Une façon de vivre propre aux étoiles

A gauche le diagramme stellaire élaboré par H.N.Russell tel qu'il fut publié en 1914 dans "Nature" dans lequel pour la première fois, les étoiles d'un amas sont classées en fonction de leur classe spectrale et de leur magnitude absolue. Russel découvrit que les étoiles ne se distribuaient pas au hasard mais se regroupaient dans trois groupes : la Séquence principale, les géantes rouges et les étoiles naines blanches. A droite, la version moderne du diagramme Hertzsprung-Russel. En abscisse on représente le type spectral (ou la température effective), en ordonnée la luminosité en progression logarithmique (ou la magnitude). Durant leur maturité les étoiles évoluent sur la Séquence principale sur laquelle leur luminosité est proportionnelle à leur masse à un facteur près, puis s'en écartent durant la phase d'étoile géante pour mourir au bas du diagramme parmi les étoiles naines si elles ont une masse relativement faible. Documents H.N.Russell/Nature et T.Lombry.

Ce graphique qui porte désormais leur nom, le diagramme HR, était construit en coordonnées logarithmiques et mettait en corrélation le type spectral et la luminosité ou la magnitude absolue des étoiles. En fonction de leur luminosité relative, les étoiles se regroupaient dans trois zones distinctes :

- La Séquence principale qui s'étendait en diagonale à travers le graphique. Le Soleil faisait partie de cette famille et se trouvait à peu près au centre du graphique et à mi-chemin de la Séquence

- Les étoiles géantes rouges, très lumineuses (jusqu à un million de fois plus lumineuses que le Soleil !) se regroupaient au-dessus et à droite de la Séquence principale

- Les étoiles naines blanches, peu lumineuses mais très chaudes (35000-5000 K) se regroupaient dans la partie inférieure gauche.

La publication de ce graphique fut une révélation pour tous les astronomes qui applaudirent chaudement l'invention. En effet, sans réaliser le moindre calcul, en un clin d'oeil tout lecteur pouvait découvrir l'évolution stellaire d'un amas ou le stade évolutif d'une étoile. Avec un peu de savoir-faire il pouvait même deviner la taille d'une étoile ou quel serait son prochain stade évolutif en regardant simplement sa position dans le diagramme HR. L'idée était vraiment géniale !

Aujourd'hui la classification d'Harvard reportée dans un diagramme HR est devenue un puissant outil d'analyse. Tous les astronomes l'utilisent, qu'ils soient professeurs en chaire, éducateurs de stage d'astronomie ou simples amateurs. Quand les valeurs d'indice de couleur et de magnitudes apparente et absolue sont déterminées, l'astronome peut notamment calculer les dimensions de l'étoile, son âge ainsi que sa distance. Ces données sont généralement déduites soit de relevés astrométriques (parallaxe, etc), soit de l'analyse photométrique et/ou spectrométrique ainsi que nous le verrons dans deux exercices, l'un consacré à M45, l'autre à Bételgeuse.

Ainsi, sachant que le Soleil est de classe G2, qu'il se situe sur la Séquence principale et présente une masse solaire, compte tenu de son taux d'activité et de ses réserves de combustible on peut dire qu'il restera 10 milliards d'années dans cet état avant de se transformer en étoile géante rouge. Mais ne brûlons pas les étapes. On y reviendra un peu plus tard lorsqu'il aura épuisé l'essentiel de son combustible.

En attendant, nous pouvons relever quatre étoiles particulièrement intéressantes dans le diagramme HR qui nous permettent d'apprécier toute la diversité des étoiles et la complexité de l'évolution stellaire.

- VB 10 (Gliese 752B) est probalement l'étoile la plus froide et la moins massive jamais observée. Elle est de classe M8 Ve ce qui signifie qu'elle se situe déjà sur la Séquence principale mais tout en bas, dans la catégorie des proto-étoiles. Vu sa très faible masse (~0.08 M_¤), si elle consomme parcimonieusement son combustible nucléaire ou en avait suffisamment, elle pourrait en théorie survivre plus de 100 milliards d'années. En pratique, ayant des réserves limitées, elle vivra environ 15 milliards d'années.

- Bételgeuse, de classe spectrale M2 Iab, c'est une étoile supergéante rouge aussi grande que l'orbite de Saturne (650-1130 R_¤ !) et de 20 M_¤. Elle est donc immense et de ce fait elle brille comme 50000 soleils et présente une très faible densité. Sa température effective atteignant à peine 3500 K, elle rayonne surtout en infrarouge (255 nm). Née avec une masse d'environ 30 M_¤, elle s'est écartée de la Séquence principale voici plusieurs millions d'années et terminera sa vie dans quelques dizaines de millions d'années sous la forme d'une naine blanche.

- Zeta Puppis, de classe spectrale O4 Iaf, c'est une étoile bleue supergéante dont la température effective avoisine 42400 K, l'une des plus élevées. Elle présente un rayon de 20 R_¤ pour une masse de 56 M_¤. C'est l'une des étoiles les plus brillantes de la Voie Lactée avec une magnitude absolue de -6.1 (m_v = 2.2). Rayonnant essentiellement en UV, très chaude, très grande et très massive, sa durée de vie sera probalement limitée à 5 ou 6 millions d'années.

- Sirius B, est une étoile naine blanche de classe spectrale dA2 et de 32000 K, deux fois plus chaude que Sirius. Elle mesure à peine 12000 km de diamètre pour une masse atteignant 0.986 M_¤ ! La gravité y est 350 à 400000 fois plus forte que sur Terre : 1 cm³ de matière pèse 2.25 tonnes sur Sirius B ! Ce compagnon gravite à plus de 20 U.A. de Sirius, l'équivalent de la distance d'Uranus au Soleil et présente aujourd'hui un écart angulaire voisin de 11". Sa magnitude visuelle est de 8.44, elle est donc noyée dans l'éclat de Sirius (m_v = -1.46).

Ainsi que nous l'a démontré Henry Russell, le diagramme HR s'adapte très bien aux amas d'étoiles pour déterminer l'âge global des amas ouverts (souvent jeunes) et des amas globulaires (souvent aussi âgés que l'univers) et en corollaire celui des plus vieilles étoiles de l'univers ce qui permet d'ajouter une contrainte sur l'âge de l'univers.


Le diagramme HR peut-être appliqué à un ensemble d'étoiles. La photographie de l'amas M55 (à gauche) sous filtre bleu et vert, suivie de la mesure des indices (B-V) des étoiles individuelles (mesure de leur indice de couleur en fonction de leur diamètre) permet de les replacer chacune dans le diagramme HR reprenant l'indice (B-V) en abscisse et la magnitude V en ordonnée. Au final, on obtient un ensemble de points présentant l'avantage de pouvoir déduire le stade évolutif et donc l'âge de cet amas. La distribution spectrale des étoiles au sein de M55 permet de se rendre compte qu'une majorité d'entre elles sont peu lumineuses mais qu'il renferme quelques étoiles géantes bleues et rouges. M45 (à droite) présente une distribution plus régulière soulignée par quelques étoiles bleues et blanches très lumineuses. Dans les deux cas, ces étoiles brillantes, rouges ou bleues, apparaissent clairement sur les photographies. Documents SWOPE/CAMK et T.Lombry.

Si on applique le diagramme HR à l'amas globulaire M55 par exemple présenté ci-dessus, on constate que la majorité des étoiles sont relativement jeunes et peu lumineuses avec toutefois la présence de quelques étoiles géantes bleues et rouges, quelques unes dépassant de plus de 100 fois la luminosité du Soleil. Ces quelques étoiles géantes se transformeront certainement un jour en supernovae et malgré sa faible densité spatiale et la dispersion du gaz, M55 continue d'un autre côté à produire de nouvelles étoiles.

Il est également possible d'appliquer ce diagramme aux galaxies mais la plupart ne peuvent pas être résolues en étoiles individuelles et la quasi totalité d'entre elles renferment des étoiles de toutes les générations (vieilles dans le bulbe et jeunes en périphérie dans les bras) à l'exception des galaxies elliptiques qui contiennent surtout des étoiles très âgées, leur donnant une coloration rougeâtre.

Le diagramme HR ne "fonctionne" que pour les étoiles thermonucléairement actives car il exprime la relation qui relie la température de l'étoile à sa masse (voir ces exercices). Si une étoile massive de 20 M_¤ par exemple comme Bételgeuse s'effondre sur elle-même, son coeur va se transformer en silicium puis en nickel et se désintégrera en fer. Arrivé à ce stade, les réactions nucléaires sont interrompues du fait que la réaction du fer est une réaction endothermique et requiert un apport d'énergie.

La modélisation de l’étoile se base alors sur une température nulle qui n'obéit plus du tout aux mêmes lois. La plupart des supergéantes ont par exemple une magnitude absolue voisine de -8, leur luminosité ne dépendant plus uniquement de leur masse mais également de leur stade évolutif. On conserve malgré tout l'idée de classe spectrale pour les étoiles sur le déclin, géantes rouges en fin de vie ou étoiles naines, car on considère par approximation qu'en début de cycle elles diffèrent peu des étoiles ordinaires.

Nous reviendrons sur cette question un peu plus loin car il existe plusieurs méthodes alternatives permettant d'estimer la luminosité des étoiles géantes.

Explorons à présent cet univers étrange où, dit-on, les étoiles ont également une vie, se développent dans une nurserie, connaissent l'insouciance de la jeunessse, la vigueur de la maturité et les tourments de la vieillesse. Nous allons examiner en détail la vie d'une étoile entre sa naissance et sa fin ultime où elle aura consommé tout son combustible et disparaîtra du firmament au profit d'une nouvelle génération.