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Le diagramme de Hertzsprung-Russell


Aperçu
La lumière des étoiles nous fait parvenir un message brouillé et complexe. Pour en démêler les arcanes, les astronomes recourent à un outil mis au point dans les premières années du XXe siècle par Ejnar Hertzsprung (1905) et indépendamment par Henry Norris Russell (1914). Il s'agit d'un diagramme dans lequel les points représentatifs d'un ensemble d'étoiles sont placées en fonction de leur couleur, température superficielle ou type spectral (qui correspondent aux abscisses) et de leur luminosité ou de leur magnitude absolues ou apparentes (en ordonnées).
Les différentes possibilités représentent des variantes du diagramme de Hertzsprung-Russell (au sens large). On parlera ainsi plus spécialement du diagramme couleur-magnitude (C-M), quand on recourt à ces deux paramètres, et de diagramme de Hertzsprung-Russell, au sens strict, quand les paramètres sont le type spectral et la magnitude apparente. Le choix de la variante dépendra des paramètres disponibles ou du choix que l'astronome a jugé le plus plus commode selon le contexte. Mais, il ne s'agira chaque fois que du changement d'échelle des axes du diagramme, et pour une collection d'étoiles donnée, la morphologie de toutes ces variantes restera donc toujours la même.
Le diagramme de Hertzsprung-Russell est vite devenu la pierre angulaire de l'astronomie stellaire, il révèle les mécanismes qui gouvernent le devenir des étoiles et apporte un peu de raison et d'ordre dans le bestiaire céleste.

Lorsqu'on cherche à caractériser dans un diagramme HR la population d'étoiles de la région de la Galaxie dans laquelle se situe le Soleil - comme l'avait fait initialement Hertzsprung et Russell, ou comme le représente la figure ci-dessous réalisée à partir des mesures du satellite Hipparcos - le diagramme révèle que les étoiles se concentrent dans deux régions privilégiées. La première est une grande diagonale, appelée séquence (ou série) principale, qui accueille la majorité des étoiles, dont le Soleil. L'autre zone d'accumulation, dans la partie droite du diagramme, regroupe des étoiles relativement froides (rouges) et plus lumineuses, et constitue la branche des géantes.


Diagramme C-M du voisinage solaire réalisé à l'aide d'Hipparcos.

Ces concentrations sont le signe de corrélations entre luminosité et couleur des étoiles, c'est-à-dire de l'existence d'un ordre par-delà la diversité des apparences. Sur la séquence principale, le déchiffrement est simple : plus une étoile est chaude (ou bleue) et plus elle est lumineuse intrinsèquement; plus elle est froide (ou rouge) et moins elle est lumineuse. La logique est différente pour les géantes. Mais pour aller plus loin, l'échantillon que constituent les étoiles du voisinage solaire est inadapté. Il s'agit en effet d'étoiles d'origines diverses, qui se sont trouvées mélangées au fil du temps dans une même région de l'espace.

Le diagramme HR prend sa pleine puissance lorsqu'on l'utilise pour étudier des collections d'étoiles qui ont la même origine. On a pu l'utiliser au cours des dernières années pour caractériser les populations de certaines galaxies dans leur ensemble (par ex. la Naine du Sextant, ou la galaxie Leo I, dans le Lion). Mais, depuis que Trumpler, dans les années 1920, a attiré l'attention sur eux, le territoire privilégié du diagramme de Hertzsprung-Russell se sont les amas stellaires, qu'ils soient ouverts ou globulaires.

Dans un amas, toutes les étoiles ont la même origine. Elles ont le même âge, et comme l'ont compris les astronomes en s'aidant justement de la comparaison de diagrammes de nombreux amas, elles ne se distinguent que par des masses différentes.

Les étoiles les plus massives, consomment leur combustible à un taux accéléré, et évoluent plus rapidement que les étoiles les moins massives. Si bien que la région bleue de la séquence principale des amas se dépeuple progressivement, au profit de la région des géantes rouges, qui sont des étoiles parvenues à un stade avancé d'évolution.
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Les populations stellaires*

En 1941, Baade a également utilisé le diagramme HR pour distinguer l'existence de deux population d'étoiles dans les galaxies.

Population I - Les étoiles que l'on rencontre dans le voisinage du Soleil, dans les amas ouverts, et plus généralement dans le disque des galaxies spirales sont dites de population I. Elles correspondent à des étoiles relativement jeunes.

Population II - Ces étoiles sont plus anciennes que les précédentes. On les rencontre principalement dans le halo des galaxies spirales et constituent en particulier la population des amas globulaires.

On ajoute à ces deux types de population une population I extrême, constituée des étoiles les plus jeunes, et l'on évoque aussi la possible existence d'étoiles de population III, qui seraient les premières étoiles formées, et dont on attend qu'elles ne présentent aucun signe de pollution par des éléments lourds, puisqu'il n'y aurait eu aucune génération d'étoiles antérieures.

Actuellement aucune étoile de population III n'est connue. Il est possible, en fait qu'il n'en existe plus. Si les toutes premières étoiles étaient très massives, elles ont dû exploser très tôt et disperser autour d'elles les éléments qu'elles avaient synthétisées, affectant ainsi la composition chimique de leurs contemporaines.

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