Le diagramme de Hertzsprung-Russell

La lumière des étoiles nous fait parvenir un message brouillé et complexe. Pour en démêler les arcanes, les astronomes recourent à un outil mis au point dans les premières années du XX^e siècle par Ejnar Hertzsprung (1905) et indépendamment par Henry Norris Russell (1914). Il s'agit d'un diagramme dans lequel les points représentatifs d'un ensemble d'étoiles sont placées en fonction de leur couleur, température superficielle ou type spectral (qui correspondent aux abscisses) et de leur luminosité ou de leur magnitude absolues ou apparentes (en ordonnées).

Les différentes possibilités représentent des variantes du diagramme de Hertzsprung-Russell (au sens large). On parlera ainsi plus spécialement du diagramme couleur-magnitude (C-M), quand on recourt à ces deux paramètres, et de diagramme de Hertzsprung-Russell, au sens strict, quand les paramètres sont le type spectral et la magnitude apparente. Le choix de la variante dépendra des paramètres disponibles ou du choix que l'astronome a jugé le plus plus commode selon le contexte. Mais, il ne s'agira chaque fois que du changement d'échelle des axes du diagramme, et pour une collection d'étoiles donnée, la morphologie de toutes ces variantes restera donc toujours la même.

Lorsqu'on cherche à caractériser dans un diagramme HR la population d'étoiles de la région de la Galaxie dans laquelle se situe le Soleil - comme l'avait fait initialement Hertzsprung et Russell, ou comme le représente la figure ci-dessous réalisée à partir des mesures du satellite Hipparcos - le diagramme révèle que les étoiles se concentrent dans plusieurs régions distinctes. Chaque grande région du diagramme correspond à une catégorie d'objets possédant des propriétés physiques communes.

• La Séquence principale. - Environ 90 % des étoiles se regroupent le long d'une bande diagonale qui traverse le diagramme du coin supérieur gauche (chaud et brillant) au coin inférieur droit (froid et peu lumineux). Cette bande est occupée par les étoiles qui produisent leur énergie par fusion thermonucléaire de l'hydrogène en hélium dans leur coeur. Cette région représente donc la phase la plus longue de la vie stellaire. Les étoiles de la partie supérieure gauche sont très massives, extrêmement chaudes, bleues ou bleu-blanc, et possèdent des luminosités pouvant atteindre plusieurs centaines de milliers, voire plusieurs millions de fois celle du Soleil. Leur température dépasse souvent 30 000 K et leur durée de vie ne dépasse généralement pas quelques millions d'années. Les étoiles de masse intermédiaire, comme le Soleil, occupent la partie centrale de la séquence principale. Le Soleil, étoile de type spectral G2 V, possède une température de surface voisine de 5780 K et une luminosité définie comme une unité solaire. Les étoiles situées dans la partie inférieure droite sont des naines rouges, beaucoup moins massives, plus froides (2500 à 4000 K), très peu lumineuses et extraordinairement nombreuses. Leur faible consommation d'hydrogène leur permet de vivre plusieurs centaines de milliards, voire plusieurs milliers de milliards d'années, bien davantage que l'âge actuel de l'univers. La largeur de la séquence principale reflète notamment les différences de composition chimique, de rotation, d'âge et de métallicité des étoiles. Les étoiles les plus jeunes apparaissent souvent légèrement au-dessus de la séquence moyenne, tandis que les étoiles approchant de la fin de leur combustion centrale de l'hydrogène s'en écartent progressivement vers des luminosités plus élevées.

• La région des sous-géantes. - Située au-dessus de la séquence principale, la région des sous-géantes correspond aux étoiles qui viennent d'épuiser l'hydrogène de leur coeur. Celui-ci, désormais constitué essentiellement d'hélium, cesse de produire de l'énergie par fusion et commence à se contracter sous l'effet de la gravitation. Simultanément, une coquille d'hydrogène entourant le coeur devient le nouveau siège des réactions nucléaires. Cette réorganisation interne provoque une augmentation progressive de la luminosité ainsi qu'une expansion de l'enveloppe externe. La température de surface diminue légèrement tandis que le rayon augmente. Cette phase de transition reste relativement courte à l'échelle de la vie d'une étoile.

• La branche des géantes rouges occupe une vaste région située dans la partie supérieure droite du diagramme. Les étoiles y possèdent des températures relativement faibles, comprises entre environ 3000 et 5000 K, mais des luminosités très élevées, conséquence directe de leurs rayons gigantesques, qui peuvent atteindre plusieurs dizaines ou plusieurs centaines de fois celui du Soleil. Ces étoiles ont quitté définitivement la séquence principale. Leur coeur d'hélium est très dense et se contracte continuellement tandis que la fusion de l'hydrogène se poursuit dans une coquille externe. Chez les étoiles de faible et moyenne masse, la contraction du coeur conduit finalement à l'allumage explosif de la fusion de l'hélium, phénomène connu sous le nom de flash de l'hélium. Après cet événement, l'étoile migre temporairement vers une autre région du diagramme.

• La branche asymptotique des géantes (AGB, Asymptotic Giant Branch) est une région située au-dessus de la branche des géantes rouges classique, dans la zone des étoiles très lumineuses et froides. Elle est peuplée d'étoiles qui ont déjà fusionné l'hélium dans leur coeur et qui sont arrivées à un stade d'évolution plus avancé. Ces étoiles possèdent un coeur inerte de carbone et d'oxygène entouré de deux couches de fusion actives : une couche interne brûlant de l'hélium et une couche externe brûlant de l'hydrogène. Cette structure interne complexe les rend plus brillantes que les étoiles de la branche des géantes rouges, bien qu'elles aient des températures de surface similaires. Leur trajectoire dans le diagramme de Hertzsprung-Russell les fait grimper le long d'un chemin qui rejoint presque, de manière asymptotique, la branche des géantes rouges, d'où leur nom. Ces étoiles représentent la dernière phase de la vie des étoiles de masse faible à intermédiaire avant l'éjection de leurs couches externes en nébuleuse planétaire et la fin de leur évolution en naine blanche.

• La région des supergéantes. - Dans la partie supérieure gauche du diagramme apparaissent les supergéantes. Elles représentent les étoiles les plus massives de l'univers observable. 

+ Les supergéantes bleues possèdent des températures supérieures à 20 000 K et des luminosités pouvant atteindre un million de fois celle du Soleil. Leur rayon est déjà considérable malgré leur température élevée. Elles évoluent rapidement en raison de leur énorme consommation de combustible nucléaire. Au cours de leur évolution, elles peuvent traverser plusieurs régions du diagramme avant de devenir des supergéantes jaunes ou rouges.

+ Les supergéantes rouges occupent l'extrême partie supérieure droite. Elles comptent parmi les plus grandes étoiles connues, avec des rayons pouvant dépasser mille fois celui du Soleil. Malgré leur température relativement faible (3000 à 4000 K), leur immense surface rayonnante leur confère une luminosité extrêmement élevée. Elles constituent les derniers stades évolutifs de nombreuses étoiles massives avant leur explosion en supernova à effondrement de coeur.

• La région des géantes lumineuses et des supergéantes moins massives se situe entre les géantes et les supergéantes. Ces objets représentent différents stades intermédiaires d'évolution. Leur position exacte dépend essentiellement de leur masse initiale et de leur histoire évolutive. Certaines d'entre elles traversent plusieurs fois cette région au cours de leur existence.

• La région des étoiles de type Wolf-Rayet se situe également dans la partie supérieure gauche du diagramme. Ces étoiles sont très massives et fortement évoluées. Leur température dépasse souvent 50 000 K, tandis que leurs vents stellaires extrêmement puissants expulsent continuellement les couches superficielles riches en éléments lourds. Elles représentent un stade très avancé précédant souvent l'explosion en supernova.

• La région des étoiles pré-séquence principale. - Les étoiles T Tauri et les étoiles Herbig Ae/Be, occupent également des régions particulières du diagramme. Avant le début de la fusion de l'hydrogène, elles tirent leur énergie de leur contraction gravitationnelle. Elles suivent des trajectoires évolutives appelées pistes de Hayashi et de Henyey jusqu'à rejoindre la séquence principale. Leur position dépend essentiellement de leur masse, de leur âge et de leur vitesse de contraction.

• La branche horizontale. - Une bande horizontale traverse le diagramme à luminosité intermédiaire, reliant la zone des géantes rouges à la séquence principale sur la gauche. La branche horizontale est principalement observée dans les amas globulaires. Les étoiles qui l'occupent brûlent désormais l'hélium dans leur coeur tout en poursuivant la fusion de l'hydrogène dans une coquille externe. Leur luminosité varie relativement peu, alors que leur température peut couvrir une large gamme de valeurs. Cette disposition presque horizontale est à l'origine de son nom. La position exacte d'une étoile sur cette branche dépend notamment de sa masse résiduelle, de sa métallicité et de la quantité de matière perdue lors de la phase de géante rouge. Une concentration particulière de la branche horizontale est appelée le red clump ou amas rouge. Elle rassemble des étoiles de masse intermédiaire ayant allumé la fusion de l'hélium de manière relativement homogène. Ces étoiles présentent des luminosités et des températures voisines, ce qui en fait d'excellents indicateurs de distance dans les études galactiques.

• La région des naines blanches. - Tout en bas à gauche du diagramme se situe une région d'étoiles très chaudes mais extrêmement peu lumineuses. Leur faible luminosité, malgré une température de surface élevée, indique que leur surface émissive est minuscule. Ces étoiles (naines blanches) constituent le résidu final de l'évolution des étoiles dont la masse initiale est inférieure à environ huit masses solaires. Les naines blanches ne produisent plus d'énergie nucléaire; elles brillent uniquement grâce à la chaleur emmagasinée dans leur intérieur. Lorsqu'elles viennent de se former, leur température peut dépasser 100 000 K, mais leur très faible rayon, comparable à celui de la Terre, limite fortement leur luminosité. Au fil du temps, elles se refroidissent progressivement tout en conservant sensiblement le même rayon. Leur évolution les conduit lentement vers le coin inférieur droit du diagramme. Les naines blanches les plus anciennes, encore hypothétiques, finiraient par devenir des naines noires après un refroidissement complet, mais l'univers est encore trop jeune pour qu'un tel objet existe.

• La région au dessus de celle des naines blanches abrite diverses catégories d'étoiles chaudes évoluées, notamment les sous-naines et les étoiles de la branche horizontale extrême. Ces étoiles possèdent une température très élevée mais une luminosité relativement modeste en raison de leur faible rayon. Elles résultent généralement d'une perte de masse particulièrement importante ou de scénarios évolutifs impliquant des interactions dans des systèmes binaires.

• La bande d'instabilité. - Une région étroite et inclinée qui traverse la zone des géantes et des supergéantes est réservée aux étoiles dont la luminosité varie de manière intrinsèque et périodique. Il ne s'agit pas d'une zone de stabilité évolutive, mais d'une étroite bande d'instabilité qui coupe le diagramme en diagonale. Dans cette zone, les couches externes de l'étoile deviennent instables et subissent des pulsations périodiques dues principalement au mécanisme κ (kappa), lié à l'ionisation partielle de l'hélium. Les céphéides sont les étoiles typiques de la bande d'instabilité. Les variables RR Lyrae occupent également une partie de cette bande mais à des luminosités plus faibles. La présence de cette bande d'instabilité est essentielle en astrophysique, car la relation période-luminosité des céphéides constitue l'un des principaux outils de mesure des distances extragalactiques. (Les étoiles de type δ Scuti, Mira ou RV Tauri, également variables, se rencontrent dans d'autres secteurs spécifiques du diagramme).-

Diagramme C-M du voisinage solaire réalisé à l'aide d'Hipparcos.

Ces concentrations sont le signe de corrélations entre luminosité et couleur des étoiles, c'est-à-dire de l'existence d'un ordre par-delà la diversité des apparences. Sur la séquence principale, le déchiffrement est simple : plus une étoile est chaude (ou bleue) et plus elle est lumineuse intrinsèquement; plus elle est froide (ou rouge) et moins elle est lumineuse. La logique est différente pour les géantes. Mais pour aller plus loin, l'échantillon que constituent les étoiles du voisinage solaire est inadapté. Il s'agit en effet d'étoiles d'origines diverses, qui se sont trouvées mélangées au fil du temps dans une même région de l'espace.

Le diagramme HR prend sa pleine puissance lorsqu'on l'utilise pour étudier des collections d'étoiles qui ont la même origine. On a pu l'utiliser au cours des dernières années pour caractériser les populations de certaines galaxies dans leur ensemble (par ex. la Naine du Sextant, ou la galaxie Leo I, dans le Lion). Mais, depuis que Trumpler, dans les années 1920, a attiré l'attention sur eux, le territoire privilégié du diagramme de Hertzsprung-Russell se sont les amas stellaires, qu'ils soient ouverts ou globulaires.

Dans un amas, toutes les étoiles ont la même origine. Elles ont le même âge, et comme l'ont compris les astronomes en s'aidant justement de la comparaison de diagrammes de nombreux amas, elles ne se distinguent que par des masses différentes.

Les étoiles les plus massives, consomment leur combustible à un taux accéléré, et évoluent plus rapidement que les étoiles les moins massives. Si bien que la région bleue de la séquence principale des amas se dépeuple progressivement, au profit de la région des géantes rouges, qui sont des étoiles parvenues à un stade avancé d'évolution.
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Le diagramme HR typique d'un amas globulaire (M 3, dans les Chiens de Chasse).