Vie_etoile

Séquences de la vie d'une étoile comme le Soleil.

Diagramme de Hertzsprung-Russell

En astronomie, le diagramme de Hertzsprung-Russell montre la relation entre la magnitude absolue et le type spectral d'étoiles. Il a été inventé autour de 1910 par Ejnar Hertzsprung et Henry Norris Russell.

Le diagramme de Hertzsprung-Russell est employé pour définir les différents types d'étoiles et comparer des prévisions théoriques de l'évolution des étoiles données par des modèles informatiques avec des observations d'étoiles réelles. Le diagramme existe sous deux formes différentes. Celle utilisée par les observateurs montre la magnitude en fonction de la couleur de l'étoile, alors que les théoriciens préfèrent utiliser la température de l'étoile plutôt que sa couleur.

Bien que la couleur d'une étoile dépende essentiellement de sa température, la transformation d'une forme à une autre n'est pas évidente et diffère selon le modèle employé, l'âge et la composition chimique de l'astre.

Étant donné que la taille, la luminosité et la température de surface des étoiles varient grandement, on pourrait croire que celles-ci sont distribuées plus ou moins uniformément dans le diagramme de Hertzsprung-Russell. En fait il n'en est rien, un examen rapide du diagramme montre que les étoiles se répartissent grosso-modo en deux groupes : la séquence principale contenant les étoiles naines et les étoiles géantes.

Figure montrant la magnitude (luminosité) en fonction de la température en surface de l'étoile.

Rappel : 1 Angstroem = 10^(-10) m

Séquence principale

La séquence principale est la région du diagramme de Hertzsprung-Russell où la majorité des étoiles résident (80% des étoiles), elle correspond à la diagonale allant du coin supérieur-gauche (chaud et lumineux) au coin inférieur-droit (froid et peu lumineux).

Les étoiles qui se trouvent dans cette région sont dans leur phase évolutive durant laquelle elles consomment l'hydrogène de leur noyau. Durant cette phase les étoiles sont dans un état stable et leur structure change uniquement à cause de la modification progressive de leur composition chimique. Comme le processus de combustion de l'hydrogène est un processus fort lent, les étoiles passent la plus grande partie de leur vie dans la séquence principale.

Les étoiles situées en dehors de la séquence principale sont soit au début ou à la fin de leur vie. Ce sont, sauf pour les naines blanches, des phases transitoires de plus ou moins courte durée. Ainsi, une étoile se déplace sur le diagramme. À la fin de sa vie, elle quitte la séquence principale et devient une géante puis une naine blanche.

La dispersion des étoiles autour de la séquence principale a plusieurs raisons. L'un des facteurs les plus importants est l'incertitude des d'observations ; ces incertitudes affectent principalement la distance de l'étoile en question mais concerne aussi les étoiles binaires non ou mal identifiées en tant que telles. Mais même des observations parfaites mèneraient à un étalement des étoiles autour d'une séquence principale idéale, parce que la masse n'est pas le seul facteur. En effet, la composition chimique d'une étoile et donc son état évolutif déterminent aussi sa position dans le diagramme, de même que la présence de compagnons proches, la rotation de l'étoile ou la présence de champs magnétiques pour ne nommer que quelques paramètres.

En astronomie, les étoiles présentent quatre caractéristiques principales: leur température de surface, leur gravité à la surface, leur masse et leur luminosité. Ces caractéristiques ne sont pas indépendantes les unes des autres et ne sont pas directement mesurables.

Si vous observez attentivement le ciel, vous remarquerez que les étoiles ne sont pas toutes blanches : certaines sont rouges, d'autres bleutées. Elles se présentent dans une variété de couleurs déterminées par leur température de surface. Les étoiles chaudes sont bleues tandis que les étoiles froides sont rouges. Dans un ordre croissant de température, une étoile sera rouge, orange, jaune, blanche, bleue et violette. Cet ordre de couleur peut sembler étrange: on associe souvent le rouge au chaud et le bleu au froid. Mais souvenez-vous du forgeron qui, autrefois dans les campagnes, chauffait le fer au blanc. Le fer chauffé change de couleur à mesure que sa température s'élève: il rougit d'abord, vire au jaune ensuite et finit au blanc. Si on le chauffait davantage, il deviendrait bleuté. A priori, on pourrait classer les étoiles selon leur température de surface en utilisant la loi de Wien (relation liant la longueur d'onde de la radiation principale avec la température lambdamin (en m) = 2,9.10^-3/T (en Kelvin)), mais ceci pose quelques difficultés. Les caractéristiques spectrales permettent de classer les étoiles différemment, en utilisant indirectement des informations qui concernent leur température ou leur gravité. En effet, les raies d'absorption présentes dans le spectre électromagnétique des étoiles ne peuvent être observées que dans une certaine gamme de température car ce n'est que dans cette gamme que les niveaux énergétiques atomique relatifs à ces raies sont peuplés. De même, la largeur des raies d'absorption dépend de la gravité à la surface de l'étoile et donc de sa luminosité.

La classification de Harvard

Cette méthode fut développée à l'observatoire de Harvard au début du XX^e siècle par Henry Draper. Elle donna lieu à la publication du Henry Draper Catalogue (HD) entre 1918 et 1924. Le catalogue contenait 225 000 étoiles jusqu'à la neuvième magnitude. La classification de Harvard est basée sur des raies d'absorption qui sont surtout sensibles à la température plutôt qu'à la gravité de surface. Les différentes classes et leur température sont les suivantes :

Classe	T° max (K)	T° min	couleur	raies d'absorption
O	60 000	30 000	bleue	azote, carbone, hélium et oxygène
B	30 000	10 000	bleue-blanche	hélium, hydrogène
A	10 000	7 500	blanche	hydrogène
F	7 500	6 000	jaune-blanche	métaux: fer, titane, calcium, strontium et magnésium
G	6 000	5 000	jaune(comme le soleil)	calcium, hélium, hydrogène et métaux
K	5 000	3 500	jaune-orange	métaux et oxyde de titane
M	3 500		rouge	métaux et oxyde de titane

L'ordre des types spectraux est O-B-A-F-G-K-M ("Observez Bien Au Firmament Grandiose Kaléidoscope Multicolore" ou en anglais "Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me") dans l'ordre décroissant de la température. Cette classification a été modifiée de nombreuses fois ; certaines des classes se chevauchaient et étaient retirées. Lorsque plus tard, on découvrit que l'intensité des raies dépend essentiellement de la température de surface de l'étoile, on passa à une classification en subdivision à l'aide des chiffres (0-9) : A0 pour les étoiles les plus chaudes de la classe A et A9 pour les moins chaudes. Par exemple, notre soleil est une étoile de type G2. Plus récemment, la classification a été étendue en W O B A F G K M L T et R N C S, où W sont les étoiles de Wolf-Rayet, L et T représentent des étoiles extrêmement froides : des naines brunes, et R N C S sont utilisés pour les étoiles carbonées.

Les étoiles de classes O sont très chaudes et très lumineuses et de couleur bleue. Par exemple, Noas, dans la constellation de la poupe, brille près d'un million de fois plus fort que le Soleil. Ces étoiles possèdent des raies d'hélium intenses et des raies d'hydrogène assez faibles, elles émettent principalement dans l'ultraviolet. Ces étoiles sont si énergétiques qu'un grand nombre perd de la matière qui forme alors des cocons donnant des raies en émission (type OeHeII, NIII).

En résumé pour notre bon "jeune-vieux" Soleil.

Déplacement du Soleil au cours de sa vie (environ 10 milliards d'années) dans le diagramme de Hertzsprung-Russell.

On sait donc aujourd'hui prédire le futur pour notre Soleil. Dans environ quatre milliards d'années, il va se dilater, donc croître en luminosité et acquérir une coloration rouge (comme celle des géantes rouges). A ce stade, il aura englouti Mercure, Vénus ainsi que la Terre. Sa luminosité (ou magnitude) sera alors la plus élevée. Sa température continuera de croître juqu'à environ 25 000 K puis baissera concentrant sa masse jusqu'à devenir une naine blanche.

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