Température, masse, et diagramme de Hertzsprung-Russell
Le diagramme de Hertzsprung-Russell, ou diagramme HR, est un graphique qui classe les étoiles selon leur luminosité et leur température de surface. En y plaçant des milliers d’étoiles, les astronomes ont découvert qu’elles ne se répartissent pas au hasard mais en quelques grands groupes, qui reflètent leur masse et leur stade d’évolution. C’est l’un des outils fondamentaux de l’astrophysique stellaire.
Deux astronomes, une même idée
Le diagramme porte le nom de deux astronomes qui l’ont conçu indépendamment l’un de l’autre : le Danois Ejnar Hertzsprung, qui publia vers 1911 des graphiques d’amas d’étoiles comme les Pléiades, et l’Américain Henry Norris Russell, qui présenta en 1913 un diagramme comparable pour les étoiles proches du Soleil. On l’appelle aussi diagramme couleur-magnitude, du nom des grandeurs effectivement mesurées par les observateurs.
Comment lire le diagramme
- L’axe vertical indique la luminosité, c’est-à-dire l’énergie rayonnée par l’étoile, ou sa magnitude absolue : les étoiles les plus brillantes sont en haut.
- L’axe horizontal indique la température de surface, la couleur ou le type spectral (classes O, B, A, F, G, K, M). Par tradition, la température décroît de gauche à droite : les étoiles bleues, les plus chaudes, sont à gauche ; les rouges, les plus froides, à droite.
Le Soleil, étoile jaune de type G2 dont la surface avoisine 5 800 kelvins, se situe à peu près au milieu du diagramme.
Les grands groupes d’étoiles
- La séquence principale forme une large bande en diagonale, du coin supérieur gauche au coin inférieur droit. Elle rassemble environ 90 % des étoiles, celles qui transforment l’hydrogène de leur cœur en hélium, comme le Soleil.
- Les géantes et supergéantes occupent le haut et la droite : froides mais très lumineuses, ce qui s’explique par leur rayon immense ; Bételgeuse en est un exemple.
- Les naines blanches se trouvent en bas à gauche : chaudes mais peu lumineuses, car minuscules, à l’image du compagnon de Sirius.
Ces positions découlent d’une loi physique simple : la luminosité d’une étoile augmente avec le carré de son rayon et la quatrième puissance de sa température. À température égale, une étoile plus lumineuse est donc forcément plus grande.
Le rôle décisif de la masse
Sur la séquence principale, la position d’une étoile dépend avant tout de sa masse. Les étoiles massives sont plus chaudes et beaucoup plus lumineuses : pour des étoiles comparables au Soleil, la luminosité croît approximativement comme la masse élevée à la puissance 3,5. Elles consomment donc leur combustible bien plus vite. Le Soleil doit rester environ dix milliards d’années sur la séquence principale, alors qu’une étoile très massive la quitte au bout de quelques millions d’années seulement.
Un outil pour retracer la vie des étoiles
Lorsque l’hydrogène de son cœur est épuisé, une étoile quitte la séquence principale et gonfle en géante rouge. Une étoile comme le Soleil finira en naine blanche, après avoir expulsé ses couches externes ; une étoile beaucoup plus massive deviendra une supergéante puis explosera en supernova. Le diagramme permet aussi de dater les amas d’étoiles : toutes leurs étoiles sont nées en même temps, et le point où la séquence principale s’interrompt indique l’âge de l’amas.
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