Diagramme de Hertzsprung-Russell

La relation sur laquelle reposent actuellement toutes les théories sur l’évolution des étoiles fut mise en évidence au début du XXe siècle, indépendamment par Hertzsprung et par Russell.

Si l’on porte le type spectral d’une étoile en abscisse et sa magnitude absolue en ordonnée, les points représentatifs des étoiles n’occupent pas des positions quelconques. La figure ainsi obtenue est connue sous le nom de diagramme Hertzsprung-Russell, ou diagramme HR. La majorité des points forment une bande étroite inclinée groupant toutes les étoiles comprises entre les étoiles O, de forte magnitude absolue, et les étoiles M, peu lumineuses, formant ce que l’on appelle la "séquence principale" ou étoiles naines. Au-dessus de ce groupe se trouve une série d’étoiles plus lumineuses qui forment la classe des géantes.

Les principales classes spectrales de la classification de Harvard sont désignées par les lettres majuscules O, B, A, F, G, K, M, chaque classe étant subdivisée en dix types spectraux, par exemple de A0 à A9. Il y a une transition quasi continue entre les classes, ce qui est maintenant expliqué par des effets d’évolution. Les caractères permettant de différencier les classes sont les suivants:

En plus de la séquence précédente, il convient d’ajouter trois autres classes qui comprennent très peu d’objets: la classe W (étoiles Wolf-Rayet) dont le spectre présente de nombreuses raies d’émission et qui se situe avant la classe O; la classe C (étoiles carbonées, anciennement R et N) a un spectre riche en raies d’absorption de molécules carbonées, et la classe S un spectre riche en raies de l’oxyde de zirconium. Ces deux dernières classes viennent se placer après la séquence principale.
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