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.
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.
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.
Le diagramme HR historique montrait déjà que la majorité des étoiles se retrouvent sur une bande précise, plus tard appelée séquence principale.
La statistique évoluant, cet état de fait subsiste, comme le montrent les données Hipparcos.
Définir la séquence principale : elle regroupe les étoiles de classe V, à l'état "adulte".
La plupart des étoiles se retrouvent sur une séquence donnée du diagramme HR.
La séquence principale représente les étoiles du diagramme HR en train de brûler leur hydrogène en hélium.
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.
Comme l'ont montré Hertzsprung et Russell, la physique stellaire conduit à une répartition non aléatoire des étoiles dans un diagramme température-magnitude absolue.
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.
Le diagramme Herztsprung-Russell classe les étoiles par température et luminosité.
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.
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 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.
Abscisse | Température effective - Indice de couleur - Type spectral... |
Ordonnée | Luminosité (en W ou en luminosité solaire) - Magnitude absolue ... |
Les différents paramètres en abscisse et ordonnée d'un diagramme HR
La représentation en diagramme HR présente de multiples intérêts :
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 :
implique que, dans un diagramme HR en coordonnées 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).
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.
Voir les exercices de la page corps noir.
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.
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.
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.
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.
Diagramme HR des étoiles les plus brillantes
L'appliquette ci-dessus propose divers paramètres des étoiles les plus brillantes du ciel.
Diagramme HR des étoiles les plus proches
L'appliquette ci-dessus propose divers paramètres des étoiles les plus proches du ciel.
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.