La masse des étoiles Le diagramme Hertzsprung

La masse des étoiles
On peut déterminer la masse des étoiles seulement depuis que les astronomes
ont découvert que la plupart des étoiles vues de la Terre sont des étoiles
binaires. Les étoiles binaires sont un ensemble de deux étoiles qui tournent
l’une autour de l’autre. Le Soleil constitue un cas inhabituel en ne faisant pas
partie d’un système binaire. Avec la mesure de l’orbite d’un système binaire et
le temps nécessaire aux deux étoiles pour effectuer une orbite, les astronomes
peuvent calculer la masse de chaque étoile exprimée en masse solaire. Le
Soleil vaut 1 masse solaire (environ 330 000 fois la masse de la Terre).
Les autres étoiles ont une masse qui varie entre 0,08 masse solaire à plus
de 100 masses solaires.
brillante et chaude
ile
s
luminosité
sé
qu
supergéantes
en
brillante et froide
m
ce
as
siv
géantes rouges
es
éto
ile
pr
in
cip
ale
naines blanches
s de
mas
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moy
notre Soleil
enne
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le
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plus faible
diagramme HertzsprungRussell (H-R) Un diagramme
qui permet de comparer les
propriétés des étoiles.
o
ét
plus brillante
Le diagramme Hertzsprung-Russell
Les astronomes cherchent à reconnaître certaines tendances dans les
données sur les étoiles. Dans les années 1920, deux astronomes, Ejnar
Hertzsprung, aux Pays-Bas, et Henry Norris Russell, aux États-Unis,
s’aperçoivent que chaque type d’étoiles se caractérise par des propriétés
particulières. Le rapport entre ces propriétés est représenté dans un
diagramme, le diagramme Hertzsprung-Russell (H-R). Sur leur
diagramme, l’axe des x indique la couleur des étoiles (du bleu au rouge),
et l’axe des y indique la magnitude absolue (de faible à brillante). La
figure 8.26 présente un diagramme H-R dans lequel la magnitude absolue a
été remplacée par la luminosité. Grâce à ce diagramme, les astronomes ont
découvert qu’il existe diverses catégories d’étoiles.
naines rouges
faibles et chaudes
faibles et froides
température
plus froide
plus chaude
couleur
plus bleue
plus rouge
Figure 8.26 Ce diagramme Hertzsprung-Russell indique la tendance de l’évolution des étoiles. Par exemple, les étoiles froides
brillent beaucoup plus faiblement que les étoiles chaudes. Les étoiles chaudes sont plus grosses que les étoiles froides.
Chapitre 8 L’exploration de notre voisinage stellaire 343