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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

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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

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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 DFK 1 2 150[1]
WOH G64 A 1 540[2] – 1 730[3] WOH G64 A avait passé d’une variabilité semi-régulière à irrégulière vers 2014, ce qui avait une fois suggéré qu’elle est passée à une hypergéante jaune. Des données récentes indiquent qu’elle est toujours une supergéante rouge, influencée par une étoile compagnon[4].
VX Sagittarii 1 456 – 1 556[5] La valeur inférieure correspond au rayon moyen pendant le cycle de pulsation au repos, avec une amplitude de 60 rayons solaires, tandis que la valeur supérieure correspond au rayon moyen pendant le cycle de pulsation actif, avec une amplitude de 197 rayons solaires. Atteint un rayon maximal de 1 798 ± 127 rayons solaires en septembre 2019[6].
RSGC1-F01 1 450[7] – 1 530[8]
Mu Cephei (Étoile Grenat) 1 420[9]
VY Canis Majoris 1 420[10]
AH Scorpii 1 411[5] 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.
NML Cygni 1 350[11],[12],[13] La région poussiéreuse environnante est très complexe, ce qui rend le rayon difficile à déterminer.
HR 5171 A 1 315[14] HR 5171 A est une étoile très déformée dans un système binaire proche, la perte de masse au secondaire.
SMC 018136 1 310[15]
V354 Cephei 1 245[11] Des paramètres très incertains pour une étoile inhabituelle avec une forte émission radio. Le spectre est variable mais apparemment la luminosité n'est pas.
Westerlund 1-26 1 241 ± 40[16] 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.
BI Cygni (en) 1 240[9]
S Persei 1 230[9] Dans le Double amas de Persée
PZ Cassiopeiae 1 190–1 940[9]
1 260–1 340[17]		 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[9]
RSGC1-F02 1 128[8]
RW Cephei 1 100 ± 40[18] 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.
RT Carinae 1 090[9]
V396 Centauri 1 070[9]
CK Carinae 1 060[9]
VV Cephei A 1 050[19]–1 800[20] 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.
V1749 Cygni 1 040[9]
KY Cygni 1 032[21]
MY Cephei 1 028[22] – 2 061[23]
KW Sagittarii 1 009[5]
Psi1 Aurigae 1 000[24]
NR Vulpeculae 980[9]
RW Cygni 980[9]
V381 Cephei 977[11]
UY Scuti 909[5]
Trumpler 27-1 876[25]
V602 Carinae 860[9]
TZ Cassiopeiae 800[9]
IX Carinae 790[9]
SU Persei 780[9] Dans le Double amas de Persée
V355 Cephei 770[9]
RS Persei 770 ± 30[26] Dans le Double amas de Persée
V382 Carinae 747
Eta Carinae (Tseen She) 742[27] Auparavant considérée comme l'étoile la plus massive, Eta Carinae s'est révélée être, en 2005, un système binaire. Cette estimation du rayon utilise les mêmes critères que celle du Soleil, où la profondeur optique est de 2/3[27]
R Leporis 710–910[28]
XX Persei 710 Dans le Double amas de Persée
Rho Cassiopeiae 700[29] (345–773)[30]
TV Geminorum 620–770[9]
Les étoiles suivantes bien connues sont listées à des fins de comparaison.
Antarès (Alpha Scorpii) 680[31]
DU Crucis 664[11] Dans l'amas NGC 4755
Bételgeuse (Alpha Orionis) 640[32] Neuvième étoile la plus brillante du ciel nocturne ; ce rayon est valable avant et après le grand épisode d'assombrissement de 2020.
NO Aurigae 630
R Horologii 630[33]
119 Tauri 587–593[34]
CW Leonis 560[35]
V509 Cassiopeiae 511 ± 112[29]
HR Carinae B 500 ± 150[36]
R Andromedae 485 ± 125
R Hydrae 460–631
W Hydrae 436[37]
Godzilla (en) 430—2 365[38] Située à près de 11 milliards d'années-lumière de la Terre, cette hypergéante bleue est actuellement l'étoile la plus lumineuse observée[38].
Étoile du Pistolet 420[39]
V810 Centauri 420[40]
S Orionis 411–498[41]
V838 Monocerotis 380 ± 90 [42] 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[43].
S Doradus 380[44]
U Orionis 370 ± 96
Mira A (Omicron Ceti) 332–402[45]
Epsilon Aurigae A (Almaaz) 143–358
R Leonis 320–350[46]
V337 Carinae 350
T Cephei 329[47]
Chi Cygni 316 (348–480)[48]
S Coronae Borealis 308
La Superba (Y Canum Venaticorum) 307
R Doradus 298 ± 21[49]
Pi Puppis 290
Alpha Herculis (Ras Algethi) 264–303
Omicron1 Canis Majoris 280
S Pegasi 278–316[50]
R Cassiopeiae 263
Cygnus OB2-12 246
HR Carinae A 220 ± 60[36]
Delta Canis Majoris (Wezen) 215 ± 66[51]
Deneb 203
LBV 1806-20 200
Zeta Aurigae (Haedus) 200[52]
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
Var 83 150[53]
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 114
Gamma Crucis (Gacrux) 84–113[54]
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
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[55]
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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  1. ↑ Thomas K. T Fok, Jun-ichi Nakashima, Bosco H. K Yung, Chih-Hao Hsia et Shuji Deguchi, « Maser Observations of Westerlund 1 and Comprehensive Considerations on Maser Properties of Red Supergiants Associated with Massive Clusters », The Astrophysical Journal, vol. 760, no 1,‎ 2012, p. 65 (DOI 10.1088/0004-637X/760/1/65, Bibcode 2012ApJ...760...65F, arXiv 1209.6427, S2CID 53393926)
  2. ↑ Emily M Levesque, Philip Massey, Bertrand Plez et Knut A. G Olsen, « The Physical Properties of the Red Supergiant WOH G64: The Largest Star Known? », Astronomical Journal, vol. 137, no 6,‎ juin 2009, p. 4744 (DOI 10.1088/0004-6256/137/6/4744, Bibcode 2009AJ....137.4744L, arXiv 0903.2260)
  3. ↑ K. Ohnaka, T. Driebe, K. H. Hofmann, G. Weigelt et M. Wittkowski, « Resolving the dusty torus and the mystery surrounding LMC red supergiant WOH G64 », Proceedings of the International Astronomical Union, vol. 4,‎ juillet 2008, p. 454–458 (DOI 10.1017/S1743921308028858, Bibcode 2009IAUS..256..454O)
  4. ↑ Jacco Th van Loon et Keiichi Ohnaka, « A phoenix rises from the ashes: WOH G64 is still a red supergiant, for now », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society,‎ 5 janvier 2026 (arXiv 2601.02057)
  5. ↑ a b c et d B Arroyo-Torres, M Wittkowski, J. M Marcaide et P. H Hauschildt, « The atmospheric structure and fundamental parameters of the red supergiants AH Scorpii, UY Scuti, and KW Sagittarii », Astronomy & Astrophysics, vol. 554, no A76,‎ juin 2013, A76 (DOI 10.1051/0004-6361/201220920, Bibcode 2013A&A...554A..76A, arXiv 1305.6179)
  6. ↑ D. Jadlovský, M. Wittkowski, A. Chiavassa, K. Kravchenko, B. Freytag, S. Höfner, J. Krtička, C. Paladini et G. Rau, « VLTI-GRAVITY measurements of cool evolved stars: II. Pulsation properties and mass-loss process of the Mira star R Car and the red supergiant VX Sgr », Astronomy and Astrophysics,‎ 23 avril 2026 (arXiv 2604.21621)
  7. ↑ Leen Decin, Anita M. S. Richards, Pablo Marchant et Hugues Sana, ALMA detection of CO rotational line emission in red supergiant stars of the massive young star cluster RSGC1 -- Determination of a new mass-loss rate prescription for red supergiants, 13 novembre 2023 (DOI 10.48550/arXiv.2303.09385, lire en ligne)
  8. ↑ a et b Roberta M. Humphreys, Greta Helmel, Terry J. Jones et Michael S. Gordon, Exploring the Mass Loss Histories of the Red Supergiants, 3 août 2020 (DOI 10.48550/arXiv.2008.01108, lire en ligne)
  9. ↑ a b c d e f g h i j k l m n o p et q Table 4 dans (en-US) Emily M. Levesque, Philip Massey, K. A. G. Olsen, Bertrand Plez, Eric Josselin, Andre Maeder, and Georges Meynet, « The Effective Temperature Scale of Galactic Red Supergiants: Cool, but Not As Cool As We Thought », The Astrophysical Journal, vol. 628, no 2,‎ août 2005, p. 973–985 (DOI 10.1086/430901, Bibcode 2005ApJ...628..973L, arXiv astro-ph/0504337)
  10. ↑ M. Wittkowski, P. H. Hauschildt, B. Arroyo-Torres et J. M. Marcaide, « Fundamental properties and atmospheric structure of the red supergiant VY Canis Majoris based on VLTI/AMBER spectro-interferometry », Astronomy & Astrophysics, vol. 540,‎ 2012, p. L12 (DOI 10.1051/0004-6361/201219126, Bibcode 2012A&A...540L..12W, arXiv 1203.5194)
  11. ↑ a b c et d (en) Sarah Healy, Shunsaku Horiuchi, Marta Colomer Molla et Dan Milisavljevic, « Red supergiant candidates for multimessenger monitoring of the next Galactic supernova », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 529, no 4,‎ 23 mars 2024, p. 3630–3650 (ISSN 0035-8711 et 1365-2966, DOI 10.1093/mnras/stae738, lire en ligne, consulté le 23 novembre 2025)
  12. ↑ J. D. Monnier et al., « High-Resolution Imaging of Dust Shells by Using Keck Aperture Masking and the IOTA Interferometer », The Astrophysical Journal, vol. 605,‎ 2004, p. 436–461 (résumé)
  13. ↑ Calculé en utilisant le diamètre angulaire moyen de 7,8 millisecondes (de CHARM2) et la distance de environ 1,61 kpc (∼5 250 al) (de Zhang (2012)). L'équation est :  , où   est le diamètre angulaire,   est la distance et   est le diamètre, dans des unités astronomiques. Se multipliera par 107,5 pour convertir de UA en radio solaire.
  14. ↑ O. Chesneau, A. Meilland, E. Chapellier et F. Millour, The yellow hypergiant HR 5171 A: Resolving a massive interacting binary in the common envelope phase, 14 janvier 2014 (DOI 10.48550/arXiv.1401.2628, lire en ligne)
  15. ↑ (en) E. M. Levesque, P. Massey, K. A. G. Olsen, B. Plez, G. Meynet et A. Maeder, « The Effective Temperatures and Physical Properties of Magellanic Cloud Red Supergiants: The Effects of Metallicity », The Astrophysical Journal, vol. 645, no 2,‎ 2006, p. 1102 (DOI 10.1086/504417, Bibcode 2006ApJ...645.1102L, arXiv astro-ph/0603596)
  16. ↑ (en) Aura de Las Estrellas Ramírez Arévalo, « The Red Supergiants in the Supermassive Stellar Cluster Westerlund 1 », teses.usp.br, Universidade de São Paulo,‎ 12 juillet 2018 (DOI 10.11606/d.14.2019.tde-12092018-161841, lire en ligne, consulté le 23 novembre 2025)
  17. ↑ DOI 10.1088/0004-637X/774/2/107
  18. ↑ Narsireddy Anugu, Douglas R. Gies, Rachael M. Roettenbacher et John D. Monnier, Time-Evolution Images of the Hypergiant RW Cephei During the Re-brightening Phase Following the Great Dimming, 21 août 2024 (DOI 10.48550/arXiv.2408.11906, lire en ligne)
  19. ↑ Wendy Hagen Bauer, Theodore R. Gull et Philip D. Bennett, « SPATIAL EXTENSION IN THE ULTRAVIOLET SPECTRUM OF VV CEPHEI », The Astronomical Journal, vol. 136, no 3,‎ 1er septembre 2008, p. 1312–1324 (ISSN 0004-6256 et 1538-3881, DOI 10.1088/0004-6256/136/3/1312, lire en ligne)
  20. ↑ (en) C. Moellenhoff et K. Schaifers, « Spectroscopic observations of VV Cep. », Astronomy and Astrophysics, vol. 94,‎ février 1981, p. 333–337 (ISSN 0004-6361, lire en ligne, consulté le 8 décembre 2025)
  21. ↑ F. Comerón, A. A. Djupvik, N. Schneider et A. Pasquali, « The historical record of massive star formation in Cygnus », Astronomy & Astrophysics, vol. 644,‎ octobre 2020, A62 (DOI 10.1051/0004-6361/202039188, lire en ligne)
  22. ↑ Maria Messineo, Donald F. Figer, Rolf-Peter Kudritzki, Qingfeng Zhu, Karl M. Menten, Valentin D. Ivanov et C. -H. Rosie Chen, « New Infrared Spectral Indices of Luminous Cold Stars: From Early K to M Types », The Astronomical Journal, vol. 162,‎ 2021, p. 187 (DOI 10.3847/1538-3881/ac116b, lire en ligne, consulté le 29 mars 2026)
  23. ↑ Roberta M. Humphreys, Greta Helmel, Terry J. Jones et Michael S. Gordon, « Exploring the Mass Loss Histories of the Red Supergiants », The Astronomical Journal, vol. 160, no 3,‎ 2 septembre 2020, p. 145 (ISSN 1538-3881, DOI 10.3847/1538-3881/abab15, lire en ligne, consulté le 28 mai 2022)
  24. ↑ (en) Daisuke Taniguchi, Noriyuki Matsunaga, Mingjie Jian et Naoto Kobayashi, « Effective temperatures of red supergiants estimated from line-depth ratios of iron lines in the YJ bands, 0.97-1.32μm », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 502, no 3,‎ 28 février 2021, p. 4210–4226 (ISSN 0035-8711 et 1365-2966, DOI 10.1093/mnras/staa3855, lire en ligne, consulté le 23 novembre 2025)
  25. ↑ Gaia Collaboration, A. Vallenari, A. G. A. Brown et T. Prusti, Gaia Data Release 3: Summary of the content and survey properties, 30 juillet 2022 (DOI 10.48550/arXiv.2208.00211, lire en ligne)
  26. ↑ F. Baron, J. D. Monnier, L. L. Kiss et H. R. Neilson, CHARA/MIRC observations of two M supergiants in Perseus OB1: temperature, Bayesian modeling, and compressed sensing imaging, 11 juin 2014 (DOI 10.48550/arXiv.1405.4032, lire en ligne)
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Articles connexes

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📚 Artikel Terkait di Wikipedia

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