ÉTOILES : CHAÎNE DES DÉCOUVERTES

DIAGRAMME HR

Définition

Le spectre étant une véritable "carte d'identité" pour une étoile, rechercher l'existence d'une relation entre le type spectral et la luminosité intrinsèque s'avéra du plus haut intérêt.

Les astronomes Hertzsprung et Russel ont établi le diagramme ci-contre.
Lors de la construction du diagramme, il est porté :

En abscisse :
• Les classes spectrales liées à la température de surface, à la couleur et aux raies d’absorption des différents corps simples.
En ordonnée, au choix, selon ce qu'on connaît de l'étoile :
• La luminosité émise par l’étoile (le soleil étant pris pour unité).
• La taille (géantes ou naines).
• La magnitude absolue (déduite de la magnitude visuelle si on connaît sa distance), voir graphique du bas de page.

En réalité ces trois renseignements n’en font qu’un puisque la magnitude absolue dépend de l’intensité lumineuse émise par l’étoile, laquelle est liée à la taille de l’étoile puisque l’on a :

     Intensité émise = B.S

     B : brillance, rayonnement émis par unité de surface (fonction de la température)
     S : surface émettrice (fonction du volume)

Le diagramme montre un maximum de population dans une sorte de diagonale appelée "séquence principale", ainsi que des géantes ou naines qui s'en écartent.

L'intérêt du diagramme est que, une étoile étant située dans celui-ci, on peut en déduire sa magnitude absolue et donc sa distance (utile pour les étoiles trop lointaines pour qu'on puisse mesurer directement leur parallaxe).

Cela suppose que l'on connaisse sa taille, le paragraphe suivant montre comment on peut la déterminer.

Déterminer la taille d'une étoile par la Spectroscopie.

Première observation : La pression régnant dans l’atmosphère d’une étoile est beaucoup plus élevée pour une naine que pour une géante (à température égale, donc dans une même classe spectrale).

Deuxième observation : Il existe un moyen de connaître cette pression par un type de raies de spectre très particulier que l’on appelle «les raies d’arc» et «les raies d’étincelle».

Pour les définir, un court retour dans un laboratoire est nécessaire :

Lorsqu’un corps simple est chauffé, il apparaît une nouvelle raie, à une température de l’ordre de 2500° appelée «raie d’arc» en liaison avec la température de l’arc électrique. Continuons de chauffer, vers 5000° apparaîtra une nouvelle raie que l’on appelle «raie d’étincelle» qui n’est autre que la température de l’étincelle bleue. Ces étapes correspondent aux niveaux d’énergie de l’électron qui régissent les raies d’émission aussi bien que les raies d’absorption.

L’observation a montré, sur les étoiles à distance connue donc de masse connue et dans une même classe spectrale, que les raies d’étincelle sont d’autant plus intenses que la pression est faible (aussi bien en émission qu’en absorption).

On va donc appliquer cette propriété sur l’étoile à étudier : si l’on nomme R le rapport d’intensité d’une certaine raie d’arc de longueur d’onde lambda et d’une raie d’étincelle de longueur d’onde voisine lambda2 le rapport R est d’autant plus petit (dans une classe donnée) que l’étoile a un plus grand volume.

Plus précisément, il existe, dans chaque classe spectrale (lettre en bas du diagramme ci-dessous), une relation précise entre le rapport R et la magnitude absolue M.

Exemples de placements pour plusieurs étoiles