait une taille similaire à VX Sagittarii (voir ci-dessous)
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| [[WOH G64]]|| 1540<ref name="Levesque2009">{{article|titre=The Physical Properties of the Red Supergiant WOH G64: The Largest Star Known?|journal=Astronomical Journal|volume=137|numéro=6|page=4744|date=juin 2009|bibcode=2009AJ....137.4744L|doi=10.1088/0004-6256/137/6/4744|arxiv=0903.2260|nom1=Levesque|prénom1=Emily M|nom2=Massey|prénom2=Philip|nom3=Plez|prénom3=Bertrand|nom4=Olsen|prénom4=Knut A. G}}</ref>|| VV Cep A est une étoile très déformée dans un système binaire proche. Il y a une perte de masse avec l'étoile secondaire pendant au moins une partie de son orbite.
| [[NML Cygni]] || 1 640/1 183-2 770<ref name="doi 10.1051/0004-6361/201219587">{{doi|10.1051/0004-6361/201219587}}</ref> ||
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| [[RW Cephei]]|| 1535<ref name="wright2">{{article|bibcode=2014MNRAS.437L...1W|arxiv=1309.4086|titre=The ionized nebula surrounding the red supergiant W26 in Westerlund 1|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters|volume=437|numéro=1|pages=L1|auteur1=Wright|prénom1=Nicholas J|nom2=Wesson|prénom2=Roger|nom3=Drew|prénom3=Janet E|nom4=Barentsen|prénom4=Geert|nom5=Barlow|prénom5=Michael J|nom6=Walsh|prénom6=Jeremy R|nom7=Zijlstra|prénom7=Albert|nom8=Drake|prénom8=Jeremy J|nom9=Eislöffel|prénom9=Jochen|nom10=Farnhill|prénom10=Hywel J|année=2014|doi=10.1093/mnrasl/slt127}}</ref>|| Marge d'erreur dans la détermination de la taille: ± 192 rayons solaires. Au plus petit, il aurait une taille similaire à VX Sagittarii (voir ci-dessous)
| [[WOH G64]] || 1 540<ref name="Levesque2009">{{article|langue=en-US
|titre=The Physical Properties of the Red Supergiant WOH G64: The Largest Star Known?
|journal=Astronomical Journal
|auteur=Emily M. Levesque, Philip Massey, Bertrand Plez, and Knut A. G. Olsen
|volume=137 |numéro=6 |pages=4744
|date=juin 2009
|bibcode=2009AJ....137.4744L
|doi=10.1088/0004-6256/137/6/4744
}}</ref> || Ce serait la plus grande étoile dans le [[Grand Nuage de Magellan]], mais est inhabituelle en position et mouvement, et pourrait toujours être un halo géant de premier plan.
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| [[Westerlund 1-26]]|| 1530<ref name="wright2" />||Masse très incertaine pour une étoile inhabituelle avec une forte émission d'[[onde radio]]. Le spectre est variable mais apparemment la luminosité ne l’est pas.
| [[RW Cephei]] || {{nobr|1 535}}<ref name="irtf">{{article|langue=en-US|bibcode=2015A&A...582A..96M|titre=Single stellar populations in the near-infrared. I. Preparation of the IRTF spectral stellar library|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=582|pages=A96|auteur1=Meneses-Goytia|prénom1=S.|nom2=Peletier|prénom2=R. F.|nom3=Trager|prénom3=S. C.|nom4=Falcón-Barroso|prénom4=J.|nom5=Koleva|prénom5=M.|nom6=Vazdekis|prénom6=A.|année=2015|doi=10.1051/0004-6361/201423837}}</ref>{{,}}<ref>{{article | langue=en | format=pdf | auteur=D.J. Stickland et al. | titre=IRAS observations of the cool galactic hypergiants | périodique=[[The Observatory]] |url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-iarticle_query?1985Obs...105..229S&data_type=PDF_HIGH&whole_paper=YES&type=PRINTER&filetype=.pdf | mois=décembre | année=1985 | issn=0029-7704}}</ref> || RW Cep est variable à la fois en luminosité (par un facteur d'au moins 3) et en type spectral (observé de G8 à M), et donc probablement aussi en diamètre. Étant donné que le type spectral et la température à la luminosité maximale ne sont pas connus, les dimensions citées ne sont que des estimations.
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| [[VY Canis Majoris]]|| 1420<ref name="wittkowski">{{article|nom1=Wittkowski|prénom1=M.|nom2=Hauschildt|prénom2=P. H.|nom3=Arroyo-Torres|prénom3=B.|nom4=Marcaide|prénom4=J. M.|titre=Fundamental properties and atmospheric structure of the red supergiant VY Canis Majoris based on VLTI/AMBER spectro-interferometry|doi=10.1051/0004-6361/201219126|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=540|pages=L12|année=2012|pmc=|arxiv=1203.5194|bibcode=2012A&A...540L..12W}}</ref>|| RW Cep est variable à la fois en luminosité (par un facteur d'au moins 3) et en type spectral (observé de G8 à M), et donc probablement aussi en diamètre. Étant donné que le type spectral et la température à la luminosité maximale ne sont pas connus, les dimensions citées ne sont que des estimations.
| [[Westerlund 1-26]] || {{nobr| 1 530-1 580<ref name=wright>{{lien arXiv|langue=en-US|eprint=1309.4086v1| auteur=Nicholas J. Wright et al. | titre=The Ionized Nebula surrounding the Red Supergiant W26 in Westerlund 1 | année=2013}}</ref>(-2 544)<ref name="clark">{{article|langue=en-US|bibcode=2011A&A...531A..28C|arxiv=1105.0776|titre=A VLT/FLAMES survey for massive binaries in Westerlund 1. III. The WC9d binary W239 and implications for massive stellar evolution|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=531|pages=A28|auteur1=Clark|prénom1=J. S.|nom2=Ritchie|prénom2=B. W.|nom3=Negueruela|prénom3=I.|nom4=Crowther|prénom4=P. A.|nom5=Damineli|prénom5=A.|nom6=Jablonski|prénom6=F. J.|nom7=Langer|prénom7=N.|année=2011|doi=10.1051/0004-6361/201116990}}</ref>}} || Des paramètres très incertains pour une étoile inhabituelle avec une forte émission radio. Le spectre est variable mais apparemment la luminosité n'est pas.
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|[[VV Cephei|VV Cephei A]]
| [[VX Sagittarii]] || 1 520<ref name="mauron">{{lien arXiv|langue=en-US|eprint=1010.5369|auteur1=Nicolas Mauron|auteur2=Eric Josselin|titre=The mass-loss rates of red supergiants and the de Jager prescription|class=astro-ph.SR|année=2010}}</ref> || VX Sgr est une variable pulsante avec un grand champ de vision et varie considérablement en taille.
|1 050-1 900
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| [[KY Cygni]]|| 110 || Des paramètres très incertains pour une étoile inhabituelle avec une forte émission radio. Le spectre est variable mais apparemment la luminosité n'est pas.
| [[V354 Cephei]] || 690<ref name="mauron" />-1 520<ref name="levesqueetal2005" />
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| [[V354 Cephei]]|| 690<ref name="mauron">{{lien arXiv|langue=en-US|eprint=1010.5369|auteur1=Nicolas Mauron|auteur2=Eric Josselin|titre=The mass-loss rates of red supergiants and the de Jager prescription|class=astro-ph.SR|année=2010}}</ref>-1 520<ref name="levesqueetal2005" />
| [[KW Sagittarii]] || 1 009-1 460<ref name="levesqueetal2005">Table 4 in {{article|langue=en-US|titre=The Effective Temperature Scale of Galactic Red Supergiants: Cool, but Not As Cool As We Thought |auteur=Emily M. Levesque, Philip Massey, K. A. G. Olsen, Bertrand Plez, Eric Josselin, Andre Maeder, and Georges Meynet |journal=The Astrophysical Journal |volume=628 |numéro=2 |date=août 2005 |pages=973–985 |doi=10.1086/430901 |bibcode=2005ApJ...628..973L|arxiv = astro-ph/0504337 }}</ref>
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| [[KW Sagittarii]]|| 1 009-1 460<ref name="levesqueetal2005">Table 4 in {{article|langue=en-US|titre=The Effective Temperature Scale of Galactic Red Supergiants: Cool, but Not As Cool As We Thought |auteur=Emily M. Levesque, Philip Massey, K. A. G. Olsen, Bertrand Plez, Eric Josselin, Andre Maeder, and Georges Meynet |journal=The Astrophysical Journal |volume=628 |numéro=2 |date=août 2005 |pages=973–985 |doi=10.1086/430901 |bibcode=2005ApJ...628..973L|arxiv = astro-ph/0504337 }}</ref>
| [[KY Cygni]] || {{nobr| 1 420–2 850 }} <ref name="levesqueetal2005" /> || L'estimation supérieure est due à une mesure inhabituelle de la bande K et considérée comme un artefact d'une erreur de correction de rougissement. L'estimation basse est compatible avec d'autres étoiles dans la même enquête et des modèles théoriques.
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| [[AH Scorpii]]|| 1411<ref name="torres2013" />|| L'estimation supérieure est due à une mesure inhabituelle de la bande K et considérée comme un artefact d'une erreur de correction de rougissement. L'estimation basse est compatible avec d'autres étoiles dans la même enquête et des modèles théoriques.
| [[Mu Cephei]] ''(« Étoile grenat » de [[William Herschel|Herschel]])'' || 650<ref name="aaa540_2_99">{{article|langue=en-US| prénom=Takashi | nom=Tsuji | titre=Water in Emission in the Infrared Space Observatory Spectrum of the Early M Supergiant Star μ Cephei| journal=The Astrophysical Journal Letters | volume=540| numéro=2 | pages=99–102 | année=2000 | bibcode=2000ApJ...540L..99T | doi=10.1086/312879|arxiv = astro-ph/0008058 }}</ref>-1 420<ref name="levesqueetal2005" />
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| [[Mu Cephei]] ''(« Étoile grenat » de [[William Herschel|Herschel]])''|| 650<ref name="aaa540_2_99">{{article|langue=en-US| prénom=Takashi | nom=Tsuji | titre=Water in Emission in the Infrared Space Observatory Spectrum of the Early M Supergiant Star μ Cephei| journal=The Astrophysical Journal Letters | volume=540| numéro=2 | pages=99–102 | année=2000 | bibcode=2000ApJ...540L..99T | doi=10.1086/312879|arxiv = astro-ph/0008058 }}</ref>-1 420<ref name="levesqueetal2005" />
| [[AH Scorpii]] || {{nobr|1 411}}<ref name="Torres2013" /> || AH Sco est variable de près de 3 grandeurs dans la gamme visuelle et environ 20% dans la luminosité totale. La variation de diamètre n'est pas claire car la température est également variable.
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| [[RSGC1-FO2]]|| 1398 || AH Sco est variable de près de 3 grandeurs dans la gamme visuelle et environ 20% dans la luminosité totale. La variation de diamètre n'est pas claire car la température est également variable.
| [[HR 5171|HR 5171 A]] || {{nobr| 1 315}} || HR 5171 A est une étoile très déformée dans un système binaire proche, la perte de masse au secondaire.
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| [[HR 5171|HR 5171 A]]|| {{nobr| 1 315}}|| HR 5171 A est une étoile très déformée dans un système binaire proche, la perte de masse au secondaire.
| [[SMC 18136]] || 1 310<ref name="mc">{{article|langue=en|lien auteur1=Emily Levesque | nom1 = Levesque | prénom1 = E. M. | nom2 = Massey | prénom2 = P. | nom3 = Olsen | prénom3 = K. A. G. | nom4 = Plez | prénom4 = B. | nom5 = Meynet | prénom5 = G. | nom6 = Maeder | prénom6 = A. | doi = 10.1086/504417 | titre = The Effective Temperatures and Physical Properties of Magellanic Cloud Red Supergiants: The Effects of Metallicity | journal = The Astrophysical Journal | volume = 645 | numéro = 2 | pages = 1102 | année = 2006 | pmid = | pmc = |arxiv = astro-ph/0603596 |bibcode = 2006ApJ...645.1102L }}</ref>
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| [[SMC 18136]]|| 1 310<ref name="mc">{{article|langue=en|lien auteur1=Emily Levesque | nom1 = Levesque | prénom1 = E. M. | nom2 = Massey | prénom2 = P. | nom3 = Olsen | prénom3 = K. A. G. | nom4 = Plez | prénom4 = B. | nom5 = Meynet | prénom5 = G. | nom6 = Maeder | prénom6 = A. | doi = 10.1086/504417 | titre = The Effective Temperatures and Physical Properties of Magellanic Cloud Red Supergiants: The Effects of Metallicity | journal = The Astrophysical Journal | volume = 645 | numéro = 2 | pages = 1102 | année = 2006 | pmc = |arxiv = astro-ph/0603596 |bibcode = 2006ApJ...645.1102L }}</ref>
| [[BI Cygni]] || 1 240<ref name="levesqueetal2005" />
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| [[S Persei]] || (780-) 1 230<ref name="levesqueetal2005" /> || Dans le [[Double amas de Persée]]
| [[BI Cygni]]|| 1 240<ref name="levesqueetal2005" />
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| [[S Persei]]|| (780-) 1 230<ref name="levesqueetal2005" />|| Dans le [[Double amas de Persée]]
| [[PZ Cassiopeiae]] || 1 190-1 940<ref name="levesqueetal2005" /><br>1 260-1 340<ref>{{doi|10.1088/0004-637X/774/2/107}}</ref> || La plus grande estimation est due à une mesure inhabituelle de la bande K et considérée comme un artefact d'une erreur de correction de rougissement. Estimation la plus basse est compatible avec d'autres étoiles dans la même enquête et des modèles théoriques, et l'intermédiaire a été obtenu affiner la distance par rapport à cette étoile, et donc ses paramètres.
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| [[PZ Cassiopeiae]]|| 1 190-1 940<ref name="levesqueetal2005" /><br>1 260-1 340<ref>{{doi|10.1088/0004-637X/774/2/107}}</ref>|| La plus grande estimation est due à une mesure inhabituelle de la bande K et considérée comme un artefact d'une erreur de correction de rougissement. Estimation la plus basse est compatible avec d'autres étoiles dans la même enquête et des modèles théoriques, et l'intermédiaire a été obtenu affiner la distance par rapport à cette étoile, et donc ses paramètres.
| [[EV Carinae]] || 1 168-2 880 || EV Car est une étoile instable en proie à l'extinction de la poussière. La valeur à gauche est soumise à l'inexactitude et donc pas encore bien définie.
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| [[EV Carinae]]|| 1 168-2 880 || EV Car est une étoile instable en proie à l'extinction de la poussière. La valeur à gauche est soumise à l'inexactitude et donc pas encore bien définie.
| [[BC Cygni]] || 1 140-1 230<ref name="levesqueetal2005" />
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| [[RT Carinae]] || 1 090<ref name="levesqueetal2005" />
| [[BC Cygni]]|| 1 140-1 230<ref name="levesqueetal2005" />
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| [[V396 Centauri]] || 1 070<ref name="levesqueetal2005" />
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| [[Bételgeuse]] ''(Alpha Orionis)'' || 950<ref>{{article|langue=en-US|auteur=Graham M. Harper |année=2008 |journal=The Astronomical Journal |volume=135 |pages=1430–1440 |doi=10.1088/0004-6256/135/4/1430 |bibcode=2008AJ....135.1430H |titre=A NEW VLA-HIPPARCOS DISTANCE TO BETELGEUSE AND ITS IMPLICATIONS |numéro=4 |nom2=Brown |prénom2=Alexander |nom3=Guinan |prénom3=Edward F.}}</ref>
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| [[Bételgeuse]] ''(Alpha Orionis)''|| 950<ref>{{article|langue=en-US|auteur=Graham M. Harper |année=2008 |journal=The Astronomical Journal |volume=135 |pages=1430–1440 |doi=10.1088/0004-6256/135/4/1430 |bibcode=2008AJ....135.1430H |titre=A NEW VLA-HIPPARCOS DISTANCE TO BETELGEUSE AND ITS IMPLICATIONS |numéro=4 |nom2=Brown |prénom2=Alexander |nom3=Guinan |prénom3=Edward F.|lien auteur3=Edward Guinan}}</ref>
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| [[V810 Centauri]] || 420<ref>https://jumk.de/astronomie/big-stars/v810-centauri.shtml</ref>
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| [[Eta Carinae]] ''(Tseen She)'' || 60–800 (85-195)<ref>http://etacar.umn.edu/etainfo/basic/</ref> || Auparavant considérée comme l'étoile la plus massive, Eta Carinae s'est révélée être, en 2005, un système binaire.
| [[Eta Carinae]] ''(Tseen She)''|| 60–800 (85-195)<ref>{{lien web |titre=The HST Treasury Program on Eta Carinae<!-- Vérifiez ce titre --> |url=http://etacar.umn.edu/etainfo/basic/ |site=umn.edu |consulté le=19-04-2023}}.</ref>|| Auparavant considérée comme l'étoile la plus massive, Eta Carinae s'est révélée être, en 2005, un système binaire.
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| [[Mira (étoile)|Mira A]] ''(Omicron Ceti)'' || 332-402<ref>http://www.eso.org/~mwittkow/publications/conferences/SPIECWo5491199.pdf</ref>
| [[Mira (étoile)|Mira A]] ''(Omicron Ceti)''|| 332-402<ref>http://www.eso.org/~mwittkow/publications/conferences/SPIECWo5491199.pdf</ref>
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| [[V509 Cassiopeiae]] || 400<ref>http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-out.add=.&-source=II/224/cadars&recno=10628</ref>–900<ref name="Nugent">{{lien brisé|langue=en-US|prénom=Richard |nom=Nugent |éditeur=weblore.com |url=http://www.weblore.com/richard/garnet_star.htm |titre=The Garnet Star |extrait=DIAM .. m Cep 1224 ... V509 CAS 910 ... V382 CAR 747 |consulté le=2009-12-04}}</ref>
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| [[V838 Monocerotis]] || {{nobr| 380 ± 90 }} <ref>{{article|langue=en-US|titre=Interferometric Observations of V838 Monocerotis |auteur=B. F. Lane, A. Retter, R. R. Thompson, J. A. Eisner |journal=The Astrophysical Journal Letters |volume=622 |numéro=2 |date=avril 2005 |pages=L137–L140 |doi=10.1086/429619 |bibcode=2005ApJ...622L.137L|arxiv = astro-ph/0502293 }}</ref> || V838 Mon est un nouveau type d'objet connu comme un Rouge Lumineux Nova. Une fois complété à la liste comme l'une des plus grandes étoiles, après avoir connu une explosion nova progressivement diminué en taille<ref>{{doi|10.1051/0004-6361/201116858 }}</ref>.
| [[V838 Monocerotis]]|| {{nobr| 380 ± 90 }} <ref>{{article|langue=en-US|titre=Interferometric Observations of V838 Monocerotis |auteur=B. F. Lane, A. Retter, R. R. Thompson, J. A. Eisner |journal=The Astrophysical Journal Letters |volume=622 |numéro=2 |date=avril 2005 |pages=L137–L140 |doi=10.1086/429619 |bibcode=2005ApJ...622L.137L|arxiv = astro-ph/0502293 }}</ref>|| V838 Mon est un nouveau type d'objet connu comme un Rouge Lumineux Nova. Une fois complété à la liste comme l'une des plus grandes étoiles, après avoir connu une explosion nova progressivement diminué en taille<ref>{{doi|10.1051/0004-6361/201116858 }}</ref>.
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| [[Mu Sagittarii]] ''(Polis)''|| 115
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| [[V533 Carinae]] {{douteux|''(VV Storm)''}} || 114
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| [[Gamma Crucis]] ''(Gacrux)'' || 84-113<ref>[http://stars.astro.illinois.edu/sow/gacrux.html Gamma Crucis by Jim Kaler]</ref>
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| [[Zeta Cephei]] || 110
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| [[34 Bootis]] || 110
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| [[Beta Arae]] || 110
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| [[Alpha Trianguli Australis|Atria]] (Alpha Trianguli Australis) || 109
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| [[WR 102ka]] (Étoile pivoine) || 100
| [[WR 102ka]] (Étoile pivoine) || 100
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| [[17 Camelopardalis]] || 91.3
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| [[Beta Andromedae]] ''(Mirach)'' || 90
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| [[R Scuti]] || 84
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| [[Nu Cephei]] || 83.5
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| [[Gamma Andromedae]] ''(Almach)''|| 83
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| [[Theta Herculis]] ''(Rukbalgethi Genubi)''|| 80
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| [[Var 83]] || 50-80
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| [[Rigel]] ''(Beta Orionis)'' || 78,9
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| [[Pi Herculis]] || 72
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| [[Canopus (étoile)|Canopus]] ''(Alpha Carinae)'' || 71,4
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| [[Epsilon Bootis]] ''(Izar)'' || 48
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| [[AG Antliae]] || 47
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| [[Aldébaran]] ''(Alpha Tauri)'' || 44.2<ref>{{article|langue=en-US|auteur1=Richichi, A.|auteur2=Roccatagliata, V.|titre=Aldebaran's angular diameter: how well do we know it?|année=2005|doi=10.1051/0004-6361:20041765|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=433|pages=305–312|arxiv=astro-ph/0502181|bibcode=2005A&A...433..305R}}</ref>
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| [[Alpha Cassiopeiae]] ''(Schedar)'' || 42
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| [[Delta Cephei]] {{refnec|''(Alrediph)''}} || 41,6
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| [[Beta Ursae Minoris]] ''(Kochab)'' || 41
| [[Beta Ursae Minoris]] ''(Kochab)''|| 41
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| [[Beta Draconis]] ''(Rastaban)'' || 40
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| [[Alpha Ursae Minoris|Polaris]] ''(Alpha Ursae Minoris)'' || 37,5-46
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| [[87 Leonis]] || 37
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| [[S Normae]] || 35,6
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| [[R136a1]] || 28,8-35,4 || Également enregistrée comme l'étoile la plus massive et la plus lumineuse connue.
| [[R136a1]]|| 28,8-35,4 || Également enregistrée comme l'étoile la plus massive et la plus lumineuse connue.
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| [[Sher 25]] || 35
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| [[Gamma Leonis]] ''(Algieba)'' || 31,9
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| [[Alpha Camelopardalis]] || 31,2
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| [[Alpha Ursae Majoris]] ''(Dubhe)'' || 30
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| [[11 Lacertae]] || 30
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| [[Beta Camelopardalis]] || 30
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| [[Cygnus OB2-8A]] || 28
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| [[Eta Leonis]] ''(Al Jabhah)''|| 27
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| [[WR 102ea]] {{refnec|''(Archen Star)''}} || 27
| [[WR 102ea]] {{refnec|''(Archen Star)''}} || 27
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| [[R Apodis]] || 26,3
| [[R Apodis]]|| 26,3
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| [[Epsilon Orionis]] ''(Alnilam)'' || 26
| [[Epsilon Orionis]] ''(Alnilam)''|| 26
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| [[Eta Piscium]] ''(Kullat Nunu)''|| 26
| [[Eta Piscium]] ''(Kullat Nunu)''|| 26
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| [[Melnick 42]] || 26
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| [[Arcturus]] ''(Alpha Bootis)'' || 25,7
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| [[HD 93129A]] || 25
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| [[11 Ursae Minoris]] || 24,1
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| [[HD 47536]] || 23.5
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| [[Epsilon Leonis]] ''(Algenubi)'' || 23
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| [[42 Draconis]] || 22 ± 1
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| [[Alpha Reticuli]] || 21
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| [[Chi Virginis]] || 20,9
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| [[19 Cephei]]|| 20–30
| [[Cygnus X-1|HDE 226868]] || 20-22 || Le compagnon [[Étoile supergéante|supergéant]] de [[Cygnus X-1]].
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| [[Zeta Orionis]] ''(Alnitak)'' || 20
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| [[Theta Scorpii]] ''(Sargas)'' || 20
| [[Zeta Orionis]] ''(Alnitak)''|| 20
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| [[Beta Herculis]] ''(Kornephoros)'' || 20
| [[Theta Scorpii]] ''(Sargas)''|| 20
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| [[Theta Apodis]] || 20
| [[Beta Herculis]] ''(Kornephoros)''|| 20
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| [[Alpha Sagittae]] ''(Alsahm)''|| 20
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| [[Westerlund 2]] || 19,3
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| [[Étoile de Plaskett]] || 19,2
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| [[Kappa Cassiopeiae]] || 19
| [[Kappa Cassiopeiae]]|| 19
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| [[Beta Scorpii]] ''(Acrab)'' || 19
| [[Beta Scorpii]] ''(Acrab)''|| 19
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| [[Beta Lyrae]] ''(Sheliak)'' || 19
| [[Beta Lyrae]] ''(Sheliak)''|| 19
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| [[Zeta Puppis]] ''(Naos)'' || 18,6
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| [[HD 269810|R 122]] || 18,5
| [[HD 269810|R 122]]|| 18,5
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| [[HD 93250]] || 18
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| [[Alpha Microscopii]] || 17,5
| [[Alpha Microscopii]]|| 17,5
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| [[LH54-425|LH45-425 A]] || 17,5
| [[LH54-425|LH45-425 A]]|| 17,5
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| [[Upsilon1 Hydrae|Upsilon Hydrae]] || 17,1
| [[Upsilon1 Hydrae|Upsilon Hydrae]]|| 17,1
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| [[Beta Ceti]] ''(Deneb Kaitos)'' || 17
| [[Beta Ceti]] ''(Deneb Kaitos)''|| 17
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| [[Epsilon Canis Majoris]] ''(Adhara)'' || 17
| [[Epsilon Canis Majoris]] ''(Adhara)''|| 17
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|[[VV Cephei|VV Cephei B]]
| [[LY Aurigae]] || 16
|14-20
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| [[Theta Centauri]] ''(Menkent)'' || 16
| [[LY Aurigae]]|| 16
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| [[Beta Corvi]] ''(Kraz)'' || 16
| [[Theta Centauri]] ''(Menkent)''|| 16
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|-
| [[Delta Orionis]] A ''(Mintaka)'' || 15,8
| [[Beta Corvi]] ''(Kraz)''|| 16
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| [[Nu Ophiuchi]] ''(Sinistra)'' || 15,25
| [[Delta Orionis]] A ''(Mintaka)''|| 15,8
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| [[Alpha Arietis]] ''(Hamal)'' || 15
| [[Nu Ophiuchi]] ''(Sinistra)''|| 15,25
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| [[Gamma Cassiopeiae]] ''(Tsih)'' || 14
| [[Alpha Arietis]] ''(Hamal)''|| 14-15
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| colspan="2" | ...
| [[Beta Ophiuchi]] ''(Celbalrai)'' || 13,2
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| [[37 Aquilae]] || 13
|-
| [[HD 240210]] || 13
|-
| [[Capella (étoile)|Alpha Aurigae A]] ''(Capella A)'' || 12,2
|-
| [[Xi Aquilae]] || 12
|-
| [[Gamma Arae]] || 12
|-
| [[Gamma2 Sagittarii]] ''(Alnasl)'' || 11
|-
| [[WR 104]] || >10
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| [[LH54-425|LH45-425 B]] || 10
|-
| [[VV Cephei|VV Cephei B]] || 10
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| [[Soleil]] || 1
| [[Soleil]] || 1
|}
|}

== Notes et références ==

=== Notes ===
<references group="foot" />

=== Références ===
{{Références}}


== Voir aussi ==
== Voir aussi ==


=== Liens internes ===
=== Articles connexes ===
* [[Étoile]]
* [[Étoile]]
* [[Liste de listes d'étoiles]]
* [[Liste de listes d'étoiles]]
* [[:Fichier:Star-sizes.jpg|Image comparant la tailles de diverses étoiles et de planètes du système solaire]] ([[:Fichier:Planet-star-sizes-01.jpg|autre version]])
* [[:Fichier:Star-sizes.jpg|Image comparant la tailles de diverses étoiles et de planètes du système solaire]] ([[:Fichier:Planet-star-sizes-01.jpg|autre version]])


== Notes==
=== Liens externes ===
* [http://www.giantstars.de/ ''Giant Stars'', site interactif de comparaison de la Terre et du Soleil à certaines des plus grandes étoiles connues]
<references group="foot"/>
* [http://www.lowell.edu/press_room/releases/recent_releases/largest_star_rls.html Les astronomes du ''Lowell Observatory'' identifient les plus grandes étoiles connues]
* Identification de trois des plus grandes étoiles sur ''BBC News''
* [http://www.universetoday.com/2008/04/06/what-is-the-biggest-star-in-the-universe/ Quelle est la plus grande étoile de l'univers sur ''Universe Today'']


{{Palette|Étoile}}
== Références ==
{{Références}}


{{Portail|astronomie|étoiles}}
== Lien externe ==
* [https://www.youtube.com/watch?v=xZqoEW4Nb7o Petite vidéo très bien faite comparant les tailles des différentes étoiles entre elles ainsi qu'à 7 planètes du système solaire dont la Terre]
* [http://www.giantstars.de/ '''Giant Stars''' An interactive website comparing the Earth and the Sun to some of the largest known stars]
* [http://www.lowell.edu/press_room/releases/recent_releases/largest_star_rls.html '''Lowell Observatory''' Astronomers Identify Largest Stars Known]
* [http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/4164365.stm '''BBC News''' Three largest stars identified]
* [http://www.universetoday.com/2008/04/06/what-is-the-biggest-star-in-the-universe/ '''Universe Today''' What is the Biggest Star in the Universe?]

{{Palette|Étoile}}
{{Portail|astronomie}}


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[[Catégorie:Liste d'étoiles|Taille decroissante]]

Dernière version du 7 janvier 2024 à 02:53

Page d’aide sur l’homonymie

Pour les autres listes d'étoiles, voir Liste de listes d'étoiles.

Voici une liste d'étoiles connues, ordonnées par taille décroissante.

tailles relatives de planètes et étoiles

Voir l’image vierge

Les tailles relatives des planètes dans le système solaire et certaines des plus grandes étoiles :

  1. Mercure < Mars < Vénus < Terre
  2. Terre < Neptune <Uranus < Saturne < Jupiter
  3. Jupiter < Wolf 359 < Soleil < Sirius
  4. Sirius < Pollux < Arcturus < Aldébaran
  5. Aldébaran < Rigel < Antarès < Bételgeuse
  6. Bételgeuse< Mu Cephei < VV Cephei A < VY Canis Majoris

Critères

[modifier | modifier le code]

L'ordre exact de cette liste n'est encore ni parfaitement défini, ni par conséquent arrêté :

  • arbitrairement, la liste se limite aux étoiles dont le rayon dépasse 700 fois celui du Soleil. En outre, la liste établie ci-dessous n'est pas totalement bien définie ; selon les sources :
    • des étoiles doubles peuvent être traitées indépendamment ou non ;
    • les diamètres donnés varient fortement ;
    • il peut exister des incertitudes élevées dans les valeurs et les tailles dérivées ;
    • l'incertitude sur les distances à la plupart de ces étoiles varie à des degrés différents et affecte les mesures des dimensions ;
    • plusieurs grandes étoiles ont des atmosphères étendues, et sont intégrées dans des coquilles ou des disques de poussière principalement opaques et pulsées, de sorte que leur rayon n'est pas bien déterminé ;
    • il existe des raisons théoriques pour s'attendre à ce qu'aucune étoile dans notre galaxie ne soit plus grande qu'environ 2 600 fois le Soleil, en fonction de modèles évolutifs et de la zone d'instabilité de Hayashi. La limite exacte dépend de la métallicité de l'étoile, de sorte que, par exemple, les supergéantes du nuage de Magellan ont une température et une luminosité légèrement différentes. Les étoiles dépassant cette limite ont été considérées comme subissant de grandes éruptions et ont parfois été remarquées pour changer leur type spectral en quelques mois seulement ;
    • une analyse des nuages de Magellan a répertorié la plupart des supergéantes rouges et au moins 50 d'entre elles, dans la liste suivante, sont plus grandes que le point critique de 700 rayons solaires. Le rayon le plus important, trouvé ici, est de l'ordre de 1 500 rayons solaires aux éléments d'incertitude près.

Liste

[modifier | modifier le code]

Les rayons des étoiles listées sont donnés en multiples du rayon du Soleil, noté R☉ et égal à 6,957 × 108 m (soit 695 700 km ou 0,004 65 ua) ainsi qu'en unités astronomiques (UA) (149 597 870 700 m).

Liste des plus grandes étoiles
Nom d'étoile Rayon (R☉)
(Soleil = 1) 		Notes
Stephenson 2-18 2150[1]
MY Cephei 2061[2]
UY Scuti 1708[3] C'est l'une des étoiles les plus grosses connues à ce jour. Si elle était placée à la place du Soleil, elle engloberait presque l'orbite de Saturne.
WOH G64 1540[4] VV Cep A est une étoile très déformée dans un système binaire proche. Il y a une perte de masse avec l'étoile secondaire pendant au moins une partie de son orbite.
RW Cephei 1535[5] Marge d'erreur dans la détermination de la taille: ± 192 rayons solaires. Au plus petit, il aurait une taille similaire à VX Sagittarii (voir ci-dessous)
Westerlund 1-26 1530[5] Masse très incertaine pour une étoile inhabituelle avec une forte émission d'onde radio. Le spectre est variable mais apparemment la luminosité ne l’est pas.
VY Canis Majoris 1420[6] RW Cep est variable à la fois en luminosité (par un facteur d'au moins 3) et en type spectral (observé de G8 à M), et donc probablement aussi en diamètre. Étant donné que le type spectral et la température à la luminosité maximale ne sont pas connus, les dimensions citées ne sont que des estimations.
VV Cephei A 1 050-1 900
KY Cygni 110 Des paramètres très incertains pour une étoile inhabituelle avec une forte émission radio. Le spectre est variable mais apparemment la luminosité n'est pas.
V354 Cephei 690[7]-1 520[8]
KW Sagittarii 1 009-1 460[8]
AH Scorpii 1411[3] L'estimation supérieure est due à une mesure inhabituelle de la bande K et considérée comme un artefact d'une erreur de correction de rougissement. L'estimation basse est compatible avec d'autres étoiles dans la même enquête et des modèles théoriques.
Mu Cephei (« Étoile grenat » de Herschel) 650[9]-1 420[8]
RSGC1-FO2 1398 AH Sco est variable de près de 3 grandeurs dans la gamme visuelle et environ 20% dans la luminosité totale. La variation de diamètre n'est pas claire car la température est également variable.
HR 5171 A 1 315 HR 5171 A est une étoile très déformée dans un système binaire proche, la perte de masse au secondaire.
SMC 18136 1 310[10]
BI Cygni 1 240[8]
S Persei (780-) 1 230[8] Dans le Double amas de Persée
PZ Cassiopeiae 1 190-1 940[8]
1 260-1 340[11]		 La plus grande estimation est due à une mesure inhabituelle de la bande K et considérée comme un artefact d'une erreur de correction de rougissement. Estimation la plus basse est compatible avec d'autres étoiles dans la même enquête et des modèles théoriques, et l'intermédiaire a été obtenu affiner la distance par rapport à cette étoile, et donc ses paramètres.
EV Carinae 1 168-2 880 EV Car est une étoile instable en proie à l'extinction de la poussière. La valeur à gauche est soumise à l'inexactitude et donc pas encore bien définie.
BC Cygni 1 140-1 230[8]
RT Carinae 1 090[8]
V396 Centauri 1 070[8]
CK Carinae 1 060[8]
V1749 Cygni 1 040[8]
RS Aubin 770-1 000[8] Dans le Double amas de Persée
NR Vulpeculae 980[8]
RW Cygni 980[8]
DU Crucis 979 (598-1 180) Dans l'amas NGC 4755
Bételgeuse (Alpha Orionis) 950[12]
V602 Carinae 860[8]
CW Leonis 700-826
TZ Cassiopeiae 800[8]
Antarès (Alpha Scorpii) 800
IX Carinae 790[8]
SU Persei 780[8] Dans le Double amas de Persée
V355 Cephei 300[7]-770[8]
V382 Carinae 747
TV Geminorum 620-770[8]
XX Persei 710 Dans le Double amas de Persée
Les étoiles suivantes bien connues sont listées à des fins de comparaison.
Psi1 Aurigae 637
NO Aurigae 630
119 Tauri ("Ruby Star")[13][réf. nécessaire] 608
S Pegasi 580[14]
T Cephei 540[15]
S Orionis 530[16]
W Hydrae 520[17]
R Leporis 400-535
R Andromedae 485 ± 125
R Hydrae 460-631
Rho Cassiopeiae 400–500
V810 Centauri 420[18]
Eta Carinae (Tseen She) 60–800 (85-195)[19] Auparavant considérée comme l'étoile la plus massive, Eta Carinae s'est révélée être, en 2005, un système binaire.
Mira A (Omicron Ceti) 332-402[20]
V509 Cassiopeiae 400[21]–900[22]
V838 Monocerotis 380 ± 90 [23] V838 Mon est un nouveau type d'objet connu comme un Rouge Lumineux Nova. Une fois complété à la liste comme l'une des plus grandes étoiles, après avoir connu une explosion nova progressivement diminué en taille[24].
S Doradus 100–380[25]
U Orionis 370 ± 96
R Doradus 370
Epsilon Aurigae A (Almaaz) 143–358
HR Carinae 100–350
R Leonis 320–350[26]
V337 Carinae 350
Étoile du Pistolet 340
V381 Cephei 327
Chi Cygni 316 (348-480)[27]
R Cassiopeiae 263-500[28]
S Coronae Borealis 308
La Superba (Y Canum Venaticorum) 307
Pi Puppis 290
Alpha Herculis (Ras Algethi) 264-303
Omicron1 Canis Majoris 280
Cygnus OB2-12 246
Delta Canis Majoris (Wezen) 215 ± 66[29]
Deneb 203
LBV 1806-20 200
Zeta Aurigae (Haedus) 200[30]
Delta2 Lyrae 200
Lambda Velorum (Al Suhail) 200
RS Puppis 200
Epsilon Pegasi (Enif) 185
L Carinae 179
6 Cassiopeiae 170
Rho Persei (Gorgonea Tertia) 164
Gamma Cygni (Sadir) 150
Epsilon Geminorum (Mebsuta) 140
Mu Bootis (Alkalurops) 130
66 Andromedae 130
QS Aquilae 130
56 Aquilae 130
L2 Puppis 126
Iota Scorpii (Apollyon) 125
Delta Apodis 125
HIP 110307 124.1
32 G. Hydrae 121.7
I Carinae 120
Xi Puppis (Asmidiske) 120
Mu Sagittarii (Polis) 115
Omicron Cygni 115
V533 Carinae (VV Storm)[Information douteuse] 114
Gamma Crucis (Gacrux) 84-113[31]
Zeta Cephei 110
Gamma Aquilae (Tarazed) 110
34 Bootis 110
Beta Arae 110
Atria (Alpha Trianguli Australis) 109
Beta Cygni A1 (Albireo) 69-109
WR 102ka (Étoile pivoine) 100
Beta Pegasi (Scheat) 95
17 Camelopardalis 91.3
Beta Andromedae (Mirach) 90
R Scuti 84
Nu Cephei 83.5
Gamma Andromedae (Almach) 83
Theta Herculis (Rukbalgethi Genubi) 80
Var 83 50-80
Rigel (Beta Orionis) 78,9
Alpha Leporis (Arneb) 77
P Cygni 76
Beta Doradus 76
DL Crucis 75-80
Pi Herculis 72
Canopus (Alpha Carinae) 71,4
13 Bootis 71
Epsilon Carinae (Avior) 153
62 Sagittarii 70
Nu Aquilae (Equator Star)[réf. nécessaire] 66
R Coronae Borealis 65
Delta Virginis (Auva) 65
Delta Sagittarii (Kaus Media) 62
Alpha Persei (Mirfak) 60
Zeta Geminorum (Mekbuda) 60
Eta Aquilae (Bezek)[réf. nécessaire] 60
89 Herculis 60
Upsilon Sagittarii 60
Alpha Aquarii (Sadalmelik) 60
CPD -572874 60
Chi Orionis 59
Alpha Persei (Mirfak) 56
Iota Aurigae (Al Kab) 55
FF Aquilae 55
Alpha Apodis 55
Tau Serpentis 54
Beta Cancri (Tarf) 53
Alpha Antliae 53
Zeta1 Scorpii 52
Alphard (Alpha Hydrae) 50,5
Gamma Draconis (Eltanin) 50
Beta Aquarii (Sadalsuud) 50
HD 5980 A 48-160
Epsilon Bootis (Izar) 48
Zeta2 Scorpii 48
AG Antliae 47
V428 Andromedae 46,3
HD 13189 46
HD 203857 46
Aldébaran (Alpha Tauri) 44.2[32]
Alpha Cassiopeiae (Schedar) 42
Alpha Ceti (Menkar) 42
Delta Cephei (Alrediph)[réf. nécessaire] 41,6
Beta Ursae Minoris (Kochab) 41
Beta Draconis (Rastaban) 40
BD Camelopardalis 40
HD 5980 B 40
Eta Canis Majoris (Aludra) 37,8
Polaris (Alpha Ursae Minoris) 37,5-46
87 Leonis 37
Gamma Centauri (Muhlifan) 36,5
S Normae 35,6
R136a1 28,8-35,4 Également enregistrée comme l'étoile la plus massive et la plus lumineuse connue.
Sher 25 35
Gamma Leonis (Algieba) 31,9
Alpha Camelopardalis 31,2
Alpha Ursae Majoris (Dubhe) 30
11 Lacertae 30
Beta Camelopardalis 30
Cygnus OB2-8A 28
Eta Leonis (Al Jabhah) 27
WR 102ea (Archen Star)[réf. nécessaire] 27
R Apodis 26,3
Epsilon Orionis (Alnilam) 26
Eta Piscium (Kullat Nunu) 26
Melnick 42 26
Arcturus (Alpha Bootis) 25,7
HD 93129A 25
11 Ursae Minoris 24,1
HD 47536 23.5
Epsilon Leonis (Algenubi) 23
42 Draconis 22 ± 1
Alpha Reticuli 21
Chi Virginis 20,9
19 Cephei 20–30
HDE 226868 20-22 Le compagnon supergéant de Cygnus X-1.
Zeta Orionis (Alnitak) 20
Theta Scorpii (Sargas) 20
Beta Herculis (Kornephoros) 20
Theta Apodis 20
Alpha Sagittae (Alsahm) 20
Westerlund 2 19,3
Étoile de Plaskett 19,2
Kappa Cassiopeiae 19
Beta Scorpii (Acrab) 19
Beta Lyrae (Sheliak) 19
Zeta Puppis (Naos) 18,6
R 122 18,5
HD 93250 18
Alpha Microscopii 17,5
LH45-425 A 17,5
Upsilon Hydrae 17,1
Beta Ceti (Deneb Kaitos) 17
Epsilon Canis Majoris (Adhara) 17
VV Cephei B 14-20
LY Aurigae 16
Theta Centauri (Menkent) 16
Beta Corvi (Kraz) 16
Delta Orionis A (Mintaka) 15,8
Nu Ophiuchi (Sinistra) 15,25
Alpha Arietis (Hamal) 14-15
...
Soleil 1

Notes et références

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Notes

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Références

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Voir aussi

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Articles connexes

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Liens externes

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