Le diagramme de Hertzsprung-Russell

Grâce aux mesures de luminosité absolue et de température de surface, les astronomes tenaient l’une des clefs de la compréhension des étoiles. Au début du siècle, le Danois Ejnar Hertzsprung et l’Américain Henry Russell découvrirent indépendamment qu’il existait une corrélation très forte entre luminosité absolue et température de surface des étoiles. Ils utilisèrent les données disponibles à l’époque et eurent l’idée de tracer un diagramme montrant ces deux propriétés.

Hertzsprung et Russell se rendirent alors compte que la grande majorité des étoiles se plaçaient sur une grande diagonale, appelée la séquence principale, qui allait des étoiles froides et peu lumineuses aux étoiles chaudes et très lumineuses. En plus de cette bande, trois autres regroupements apparaissaient. Deux groupes se trouvaient au-dessus de la séquence principale, à des luminosités plus fortes, le groupe des géantes et celui des supergéantes. Le troisième groupe était placé sous la séquence principale, à des luminosités plus faibles, celui des naines blanches. Ces quatre groupes correspondent à des étapes bien définies de la vie des étoiles.

Le diagramme de Hertzsprung-Russell. En traçant la luminosité absolue en fonction de la température de surface des étoiles connues, quatre grandes catégories d’étoiles apparaissent : les naines blanches, la séquence principale (dont fait partie notre Soleil), un ensemble comprenant les géantes, sous-géantes et géantes lumineuses, et, enfin, les supergéantes.

En 1879, le physicien autrichien Josef Stefan qui s’intéressait au rayonnement des corps chauds découvrit que l’énergie totale émise par un objet était proportionnelle à la quatrième puissance de sa température absolue. Cela signifiait par exemple qu’un corps à 6000 degrés émettait 16 fois plus d’énergie qu’à 3000 degrés. Stefan établit également une loi plus générale qui donnait l’intensité émise par un corps de surface donnée à une certaine température.

Pour les astronomes, la loi de Stefan fournit un moyen relativement simple de calculer la taille d’une étoile, une fois sa température de surface et sa luminosité absolue déterminées. Connaissant la température de surface de l’étoile, on peut utiliser cette loi pour calculer la luminosité totale émise par une portion de surface donnée. Il suffit alors de comparer ce résultat à la luminosité absolue, émise par le corps dans son ensemble, pour obtenir la surface de l’étoile, donc également sa taille.

Cette méthode a permis d’obtenir de très bons résultats. Elle a d’abord montré que les étoiles de la séquence principale n’ont pas toutes la même taille, mais présentent néanmoins une gamme relativement restreinte. Les étoiles chaudes ont ainsi 10 fois la taille du Soleil, alors que les étoiles froides n’atteignent qu’un dixième de cette valeur.

Les autres groupes du diagramme de Hertzsprung-Russell présentent des tailles très différentes. Les géantes ont entre une dizaine et une centaine de fois la taille du Soleil. Les supergéantes peuvent quant à elles être mille fois plus grosses que notre étoile. L’énorme luminosité de ces étoiles est donc liée à leur dimension. Enfin, les naines blanches sont de manière générale une centaine de fois plus petites que le Soleil, ce qui leur donne une taille similaire à celle de la Terre et explique leur faible luminosité.

Pour aller plus loin dans la compréhension du  diagramme de Hertzsprung-Russell, il fallait encore déterminer un autre paramètre : la masse des étoiles.