Hertzsprung-Russel, diagramme de - astronomie.

Hertzsprung-Russel, diagramme de - astronomie. 1 PRÉSENTATION Hertzsprung-Russel, diagramme de (ou diagramme HR), représentation graphique destinée à la classification des étoiles selon la valeur de deux paramètres stellaires : la magnitude absolue, portée en ordonnée, et le type spectral, porté en abscisse. La magnitude absolue étant reliée de façon univoque à la luminosité stellaire (puissance radiative de l'étoile) et le type spectral à la température effective, les diagrammes HR théoriques privilégient une représentation graphique comportant sur l'axe des ordonnées la luminosité et sur l'axe des abscisses la température effective (l'axe des températures croissantes est alors orienté de droite à gauche). Élaboré de façon indépendante par les deux astrophysiciens Ejnar Hertzsprung et Henry Norris Russel, respectivement de nationalités danoise et américaine, le diagramme HR, qui sert d'abord à classer les étoiles, joue aussi un rôle crucial dans l'étude de l'évolution des étoiles et dans la détermination des distances des étoiles et des amas stellaires. 2 PHASES DU DIAGRAMME HR Les étoiles ne se répartissent pas aléatoirement et uniformément dans le diagramme HR. Elles s'y regroupent en structures, qui définissent leur appartenance à un même type d'étoiles. Ainsi, la séquence principale est une bande étroite et longue traversant obliquement le diagramme HR sur toute la gamme des types spectraux. La séquence principale réunit toutes les étoiles, dites naines, dans leur premier stade d'évolution nucléaire, lorsqu'en leur coeur se produisent les réactions de fusion de l'hydrogène qui produisent de l'hélium (voir Proton-proton, chaîne ; Carbone, cycle du). La séquence principale regroupe la majorité des étoiles. Près de 90 p. 100 des étoiles, y compris le Soleil, sont en effet observées à ce stade de leur évolution. Elles y séjournent en général quelques milliards d'années ; le Soleil, âgé de 4,5 milliards d'années n'en est qu'à la moitié de son passage par ce stade. Les étoiles les plus massives parcourent la séquence principale en un laps de temps qui peut être réduit à 40 millions d'années seulement. Toutes les étoiles de masse supérieure à 0,08 fois la masse du Soleil passent par la séquence principale. Selon la valeur de leur masse, elles poursuivent leur évolution dans les différentes catégories décrites ci-dessous. Lorsque leur masse est insuffisante, aucune réaction nucléaire ne pouvant plus se produire, après une phase de contraction, elles se refroidissent pendant plusieurs milliards d'années. Avant de parvenir à la séquence principale, les étoiles au coeur desquelles ne s'est pas encore amorcée la fusion de l'hydrogène ont pour source d'énergie principale la contraction gravitationnelle. Ces étoiles se répartissent sur le diagramme HR selon une bande plus ou moins verticale, la préséquence principale, avant de rejoindre la séquence principale. Les étoiles se forment au sein de nuages de gaz moléculaires (voir Nébuleuse), dont elles se dégagent après plusieurs centaines de milliers d'années. Auparavant, elles ne peuvent être observées, car leur rayonnement est absorbé par la masse de gaz et de poussières qui les dissimule. Seules les étoiles de type solaire, les moins massives, peuvent être observées dans ce stade, car leur durée de vie dans la préséquence principale est de l'ordre de 10 millions d'années. Les étoiles plus massives, lorsqu'elles deviennent visibles, ont alors déjà atteint la séquence principale. La branche des sous-géantes regroupe les étoiles au coeur desquelles l'hydrogène a achevé de brûler ; le coeur se contracte alors sur lui-même. Ces étoiles sont suffisamment massives pour que se poursuive la fusion de l'hydrogène dans les régions situées autour du coeur (fusion de l'hydrogène en couches). Lorsque les conditions physiques dans le coeur stellaire sont adéquates s'amorce la fusion de l'hélium alors que la fusion de l'hydrogène se poursuit en couches (voir Triple-alpha, processus). Parvenues à ce stade de leur évolution, les étoiles se regroupent dans le diagramme HR dans la branche horizontale des géantes. La durée de vie des étoiles y est de l'ordre de 10 à 100 millions d'années. La branche asymptotique des géantes et des supergéantes réunit les étoiles les plus lumineuses. La fusion centrale de l'hélium est achevée et elle se poursuit dans les couches supérieures, elles-mêmes surmontées des couches où se poursuit encore la fusion de l'hydrogène. La durée de vie est très courte, de l'ordre de 2 à quelques millions d'années. 3 DÉTERMINATION DES DISTANCES La température effective, ou le type spectral, d'une étoile ne dépend pas de la distance à laquelle elle est située de la Terre. Il n'en est pas de même de la luminosité apparente, ou magnitude apparente, de l'étoile. La luminosité des étoiles décroît en effet comme le carré de leur distance à l'observateur. Plus une étoile est lointaine et moins elle apparaît lumineuse. Cette propriété peut servir à estimer les distances des amas stellaires, une fois établi le diagramme HR à l'aide de toutes les étoiles contenues dans l'amas. L'axe des ordonnées comporte alors les magnitudes apparentes (ou luminosités observées) des étoiles de l'amas. En effet, les étoiles de l'amas étant toutes situées à la même distance de la Terre, une simple méthode d'ajustement, moyennant un paramétrage sur la distance de l'amas, permet de superposer le diagramme HR de l'amas stellaire considéré au diagramme HR des étoiles de distances connues. Ce procédé est donc une estimation fiable de la distance des amas stellaires. 4 PARAMÈTRES FONDAMENTAUX DU DIAGRAMME HR ; ÉLÉMENTS DE PHYSIQUE Il peut sembler étonnant que la représentation majeure de la classification des étoiles se réduise aux seules valeurs de deux paramètres pour chaque étoile. Cependant, en première approximation, le schéma évolutif et la structure interne d'une étoile repose, en fait, essentiellement sur un seul paramètre : sa masse initiale. En effet, une étoile est un objet autogravitant, c'est-à-dire qu'elle n'est soumise qu'aux seules forces de gravité engendrées par la matière gazeuse la composant. Or ces forces de gravité sont directement proportionnelles à la masse stellaire. Les forces de gravité sont aussi inversement proportionnelles au carré du rayon stellaire, mais celui-ci s'ajuste en fonction de l'équilibre hydrostatique (égalité, réalisée en tout point de l'étoile, des forces répulsives de pression internes de l'étoile avec la force attractive de gravité) que tend à satisfaire l'étoile à chaque étape de son évolution. Le rayon apparaît donc comme un paramètre de l'étoile résultant d'un ajustement respectant les principes physiques mis en jeu. Les conditions physiques (température, densité) au sein de l'étoile résultent de cet équilibre entre les forces de gravité et les forces de pression. Lorsque la température et la densité sont adéquates, certains types de réactions thermonucléaires s'enclenchent et produisent de l'énergie. Cette énergie est évacuée vers l'extérieur de l'étoile sous forme, entre autres, de rayonnement électromagnétique, qui finalement, au niveau de la photosphère stellaire, se propage librement dans le milieu interstellaire. La puissance radiative (luminosité) d'une étoile dépend donc de son mode de production d'énergie (chaîne proton-proton, cycle du carbone, processus triple-alpha, contraction gravitationnelle,...). Ce mode de production d'énergie varie selon le statut évolutif de l'étoile. Or la luminosité stellaire peut être estimée lorsque sa magnitude apparente et sa distance sont mesurées. Il n'en est pas de même du rayon stellaire qui ne peut pas être mesuré directement, les étoiles apparaissant comme des sources ponctuelles sur la sphère céleste. Cependant, le rayonnement d'une étoile est très proche de celui d'un corps noir (voir Photosphère). Il est ainsi possible de relier la température effective Te à la luminosité L de l'étoile et à son rayon R selon la formule : L = 4pR2? Te4, où ? est la constante de Stefan. La température effective, quant à elle, est estimée lors de l'analyse du rayonnement électromagnétique émis par l'étoile en fonction de la longueur d'onde. Ainsi, pour une température effective donnée, la position de l'étoile considérée dans le diagramme HR dépend de la luminosité de l'étoile et indique ainsi son statut évolutif. Microsoft ® Encarta ® 2009. © 1993-2008 Microsoft Corporation. Tous droits réservés.