Le
diagramme de Hertzsprung-Russell
Le diagramme de
Hertzsprung-Russell
Grâce aux mesures
de luminosité absolue et de
température de surface, les astronomes tenaient l’une des clefs de la
compréhension des étoiles. Au début du siècle, le Danois Ejnar Hertzsprung et
l’Américain Henry Russell découvrirent indépendamment qu’il existait une
corrélation très forte entre luminosité absolue et température de surface des
étoiles. Ils utilisèrent les données disponibles à l’époque et eurent l’idée de
tracer un diagramme montrant ces deux propriétés.
Hertzsprung et
Russell se rendirent alors compte que la grande majorité des étoiles se
plaçaient sur une grande diagonale, appelée la séquence principale, qui allait des étoiles
froides et peu lumineuses aux étoiles chaudes et très lumineuses. En plus de
cette bande, trois autres regroupements apparaissaient. Deux groupes se
trouvaient au-dessus de la séquence principale, à des luminosités plus fortes,
le groupe des géantes et celui des supergéantes. Le troisième groupe était placé sous
la séquence principale, à des luminosités plus faibles, celui des naines blanches. Ces quatre groupes correspondent
à des étapes bien définies de la vie des étoiles.
Le diagramme de
Hertzsprung-Russell. En traçant la luminosité absolue en fonction de la
température de surface des étoiles connues, quatre catégories d’étoiles
apparaissent : la séquence principale (dont fait partie notre Soleil), les
géantes, les supergéantes et les naines blanches. Crédit : ESA
La taille des
étoiles
En 1879, le
physicien autrichien Josef Stefan qui s’intéressait au rayonnement des corps
chauds découvrit que l’énergie totale émise par un objet était proportionnelle
à la quatrième puissance de sa température absolue. Cela signifiait par exemple
qu’un corps à 6000 degrés émettait 16 fois plus d’énergie qu’à 3000 degrés.
Stefan établit également une loi plus générale qui donnait l’intensité émise
par un corps de surface donnée à une certaine température.
Pour les
astronomes, la loi de Stefan fournit un moyen relativement simple de calculer
la taille d’une étoile, une fois sa température de surface et sa luminosité
absolue déterminées. Connaissant la température de surface de l’étoile, on peut
utiliser cette loi pour calculer la luminosité totale émise par une portion de
surface donnée. Il suffit alors de comparer ce résultat à la luminosité
absolue, émise par le corps dans son ensemble, pour obtenir la surface de
l’étoile, donc également sa taille.
Cette méthode a
permis d’obtenir de très bons résultats. Elle a d’abord montré que les étoiles
de la séquence principale n’ont pas toutes la même taille, mais présentent
néanmoins une gamme relativement restreinte. Les étoiles chaudes ont ainsi 10
fois la taille du Soleil, alors que les étoiles froides n’atteignent qu’un
dixième de cette valeur.
Les autres
groupes du diagramme de Hertzsprung-Russell présentent des tailles très
différentes. Les géantes ont entre une dizaine et une centaine de fois la
taille du Soleil. Les supergéantes peuvent quant à elles être mille fois plus
grosses que notre étoile. L’énorme luminosité de ces étoiles est donc liée à
leur dimension. Enfin, les naines blanches sont de manière générale une
centaine de fois plus petites que le Soleil, ce qui leur donne une taille similaire
à celle de la Terre et explique leur faible luminosité.
Pour aller plus
loin dans la compréhension du diagramme de Hertzsprung-Russell, il
fallait encore déterminer un autre paramètre : la masse des étoiles.
Aucun commentaire:
Enregistrer un commentaire