La vie et la mort des étoiles
Annexe : Le Diagramme de Hertzsprung-Russel
Le diagramme de Hertzsprung-Russel ainsi nommé d'après les travaux du danois Ejnar Hertzsprung et de l'Américain Henry Russel, est une représentation des étoiles en fonction de leur température de surface et de leur luminosité.
Le Danois Ejnar Hertzsprung (1873 – 1967) eut l'idée, en 1905, de classer les étoiles d'un même type spectral en plusieurs classes de luminosité. Il donna ainsi les bases du diagramme HR, devenu un outil fondamental de l'astrophysique stellaire. Hertzsprung constate que les étoiles ne se répartissent pas au hasard, comme on aurait pu s'y attendre, mais que la majorité d'entre elles se groupent le long d'une diagonale (parmi elles le Soleil). Dans la partie supérieure droite, on trouve des étoiles très lumineuses mais dont la température de surface est faible : Ce sont les géantes rouges.
Le diagramme de Hertzsprung sera redécouvert en 1913 et indépendamment par Henry RUSSEL (1877 – 1957). Il permettra de comprendre qu'au-delà d'une simple classification, il met en évidence l'évolution des étoiles de leur naissance à leur mort. La diagonale centrale que l'on nomme séquence principale représente la zone ou les étoiles passent la majorité de leur vie à brûler tranquillement leur hydrogène.
Ces paramètres ne sont pas indépendants, ils permettent de classer les étoiles en un petit nombre de familles. On distingue ainsi les étoiles de la séquence principale, les naines blanches, les géantes rouges, les géantes bleues et les supergéantes. Ce diagramme permet de visualiser l'évolution stellaire des étoiles : les étoiles de la séquence principale sont celles à l'intérieur desquelles seul l'hydrogène est consommé par des réactions nucléaires. Dans les géantes rouges, l'hydrogène a été consommé au centre de l'étoile, qui s'effondre. Les naines blanches correspondent à l'un des stades ultimes de l'évolution stellaire des étoiles de petites masse.
Séquence Principale :
Pendant ce temps, le nuage continue à se condenser toujours sous l'effet de la gravitation. Mais il vient un moment où la pression du gaz comprimé à l'intérieur de l'étoile, jointe à la pression générée par les réactions nucléaires du cœur vont finir par s'équilibrer avec l'effet de la gravitation et ainsi empêcher l'effondrement de se poursuivre. A ce moment-là, l'étoile est en équilibre hydrodynamique, et d'une certaine manière, dans un état stable. Elle se situe alors sur la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russel, où elle va passer environ 90 % de sa vie. Elle brûle son hydrogène pour le transformer en hélium.
En effet, plus l'étoile est massive, plus la gravitation écrase le cœur de celle-ci. Le gaz interne comprimé va ainsi monter en pression, en résistance à l'effondrement, donc en température. Cette augmentation de température va favoriser les réactions nucléaires. En augmentant son taux de réaction nucléaire, l'étoile va brûler plus de carburant, et plus rapidement : Cela va augmenter sa luminosité, et réduire sa durée de vie.
On peut montrer que la luminosité varie en fonction de la masse d'une l'étoile (voir graphique 3).
En positionnant les étoiles sur ce diagramme, on s'aperçoit qu'une grande majorité des étoiles se situent dans une bande qui va d'en haut à gauche (très chaud et très lumineux) vers le bas à droite (froid et peu lumineux). Cette bande est appelée la séquence principale.
Les étoiles de la séquence principale sont classées en 7 groupes principaux, appelés classes spectrales, des plus chaudes vers les plus froides : O, B, A, F, G, K, M. (Pour se rappeler des classes spectrales, les astrophysiciens utilisent la petit phrase suivante : Oh, Be a fine girl kiss me).
A l'intérieur de chaque groupe, on subdivise encore en sous-groupes de 0 à 9, toujours du plus chaud vers le plus froid. Ainsi les étoiles les plus chaudes, O et B, sont bleues, tandis que les plus froides, du groupe M, sont rouges. Notre soleil est une étoile de classe G2, ce qui correspond à une température de surface d'environ 6000° K : Il rayonne donc principalement dans le jaune.
Pour définir le type spectral complet d'une étoile, on ajoute une classification indiquée en chiffres romains relative à la luminosité de l'étoile : de Ia, les supergéantes lumineuses, à V les étoiles de la séquence principale.
- TPE Astronomie Année 2001 -