Diagramme HR

Auteurs: M. Gerbaldi, B. Mosser, G. Theureau

Introduction

Le bestiaire stellaire est vaste, de l'étoile géante à peine née et déjà presque supernova, à la naine rouge qui va briller modestement des dizaines de milliards d'années, en passant par le Soleil.

Le but de ce sous-chapitre est de présenter différents outils qui permettent d'ordonner et comprendre cette classe d'objets et, avec Corneille, appréhender cette obscure clarté qui tombe des étoiles.

hipparcosHR.png
Les étoiles du catalogue Hipparcos.
Crédit : ASM

Signatures spectrales

Auteurs: M. Gerbaldi, B. Mosser, G. Theureau

Introduction

Un spectre stellaire porte la signature des éléments constituant la photosphère de l'étoile.

specscol.jpg
Différents spectres stellaires.
Crédit : ASM

Signatures spectrales


Observer

Spectroscopie

La spectroscopie, ou l'art de regarder les photons selon leur couleur, fut introduite à la fin du XIXe siècle, profitant de l'essor de la photographie.

betacocher.jpg
Spectre de l'étoile \beta du Cocher, observé à l'Observatoire de Paris en 1892 (pose de 1h20 !). Remarquer la juxtaposition d'un spectre de référence en émission.
Crédit : Bibliothèque de l'Observatoire de Paris

Spectre du soleil à haute résolution

Le spectre du soleil observé à très haute résolution spectrale présente de très nombreuses raies d'absorption. On remarque entre autres que la densité de raies spectrales est plus élevée dans le bleu que dans le rouge ; des raies telluriques dues à l'absorption dans l'atmosphère terrestre, se superposent aux raies stellaires, mais restent minoritaires.

solarspectrum.jpg
Le spectre solaire à haute résolution spectrale.
Crédit : NOAO
o2soleil.png
Le dioxygène tellurique présente une belle signature spectrale dans le rouge, caractéristique d'un spectre moléculaire de molécule diatomique symétrique, qui se superpose au spectre observé.
Crédit : ASM

Signatures spectrales et abondances

La modélisation d'un spectre nécessite la compréhension des conditions thermodynamique (température), mécanique (pression, en réponse au champ gravitationnel) et chimique (abondances) dans la photosphère stellaire, d'où sont issus les photons.

Toute la puissance de la spectrométrie réside dans cette finesse d'analyse, p.ex. pour aller dénicher à haute résolution spectrale de fines raies, et en sachant les interpréter.

ISO-Saturne.png
Spectre de Saturne dans l'infrarouge moyen, et interprétation proposée.
Crédit : ESA/ISO
uranium.png
Découverte d'un motif spectral dû à l'uranium, à 385.957 nm, dans un spectre stellaire (étoile géante CS 31082-001) très peu métallique. L'ajustement du profil de raie permet de mesurer l'abondance relative d'uranium, comparée à celle de l'hydrogène atomique.
Crédit : UVES/VLT, Observatoire de Paris

Prospective

Un exemple illustre la puissance de l'information spectroscopique : une preuve de vie exoplanétaire serait apportée via l'étude spectrale IR, sensible à la présence d'ozone. L'ozone est liée à la présence d'oxygène, et donc à une chimie particulière qui est, au-moins dans un cas connu, propice à la vie.

ozone.png
Une signature spectrale attendue : celle de l'ozone dans un spectre exoplanétaire, signant la présence de vie.
Crédit : ASM

Apprendre

objectifsObjectifs

Un cours complet de transfert de rayonnement, nécessaire pour comprendre les tenants et aboutissants du bon usage des données spectrométriques, est ici hors de propos, car trop complexe. Contentons-nous de récapituler quelques-uns des ingrédients qui permettent de comprendre un spectre.

Signatures

On en déduit que l'interprétation d'un spectre apporte des informations sur les grandeurs qui précèdent : température, gravité, abondance des éléments.

profilraie.png
Superposition des profils de raies : la largeur naturelle est très fine devant les élargissements possibles dus à la température (agitation thermique, élargissement Doppler) ou aux chocs (élargissement par pression). Cette dernière cause d'élargissement conduit à des ailes de raies très marquées.
Crédit : ASM

Largeur des raies

Dans l'atmosphère stellaire, deux phénomènes contribuent essentiellement à élargir les raies, conduisant à des largeurs bien supérieures à la largeur naturelle.

Si l'étoile est en rotation rapide, le profil de vitesse rotationnel est source d'un nouvel élargissement des raies, encore par effet Doppler .


S'évaluer

exerciceÉlargissement des raies spectrales

Difficulté : ☆☆☆   Temps : 20 min

Question 1)

Déterminer la durée moyenne \tau entre deux collisions, en fonction du libre parcours moyen \ell (la distance moyenne entre 2 collisions) et de la vitesse moyenne des atome \bar v.

[1 points]

Question 2)

Déterminer le libre parcours moyen \ell d'un atome en fonction de la section efficace de collision \sigma et de la densité particulaire n. En déduire que le libre parcours moyen varie comme l'inverse de la masse volumique dans l'atmosphère de l'étoile.

[3 points]

Question 3)

On suppose que l'élargissement de la raie par pression \Delta v _{\mathrm{p}} varie comme 1/\tau, inverse de la durée moyenne entre 2 collisions. En déduire la dépendance de \Delta v _{\mathrm{p}} en fonction de la température et de la masse volumique :

[2 points]

Question 4)

Montrer que, si l'élargissement des raies par pression est sensible, il permet, à type spectral donné, de distinguer les différentes classes stellaires.

[1 points]


L'hydrogène


Observer

L'hydrogène interstellaire

L'hydrogène neutre est omniprésent dans l'Univers. Dans le milieu interstellaire, sa signature apparaît à diverses fréquence (visible, submillimétriques, radio...). La signature radio correspond à l'inversion du spin de l'électron : sa fréquence au repos vaut 1420 MHz, pour une longueur d'onde de 21 cm.

nHIskyview.jpg
Le ciel vu par la raie à 21 cm de l'hydrogène atomique. La signature de la Voie Lactée domine.
Crédit : NRAO

Raie H beta application.png

L'hydrogène stellaire

L'hydrogène est le constituant majoritaire des étoiles. La dépendance en température d'une raie de l'hydrogène apparaît clairement, pour des étoiles de type spectral chaud, beaucoup moins pour des températures d'équilibre plus basses. L'appliquette montre l'intervalle spectral correspondant à la raie H beta de l'hydrogène dans des étoiles de type A6 à K7 (température effective : 8000 à 4000 K). Le flux est normalisé à 1 dans le continu.

gb17597539.png
Spectre du quasar GB1759+7539. La double échelle donne les longueurs d'onde observée ainsi qu'au repos. La raie Lyman alpha observée à 492.5 nm correspond à l'émission du quasar. La forêt Lyman alpha est visible entre 121.6 nm (longueur d'onde au repos) et 492.5 nm.
Crédit : Keck/HIRES

Raies en absorption

Des centaines de raies sont visibles dans le spectre d'un quasar éloigné, ce qui signe la présence sur la ligne de visée de matériel absorbant.

orionDvel.png
Position et élargissement des raies alpha et beta de l'hydrogène et du deutérium dans la nébuleuse d'Orion. Leurs positions spectrales sont ramenées à une valeur de référence, leur position au repos, ce qui permet de les superposer ; leur décalage est directement compté en vitesse .
Crédit : CFHT

Hydrogène et deutérium

Les raies de Balmer du deutérium apparaissent au voisinage de celles de l'hydrogène. Le décalage entre les raies de H et D est dû à un effet isotopique : l'électron n'a pas la même masse réduite autour du noyau de H (1 proton) et celui de D (de masse double, avec 1 proton et 1 neutron). [Rappel : la masse réduite \mu est définie par \mu = m _{\mathrm{e}}m _{\mathrm{noy}}/(m _{\mathrm{e}}+m _{\mathrm{noy}}), et s'approxime par m _{\mathrm{e}}\ (1-m _{\mathrm{e}}/m _{\mathrm{noy}})].


Apprendre

L'hydrogène : omniprésent dans l'Univers

Comme l'hydrogène représente presque 9 atomes sur 10 dans l'Univers, sa signature spectrale est omniprésente en absorption, en émission, dans diverses gammes du domaine spectral (raies de Balmer, raie à 21 cm...).

L'hydrogène interstellaire

L'hydrogène du milieu interstellaire, sous forme moléculaire ou atomique froide, est à une température variant de 10 à 1000 K. L'hydrogène atomique neutre émet dans une fréquence radio particulière correspondant à la longueur d'onde 21 cm. L'intensité de la raie d'émission dépend de la densité totale d'hydrogène atomique neutre le long de la ligne de visée. La mesure de cette intensité de la raie observée permet donc de connaître la répartition bi-dimensionnelle des nuages d'hydrogène atomique.

Et l'hélium ?

Après l'hydrogène, l'hélium est le deuxième constituant le plus abondant dans l'Univers (environ 25%, par masse, soit 10% en concentration).

Mais la signature spectrale de l'hélium, gaz rare, est fort discrète. Comme l'hélium est difficilement ionisable, il faut une température élevée pour mettre en évidence les raies de l'hélium correspondant au spectre d'ionisation. En l'absence de moment dipolaire, l'atome He ne présente pas de spectre de vibration ni rotation.


Classification spectrale

Auteurs: M. Gerbaldi, B. Mosser, G. Theureau

Introduction

La classification des spectres stellaires s'appuie sur l'étude morphologique du spectre visible. Elle rend compte essentiellement de la température effective et du champ gravitationnel stellaire.

uvesdigitalisetypes.png
Divers spectres stellaires. Les raies indiquée par H sont des raies du spectre de l'hydrogène atomique ; la raie CaII est due au spectre du calcium une fois ionisé.
Crédit : ESO/ASM
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Différents spectres stellaires observés par l'astronome italien Secchi au XIXe siècles.
Crédit : Bibliothèque de l'Observatoire de Paris

Spectres stellaires


Observer

Les spectres de Secchi

Les progrès instrumentaux à la fin du XIXe siècle permettent de mesurer les spectres des étoiles les plus brillantes. L'astronome Secchi met alors en évidence différents types, se distinguant par leur caractéristiques spectrales.

Spectres de Secchi
secchi1.jpg
Spectres d'étoiles observés visuellement par le Père Angelo Secchi et dessinés en couleur. Quatre types spectraux sont identifiés par Secchi ; le type 2 (et non ? comme indiqué par erreur par l'éditeur) correspond au Soleil, 1 à Sirius, 3 à \alpha Orion et \alpha Hercule.
Crédit : Bibliothèque de l'Observatoire de Paris

De l'enregistrement...

En effet, les spectres de différentes étoiles diffèrent sensiblement, tant pour la répartition des raies d'absorption que pour leur morphologie.

Spectres stellaires
spectreC.png
Un ensemble de spectres d'étoiles de différents types spectraux. Les raies en absorption apparaissent plus ou moins sombres en fonction de leur intensité. La position en longueur d'onde de quelques raies est indiquée, pour un domaine spectral de 360 à 500 nm.
Crédit : CNRS/OHP

Les spectres stellaires ne sont aujourd'hui plus enregistrées sur film, mais sur caméra CCD. L'étalonnage en longueur d'onde est fourni par une lampe spectrale de référence.

Spectre stellaire
spectreharps.png
Image d'un spectre-échelle à haute résolution spectrale obtenu avec une caméra CCD. Le spectre de l'étoile apparaît ici sous l'aspect de bandes sombres. L'étalonnage en longueur d'onde est apporté par les raies en émission d'une lampe spectrale (Thorium Argon), dont le spectre est intercalé avec celui de l'étoile, et enregistré simultanément.
Crédit : ASM

...au spectre

L'intensité spectrale, après étalonnage en longueur d'onde, découle des enregistrements, pour prendre la forme d'un graphe.

uvesraiesidentifieesA2.png
Spectre de l'étoile HD 102878. L'étalonnage en longueur d'onde, en abscisse, a été obtenue grâce aux raies de la lampe d'étalonnage. L'identification de quelques raies est proposée. On remarque les largeurs et les profondeurs différentes des raies spectrales.
Crédit : ESO/ASM

Largeurs des raies

Des spectres d'étoiles avec des positions de raies similaires peuvent montrer des largeurs de raies très différentes. Notez les largeurs des raies de la série de Balmer .

Largeur de raies
uvesdigitaliseclasses.png
Les largeurs des raies, dont celles de l'hydrogène, diffèrent sensiblement, pour des étoiles qui présentent par ailleurs des caractéristiques voisines.
Crédit : ASM

Apprendre

Eléments pour une classification

La classification spectrale est une analyse qualitative des spectres stellaires. Cette analyse repose sur le fait qu'une simple inspection visuelle d'un grand nombre de spectres montre qu'ils peuvent être regroupés en quelques familles : c'est la classification spectrale, qui ne considère que l'aspect du spectre dans le domaine visible et qui est fondée sur la morphologie du spectre de raies d'absorption, sans référence explicite aux causes physiques de cette apparence.

Spectre de Secchi
secchi21.png
Spectre de Bételgeuse observé visuellement par le Père Angelo Secchi.
Crédit : Bibliothèque de l'Observatoire de Paris
Spectre de Secchi
secchi22.png
Spectre d'Antarès observé visuellement par le Père Angelo Secchi.
Crédit : Bibliothèque de l'Observatoire de Paris

Classes

Les premières classifications spectrales, par exemple celle d'Angelo Secchi établie en 1863, ne comprenait que quatre classes. Secchi avait néanmoins remarqué que cette classification ne résultait pas du hasard, mais avait un sens physique, chaque classe regroupant des étoiles ayant des températures effectives voisines.

Les bases de la classification spectrale telle que nous l'utilisons aujourd'hui, furent ainsi définies en 1901 à l'Observatoire de Harvard.

definitionDéfinition

A partir des travaux antérieurs, sept classes principales furent définies représentée par les lettres O, B, A, F, G, K, M. Cette classification correspond à une séquence de température effective décroissante.

C'est, paraît-il, l'astrophysicien Henry Norris Russell qui inventa le moyen mnémotechnique "O Be A Fine Girl Kiss Me" pour retenir l'ordre des classes.

typeobafgkm.png
Crédit : ASM

Type spectral

Au sein de chaque classe, une subdivision décimale a été introduite afin de rendre compte de différences d'aspects entre les spectres d'une même famille. Ainsi le type spectral d'une étoile est-il représenté par un chiffre de 0 à 9 :

... A8, A9, F0, F1, F2 ... F8, F9, G0, G1...

où un spectre de type F9 présentera des caractères plus proches de ceux de type G0 que de ceux du type F0.


Simuler

Quelques types spectraux application.png

Typé

Utiliser l'appliquette ci-jointe pour identifier les principaux groupes de raies spectrales.

application.png

Vers une classification des types spectraux

Utiliser l'appliquette ci-jointe pour identifier les principaux groupes de raies spectrales.


Le type spectral


Observer

Principales caractéristiques des différents types spectraux

Les caractéristiques des spectres stellaires varient continûment lorsque l'on balaye les différents types spectraux. Les différents types spectraux seront dominés par différentes raies de différents éléments.

spectreC.png
Photographies de spectres stellaires.
Crédit : CNRS/OHP
abondance.png
Importance relative des différentes raies de différents éléments en fonction de l'indice de couleur d'un spectre stellaire (traduit également en type spectral et en température). La notation El I note une raie de l'élément El neutre ; El II indique une raie de El ionisé 1 fois ; El III correspond à El ionisé 2 fois...
Crédit : ASM
raiesh.png
Les raies de Balmer de l'hydrogène s'étendent du rouge au proche UV.
Crédit : ASM
uvesdigitalisebalmer.png
La série de Balmer, bien visible pour une étoile B.
Crédit : ASM

Raie H beta application.png

Raies de Balmer et types spectraux

Les raies de Balmer sont plus ou moins marquées dans un spectre, selon le type spectral. La dépendance en température d'une raie de l'hydrogène apparaît clairement, pour des étoiles les plus chaudes, beaucoup moins pour celles de températures effectives plus faibles, comme le montrent les spectres synthétiques de différents types spectraux (de A6 à K7, le flux est normalisé à 1 dans le continu).


Apprendre

objectifsObjectifs

Le type spectral rend compte de la température effective d'une étoile.

tableclassification.png
Crédit : ASM
abondance.png
Crédit : ASM

Principaux caractères spectroscopiques des classes spectrales

Le type spectral d'une étoile dépend essentiellement de la température effective, et correspond à des caractéristiques génériques telles l'importance de raies spectrales données.

Les principales classes, de O à M, couvrent les températures effectives de 50 000 à 3000 K. En 2000 deux nouvelles classes spectrales, L et T, ont été introduites. Elles décrivent les spectres des étoiles les plus froides (température effective entre 1000 et 2000 K) ne comportant quasiment que des raies moléculaires.

Les raies de l'hydrogène

Les caractères du spectre stellaire utilisés pour établir la classification spectrale sont la présence ou l'absence des raies de certains éléments, présence ou absence qui n'est pas due à des différences de composition chimique entre les atmosphères des étoiles, mais qui reflètent seulement les différences en température de ces atmosphères.

Ainsi, l'hydrogène, qui est l'élément le plus abondant dans l'univers, et dont l'abondance est à peu près la même dans toutes étoiles, présente un spectre de raies prédominant pour les étoiles dont la température effective avoisine les 10 000 K, par suite des conditions d'excitation de l'atome d'hydrogène à cette température, qui favorise au maximum la formation des raies dans le domaine visible.

Etoiles chaudes

Les étoiles de type O, les plus chaudes, présentent dans leur spectre des raies d'hélium ionisé, mais pas de raies de l'hydrogène. En allant du type B0 au type A0, l'intensité des raies de l'hélium décroît car les conditions de température ne sont plus favorables à leur formation alors que celle des raies de l'hydrogène augmente progressivement pour atteindre un maximum vers le type A0. L'intensité des raies de l'hydrogène va ensuite décroître alors que celle des raies dues aux métaux va augmenter pour les types spectraux correspondant à des températures effectives moins élevées.

Etoiles froides

Dans le spectre des étoiles froides - de type K par exemple - les atomes d'hydrogène sont dans l'état neutre, presque tous dans le niveau fondamental. Le spectre produit appartient surtout au domaine de l'ultraviolet et les raies de l'hydrogène sont très faibles dans le visible.

Pour les étoiles les plus froides, les raies des métaux neutres deviennent de plus en plus intenses alors que les bandes caractéristiques des molécules apparaissent.


Simuler

application.png

Raies de Balmer et du calcium

La première appliquette de cette page permet d'identifier les raies marquantes de l'intervalle spectral [365 - 415 nm], qui sont à la base de la classification spectrale.

Raies de Balmer d'une étoile de type B6V

Spectre de 365 à 415 nm, étoile B6V application.png

Spectre de 395 à 399 nm, étoile B6V application.png

Raies métalliques d'une étoile de type F6V

Spectre de 365 à 415 nm, étoile F6V application.png

Spectre de 395 à 399 nm, étoile F6V application.png


S'exercer

qcmQCM

1)  Les raies de Balmer de l'hydrogène ne dominent pas le spectre des étoiles froides, à partir du type F8, car :



2)  Les raies H et K du calcium ionisé , vers 395 nm, sont fortes dans les étoiles froides car :




S'évaluer

exerciceClassification spectrale

Difficulté :    Temps : 10 min

Question 1)

Classer les spectres par température décroissante.

uvesdigitalisetypesexo.png
Tous ces spectres sont ceux d'étoiles naines.
Crédit : ASM

[2 points]

Question 2)

Classer la série des spectres digitalisés par température croissante.

uvestypesexo.png
Spectres à classer.
Crédit : ASM

Pourquoi dans l'atmosphère des étoiles les plus chaudes (type O) les raies d'hydrogène sont-elles aussi peu intenses ?

[2 points]


Les classes de luminosité


Observer

Classes et luminosité

Il est rapidement apparu qu'il existe une variation de l'intensité des raies au cours d'une même séquence spectrale d'étoiles. On note dans une même classe spectrale des étoiles aux spectres sensiblement différents : ainsi Rigel (\beta Orionis) et Régulus (\alpha Léonis) sont de type spectral B8 mais Rigel présente des raies fines et Régulus des raies larges.

Largeur des raies : étoiles de type A
uvesclasses.png
Largeur des raies de Balmer de l'hydrogène en fonction de la classe de luminosité.
Crédit : ASM

Pour tenir compte de cette différence, il est nécessaire d'introduire un second paramètre dans la classification spectrale.

application.png

Cinq classes

Spectre UVES (ESO) d'étoiles de type A2, de classes I à V.


Apprendre

objectifsObjectifs

Les classes de luminosité rendent compte de la taille d'une étoile.

Classes et luminosité

Dès 1913, les travaux de Hertzsprung et Russell permirent de montrer que les différentes largeurs de raies au sein d'une même classe spectrale correspondent à des différences de luminosité pour des étoiles de même température effective, et reflètent donc une différence de rayon.

Une lettre en préfixe : d ou g, initiale des mots anglais "dwarf" (naine) et "giant" (géante) fut ajoutée à la classification spectrale de Harvard. La luminosité d'une étoile de rayon R et température effective T est donnée par la relation :

L \ = \ 4\pi\ R^2~\ \ \sigma T _{\mathrm{eff}}^4

Si deux étoiles ont le même type spectral, elles ont même température effective ; leur différence de luminosité provient donc des valeurs différentes de leurs rayons, d'où la terminologie.

Indépendamment de l'intensité des raies et de leur largeur, on note dans le spectre des étoiles dites "géantes" la présence de raies d'éléments ionisés, raies absentes dans le spectre d'une étoile naine de même type spectral.

Degré d'ionisation

Ces propriétés spectrales sont la conséquence des conditions physiques régnant dans l'atmosphère de l'étoile. Bien que la température soit le facteur prépondérant dans la détermination des caractères d'un spectre, d'autres paramètres ont une influence non négligeable, telle la masse volumique. Ainsi l'état d'ionisation d'un atome, fonction de la température, dépend aussi de la masse volumique du gaz : si elle est élevée, les particules sont proches les unes des autres, les recombinaisons entre ions et électrons sont facilitées et, à un instant donné, le nombre d'atomes ionisés est plus petit que dans un milieu de même température, mais de densité plus faible.

L'influence du rayon, via le champ gravitationnel

La masse volumique du gaz est proportionnelle à la pression, et celle-ci résulte du poids de l'atmosphère, c'est-à-dire du champ gravitationnel dans l'atmosphère stellaire. Or la gravité est proportionnelle à la masse de l'étoile, mais inversement proportionnelle au carré du rayon de l'étoile. Les rayons stellaires varient dans un domaine beaucoup plus étendu que celui des masses, et c'est ce qui fait toute la différence.

Une densité élevée dans l'atmosphère a donc pour effet de modifier la largeur des niveaux d'énergie des atomes et de modifier l'intervalle de longueur d'onde des photons correspondant à une transition entre deux niveaux. Les niveaux étant plus serrés pour une densité plus faible, il s'ensuit dans ce cas des raies plus fines.

Ainsi pour un même type spectral, une étoile de grand rayon, et donc plus faible densité dans la photosphère, présente des raies plus fines et donc plus intenses pour les éléments ionisés.

Classes de luminosité

Cinq classes de luminosité ont été définies correspondant, pour un type spectral donné, essentiellement à la largeur des raies. Ces classes sont notées I, II, III IV et V.


Simuler

Classes I, III, V

A l'aide de l'appliquette, il vous est proposé de :

Classe I :

application.png

Classe III :

application.png

Classe V :

application.png


S'exercer

qcmQCM

1)  Les raies des géantes sont fines car :




S'évaluer

exerciceGéant

Difficulté :    Temps : 5 min

Question 1)

Classer les spectres stellaires par... classe.

uvesdigitaliseclassesexo.png
Spectre stellaires, types A.
Crédit : ASM

Question 2)

Identifier sur la figure les raies des éléments ionisés caractéristiques d'une étoile supergéante.


Le diagramme Hertzsprung-Russell

Auteurs: M. Gerbaldi, B. Mosser, G. Theureau

Introduction

Les sections Magnitude et Distance ont montré comment mesurer la luminosité intrinsèque d'une étoile. La section Classification Spectrale a défini le type spectral d'une étoile, fonction essentiellement de la température d'une étoile. A partir de la température et de la luminosité, le diagramme Hertzsprung-Russell montre comment s'organise la physique stellaire.

hrclasses2.png
Diagramme HR synthétique, avec les différentes classes stellaires. Les axes d'un diagramme HR rendent compte en abscisse d'une dépendance avec la température, en ordonnée avec la luminosité de l'étoile.
Crédit : ASM

Historique


Observer

Diagramme type spectral/magnitude absolue

En 1911, l'ingénieur et astronome amateur danois Ejnar Hertzsprung traçait un diagramme type spectral-magnitude absolue pour des étoiles appartenant à un même amas stellaire. Il remarqua que les points ne se répartissaient pas de manière aléatoire dans ce diagramme.

Deux ans plus tard, l'astronome américain Henry Norris Russell construisait, indépendamment, un diagramme similaire en utilisant un échantillon d'étoiles dont il connaissait la magnitude absolue grâce à leur parallaxe.

Diagramme de Russell
diaghrhisto.png
Diagramme de H.N. Russell, paru dans la revue Nature en 1914, montrant une relation empirique entre le type spectral et la magnitude absolue.
Crédit : ASM

Diagramme HR

Le diagramme qui représente pour un groupe d'étoiles le type spectral et la magnitude absolue est appelé diagramme de Hertzsprung-Russell, ou en abrégé diagramme HR (se prononce : diagramme hache-ère).

Les deux astronomes mettaient en évidence une relation très importante entre la luminosité intrinsèque et la température de surface des étoiles. Le diagramme de Hertzsprung-Russell devint rapidement un élément incontournable de l'étude de l'évolution et de la physique stellaire.


La séquence principale


Observer

Les étoiles adultes

Le diagramme HR historique montrait déjà que la majorité des étoiles se retrouvent sur une bande précise, plus tard appelée séquence principale.

Diagramme de Russell
diaghrhisto.png
Diagramme de H.N. Russell, paru dans la revue Nature en 1914, montrant une relation empirique entre le type spectral et la magnitude absolue.
Crédit : ASM

La statistique évoluant, cet état de fait subsiste, comme le montrent les données Hipparcos.

hipparcosHR.png
Etoiles du catalogue Hipparcos, dessinant la séquence principale. Les étoiles les plus brillantes (comme les géantes rouges p.ex.) sont surreprésentées par rapport aux naines les plus froides de la séquence principale.
Crédit : ASM

Apprendre

objectifsObjectifs

Définir la séquence principale : elle regroupe les étoiles de classe V, à l'état "adulte".

Séquence principale

La plupart des étoiles se retrouvent sur une séquence donnée du diagramme HR.

definitionDéfinition

La séquence principale représente les étoiles du diagramme HR en train de brûler leur hydrogène en hélium.

Age zéro

Les étoiles évoluent sur la séquence principale, leur coeur s'appauvrissant en hydrogène et s'enrichissant en hélium. Les étoiles justes formées sont situées sur l'extrémité inférieure de la séquence.


Le diagramme HR : température et luminosité


Observer

Les étoiles dans le diagramme HR

Comme l'ont montré Hertzsprung et Russell, la physique stellaire conduit à une répartition non aléatoire des étoiles dans un diagramme température-magnitude absolue.

hipparcosHR.png
Les étoiles recensées par le satellite d'astrométrie Hipparcos.
Crédit : ESA

Les axes du diagramme HR

Différents paramètres peuvent permettre de construire un diagramme HR, pourvu qu'ils rendent compte de la température en abscisse et de la magnitude absolue en ordonnée.

hrclasses2.png
Les différents axes pour construire un diagramme HR, et les classes de luminosité dans le diagramme couleur-magnitude.
Crédit : ASM

Apprendre

objectifsObjectifs

Le diagramme Herztsprung-Russell classe les étoiles par température et luminosité.

Les étoiles dans le diagramme Herztsprung-Russell

Dans le diagramme HR, avec la température en abscisse et la luminosité en ordonnée, les étoiles ne se répartissent pas au hasard, mais peuplent au contraire des zones bien définies. Ainsi, on distingue la région de la séquence principale, une longue bande diagonale s'étirant des étoiles lumineuses et chaudes (bleues) vers les étoiles peu brillantes et froides (rouges); au-dessus, les branches des géantes et des supergéantes ; et en-dessous une région peuplées d'étoiles chaudes mais très peu lumineuses, les naines blanches.

hrclasses.png
Les classes de luminosité dans le diagramme couleur-magnitude.
Crédit : ASM

Les classes de luminosité

Les différentes classes de luminosité se retrouvent dans le diagramme HR. Les lignes qui dessinent les différentes classes de luminosité correspondent à des valeurs moyennes de la magnitude absolue pour un ensemble d'étoiles ayant même classe de luminosité. La classe I des supergéantes est subdivisée en deux classes, Ia et Ib, de luminosités distinctes.

Les axes du diagramme HR

Les grandeurs physiques définissant les axes du diagramme HR peuvent être mesurées par différents paramètres, donnant ainsi lieu à différentes formes du diagramme HR.

Le type spectral d'une étoile est une mesure qualitative de sa température effective aussi, ce paramètre est-il utilisé en abscisse. Plus directement issu de l'observation, l'indice de couleur rend simplement compte de la température. Le diagramme résultant est alors appelé diagramme couleur-magnitude.

En ordonnée, magnitude absolue et luminosité jouent un rôle équivalent.

Les paramètres du diagramme HR
Abscisse Température effective - Indice de couleur - Type spectral...
OrdonnéeLuminosité (en W ou en luminosité solaire) - Magnitude absolue ...

Les différents paramètres en abscisse et ordonnée d'un diagramme HR

De l'intérêt du diagramme HR

La représentation en diagramme HR présente de multiples intérêts :


Diagramme HR et rayons stellaires


Apprendre

Courbes isorayons

Le diagramme HR met en avant la luminosité et la température d'une étoile. Par ailleurs, la loi de rayonnement du corps noir relie la luminosité d'une étoile à sa température et à son rayon.

On en déduit que la répartition des rayons stellaires dans le diagramme HR ne relève pas du hasard. La relation :

L \ \propto\ R^2 \ T^4

implique que, dans un diagramme HR en coordonnées \log T, \log L les lignes d'isorayon stellaire sont des droites de pente 4 (qui apparaissent avec une pente négative si l'on oublie de tenir compte que l'axe des températures croît vers la gauche dans un diagramme HR).

hrrayon.png
Courbe isorayon dans le diagramme HR.
Crédit : ASM
rayonstel.png
Différents diamètres stellaires, à l'échelle.
Crédit : ASM

Des naines aux géantes

Ce qui précède est bien en accord avec les classes de luminosités. On remarque que la séquence principale correspond à des étoiles naines, toutefois de rayon un peu plus important pour les étoiles chaudes.


S'exercer

Rayon, température...

Voir les exercices de la page corps noir.


Diagramme HR et propriétés stellaires


Observer

Diagramme HR d'un amas

La représentation dans le diagramme HR d'un amas d'étoiles peut se faire directement en magnitude apparente. Comme la dimension de l'amas est petite devant sa distance, les étoiles sont toutes quasiment à même distance, et ce dernier paramètre devient transparent pour l'intercomparaison des étoiles de l'amas.

Evolution dans le diagramme HR

L'évolution stellaire montre que les étoiles les plus massives évoluent très rapidement. Les étoiles de l'amas s'étant formées quasiment simultanément, on ne peut pas trouver des étoiles jeunes dans un amas contenant des étoiles vieilles.

Les diagrammes pour l'amas des Pléiades, et l'amas M67, dont les étoiles sont respectivement jeunes et vieilles, présentent donc des aspects fort différents.

hramaspleiades.png
Diagramme magnitude apparente - indice de couleur de l'amas des Pléiades. L'amas, jeune, comprend des étoiles jeunes.
Crédit : ASM
hramasm67.png
Diagramme magnitude apparente - indice de couleur de l'amas M67. Les étoiles sont âgées, et donc les types spectraux correspondant aux étoiles massives en sont absents.
Crédit : ASM

Bande d'instabilité

Une région du diagramme HR réunit la plupart des étoiles variables. On l'appelle bande d'instabilité. Dans cette bande, les conditions thermodynamiques de l'enveloppe stellaire sont telles qu'un mouvement de relaxation conduit à une pulsation, le plus souvent radiale, des couches stellaires externes. Cette pulsation se traduit par une variation de luminosité périodique.

positionhrinstabilite.png
La bande d'instabilité dans le diagramme HR.
Crédit : ASM

Biais

Une représentation dans le diagramme HR peut être trompeuse, si les données sont biaisées. Les diagrammes HR des étoiles les plus proches ou de celles les plus brillantes ne sont pas représentatifs. Dans un cas, on sélectionne les étoiles les plus fréquentes, dans l'autre, uniquement les plus brillantes.

hrproche.png
Diagramme HR des étoiles les plus proches (parallaxe supérieure à 0.11").
Crédit : ASM
hrbrillante.png
Diagramme HR des étoiles les plus brillantes (magnitude apparente inférieure à 3).
Crédit : ASM

Simuler

Diagramme HR des étoiles les plus lumineuses

Diagramme HR des étoiles les plus brillantes application.png

L'appliquette ci-dessus propose divers paramètres des étoiles les plus brillantes du ciel.

Diagramme HR des étoiles les plus proches application.png

Diagramme HR des étoiles les plus proches

L'appliquette ci-dessus propose divers paramètres des étoiles les plus proches du ciel.


Conclusion

Les pages qui précèdent illustrent l'intérêt très large de la représentation des objets stellaires dans le diagramme HR. Connaître une étoile nécessite la donnée des paramètres primaires, au premier rang desquels figurent la luminosité et la température effective. Ensuite, on peut s'intéresser à la métallicité, la masse, le rayon, la structure interne....

A ce titre, le diagramme HR est un outil et un mode de représentation très courant en astrophysique. Des diagrammes HR ou portions de diagramme HR apparaissent dans nombre de publications. La figure ci-dessous illustre par exemple le gain de précision apportée par des obervations (astérosismologiques en l'occurrence) permettant de définir la position dans le diagramme HR d'une vieille étoile du disque galactique. Les incertitudes de mesure sur la luminosité et la température définissent une boîte d'erreur, d'autant plus petite que les mesures gagnent en précision.

concluhr.png
Localisation de l'étoile HD 203608 dans le diagramme HR avant (trait tireté bleu) et après (domaine rose à rouge) l'observation des oscillations de cette étoile. La boîte d'erreur est considérablement réduite grâce à la précision des mesures astérosismiques.
Crédit : ASM

Réponses aux QCM

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QCM

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QCM


Réponses aux exercices

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Exercice 'Élargissement des raies spectrales'


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Exercice 'Géant'