Le diagramme Hertzsprung-Russell: un outil fondamental

Le diagramme Hertzsprung-
Russell: un outil
fondamental
Comme nous avons vu, les distances des étoiles sont telles qu'il est difficile de
mesurer avec précision les propriétés intrinsèques d'une étoile en particulier (à
l'exception du Soleil évidemment). L'étude de l'évolution des étoiles repose donc sur
la mesure des caractéristiques (masse, rayon, température effective, luminosité,
etc...) de milliers d'étoiles. De plus, les durées évolutives sont en général si longues
qu'il est peu probable d'observer des changements dans la structure d'une étoile
donnée. Encore une fois, en étudiant un vaste échantillon d'étoiles il est possible de
voir les différentes phases de la vie d'une étoile.
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Introduction 17
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Objectifs du chapitre 17
Décrire les étoiles faisant partie de la séquence principale
Décrire un diagramme HR
Expliquer l'utilité d'un tel diagramme
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Yannick Dupont
V2.0, été 2001
Objectifs du Chapitre 17
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Les caractéristiques des étoiles de
la séquence principale
La classification spectrale nous montre qu'un très grand nombre d'étoiles sont de
Population I et de classe de luminosité V comme notre Soleil. Elles constituent ce
que l'on appelle les étoiles de la séquence principale. L'observation et la mesure
des magnitudes absolues, des masses et des rayons de ces étoiles par des
techniques indépendantes a montré l'existence de nombreuses corrélations entre
leur température, leur luminosité, leur masse et leur rayon. Evidemment, il y a des
dispersions dans ces corrélations dues principalement aux erreurs de mesures et
aux petites variations intrinsèques des propriétés physiques d'une étoile à l'autre.
En moyenne, toutefois, nous pouvons dire que pour les étoiles appartenant à la
séquence principale il y a une relation entre le type spectral, l'indice de couleur B-V,
la température, la luminosité, la masse et le rayon.
Les propriétés moyennes sont présentées au Tableau 17.1. Il est important de
remarquer qu'elles ne s'appliquent qu'aux étoiles de Population I et de classe de
luminosité V. Ce tableau démontre la remarquable unité des lois physiques qui
régissent notre Univers. Il montre aussi que les caractéristiques des étoiles ne sont
pas distribuées au hasard. Il y a en effet une corrélation entre la masse, le rayon, la
température effective et la luminosité des étoiles de la séquence principale. Les
étoiles les plus massives sont de tailles plus grandes, elles sont aussi les plus
chaudes et les plus lumineuses.
On peut se demander s'il existe de telles corrélations pour les autres classes de
luminosité, s'il y a des liens entre ces corrélations et ce qu'ils signifient.
Le diagramme Hertzsprung-Russell
Afin de répondre à ces questions, on peut tracer un diagramme dans lequel les
étoiles sont réparties en fonction de leur luminosité et de leur température effective.
Evidemment, on peut utiliser des substituts de ces paramètres comme le type
spectral ou l'indice B-V pour la température, et la magnitude absolue pour la
luminosité. La Figure 17.1 présente un diagramme de la magnitude absolue en
Table 17.1: Les caractéristiques des étoiles de la séquence principale
T
yp
e Teff Couleur B-V Raies d'absor
p
tion Masse Ra
y
on Luminosité
(K) MRL
O5 35000 bleue-violette -0.45 HI, HeII 40 17.8 320000
B5 13500 bleue -0.17 HI, HeI 7.1 4.0 630
A5 8100 blanche +0.16 HI(maximum) 2.2 1.8 20
F5 6500 blanche-
j
aune +0.45 HI, métaux 1.4 1.2 2.5
G5 5400 jaune +0.70 Ca, Mg, Fe, ... 0.9 0.9 0.8
K5 4000 orange +1.11 Métaux dominent 0.7 0.7 0.2
M5 2600 rouge +1.61 Molécules 0.2 0.3 0.008
Cha
p
itre 17
Pa
g
e 1 sur 9

fonction de l'indice de couleur B-V pour les 3000 étoiles les plus proches du Soleil
(distance inférieure à 81 A.L.). L'échelle des types spectraux est indiquée dans le
haut du graphique. Il est important de noter que les étoiles brillantes se trouvent au
haut du diagramme (la magnitude absolue est petite) tandis que celles qui sont peu
lumineuses sont au bas. De plus, les étoiles chaudes sont situées à gauche (l'indice
B-V est petit) et les étoiles froides sont du côté droit.
Figure 17.1: Le diagramme Hertzsprung-Russell des étoiles les plus près du Soleil
Ce diagramme porte le nom de diagramme Hertzsprung-Russell (HR) en
l'honneur de l'astronome danois Ejnar Hertzsprung (1873-1967) et de l'astronome
américain Henry Norris Russell (1877-1957), qui se sont penchés sur ce problème
au début du siècle. Ils ont démontré, indépendamment l'un de l'autre, l'existence de
plusieurs classes de luminosité parmi les étoiles ainsi que de corrélations entre
celles-ci et la température effective.
On identifie aisément plusieurs de ces classes sur le diagramme de la Figure 17.1.
On remarque la séquence principale qui débute dans la partie supérieure gauche
(chaude et brillante) du graphique pour se terminer dans la partie inférieure droite
(froide et peu lumineuse), et où on retrouve près de 90% des étoiles. Cet
échantillon statistiquement homogène, puisqu'il inclut toutes les étoiles à l'intérieur
d'un volume de 25 pc de rayon autour du Soleil, nous démontre que peu d'étoiles
sont très chaudes et très lumineuses tandis que beaucoup sont plus froides et moins
lumineuses que notre Soleil. Au dessus de la séquence principale on remarque
quelques dizaines d'étoiles plutôt froides et plus brillantes, ce sont des géantes.
Comme nous avons vu précédemment (voir Chapitre 16), la luminosité des étoiles
est reliée à leur température et aussi à leur rayon; il est donc possible que des
Cha
p
itre 17
Pa
g
e 2 sur 9

étoiles soient froides et malgré tout lumineuses si leur rayon est très grand. A
l'opposé, sous la séquence principale, on trouve de petites étoiles chaudes et peu
lumineuses, les sous-naines et les naines blanches.
La Figure 17.2 présente les mêmes données que celles de la figure précédente
auxquelles nous avons ajouté les 300 étoiles les plus brillantes visibles dans le ciel.
Ces étoiles sont situées beaucoup plus loin du Soleil (il n'y a pas d'étoiles très
brillantes au voisinage du Soleil). Notre nouvel échantillon couvre donc un volume
d'espace beaucoup plus grand, jusqu'à près de 3,200 A.L. de rayon. Par contre aux
limites de ce plus grand volume, les étoiles moins lumineuses deviennent
indétectables; nous n'observons donc pas toutes les étoiles à l'intérieur de ce grand
volume. Il ne s'agit plus d'un échantillon homogène. Les classes de luminosité
correspondant aux étoiles les plus brillantes deviennent plus apparentes. Elles sont
d'ailleurs tracées en traits gras sur le diagramme.
Figure 17.2: Le diagramme Hertzsprung-Russell des étoiles les plus proches et les
plus brillantes
Les différentes corrélations illustrées par la dernière figure nous portent à croire que la structure
des étoiles géantes, naines et naines blanches diffère beaucoup. Par exemple, les étoiles naines
blanches dont la température est semblable à celle de notre Soleil (indice B-V=0.6) sont
beaucoup moins brillantes (environ 10,000 fois moins lumineuses) que ce dernier. Ceci
s'explique si leur taille est très petite (leur rayon est environ 100 fois plus petit que celui du
Soleil). Or, comme la masse des étoiles naines blanches est similaire à celle de notre Soleil, on
en conclut que la densité de la matière est près de 1,000,000 de fois plus
g
rande dans une
naine blanche que dans le Soleil. Il apparaît évident que l'état de la matière dans ces ob
j
ets
n'est pas le même que dans le Soleil et donc leur structure interne doit être différente.
Cha
p
itre 17
Pa
g
e 3 sur 9