Séquence principale

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Le diagramme de Hertzsprung-Russell figure les étoiles. En abscisse, l'indice de couleur (B-V) ; en ordonnée, la magnitude absolue. La séquence principale se voit comme une bande diagonale marquée allant du haut à gauche au bas à droite. Ce diagramme représente 22 000 étoiles du catalogue Hipparcos, ainsi que 1 000 étoiles de faible luminosité (naines rouges ou blanches) extraites du catalogue Gliese des étoiles proches.

En astronomie, la séquence principale est une bande continue et bien distincte d'étoiles qui apparaissent sur des diagrammes où l'abscisse est l'indice de couleur B-V [note 1], et l'ordonnée la luminosité, ou, en sens inverse, la magnitude absolue des étoiles. Ces diagrammes couleur-luminosité sont connus sous le nom de diagramme de Hertzsprung-Russell, d'après leur co-inventeurs Ejnar Hertzsprung et Henry Norris Russell. Les étoiles figurant dans cette bande sont connues sous le nom d’étoiles de la série principale, ou « étoiles naines »[1],[2]

Une fois qu'une étoile s'est formée, elle crée de l'énergie dans son cœur chaud et dense, par fusion nucléaire des noyaux d'hydrogène en noyaux d'hélium. Pendant cette période de la vie de l'étoile, elle se trouve sur la séquence principale, à un point défini principalement par sa masse, avec quelques corrections dues à sa composition chimique et autres. Toutes les étoiles de la séquence principale sont en équilibre hydrostatique, avec la pression thermique du cœur chaud qui équilibre la pression gravitationnelle des couches supérieures. Comme le taux de production d'énergie dans le cœur dépend fortement de la température et de la pression, cet équilibre est stable.

On divise parfois la séquence principale en parties supérieure et inférieure, en fonction du mécanisme exact de la réaction de fusion nucléaire qui domine. Les étoiles au-dessous de 1,5 masses du Soleil (\scriptstyle 1,5\,M_\odot) fusionnent surtout les noyaux d'hydrogène par fusion directe et désintégration β des isotopes de l'hydrogène : deutérium et tritium (chaîne pp). Au-dessus de cette masse, la température centrale devient suffisante pour permettre la fusion de protons avec des noyaux de carbone (C), azote (N) et oxygène (O), et une chaîne utilisant ces noyaux comme intermédiaires, restitués après la production d'un noyau d'hélium se met en route. C'est le cycle CNO, qui dépasse rapidement en importance la chaîne pp.

L'énergie engendrée au cœur chemine vers la surface, et est rayonnée à partir de la photosphère. Entre le cœur et la photosphère, deux modes de propagation sont possibles : la conduction ou la convection, cette dernière survenant dans les régions de plus haut gradient de température, et/ou de plus haute opacité.

Les étoiles de la séquence principale de plus de \scriptstyle 10\, M_\odot présentent de la convection près du cœur, ce qui dilue l'hélium nouvellement formé, et maintient la proportion de combustible nécessaire à la fusion. Quand la convection au cœur n'a pas lieu, le cœur s'enrichit en hélium, entouré de couches riches en hydrogène. Pour les étoiles de masse plus faible, ce cœur convectif devient progressivement plus petit, et disparaît pour environ \scriptstyle 2\, M_\odot. En dessous, les étoiles sont conductives près du cœur, mais convectives près de la surface. En faisant encore décroître la masse, on arrive à des étoiles sur la séquence principale dont l'ensemble de la masse est convective.

En général, plus l'étoile est massive, plus son temps de vie sur la séquence principale est court. Quand tout le combustible hydrogène du cœur a été consommé, l'étoile évolue en s'écartant de la séquence principale sur le diagramme HR. Le comportement d'une étoile dépend alors de sa masse : les étoiles de moins de \scriptstyle 0,23\, M_\odot deviennent des naines blanches, tandis que celles ayant jusqu'à \scriptstyle 10\,M_\odot passent par une étape de géante rouge[3]. Les étoiles plus massives peuvent exploser en supernova[4], ou s'effondrer directement dans un trou noir.

Histoire[modifier | modifier le code]

Au début du XXe siècle, on commença à avoir des informations plus fiables sur les types et les distances des étoiles. Les spectres d'étoiles montraient des structures différentes, ce qui permettait de les classer. Annie Jump Cannon et Edward Charles Pickering, au Harvard College Observatory (Observatoire de l'université de Harvard) ont mis au point une méthode de classification, connue sous le nom de Schéma de classification de Harvard, publiée dans les Annales de Harvard en 1901[5].

À Potsdam, en 1906, l'astronome danois Ejnar Hertzsprung remarque que les étoiles les plus rouges, classées K et M dans le schéma de Harvard, peuvent être divisées en deux groupes bien séparés : celles qui sont beaucoup plus brillantes que le Soleil, et celles qui le sont beaucoup moins. Pour distinguer ces groupes, il les nomme « géantes » et « naines ». L'année suivante, il commence à étudier des amas stellaires ; c'est-à-dire de grands échantillons d'étoiles qui sont toutes à peu près à la même distance. Il publie les premiers diagrammes de luminosité en fonction de la couleur pour ces étoiles. Ces diagrammes présentent une suite claire et continue d'étoiles, qu'il nomme « séquence principale »[6].

À l'université de Princeton, Henry Norris Russell poursuit ses recherches dans la même direction. Il étudie la relation entre classification spectrale et luminosité absolue, la magnitude absolue. À cette fin, il utilise un échantillon d'étoiles de parallaxes fiables, dont beaucoup ont été classifiées à Harvard. Quand il porte les types spectraux de ces étoiles en fonction de leur magnitude absolue, il trouve que les étoiles naines suivent une relation bien définie. Ceci lui permet de prédire la magnitude absolue d'une étoile avec une relative précision[7].

Parmi les étoiles rouges observées par Hertzsprung, les naines suivent aussi la relation couleur-luminosité découverte par Russell. Mais comme les géantes sont bien plus brillantes que les naines, elles ne suivent pas la même relation. Russell propose que les « les étoiles géantes doivent avoir une faible densité, ou une grande luminosité de surface, et inversement pour les étoiles naines. » Le même diagramme montre aussi qu'il y a quelques rares étoiles blanches très peu lumineuses[7].

En 1933 Bengt Strömgren introduit l'expression « diagramme de Hertzsprung-Russell » pour désigner un diagramme portant la luminosité en fonction de la classe spectrale[8]. Ce nom renvoie à la mise au point en parallèle de cette technique par Hertzsprung et Russell au début du siècle[6].

Comme des modèles d'évolution des étoiles ont été mis au point pendant les années 1930, il est montré que pour des étoiles de même composition, il existe une relation entre la masse d'une part, le rayon et la luminosité de l'autre. Ceci prend le nom de théorème de Vogt-Russell. Selon ce théorème, une fois que la composition chimique d'une étoile et sa position sur la séquence principale sont connues, on peut en déduire sa masse et son rayon. (Cependant, il a été découvert plus tard que le théorème est quelque peu mis en échec si la composition de l'étoile n'est pas uniforme)[9].

Un schéma amélioré pour la classification stellaire « MK » a été publié en 1943 par W. W. Morgan et P. C. Keenan[10]. La classification MK donne à chaque étoile un type spectral basé sur la classification de Harvard – et une classe de luminosité. La classification de Harvard avait été mise au point en attribuant les lettres aux types d'étoiles en fonction de l'importance des diverses raies du spectre de l'hydrogène, avant que la relation entre spectre et température ne soit connue. Si on les range par températures, et en éliminant les doublons, on obtient les types spectraux en fonction des températures décroissantes, avec des couleurs allant du bleu au rouge : la séquence devient O, B, A, F, G, K et M[note 2]. Les classes de luminosité vont de I à V, en ordre de luminosité décroissante. Les étoiles de luminosité V forment la séquence principale[11].

Formation[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Naissance des étoiles.

Quand une proto-étoile se forme dans l'effondrement par instabilité de Jeans (instabilité gravitationnelle) d'un nuage moléculaire géant de gaz et de poussière dans le milieu interstellaire local, sa composition initiale est complètement homogène, et consiste d'environ 70 % d'hydrogène, 28 % d'hélium et des quantités en traces des autres éléments, en masse[12]. La masse initiale de l'étoile dépend des conditions locales dans le nuage. (La distribution des étoiles nouvellement formées est décrite empiriquement par la fonction de masse initiale)[13]. Pendant l'effondrement initial, cette étoile précurseur de la séquence principale engendre de l'énergie par contraction gravitationnelle. Quand elle arrive à une densité convenable, la production d'énergie commence dans le cœur, en utilisant la fusion nucléaire qui transforme l'hydrogène en hélium[11].

Une fois que la fusion nucléaire de l'hydrogène devient le processus dominant de production d'énergie, et que le reste de l'énergie gagnée par contraction gravitationnelle a été dissipé[14], l'étoile se place sur une courbe du diagramme de Hertzsprung-Russell (diagramme HR), qui s'appelle la séquence principale standard. Les astronomes se réfèrent parfois à ce stade comme la séquence principale d'âge zéro (ZAMS, acronyme anglais pour Zero Age Main Sequence)[15]. La courbe ZAMS peut être calculée en utilisant des modèles informatiques des propriétés stellaires au moment où l'étoile commence la fusion. À partir de ce point, la luminosité et la température de surface des étoiles augmentent en général avec l'âge[16].

Une étoile va rester près de la position initiale sur la séquence principale jusqu'à ce qu'une partie importante de l'hydrogène de son cœur soit consommée. Elle commence alors à évoluer vers une étoile plus lumineuse. (Sur le diagramme HR, l'étoile se déplace vers le haut et vers la droite de la séquence principale.) Ainsi, la séquence principale représente la période primaire de combustion de l'hydrogène dans la vie d'une étoile[11].

Propriétés[modifier | modifier le code]

La majorité des étoiles sur un diagramme HR typique se trouvent sur la séquence principale. Cette ligne est accentuée parce que le type spectral et la luminosité ne dépendent que de la masse de l'étoile, au moins en première approximation, tant que l'étoile accomplit la fusion de l'hydrogène dans son cœur – et c'est ce que font presque toutes les étoiles pendant la majorité de leur vie active[17].

Les étoiles de la séquence principale sont appelées naines, mais ce nom est surtout historique et un peu source de confusion. Pour les étoiles les moins chaudes, les naines, qu'elles soient rouges, orange ou jaunes, sont clairement plus petites et moins lumineuses que les autres étoiles de la même couleur.

Cependant, pour les étoiles blanches et bleues, plus chaudes, la différence de taille et de luminosité entre les étoiles naines de la séquence principale et les étoiles géantes devient plus faible ; pour les étoiles les plus chaudes, elle n'est pas directement observable. Pour ces étoiles la nomenclature naine ou géante se réfère à la différence entre les spectres, dont les raies indiquent si l'étoile est sur la séquence principale ou en-dehors. Néanmoins, des étoiles sur la séquence principale, même très chaudes et massives peuvent être appelées parfois naines[18].

L'usage commun du mot naine pour désigner les étoiles de la séquence principale amène à une autre sorte de confusion, parce qu'il y a des étoiles naines qui ne sont pas des étoiles de la séquence principale. Par exemple, les naines blanches sont une espèce d'étoile bien différente, beaucoup plus petites que celles de la série principale, comparables en taille à la Terre. Ce sont les stades ultimes de l'évolution de beaucoup d'étoiles de la séquence principale[19].

La température d'une étoile détermine son type spectral par son effet sur les propriétés physiques du plasma de sa photosphère. L'émission d'énergie d'une étoile en fonction de la longueur d'onde est influencée à la fois par la température et par la composition chimique. Un indicateur clé dans cette distribution d'énergie est donné par l'indice de couleur B − V, qui mesure la différence de magnitude apparente de l'étoile vue à travers un filtre standard bleu (B) et un filtre standard vert-jaune (V)[note 3]. Cette différence de magnitude constitue une mesure de la température de l'étoile.

Si l'on traite l'étoile comme un radiateur d'énergie idéal, connu sous le nom de corps noir, on peut relier la luminosité L et le rayon R à la température effective \scriptstyle T_\mathrm{eff} d'après la loi de Stefan-Boltzmann par :

\scriptstyle L = 4\pi \sigma R^2 T_\mathrm{eff}^4

σ est la constante de Stefan-Boltzmann. Comme la position d'une étoile sur le diagramme HR donne une évaluation de sa luminosité, cette relation peut être utilisée pour estimer son rayon[20].

Paramètres stellaires[modifier | modifier le code]

La table ci-dessous présente des valeurs typiques pour des étoiles sur la séquence principale. Les valeurs de la luminosité (L), du rayon (R) et de la masse (M) sont relatives à celles du Soleil, une étoile naine de classification spectrale G2 V. Les valeurs réelles pour une étoile peuvent différer de 20 à 30 % des valeurs listées ci-dessous[21].

Table de paramètres stellaires de la séquence principale[22]

Type
spectral

Rayon Masse Luminosité Température Exemples[23]
\scriptstyle R\,/\,R_\odot \scriptstyle M\,/\,M_\odot \scriptstyle L\,/\,L_\odot K
O5 18 40 500 000 38 000 Zeta Puppis
B0 7,4 18 20 000 30 000 Phi1 Orionis
B5 3,8 6,5 800 16 400 Pi Andromedae A
A0 2,5 3,2 80 10 800 Alpha Coronae Borealis A
A5 1,7 2,1 20 8 620 Beta Pictoris
F0 1,4 1,7 6 7 240 Gamma Virginis
F5 1,2 1,29 2,5 6 540 Eta Arietis
G0 1,05 1,10 1,26 6 000 Beta Comae Berenices
G2  1,00[note 4]  1,00[note 4]  1,00[note 4] 5 920 Soleil
G5 0,93 0,93 0,79 5 610 Alpha Mensae
K0 0,85 0,78 0,40 5 150 70 Ophiuchi A
K5 0,74 0,69 0,16 4 640[24] 61 Cygni A
M0 0,63 0,47 0,063 3 920 Gliese 185[25]
M5 0,32 0,21 0,007 9 3 120 EZ Aquarii A
M8 0,13 0,10 0,000 8 Étoile de Van Biesbroeck[26]

Production d'énergie[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Nucléosynthèse stellaire.

Toutes les étoiles de la séquence principale ont une région de cœur où l'énergie est produite par fusion nucléaire. La température et la densité de ce cœur sont à des niveaux suffisants pour entretenir la production d'énergie capable de soutenir le poids du reste de l'étoile. Une réduction de la production d'énergie produirait une compression par ce poids, ce qui rétablirait la production d'énergie à son niveau convenable, en raison de l'élévation de la pression et de la température. Inversement, un accroissement trop prononcé de la production d'énergie ferait gonfler l'étoile, diminuant ainsi la pression et la température du cœur. L'étoile forme donc un système auto-régulé en équilibre hydrostatique, stable tout au long de son séjour sur la séquence principale[27].

Ce graphique montre le logarithme de la production relative d'énergie (ε) pour les processus de fusion par la chaîne p-p (PP), le cycle CNO et le triple α à différentes températures. La ligne pointillée représente la production combinée par la chaîne pp et le cycle CNO dans une étoile. À la température du cœur du Soleil, la chaîne pp domine encore.

Les étoiles de la séquence principale produisent leur énergie par deux processus de fusion de l'hydrogène, et le taux de production d'énergie par chacun dépend de la température au cœur. Les astronomes divisent la séquence principale en deux parties (voir figure) : l'inférieure est celle où domine la chaîne pp[28] où les isotopes de l'hydrogène proton, deutérium et tritium fusionnent directement, le tritium subissant la désintégration β qui transforme lentement les protons en neutrons pour former les α ; la supérieure est celle où domine le cycle CNO, où les protons fusionnent avec des noyaux plus lourds, carbone, azote et oxygène, qui subissent la désintégration β et finalement éjectent un α pour recommencer le cycle.

C'est à une température de 18 millions de kelvins que le cycle CNO dépasse en productivité la chaîne pp. Ceci correspond à une étoile d'environ \scriptstyle 1,5\,M_\odot. Ainsi en gros, les étoiles F ou moins chaudes utilisent la chaîne pp, tandis que les A ou plus chaudes utilisent le cycle CNO[16]. La transition d'un mode de production à l'autre s'effectue sur un intervalle de moins de \scriptstyle 1\, M_\odot : dans le Soleil, seulement 1,5 % de l'énergie est produite par le cycle CNO[29]. Inversement, les étoiles de plus de \scriptstyle 1,8\,M_\odot tirent presque toute leur énergie du cycle CNO[30].

La limite supérieure observée pour les étoiles de la séquence principale est de 120 à \scriptstyle 200\,M_\odot[31]. L'explication théorique pour cette limite est que les étoiles qui la dépassent ne peuvent pas rayonner l'énergie assez vite pour rester stables, si bien que toute masse additionnelle sera éjectée par une série de pulsations, jusqu'à ce que l'étoile atteigne une limite stable[32]. La limite inférieure pour une fusion nucléaire entretenue par la chaîne pp est d'environ \scriptstyle 0,08\,M_\odot[28]. En dessous de cette masse, on trouve des objets sous-stellaires qui n'entretiennent pas la fusion de l'hydrogène, et que l'on appelle naines brunes[33].


Structure[modifier | modifier le code]

Article connexe : Structure d'une étoile.
Cette figure montre la coupe d'une étoile analogue au Soleil, montrant sa structure interne.

Comme il y a une différence de température entre le cœur et la surface, ou photosphère, l'énergie se propage vers l'extérieur. Les deux modes de transport de l'énergie sont la conduction et la convection. Dans la conduction, l'énergie est principalement transmise par rayonnement à ces températures. Une zone conductive est une zone stable par rapport à la convection, et il y a très peu de mélange de matière. Par contre, dans une zone convective, l'énergie est transportée en même temps que le plasma, la matière plus chaude allant vers l'extérieur, et étant remplacée par de la matière moins chaude provenant de la surface. La convection est un mode plus efficace que la conduction pour le transport de l'énergie, mais elle n'aura lieu que dans des conditions qui créent un fort gradient de température, c'est-à-dire où la température varie rapidement avec la distance au centre[27],[34].

Dans les étoiles massives (au-dessus de \scriptstyle 10\,M_\odot)[35], le taux de production d'énergie par le cycle CNO est très sensible à la température, si bien que la fusion est fortement concentrée dans le cœur. Donc il existe un fort gradient de température dans cette région, ce qui résulte en une zone convective assurant un meilleur transport de l'énergie[28]. Ce mélange de matière autour du cœur élimine l'hélium produit de la région fusionnant de l'hydrogène. Ceci permet à une fraction plus importante de l'hydrogène d'être consommée pendant le séjour sur la séquence principale. Par contre, les régions périphériques d'une étoile massive transportent l'énergie par conduction, avec pas ou peu de convection[27].

Les étoiles de masse intermédiaire, comme Sirius peuvent transporter l'énergie majoritairement par conduction, avec une petite zone convective près du cœur[36]. Les étoiles moyennes ou petites, comme le Soleil, ont un cœur stable envers la convection, mais la convection prend place dans les couches externes, qui sont ainsi mélangées. Ceci résulte en une concentration croissante en hélium du cœur, entouré d'une enveloppe riche en hydrogène. Par contraste, les étoiles de très petite masse, peu chaudes (en dessous de \scriptstyle 0,4\,M_\odot) sont convectives dans leur ensemble[13]. Ainsi l'hélium produit au cœur est réparti dans l'ensemble de l'étoile, produisant une atmosphère relativement uniforme, et une vie proportionnellement plus longue sur la séquence principale[27].

Variation luminosité-couleur[modifier | modifier le code]

Au fur et à mesure que l'hélium inutilisable s'accumule dans le cœur d'une étoile de la séquence principale, la diminution de l'hydrogène par unité de masse amène une baisse graduelle du taux de fusion dans la masse. Pour compenser cet effet, la température et la pression du cœur augmentent graduellement, ce qui provoque une production totale d'énergie augmentée (pour soutenir la densité accrue de l'intérieur). Ceci produit une croissance lente, mais continue de la luminosité et du rayon de l'étoile dans le temps[16]. Ainsi, par exemple, la luminosité du Soleil à ses débuts n'était que 70 % de sa valeur actuelle[37]. Avec l'âge, la position d'une étoile va changer sa position vers le haut sur le diagramme HR. Ceci résulte en un élargissement de la bande de la séquence principale, parce que les étoiles sont observées à des fractions aléatoires de leur temps de vie. La séquence principale observée est une bande plus large que la ligne étroite de la ZAMS[38].

D'autres facteurs contribuent à étaler la séquence principale sur le diagramme HR : incertitude sur la distance des étoiles, et présence d'étoiles binaires non résolues qui peuvent modifier les paramètres stellaires observés. Mais même une observation parfaite montrerait une séquence principale élargie, car la masse n'est pas le seul paramètre qui affecte la couleur et/ou la luminosité d'une étoile. Outre les variations en composition chimique – tant par l'abondance initiale que par l'évolution de l'étoile[39] – l'interaction avec un compagnon rapproché[40], une rotation rapide[41], ou un champ magnétique peut aussi changer la position d'une étoile légèrement sur le diagramme HR, pour citer quelques facteurs. Par exemple, il y a des étoiles très pauvres en éléments de numéro atomique supérieur à celui de l'hélium – ce sont les étoiles à faible métallicité – qui se trouvent juste en dessous de la séquence principale. Nommées sous-naines, ces étoiles effectuent la fusion de l'hydrogène dans leur cœur, et marquent la limite basse de la séquence principale, en ce qui concerne la composition chimique[42].

Une région presque verticale du diagramme HR, connue sous le nom de bande d'instabilité, est occupée par des étoiles variables pulsantes, notamment les céphéides. Ces étoiles varient en magnitude à intervalles réguliers, leur donnant une apparence pulsante. La bande coupe la partie supérieure de la séquence principale dans la région des classes A et F, entre 1 et \scriptstyle 2\, M_\odot. Les étoiles variables dans la partie de la zone d'instabilité qui coupe la partie supérieure de la séquence principale sont appelées variables de type Delta Scuti. Les étoiles de la séquence principale de cette région ne subissent que des changements de faible amplitude en magnitude, et cette variation est donc difficile à détecter[43]. D'autres classes d'étoiles de la séquence principale instables, come les variables de type beta Cephei – à ne pas confondre avec les céphéides – ne sont pas reliées à cette bande d'instabilité.

Temps de vie[modifier | modifier le code]

La quantité totale d'énergie qu'une étoile peut produire par fusion nucléaire de l'hydrogène est évidemment limitée par la quantité d'hydrogène qui peut être utilisée dans le cœur. Pour une étoile en équilibre, l'énergie produite au cœur est égale à l'énergie rayonnée en surface. Comme la luminosité est la quantité d'énergie rayonnée par unité de temps, le temps de vie total peut être estimé, en première approximation comme l'énergie totale produite, divisée par la luminosité de l'étoile[44].

Pour une étoile d'au moins \scriptstyle 0,5\, M_\odot, une fois que la réserve d'hydrogène dans le cœur est épuisée, elle gonfle pour devenir une géante, et peut commencer à fusionner des noyaux d'hélium en carbone (processus à 3 α ). La production d'énergie de cette voie par unité de masse n'est qu'un dixième de celle de l'hydrogène, et la luminosité de l'étoile s'accroît[45]. Ceci aboutit à un séjour bien plus court à ce stade que dans la séquence principale (Par exemple, le Soleil ne devrait rester que 130 millions d'années à ce stade, à comparer aux 12 milliards passés à fusionner l'hydrogène.)[46]. Ainsi, environ 90 % des étoiles observées au-dessus de \scriptstyle 0,5\, M_\odot sont sur la séquence principale[47]. En moyenne, les étoiles de la séquence principale suivent une loi empirique donnant la luminosité en fonction de la masse[48]. La luminosité L de l'étoile est en gros proportionnelle à la masse M à la puissance 3,5 :

\scriptstyle L \propto M^{3,5}

Cette relation s'applique aux étoiles de la séquence principale entre 0,1 et \scriptstyle 50\,M_\odot[49].

La quantité d'hydrogène disponible pour la fusion est proportionnelle à la masse de l'étoile. Donc le temps de vie de l'étoile sur la séquence principale peut être estimé en le comparant aux modèles d'évolution du soleil. Le Soleil a été sur la séquence principale pendant environ 4,5 milliards d'années, et la quittera pour devenir une géante rouge dans 6,5 milliards d'années[50], pour un temps de vie total sur la séquence principale d'environ 1010 ans. D'où[51] :

\scriptstyle \tau_\mathrm{MS}\ \approx \ 10^{10}\, \mathrm{ans}\    [\,M/M_\odot\,] \,   [\,L_\odot\,/\,L\,]\ =\ 10^{10}\, \mathrm{ans} \  [\,M\,/\,M_\odot\,]^{-2.5}

\scriptstyle M et \scriptstyle L sont respectivement la masse et la luminosité de l'étoile,  \scriptstyle M_\odot et  \scriptstyle L_\odot celles du soleil et \scriptstyle \tau_\mathrm{MS} est la valeur estimée du temps de vie de l'étoile sur la séquence principale.

Ce diagramme donne un exemple de la relation masse-luminosité pour des étoiles d'âge zéro sur la séquence principale (ZAMS). La masse et la luminosité se rapportent au Soleil actuel.

Bien que les étoiles plus massives aient plus de matière disponible pour la fusion, et pourraient donc vivre plus longtemps, elles doivent rayonner beaucoup plus quand leur masse est plus grande. Donc les étoiles les plus massives peuvent ne rester sur la séquence principale que quelques millions d'années, tandis que les étoiles de masse inférieure à \scriptstyle 0,1\,M_\odot peuvent y rester plus de 1012 années[52].

La relation masse-luminosité exacte dépend de l'efficacité du transport de l'énergie du cœur vers la surface. Une opacité plus élevée a un effet isolant, qui retient plus d'énergie près du cœur, si bien que l'étoile n'a pas besoin de produire autant d'énergie pour maintenir l'équilibre hydrostatique. Inversement, une opacité plus faible entraîne que l'énergie s'échappe plus facilement, et l'étoile doit consommer plus de matière fusible pour maintenir l'équilibre[53]. Remarquer, cependant, qu'une opacité suffisamment élevée peut déclencher le transport de l'énergie par convection, ce qui change les conditions nécessaires pour maintenir l'équilibre[16].

Dans les étoiles de haute masse sur la séquence principale, l'opacité est dominée par la diffusion par les électrons, qui ne dépend pratiquement pas de la température. Donc la luminosité n'augmente plus que comme le cube de la masse de l'étoile[45]. Pour les étoiles en dessous de \scriptstyle 10\,M_\odot, l'opacité devient dépendante de la température, ce qui conduit à une variation de la luminosité approchant la 4e puissance de la masse de l'étoile[54]. Pour les étoiles de très petite masse, les molécules dans l'atmosphère contribuent aussi à l'opacité. En dessous d'environ \scriptstyle 0,5\,  M_\odot, la luminosité de l'étoile varie comme la masse à la puissance 2,3, ce qui produit une diminution de la pente du graphique de la luminosité en fonction de la masse. Même ces raffinements ne sont cependant qu'une approximation, et la relation masse-luminosité peut dépendre de la composition de l'étoile[13].

Trajectoires d'évolution[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Évolution des étoiles.
Présentation des diagrammes de HR pour deux amas ouverts. NGC 188 (en bleu) est plus âgé, et présente un départ de la séquence principale plus bas que celui de M67 (en jaune).

Quand une étoile de la séquence principale a consommé l'hydrogène de son cœur, le ralentissement de la production d'énergie conduit l'effondrement gravitationnel à repartir. En ce qui concerne les étoiles de moins de \scriptstyle 0,23\,M_\odot[3], il est prévu qu'elles deviennent des naines blanches une fois que la production d'énergie par fusion nucléaire cessera, mais le processus est si lent qu'il leur faut plus que l'âge actuel de l'Univers. Dans les étoiles plus massives, jusqu'à \scriptstyle 10\,M_\odot, l'hydrogène entourant le cœur d'hélium atteint une température et une pression suffisantes pour subir la fusion, ce qui forme une couche de fusion de l'hydrogène. En conséquence, l'enveloppe externe de l'étoile se détend et se refroidit, et l'étoile devient une géante rouge. À ce point, l'étoile quitte donc la séquence principale et entre dans la branche des géantes. Elle suit une trajectoire d'évolution dans le diagramme de HR en diagonale opposée à la séquence principale, vers le haut à droite. C'est sa trajectoire d'évolution.

Le cœur d'hélium continue à se contracter, jusqu'à ce qu'il soit entièrement supporté par la pression de dégénérescence des électrons – un effet quantique qui limite la compression de la matière. Pour des étoiles de plus d'environ \scriptstyle 0,5  M_\odot[55], le cœur peut atteindre une température suffisante pour déclencher la fusion de l'hélium en carbone par le processus 3α[56],[57]. Les étoiles avec plus de 5 - \scriptstyle 7,5  M_\odot peuvent aussi fusionner des éléments de plus haut numéro atomique[58],[59]. Pour les étoiles de \scriptstyle 10  M_\odot ou plus, ce processus pourrait conduire à un cœur toujours plus dense, qui finalement s'effondre, éjectant les couches externes en une explosion de supernova, de type II[4], de type Ib ou de type Ic.

Quand un amas d'étoiles est formé à peu près au même moment, la durée de vie de ses étoiles dépend de leurs masses. Les étoiles les plus massives quittent la séquence principale en premières, suivies en série, au fur et à mesure, par des étoiles de masses toujours décroissantes. Les étoiles évoluent donc dans l'ordre de leur position sur la séquence principale, en commençant par les plus massives en haut à gauche du diagramme HR. La position actuelle où ces étoiles quittent la séquence principale est appelé le point de retournement. En connaissant le temps de vie sur la séquence principale à cet endroit, il est possible d'estimer l'âge de l'amas[60].

Notes et références[modifier | modifier le code]

Notes[modifier | modifier le code]

  1. Les lettres « B » et « V » désignent à la magnitude d'une étoile vue à travers deux filtres colorés normalisés différents, « bleu » pour B et « visible » (vert-jaune) pour V. La différence montre dans quelle mesure la couleur s'éloigne du bleu.
  2. Pour les anglophones, une phrase mnémotechnique pour se rappeler la suite des types est « Oh Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me »
  3. En mesurant la différence entre ces deux valeurs, on s'affranchit de la nécessité de connaître la distance de l'étoile. Cependant, voir extinction.
  4. a, b et c Par définition. Le Soleil est une étoile de type G2 V typique.

Références[modifier | modifier le code]

  1. Harding E. Smith, « The Hertzsprung-Russell Diagram », Gene Smith's Astronomy Tutorial, Center for Astrophysics & Space Sciences, University of California, San Diego,‎ 21 avril 1999 (consulté le 4 mars 2010)
  2. Richard Powell, « The Hertzsprung Russell Diagram », An Atlas of the Universe,‎ 2006 (consulté le 4 mars 2010)
  3. a et b (Adams et Laughlin 1997)
  4. a et b (Gilmore 2004)
  5. (en) Malcolm S. Longair, The Cosmic Century: A History of Astrophysics and Cosmology, Cambridge University Press,‎ 2006 (ISBN 0-521-47436-1)
  6. a et b (Brown, Pais et Pippard 1995)
  7. a et b (Russell 1913)
  8. (en) Bengt Strömgren, « On the Interpretation of the Hertzsprung-Russell-Diagram », Zeitschrift für Astrophysik, vol. 7,‎ 1933, p. 222 – 248 (lire en ligne)
  9. (en) Évry L. Schatzman et Françoise Praderie, The Stars, Springer,‎ 1993 (ISBN 3-540-54196-9)
  10. (en) W. W. Morgan, P. C. Keenan et E. Kellman, An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification, Chicago, Illinois, University of Chicago press,‎ 1943 (lire en ligne)
  11. a, b et c (Unsöld 1969)
  12. (en) George Gloeckler et Johannes Geiss, « Composition of the local interstellar medium as diagnosed with pickup ions », Advances in Space Research, vol. 34, no 1,‎ 2004, p. 53–60 (DOI 10.1016/j.asr.2003.02.054, lire en ligne)
  13. a, b et c (Kroupa 2002)
  14. (en) Govert Schilling, « New Model Shows Sun Was a Hot Young Star », Science, vol. 293, no 5538,‎ 2001, p. 2188–2189 (PMID 11567116, DOI 10.1126/science.293.5538.2188, résumé)
  15. (en) « Zero Age Main Sequence », The SAO Encyclopedia of Astronomy, Swinburne University (consulté le 5 mars 2010)
  16. a, b, c et d (Clayton 1983)
  17. (en) « Main Sequence Stars », Australia Telescope Outreach and Education (consulté le 6 mars 2010)
  18. (en) Patrick Moore, The Amateur Astronomer, Springer,‎ 2006 (ISBN 1-85233-878-4)
  19. (en) « White Dwarf », COSMOS—The SAO Encyclopedia of Astronomy, Swinburne University (consulté le 6 mars 2010)
  20. (en) « Origin of the Hertzsprung-Russell Diagram », University of Nebraska (consulté le 6 mars 2010)
  21. (en) Lionel Siess, « Computation of Isochrones », Institut d'Astronomie et d'Astrophysique, Université libre de Bruxelles,‎ 2000 (consulté le 6 mars 2010) – Comparer par exemple les isochrones du modèle engendrées pour une ZAMS de \scriptstyle 1\,M_\odot. C'est listé dans la table comme 1,26 fois la luminosité solaire. À la métallicité de Z=0,01, la luminosité est de 1,34 luminosité solaire, à la métallicité de Z=0,04, la luminosité est de 0,89 luminosité solaire.
  22. (en) Martin V. Zombeck, Handbook of Space Astronomy and Astrophysics, Cambridge University Press,‎ 1990, 2e éd. (ISBN 0-521-34787-4, lire en ligne)
  23. (en) « SIMBAD Astronomical Database », Centre de Données astronomiques de Strasbourg (consulté le 6 mars 2010)
  24. (en) R. Earle Luck et Ulrike Heiter, « Stars within 15 Parsecs: Abundances for a Northern Sample », The Astronomical Journal, vol. 129, no 2,‎ 2005, p. 1063–1083 (DOI 10.1086/427250, lire en ligne)
  25. (en) 185%5D%5D « LTT 2151 High proper-motion Star », Centre de Données astronomiques de Strasbourg (consulté le 6 mars 2010)
  26. (en) « List of the Nearest Hundred Nearest Star Systems », Research Consortium on Nearby Stars,‎ 1er janvier 2008 (consulté le 6 mars 2010)
  27. a, b, c et d (Brainerd, 2005)
  28. a, b et c (Karttunen 2003)
  29. (en) John N. Bahcall, M. H. Pinsonneault et Sarbani Basu, « Solar Models : Current Epoch and Time Dependences, Neutrinos, and Helioseismological Properties », The Astrophysical Journal, vol. 555,‎ 10 juillet 2001, p. 990–1012 (lire en ligne)
    Fig. 3, légende
  30. (en) Maurizio Salaris et Santi Cassisi, Evolution of Stars and Stellar Populations, John Wiley and Sons,‎ 2005 (ISBN 0470092203), p. 128
  31. (en) M. S. Oey et C. J. Clarke, « Statistical Confirmation of a Stellar Upper Mass Limit », The Astrophysical Journal, vol. 620, no 1,‎ 2005, p. L43–L46 (lire en ligne)
  32. (en) Kenneth Ziebarth, « On the Upper Mass Limit for Main-Sequence Stars », Astrophysical Journal, vol. 162,‎ 1970, p. 947–962 (DOI 10.1086/150726, lire en ligne)
  33. (en) A. Burrows, W. B. Hubbard, D. Saumon et J. I. Lunine, « An expanded set of brown dwarf and very low mass star models », Astrophysical Journal, Part 1, vol. 406, no 1,‎ mars 1993, p. 158–171 (DOI 10.1086/172427, lire en ligne)
  34. (en) Lawrence H. Aller, Atoms, Stars, and Nebulae, Cambridge University Press,‎ 1991 (ISBN 0-521-31040-7)
  35. (en) A. G. Bressan, C. Chiosi et G. Bertelli, « Mass loss and overshooting in massive stars », Astronomy and Astrophysics, vol. 102, no 1,‎ 1981, p. 25–30 (lire en ligne)
  36. (en) Jim Lochner, Meredith Gibb, Phil Newman, « Stars », NASA,‎ 6 septembre 2006 (consulté le 7 mars 2010)
  37. (en) D. O. Gough, « Solar interior structure and luminosity variations », Solar Physics, vol. 74,‎ 1981, p. 21–34 (DOI 10.1007/BF00151270, lire en ligne)
  38. (en) Thanu Padmanabhan, Theoretical Astrophysics, Cambridge University Press,‎ 2001 (ISBN 0-521-56241-4)
  39. (en) J. T. Wright, « Do We Know of Any Maunder Minimum Stars? », The Astronomical Journal, vol. 128, no 3,‎ 2004, p. 1273–1278 (DOI 10.1086/423221, lire en ligne)
  40. (en) Roger John Tayler, The Stars: Their Structure and Evolution, Cambridge University Press,‎ 1994 (ISBN 0-521-45885-4)
  41. (en) I. P. A. Sweet et A. E. Roy, « The structure of rotating stars », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 113,‎ 1953, p. 701–715 (lire en ligne)
  42. (en) Adam J. Burgasser, J. Davy Kirkpatrick et Sebastien Lépine, Proceedings of the 13th Cambridge Workshop on Cool Stars, Stellar Systems and the Sun, D. Reidel Publishing Co, Dordrecht,‎ 5–9 juillet 2004 ([ttp://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?arXiv:astro-ph/0409178 lire en ligne]), « Ultracool Subdwarfs: Metal-poor and Brown Dwarfs extending into the Late-type M, L and T Dwarfs », p. 237
  43. (en) S. F. Green, Mark Henry Jones et S. Jocelyn Burnell, An Introduction to the Sun and Stars, Cambridge University Press,‎ 2004 (ISBN 0-521-54622-2)
  44. (en) Michael W. Richmond, « Stellar evolution on the main sequence », Rochester Institute of Technology,‎ 10 novembre 2004 (consulté le 7 mars 2010)
  45. a et b (Prialnik 2000)
  46. (en) K.-P. Schröder et Robert Connon Smith, « Distant future of the Sun and Earth revisited », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 386, no 1,‎ mai 2008, p. 155–163 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x, lire en ligne)
  47. (en) David Arnett, Supernovae and Nucleosynthesis: An Investigation of the History of Matter, from the Big Bang to the Present, Princeton University Press,‎ 1996 (ISBN 0-691-01147-8). La fusion de l'hydrogène donne 8×1018 erg/g, tandis que celle de l'hélium ne donne que 8×1017 erg/g
  48. Pour une reconstruction historique détaillée de la démonstration théorique de cette relation par Eddington en 1924, voir (en) Stefano Lecchini, How Dwarfs Became Giants. The Discovery of the Mass-Luminosity Relation, Bern Studies in the History and Philosophy of Science,‎ 2007 (ISBN 3-9522882-6-8)
  49. (Rolfs et Rodney 1988, p. 46)
  50. (en) I.-Juliana Sackmann, Arnold I. Boothroyd et Kathleen E. Kraemer, « Our Sun. III. Present and Future », Astrophysical Journal, vol. 418,‎ novembre 1993, p. 457–468 (DOI 10.1086/173407, lire en ligne)
  51. (en) Carl J. Hansen et Steven D. Kawaler, Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution, Birkhäuser,‎ 1994 (ISBN 038794138X), p. 28
  52. (en) Gregory Laughlin, Peter Bodenheimer et Fred C. Adams, « The End of the Main Sequence », The Astrophysical Journal, vol. 482,‎ 1997, p. 420–432 (DOI 10.1086/304125, lire en ligne)
  53. (en) James N. Imamura, « Mass-Luminosity Relationship », University of Oregon,‎ 7 février 1995 (consulté le 8 mars 2010)
  54. (Rolfs et Rodney 1988)
  55. (en) Hans O. U. Fynbo et et al. ISOLDE Coll., « Revised rates for the stellar triple-α process from measurement of 12C nuclear resonances », Nature, vol. 433,‎ 2004, p. 136–139 (DOI 10.1038/nature03219, résumé)
  56. (en) Michael L. Sitko, « Stellar Structure and Evolution », University of Cincinnati (consulté le 9 mars 2010)
  57. (en) « Post-Main Sequence Stars », Australia Telescope Outreach and Education (consulté le 9 mars 2010)
  58. (en) L. Girardi, A. Bressan, G. Bertelli et C. Chiosi, « Evolutionary tracks and isochrones for low- and intermediate-mass stars: From 0.15 to \scriptstyle 7   M_\odot, and from Z=0.0004 to 0.03 », Astronomy and Astrophysics Supplement, vol. 141,‎ 2000, p. 371–383 (DOI 10.1051/aas:2000126, lire en ligne)
  59. (en) A. J. T. Poelarends, F. Herwig, Langer et A. Heger, « The Supernova Channel of Super-AGB Stars », The Astrophysical Journal, vol. 675, no 1,‎ mars 2008, p. 614–625 (DOI 10.1086/520872, lire en ligne)
  60. (en) Lawrence M. Krauss et Brian Chaboyer, « Age Estimates of Globular Clusters in the Milky Way: Constraints on Cosmology », Science, vol. 299, no 5603,‎ 2003, p. 65–69 (DOI 10.1126/science.1075631, résumé)

Sources[modifier | modifier le code]

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Bibliographie[modifier | modifier le code]

Articles connexes[modifier | modifier le code]