Le diagramme HRContribution:
Maylis Lavayssière
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Au
début du XX ème siècle, l'accumulation d'un grand nombre
d'observation d'étoiles individuelles a conduit les astronomes à
chercher à établir des relations qui permettraient de mettre un
peu d'ordre dans toutes ces informations. Travaillant indépendamment,
Ejnar Hertzprung et Henry Norris Russel eurent l'idée de faire un graphique
représentant les étoiles en fonction de leur luminosité
et de leur température de surface(cette dernière étant
directement reliée à la couleur...). Sur ce graphique (appellé
aujourd'hui HR en leur honneur), Hertzprung et Russel découvrirent que
les étoiles ne sont pas distribuées uniformément, mais
se regroupent dans certaines zones bien déterminées.
Environ 80% des étoiles se situent sur la diagonale que l'on nomme série principale. La position et la forme de cette dernière est facile à comprendre: la diagonale que suit approximativement la série correspond à une relation de proportionnalité entre la température de surface d'une étoile et sa luminosité. Plus la température est élevée, plus la luminosité est élevée (pour des raisons historiques, l'axe des températures est orienté vers la gauche...nous verrons plus bas pourquoi).
Toutefois, il existe des étoiles pour lequelles cette relation entre température et luminosité n'est pas aussi simple: les étoiles situées au-dessus de la série principale sont systématiquement trop brillantes pour leur température, tandis que les étoiles au-dessous ne sont pas assez brillantes pour leur température.
C'est
la taille de l'étoile qui détermine le fait qu'elle se trouve
ou non sur la série principale. En effet, la luminosité d'une
étoile est à la fois fonction de sa température et de sa
taille. La température détermine la luminosité surfacique
(la quantité de lumière émise à chaque seconde par
chaque mètre carré de surface de l'étoile), et la taille
détermine le nombre de mètre carrés de surface. la luminosité
surfacique augmente comme la quatrième puissance de la température,
et le nombre de mètres carrés de surface augmente comme le carré
du rayon de l'étoile. Les étoiles situées au-dessus de
la série principale sont plus lumineuses que les étoiles de même
température situées sur la série principale tout simplement
parce qu'elles sont plus grosses, d'où l'appellation qui leur a été
donnée d'étoiles géantes. En revanche, les étoiles
situées au-dessous sont, à température égale, plus
petites, et on les appelle des naines.
Pour classifier rapidement un marge échantillon d'étoiles en fonction de leur température, les astronomes ont recours à une méthode rapide qui se base sur l'aspect visuel du spectre. En effet, l'intensité relative des raies spectrales varie avec la température, ce qui permet au premier coup d'oeil d'estimer la température d'une étoile.
A
la fin du XIX ème, les astronomes inventèrent une façon
de classer les spectres, basée sur l'intensité des raies et utilisant
les lettres A à P: la classe A regroupait les étoiles qui possédaient
les raies de Balmer les plus intenses, la classe B correspondait à des
raies un peu moins intenses, et ainsi de suite, par ordre décroissant
d'intensté jusqu'à P.
Par la suite, on se rendit compte que cette classification était trop
détaillée, on regroupa plusieurs spectres et on ne garda que les
catégories A,B,F,G,K,M et O. Mais ce n'est qu'au début du XX ème
siècle, lorsqu'on comprit la relation entre la température et
l'intensité des raies, qu'on se rendit compte que l'ordre des lettres
ne correspondait pas à l'ordre des températures: il fallait inverser
les classes A et B et ramener le O au début de la liste: la séquence
ABFGKMO devait plutôt se lire OBAFHGKM. (Les astronomes anglophones mémorisent
cette séquence par un procédé mnémotechnique grâce
à la phrase "Oh, Be A Fine Girl Kiss Me!", qu'on peut remplacer, si on
préfère par "Oh, Be A Fine Guy Kiss Me!")
On remarquera toutefois que cette séquence correspond à un ordre
décroissant de température. Pour qu'elle suive l'ordre croissant,
il aurait fallut l'inverser, mais on préféra garder la séquence
OBAFGKM pour s'éloigner le moins possible de la séquence originale.
Voilà pourquoi, sur le diagramme HR, les étoiles chaudes (type
O) sont à gauche, et les étoiles froides (type M) sont à
droite!
On peut ainsi indiquer sur l'axe horizontal du diagramme HR, en plus des couleurs et de la température de surface, le type spectral, dans l'ordre OBAFGKM. de nos jours, ces classes spectrales sont subdivivées de 0 à 9. Ainsi, le Soleil avec une température de 5800K, est une étoile de type G2.
Puisqu'il
existe des étoiles naines et des étoiles géantes, le type
spectral d'une étoile ne peut à lui seul nous renseigner sur sa
luminosité. Evidemment, si on connait la distance de l'étoile,
on peut évaluer sa luminosité par la remation intensité-luminosité-distance.
Ainsi, le cas des étoiles plus rapprochées que 200 a.l. ne pose
donc aucun problème, puisque la distance s'obtient directement à
partir de la parallaxe annuelle. Pour des distances supérieures, les
astronomes se basent sur la classe de luminosité d'une l'étoile.
Cette dernière est déterminée par la netteté de
ses raies spectrales: la netteté varie inversement à son intensité..
Ainsi, sur un cliché photographique, une raie intense apparait large
et floue tandis qu'une raie peu intense apparait fine et nette. les étoiles
dont les couches externes sont très diluées, comme les géantes,
on ainsi des raies peu denses et donc fines et nettes. En revanche, les raies
des étoiles ultradenses, comme les naines blanches, sont intenses et
paraissent larges et floues.
La netteté des raies (qui reflète leur intensité absolue) permet de ranger les étoiles dans un système de classes de luminosité, notée en chiffres romains allant de I (supergéantes, tout en haut du diagramme HR) à V (série pricipale). Ce système de classification se nomme système MK, en l'honneur des astronomes W.W. Morgan et Philip Childs Keenans qui l'ont développé.
Le diagramme Hertzprung-Russel