Diagramme de Hertzsprung-Russell

patience était véritablement une vertu. Crédit : Camille Flammarion, Les Etoiles Doubles, Wikisource La masse des étoiles Des études de ce type ont été menées sur de nombreuses étoiles. Elles ont d’abord révélé que chaque groupe du diagramme de Hertzsprung-Russell a des propriétés différentes. Dans la séquence principale, l’éventail de masse est assez étendu, depuis moins d’un dixième de la masse solaire jusqu’à plusieurs dizaines de fois celle-ci. Les autres groupes ont une gamme plus limitée

renferme des bandes de métaux ionisés et neutres, ainsi que de faibles bandes d’hydrogène. Le suffixe « V » (ou « classe de luminosité ») indique qu’il évolue actuellement, comme la majorité des étoiles, sur la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell : il tire son énergie de réactions de fusion nucléaire qui transforment, dans son noyau, l’hydrogène en hélium, et se trouve dans un état d’équilibre hydrostatique, ne subissant ni contraction, ni dilatation continuelles. Il existe

Durant cette phase, on appelle l’étoile, une étoile variable de type T-Tauri car l’étoile passe des périodes d’instabilités. Vie d’une étoile Quand l’étoile cesse de de se contracter, on dit qu’elle atteint la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell qui classifie les étoiles selon leur température en fonction de leur luminosité. C’est sur cette séquence que se situe une majorité d’étoiles, elles y restent entre 8 000 millions d’années pour les plus petite et moins pour les plus

milliards entre les étoiles les moins lumineuses et les plus lumineuses. Au début du XXème siècle, deux scientifiques, le Danois Ejnar Hertzsprung et l'Américain Henry Russell, ont découvert qu’il existait une relation entre température de surface et luminosité. Ils ont tracé un diagramme avec ces deux données. C’est le diagramme de Hertzsprung-Russell, le diagramme HR*. Ils se rendirent compte que la majorité des étoiles, environ 80%, sont situées sur une grande diagonale. C’est la séquence principale*

moments de sa vie, le Soleil est une étoile qui grossit très progressivement jusqu'à devenir énorme. 1/6 LE DIAGRAMME HERZTSPRUNG-RUSSEL : outil de l'étude de l'évolution stellaire Herztsprung et Russel ont définit un diagramme, outil permettant de mesurer l'évolution de l'étoile. Evolution dans le temps = changement de température et de luminosité Pour placer une étoile sur ce diagramme ci-dessus, il faut connaître sa température et sa luminosité. La température peut être définie en regardant l'étoile

Soleil sert ainsi de guide à notre connaissance des autres étoiles. L’évolution stellaire, le sujet qui étudie comment changent les étoiles, est souvent modélisée en plaçant les différents types d’étoiles à leur position sur le diagramme de Hertzsprung-Russell. Ce diagramme représente l’état d’un objet stellaire, de sa naissance à sa disparition. La composition matérielle des objets astronomiques peut souvent être étudiée en utilisant : la spectroscopie la radioastronomie l’astronomie neutrino

Magnitude absolue +2 +4 1 +6 +8 + 10 + 12 Naines blanches + 14 0,0001 + 16 05 BO 10 000 K AO FO 6 000 K GO Type spectral KO 3 000 K MO M5 0,01 Naines rouges Soleil 100 Séquence principale Géantes bleues Supergéantes rouges Géantes rouges FIGURE 7 Diagramme HR. L'axe horizontal représente la température de surface ou la couleur et l'axe vertical représente la luminosité absolue ou la luminosité en unités solaires. L'effet Doppler En tant qu'onde, la lumière des étoiles est soumise à l'effet Doppler-Fizeau

Soleil sert ainsi de guide à notre connaissance des autres étoiles. L’évolution stellaire, le sujet qui étudie comment changent les étoiles, est souvent modélisée en plaçant les différents types d’étoiles à leur position sur le diagramme de Hertzsprung-Russell. Ce diagramme représente l’état d’un objet stellaire, de sa naissance à sa disparition. La composition matérielle des objets astronomiques peut souvent être étudiée en utilisant : • la spectroscopie • la radioastronomie • l’astronomie neutrino

étoile de la taille de notre Soleil nécessite environ 50 millions d'années pour mûrir depuis le début de l'effondrement de l'âge adulte. Notre Soleil va rester dans cette phase de maturité (sur la séquence principale comme indiqué dans le diagramme de Hertzsprung-Russell) pour environ 10 milliards d'années. Les étoiles sont alimentées par la fusion nucléaire de l'hydrogène pour former de l'hélium profondément dans leurs intérieurs. La sortie de l'énergie des régions centrales de l'étoile fournit la

s’accompagne de la libération d’une petite quantité d’énergie. Comme, dans le cœur de d’une étoile, cet événement se produit des millions de fois chaque seconde, une quantité considérable d’énergie générée. Lorsque les astronomes Henry Russell et Ejner Hertzsprung on crée un diagramme indiquant la luminosité en fonction de la température, ils se sont aperçus que les étoiles qui tiraient leurs énergies de la fusion de l’hydrogène dessiné une large bande régulière au centre du schéma.de fait, toutes les étoiles