Diagramme de Hertzsprung-Russell - Définition
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Introduction
En astronomie, un diagramme de Hertzsprung-Russell est un graphe montrant la luminosité d'un ensemble d'étoiles en fonction de leur température effective. Ce type de diagramme a permis d'étudier les populations d'étoiles et d'établir la théorie de l'évolution stellaire.
Généralités
Histoire
Il a été inventé autour de 1910 par Ejnar Hertzsprung et Henry Norris Russell.
Hertzsprung (Ejnar) : astronome danois (Frederiksberg près de Copenhague 1873-Tollose 1976). Il eut l'idée en 1905 de classer les étoiles d'un même type spectrale en plusieurs classes de luminosité, d'autant plus distinctes qu'il s'agit d'étoiles moins chaudes. Le diagramme auquel il aboutit fut perfectionné par H.N Russell.
Russell (Henry Norris) : astronome américain (New York 1877 – Princeton 1957) on lui doit de nombreux travaux sur la physique des étoiles, qui l'amenèrent à établir une classification des étoiles en fonction de leur luminosité et de leur type spectral.
Définition
Un diagramme de Hertzsprung-Russell représente soit la luminosité intrinsèque en fonction de la température (utilisée par les théoriciens), soit la magnitude absolue en fonction de l'indice de couleur (ce qui découle immédiatement de données photométriques). Dans ce second cas, on parle aussi de diagramme couleur-magnitude.
Conventions
Un diagramme de Hertzprung-Russell est toujours présenté de la manière suivante :
- la luminosité est en ordonnée, le plus brillant étant en haut ;
- la température effective, ou l'indice de couleur, est en abscisse, le plus chaud étant à gauche.
De telles conventions viennent du fait que les premiers diagrammes étaient des diagrammes couleur-magnitude, qui montraient les données photométriques brutes issues de l'observation de populations stellaires : la magnitude d'un filtre en fonction de la différence de magnitude avec un autre filtre.
Classification des étoiles
La classification spectrale des étoiles apparaît nettement sur le diagramme de Hertzsprung-Russell : les lignes presque verticales séparent les différents types spectraux, tandis que les lignes obliques ou presque horizontales sont appelées classes de luminosité. La figure ci-contre illustre la classification.
Répartition des étoiles - population hétérogène en âge et composition chimique
L'examen d'un diagramme d'une population d'étoiles, comme ci-dessous, montre une énorme concentration d'étoiles le long d'une diagonale ainsi qu'une concentration significative quelques magnitudes au-dessus de la diagonale. D'autres zones du diagramme sont complètement vides d'étoiles, ou très peu peuplées. La figure ci-dessous présente le diagramme de Hetzsprung-Russel d'étoiles proches dont la distance est connue avec une bonne précision.
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. D'une séquence principale idéale, parce que la masse n'est pas le seul facteur.
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.
Le « trou » des géantes jaunes
Dans la zone de température des étoiles de type G et F à des luminosités au-delà de 50 fois celle du soleil, il y a quasi-absence d'étoiles. Un tel « trou » peut s'expliquer par l'instabilité de telles étoiles : les étoiles de masses intermédiaires ou très massives, après la séquence principale, deviennent géantes rouges très rapidement (moins de 1 % de leur temps passé sur la séquence principale), tandis que les étoiles brûlant l'hélium en leur cœur sont instables dans cette région.
Les naines blanches
Anciens noyaux d'étoiles ayant éjecté leur enveloppe lors du stage 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.
