En fonction de leur masse et des réactions nucléaires se produisant en leur cœur aux différentes étapes de leur vie, les étoiles peuvent être classées sur un diagramme, dit de Hertzsprung-Russell, qui met en évidence les différents scénarios de leur histoire évolutive, de leur naissance à leur mort.

LE CLASSEMENT PAR LUMINOSITÉ

On pensait autrefois que, dans les cieux immuables, les étoiles restaient éternellement semblables à elles-mêmes. L’apparition de nouvelles étoiles, la découverte de Halley sur le mouvement propre des étoiles (1718) ou encore l’utilisation du spectroscope pour l’étude de leur spectre lumineux, bouleversèrent la donne : les étoiles évoluent et possèdent une histoire. En 1905, l’astronome danois Hertzsprung (1873-1976) eut l’idée de les classer en fonction de leur luminosité. Le diagramme qu’il établit fut repris et perfectionné par l’astronome américain Henry Norris Russell (1877-1957), qui procéda en 1913 à la classification de plusieurs centaines d’étoiles en fonction de leur magnitude et de leur type spectral. Ces travaux aboutirent au diagramme « de Hertzsprung-Russell ». Encore utilisée aujourd’hui, cette représentation graphique récapitule les différentes phases de l’évolution des étoiles d’âges et de types différents et a permis d’élaborer la théorie de l’évolution stellaire.

LA MAGNITUDE DES ÉTOILES

Un diagramme de Hertzsprung-Russell représente la magnitude de l’étoile, c’est-à-dire sa luminosité intrinsèque, en fonction de sa température de surface ou de sa couleur. En abscisse (l’axe horizontal) figure la température ou l’indice de couleur de l’étoile, les plus chaudes étant sur la partie gauche. En ordonnées (axe vertical), figure la luminosité (les plus brillantes se trouvant vers le haut). Les lettres OBAFGKM représentent le type spectral de l’étoile (avec des couleurs allant du bleu au rouge en fonction des températures décroissantes). Les classes de luminosité, elles, vont de la V, par ordre dé croissant. L’examen du diagramme montre immédiatement que les populations d’étoiles sont hétérogènes. On observe notamment une énorme concentration d’étoiles de classe V le long d’une diagonale, appelée séquence principale. Une autre concentration d’étoiles de classe III figure au-dessus de cette diagonale. Mais les autres zones du diagramme sont vides ou très peu peu plées

LA CONTRACTION GRAVITATIONNELLE

Dans le diagramme de Hertzsprung-Russell, les toutes jeunes étoiles se trouvent dans une zone située au-dessus de la séquence principale. Mais comment se forment-elles? Le scénario qui prévaut chez les spécialistes veut que la grande majorité naisse en groupe au sein des nébuleuses, véritables pouponnières d’étoiles. Les nébuleuses sont des nuages moléculaires géants de gaz et de poussière, qui, sous l’effet de la contraction gravitationnelle, se fragmentent en proto-étoiles. Celles-ci grossissent paraccrétion de la matière environnante et deviennent des étoiles. En leur sein, la fusion nucléaire de l’hydrogène en hélium va s’enclencher et les étoiles vont trouver un point d’équilibre dit hydrostatique entre les forces de gravité et la pression de radiation de leur cœur. Elles se trouvent alors sur la séquence principale du diagramme, comme l’est actuellement le Soleil, né de l’effondrement d’une nébuleuse dans la Voie lactée, il y a 4,6 milliards d’années.

COMPOSITION CHIMIQUE ET TEMPÉRATURE

La séquence principale est la région du diagramme de Hertzsprung-Russell où on trouve la majorité des étoiles. En effet, elles y passent environ 90 % de leur vie, brûlant l’hydrogène dont elles sont composées à 70 %. Leur composition chimique étant légèrement différente, toutes n’occupent pas la même position initiale : les étoiles riches en métaux seront plus froides et moins lumineuses et se situeront plutôt vers le coin inférieur droit de la séquence. D’autres facteurs peuvent aussi expliquer un placement un peu dispersé autour de la séquence principale. Même si elles évoluent peu, elles ne restent pas fixes : leur luminosité et leur température de surface croissant lentement avec l’âge, elles se déplacent le long de la diagonale. Lorsqu’elles épuisent leurs réserves d’hydrogène, elles quittent la séquence principale pour gagner une autre région du diagramme, correspondant aux derniers stades de son évolution (vers le haut et vers la droite de la séquence principale).

MASSE ET SÉQUENCE PRINCIPALE

En fonction de leur masse, toutes les étoiles n’ont pas le même temps de vie sur la séquence principale. Plus elles sont massives, plus elles consomment rapidement leur hydrogène et plus leur durée de vie est brève. Les étoiles de 30 masses solaires, par exemple, ne restent que 60 millions d’années sur la séquence principale. À l’inverse, les moins massives (0,3 masse solaire) vivront 800 milliards d’années. La masse des étoiles détermine également leur destin final. Lorsqu’elles ont fini de brûler leur hydrogène, elles s’écartent de la séquence principale selon des scénarios différents. Les moins massives deviennent directement des naines blanches. Les étoiles de quelques masses solaires passent par une phase de géante rouge puis perdent leur enveloppe de gaz qui va former une splendide nébuleuse planétaire qui se dispersera pour laisser une naine blanche. Les plus massives exploseront violemment en supernova, qui donnera naissance à une étoile à neutrons ou à un trou noir.

EN RÉSUMÉ

Les étoiles que l’on pensait immuables dans le ciel ont elles aussi une histoire. Elles naissent dans des nébuleuses stellaires, vivent plus ou moins longtemps en brûlant leurs réserves d’hydrogène, puis meurent selon des scénarios différents déterminés par leur masse initiale. Le diagramme de Hertzsprung-Russell, élaboré au début du xx siècle mais toujours utilisé par les astronomes, permet de classifier les étoiles en fonction de leurs caractéristiques et de représenter graphiquement leurs schémas d’évolution.