Il y a quelques centaines de milliards détoiles dans notre galaxie, la Voie lactée et des milliards de galaxies dans lUnivers. Une technique importante en science consiste à essayer de trier ou de classer les choses en groupes et de rechercher des tendances ou des modèles. Les astronomes font cela avec les étoiles.
Jusquà présent, nous avons discuté de la luminosité et de la couleur ou de la température effective des étoiles. Ceux-ci peuvent être tracés pour former ce qui est lun des graphiques les plus utiles pour lastronomie stellaire, le diagramme Hertzsprung-Russell (ou H-R). Il porte le nom des astronomes danois et américains qui ont indépendamment développé des versions du diagramme au début du XXe siècle.
Dans un diagramme H-R, la luminosité ou la sortie dénergie dune étoile est représentée sur laxe vertical. Cela peut être exprimé comme un rapport de la luminosité de létoile à celle du Soleil; L * / Lsun. Les astronomes utilisent également le concept historique de magnitude comme mesure de la luminosité dune étoile. La magnitude absolue est simplement une mesure de la luminosité dune étoile si 10 parsecs étaient distants et permet ainsi de comparer simplement les étoiles. Juste pour confondre les choses, plus la magnitude est faible ou négative, plus létoile est brillante. Par définition, une étoile de magnitude 1 est 100 fois plus brillante quune étoile de magnitude 6. Notre Soleil a une magnitude absolue de + 4,8.
La température effective dune étoile est représentée sur laxe horizontal dun diagramme H-R. Une bizarrerie ici est que la température est tracée dans lordre inverse, avec une température élevée (environ 30 000 – 40 000 K) à gauche et une température plus froide (environ 2 500 K) à droite. Dans la pratique, les astronomes mesurent en fait une quantité appelée indice de couleur qui est simplement la différence de magnitude dune étoile mesurée à travers deux filtres colorés différents. Les étoiles avec un indice de couleur négatif sont bleuâtres tandis que les étoiles orange ou rouges plus froides ont un indice de couleur positif.
La troisième échelle possible pour laxe horizontal est la classe spectrale dune étoile. En divisant la lumière dune étoile à travers un spectrographe, son spectre peut être enregistré et analysé. Des étoiles de taille, température, composition et dautres propriétés ont des spectres similaires et sont classées dans la même classe spectrale. Les principales classes spectrales des étoiles vont de O (la plus chaude) à B, A, F, G, K et M (la plus froide). Notre Soleil est une classe G. étoile. En comparant les spectres dune étoile inconnue avec les spectres détoiles de référence standard sélectionnées, il est possible de déterminer une mine dinformations, y compris sa couleur ou sa température effective.
Si nous traçons maintenant un diagramme de Hertzsprung-Russell pour un quelques milliers détoiles les plus proches ou les plus brillantes, nous voyons ce qui suit:
Comme nous pouvons le voir, les étoiles napparaissent pas au hasard sur le graphique, mais semblent être regroupées en quatre régions principales. Ceci est très significatif car cela suggère sts quil peut y avoir une relation entre la luminosité et la température dune étoile. Bien que cela ne soit pas surprenant (en effet, nous avons déjà vu quune étoile plus chaude émet plus dénergie par unité de surface quune étoile plus froide), la relation est compliquée par la présence de ces quatre groupes. Examinons-les de plus près.
La plupart des étoiles semblent appartenir au groupe A. Cela montre une tendance générale allant des étoiles froides et sombres dans le coin inférieur droit jusquaux étoiles chaudes et extrêmement brillantes dans le coin supérieur gauche qui correspond à notre relation attendue entre la température et la luminosité. Ce groupe est appelé la séquence principale, donc les étoiles qui sy trouvent sont des étoiles de la séquence principale. Notre Soleil en est un exemple. Dautres incluent α Cen, Altair, Sirius, Achernar et Barnard « s Star.
Les étoiles du groupe B sont pour la plupart 6 000 K ou plus froides mais plus lumineuses que les étoiles de la séquence principale de la même température. Comment cela peut-il être? La raison en est que ces étoiles sont beaucoup plus grandes que les étoiles de la séquence principale. Bien quelles émettent la même quantité dénergie par mètre carré que les étoiles de la séquence principale, elles ont une surface beaucoup plus grande (aire ∝ rayon2), lénergie totale émise est donc beaucoup plus grande. Ces étoiles sont appelées géantes. Par exemple, Aldebaran et Mira.
Les étoiles du groupe C sont encore plus lumineuses que les géantes. Ce sont les supergiantes, la plus grande des étoiles avec des luminosités extrêmement élevées. Un rouge supergéante telle que Bételgeuse sétendrait au-delà de lorbite de Jupiter si elle remplaçait le Soleil dans notre système solaire.
Le dernier groupe dintérêt sont les étoiles du groupe D. De leur position sur le diagramme HR, nous voyons que ils sont très chauds mais très sombres.Bien quils émettent de grandes quantités dénergie par mètre carré, ils ont une faible luminosité ce qui implique quils doivent donc être très petits. Les étoiles du groupe D sont en fait appelées naines blanches. Sirius B et Procyon B en sont des exemples. Les naines blanches sont beaucoup plus petites que les étoiles de la séquence principale et ont à peu près la taille de la Terre. Le diagramme ci-dessous montre les principaux groupes étiquetés avec des exemples détoiles dans chaque groupe.
