La classification des étoiles
On sait que notre étoile le Soleil (outre le fait qu'elle permet la vie sur Terre!) n'a rien d'extraordinaire. Elle est de taille moyenne et de luminosité moyenne par rapport aux autres étoiles de notre Galaxie. La classification des étoiles se fait selon deux paramètres : la température de surface et la luminosité. Si l'on place les étoiles dans un graphique qui donne la luminosité en fonction de la température de surface, on constate que les étoiles ne sont pas distribuées de manière uniforme. Ce graphique est appelé diagramme HR, en l'honneur des astronomes Hertzsprung et Russel qui firent cette découverte.
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Le diagramme de Hertzsprung-Russel |
La majorité des étoiles se groupent sur une bande diagonale : la séquence principale. Elle reflète le lien entre la température de surface d'une étoile et sa luminosité. Un étoile plus chaude est plus lumineuse. La couleur de l'étoile est aussi directement liée à sa température. Une étoile chaude est bleue, une étoile froide est rouge. L'intensité des raies spectrales varient également avec la température. On définit ainsi le type spectral : O, B, A, F, G, K, M (la phrase mnémotechnique suivante permet aux astronomes de mémoriser cette séquence : "Oh be a fine girl, kiss me", version masculine, "Oh be a fine guy, kiss me", version féminine). Les étoiles O et B sont chaudes, les étoiles M sont froides. Le Soleil est une étoile jaune, de type spectral G.
Il
existe une
relation entre la masse et la position des étoiles sur la
séquence principale : les étoiles massives ont
une
luminosité plus grande et sont plus chaudes, elles se
placent en
haut de la séquence, les étoiles de petite masse
en bas.
La séquence principale n'est pas peuplée
uniformément : environ 90% des étoiles sont moins
massives et moins lumineuses que le Soleil, pour la plupart de type M.
Il faut également mentionner les
naines brunes, objets si peu lumineux que
le premier fut
découvert en 1995 seulement. On estime cependant qu'ils
pourraient être aussi nombreux que toutes les
étoiles de
notre Galaxie. Leur température centrale n'est pas
suffisante
pour permettre la fusion de l'hydrogène en
hélium, ou
alors seulement pendant une courte période de leur vie sans
atteindre un équilibre. Les modèles actuels
placent la
limite étoile - naine brune à 7% de la masse du
Soleil.
La luminosité dépend par ailleurs de la taille d'une étoile. Les étoiles situées au-dessus du diagramme HR sont systématiquement plus brillantes que les étoiles de la séquence principale de même température parce qu'elles sont plus grosses : il s'agit de la branche des géantes et supergéantes. Elles ne représentent que quelques % des étoiles mais elles sont plusieurs milliers de fois plus brillantes que le Soleil. Ce sont elles qui dominent parmi les étoiles visibles à l'oeil nu.
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Quelques étoiles brillantes de notre ciel dans le diagramme HR. |
Les
géantes ne sont pas forcément plus massives que
les
étoiles de la séquence principale. Deux
géantes de
même masse peuvent se placer à
différents endroits
dans le diagramme HR. En-dessous de la séquence principale,
se
placent quelques étoiles chaudes de petite taille : ce sont
les
naines blanches, qui ont toutes une masse
de l'ordre de 0,5
masses solaires. C'est le cas de Sirius B, compagnon de Sirius A, qui
est l'étoile la plus brillante de notre ciel.
Répartition des étoiles en fonction du type spectral, de la luminosité , de la masse
Au cours de leur vie, les étoiles évoluent et se déplacent dans le diagramme HR. Le passage des étoiles sur la séquence principale correspond à une période stable de leur vie, pendant laquelle elles brûlent l'hydrogène. Elles y passent la plus grande partie de leur vie, c'est pourquoi la plupart des étoiles se retrouvent sur la séquence principale. Les autres régions du diagramme sont moins peuplées car les étoiles y restent peu de temps, au début et à la fin de leur vie.
