La
séquence principale
La séquence
principale
En traçant le
diagramme qui porte leur nom, les astronomes Hertzsprung et Russell mirent
en évidence une longue diagonale sur laquelle se trouvaient la majorité des
étoiles : la séquence principale. Les études théoriques ont
montré que les étoiles de cette séquence sont celles qui utilisent la fusion de
l’hydrogène en hélium comme source d’énergie. Le fait que cette phase de la vie
d’une étoile soit la plus stable et la plus longue explique que la majorité des
étoiles observables dans le ciel se trouvent sur la séquence principale.
La durée de vie
d’une étoile sur la séquence principale dépend de deux facteurs : la quantité
d’hydrogène disponible en son centre et la vitesse à laquelle elle brûle ce
combustible. La première quantité est proportionnelle à la masse de l’étoile.
Si vous multipliez celle-ci par deux, vous obtenez deux fois plus de
combustible au centre. Le deuxième paramètre est lié à l’énergie produite par
l’étoile, donc à sa luminosité. Or, la luminosité n’est par
simplement proportionnelle à la masse, mais augmente beaucoup plus vite que
cela. Par exemple, si vous multipliez par deux la masse d’une étoile, sa
luminosité est multipliée par un facteur 10.
Ces
considérations ont une conséquence importante sur la durée de vie stellaire.
Une étoile de deux masses solaires brûle son hydrogène 10 fois plus vite que le
Soleil, mais ne possède un stock de combustible que deux fois plus grand. Sa
durée de vie sur la séquence principale est donc cinq fois plus courte.
Ainsi, les
étoiles ont des durées de vie très diverses. Alors que le Soleil peut espérer
une vie tranquille de 10 milliards d’années (avant de devenir une géante rouge), les étoiles les plus massives n’ont
à leur disposition que quelques millions d’années. Les étoiles les moins
massives ont quant à elles plus de 100 milliards d’années à vivre. Il y a donc
presque un facteur 10.000 entre l’espérance de vie la plus longue et la plus
courte.
La séquence
principale comme outil : l’âge des amas stellaires
Les astronomes
ont réussi à déterminer de nombreuses propriétés des étoiles comme la luminosité ou la masse. L’un des paramètres qu’il n’est pas
possible de déterminer directement est l’âge d’une étoile. Il existe néanmoins
un cas dans lequel cela est réalisable : celui des étoiles d’un amas. Ceci est
possible car tous les membres d’un amas sont nés en même temps et ont donc le
même âge.
L’amas globulaire
Messier 80 photographié par le télescope spatial Hubble. Crédit :AURA/STScI/NASA
Pour comprendre
comment cette propriété peut se révéler très utile, considérons quelques
exemples. Commençons par un amas très jeune de quelques millions d’années. La
phase de formation stellaire étant
relativement courte, toutes les étoiles de l’amas ont rejoint la séquence
principale. Étant donné que même les astres les plus massifs restent sur
celle-ci pendant une dizaine de millions d’années, toutes les étoiles de l’amas
en font encore partie. La séquence principale d’un amas jeune est donc complète
et comprend des étoiles aussi bien bleues que rouges.
Passons à un amas
de quelques dizaines de millions d’années. Dans ce cas, les étoiles les plus
massives ont déjà quitté la séquence principale. Celle-ci va donc apparaître
tronquée de sa partie bleue, alors que quelques géantes rouges font leur apparition.
Dans un amas d’un
milliard d’années, toutes les étoiles de masse supérieure à deux fois celle de
Soleil ont quitté la séquence principale. Le diagramme de Hertzsprung-Russell
la montre amputée de sa partie supérieure, alors qu’apparaissent de nombreuses
géantes rouges, ainsi que des naines blanches.
Finalement, un
amas de 10 milliards d’années présente de très nombreuses géantes rouges, une
séquence principale limitée à des étoiles rougeâtres peu massives, ainsi qu’un
grand nombre de naines blanches.
La physionomie du
diagramme de Hertzsprung-Russell d’un amas est donc très dépendante de l’âge de
ce dernier. Il suffit en fait de déterminer quelles sont les étoiles les plus
massives ou les plus chaudes encore présentes dans la séquence principale, pour
obtenir une estimation précise de l’âge de l’amas et de ses étoiles.
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