Le diagramme Hertzsprung-Russell: un outil fondamental

Introduction 17
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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Objectifs du Chapitre 17
Objectifs du chapitre 17
c Décrire les étoiles faisant partie de la séquence principale
d
e
f
g
c Décrire un diagramme HR
d
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f
g
c Expliquer l'utilité d'un tel diagramme
d
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f
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Yannick Dupont
V2.0, été 2001
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Chapitre 17
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.
Table 17.1: Les caractéristiques des étoiles de la séquence principale
Type
Teff
Couleur
B-V Raies d'absorption Masse Rayon Luminosité
(K)
O5 35000 bleue-violette -0.45
B5 13500
A5
8100
M
R
L
HI, HeII
40
17.8
320000
bleue
-0.17
HI, HeI
7.1
4.0
630
blanche
+0.16
HI(maximum)
2.2
1.8
20
HI, métaux
1.4
1.2
2.5
Ca, Mg, Fe, ...
0.9
0.9
0.8
F5
6500 blanche-jaune +0.45
G5
5400
jaune
K5
4000
orange
M5
2600
rouge
+0.70
+1.11 Métaux dominent
0.7
0.7
0.2
+1.61
0.2
0.3
0.008
Molécules
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
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Chapitre 17
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
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Chapitre 17
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 grande dans une
naine blanche que dans le Soleil. Il apparaît évident que l'état de la matière dans ces objets
n'est pas le même que dans le Soleil et donc leur structure interne doit être différente.
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Chapitre 17
De la même façon, la taille des étoiles géantes et supergéantes est beaucoup plus grande (leur
rayon est 30 à 1000 fois plus grand que le rayon solaire) et leur masse est semblable ou un peu
plus élevée que celle de notre étoile. La densité de la matière y est donc plus faible. Encore une
fois la structure interne de ces étoiles est sûrement différente de celle d'une étoile de la
séquence principale comme le Soleil.
Les
diagrammes
d'étoiles
HR
d'amas
Un diagramme HR, comme celui présenté à la Figure 17.1, est difficile à produire
car il faut estimer la distance des étoiles afin d'obtenir leur magnitude absolue. De
plus, il regroupe des étoiles dont l'âge et la composition chimique diffèrent.
L'observation du ciel révèle l'existence de groupes d'étoiles constitués de quelques
centaines à quelques dizaines de milliers d'étoiles. Dans ces groupes, appelés amas
ouverts et amas globulaires, les étoiles sont gravitationnellement liées les unes
aux autres. Nous donnerons une description plus détaillée de ces deux types d'amas
dans un prochain chapitre; pour le moment il est surtout important de constater que
les étoiles d'un amas donné sont toutes situées à peu près à la même distance de
nous. Donc, les variations de magnitude apparente d'une étoile à l'autre dans un
amas sont équivalentes à des différences de magnitude absolue, car l'intensité
lumineuse de chacune des étoiles d'un amas est affectée de la même façon par la
distance. Un diagramme présentant la magnitude apparente des étoiles d'un amas
en fonction de leur indice de couleur sera un diagramme HR équivalent à ceux
présentés précédemment.
Il est aussi particulièrement instructif de construire des diagrammes HR d'amas
d'étoiles car, outre le fait que les étoiles sont toutes à peu près à la même distance
de la Terre, elles ont probablement été formées en même temps et avec du matériel
qui avait une composition chimique uniforme. Les Figures 17.4 et 17.6 présentent
les diagrammes HR de deux amas ouverts, les Pléïades et les Hyades. On distingue
clairement la séquence principale dans chacun des cas.
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Chapitre 17
Figure 17.3: L'amas ouvert des Pléïades
Figure 17.4: Le diagramme HR de l'amas des Pléïades
Figure 17.5: L'amas ouvert des Hyades
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Chapitre 17
Figure 17.6: Le diagramme HR de l'amas des Hyades
Il y a, par contre, des différences entre les deux diagrammes. Ainsi, la séquence
principale de l'amas des Pléïades ( Figure 17.4) renferme des étoiles chaudes de
type B5 à B9 tandis que dans l'amas des Hyades ( Figure 17.6), il n'y a pas
d'étoiles plus chaudes que A5. De plus, l'amas des Pléïades ne contient aucune
étoiles géantes alors qu'il y en a quelques unes dans l'amas des Hyades.
Ces différences peuvent être interprétées à l'aide du théorème de Russell-Vogt
qui dit que la structure interne d'une étoile et toutes ses caractéristiques
observables (entre autres sa luminosité et sa température effective) dépendent
uniquement de sa masse, de sa composition chimique initiale et de son âge.
Puisque l'on suppose que toutes les étoiles d'un amas donné ont le même âge et la
même composition chimique initiale, la masse des étoiles est le seul paramètre
variable dans le diagramme HR de l'amas. Les étoiles sont donc distribuées le long
des séquences en fonction de leur masse. Ainsi par exemple dans le diagramme des
Pléïades, les étoiles les moins massives sont au bas de la séquence principale
(étoiles moins chaudes et moins lumineuses) et les étoiles les plus massives au haut
de cette séquence. Dans le diagramme des Hyades, le haut de la séquence
principale a disparu au profit de l'apparition d'étoiles géantes. On en déduit que les
étoiles les plus massives évoluent plus vite et deviennent des étoiles géantes en
modifiant leur structure interne. Donc, l'amas des Hyades est plus vieux que celui
des Pléïades. On estime l'âge des Pléïades à 50 millions d'années et celui des
Hyades à 600 millions d'années.
Cet effet est encore plus appréciable si on trace le diagramme HR des étoiles d'un
amas globulaire. Les Figures 17.8 et 17.9 en présentent deux exemples. Cette
fois-ci, la partie chaude de la séquence principale est complètement absente, il ne
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Chapitre 17
reste que les étoiles plus froides que F5-G0. Les étoiles massives sont déjà
devenues des géantes; certaines sont même sur une partie du diagramme qu'on
appelle la branche horizontale et que nous décrirons plus en détails dans un
prochain chapitre.
Figure 17.7: L'amas globulaire Messier 15
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Chapitre 17
Figure 17.8: Le diagramme HR de l'amas globulaire Messier 15
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Chapitre 17
Figure 17.9: Le diagramme HR de l'amas globulaire NGC 7099
L'analyse des spectres des étoiles d'un amas globulaire montre qu'elles sont de
Population II, donc pauvres en métaux. Puisque la morphologie du diagramme HR
indique un âge avancé, on en déduit que les amas globulaires sont de vieilles
structures qui se sont formées tôt dans l'histoire de l'Univers, à une époque où il y
avait peu d'éléments lourds. On croit que les amas globulaires sont âgés de 10 à 15
milliards d'années, c'est-à-dire presque l'âge de l'Univers.
Les diagrammes HR des amas d'étoiles constituent donc une synthèse de l'évolution
des étoiles. Comme nous le verrons dans les prochains chapitres, l'astrophysique
tente d'expliquer cette évolution par l'étude de la structure interne des étoiles.
Yannick Dupont
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