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. Continuer Page 1 sur 1
Objectifs du Chapitre 17 Objectifs du chapitre 17 gfedc gfedc gfedc Décrire les étoiles faisant partie de la séquence principale Décrire un diagramme HR Expliquer l'utilité d'un tel diagramme Cliquez pour imprimer Yannick Dupont V2.0, été 2001 Page 1 sur 1
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 T eff Couleur B-V Raies d'absorption Masse Rayon Luminosité (K) M R L O5 35000 bleue-violette -0.45 HI, HeII 40 17.8 320000 B5 13500 bleue -0.17 HI, HeI 7.1 4.0 630 A5 8100 blanche +0.16 HI(maximum) 2.2 1.8 20 F5 6500 blanche-jaune +0.45 HI, métaux 1.4 1.2 2.5 G5 5400 jaune +0.70 Ca, Mg, Fe,... 0.9 0.9 0.8 K5 4000 orange +1.11 Métaux dominent 0.7 0.7 0.2 M5 2600 rouge +1.61 Molécules 0.2 0.3 0.008 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 Page 1 sur 9
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 Page 2 sur 9
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. Page 3 sur 9
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 HR d'amas d'étoiles 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. Page 4 sur 9
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 Page 5 sur 9
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 Page 6 sur 9
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 Page 7 sur 9
Figure 17.8: Le diagramme HR de l'amas globulaire Messier 15 Page 8 sur 9
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 V2.0, été 2001 Page 9 sur 9