Diagramme de Hertzsprung-Russell
Le diagramme de Hertzsprung-Russell, est un graphique dans lequel est indiquée la luminosité d'un ensemble d'étoiles en fonction de leur température effective. Ce type de diagramme a permis d'étudier les populations d'étoiles et d'établir la théorie de l'évolution stellaire.
Sur le diagramme ci dessus, en ordonées (en verticale gauche) la masse des étoiles, notre point de repère ou reference est le soleil donc 1 masse solaire (au centre de la séquence principale), plus on remonte plus les étoiles seront des géantes et inverssement plus on descendra plus on ira vers des étoiles naines. corespondances masse/magnitude absolue.
En Abscisses (en horizontal) la couleur des étoiles, notre soleil malgré sa masse est une naine jaune, plus on se dirige vers la gauche plus elle seront blanche et chaude, plus nous irons vers la droite plus elles seront froides est rouge. correspondance couleur/temperature.
L'examen d'un diagramme d'une population d'étoiles, comme ci-dessus, montre une énorme concentration d'étoiles le long d'une diagonale ainsi qu'une concentration significative quelques magnitudes au-dessus de la diagonale. D'autres zones du diagramme sont complètement vides d'étoiles, ou très peu peuplées. La figure ci-dessous présente le diagramme de Hertzsprung-Russell d'étoiles proches dont la distance est connue avec une bonne précision.
La séquence principale est la région du diagramme de Hertzsprung-Russell où la majorité des étoiles résident, elle correspond à la diagonale allant du coin supérieur-gauche (chaud et lumineux) au coin inférieur-droit (froid et peu lumineux). Si la concentration d'étoiles y est si élevée, c'est parce que celles-ci y passent environ 90 % de leur vie en évoluant très peu, brûlant l'hydrogène en leur cœur.
La dispersion des étoiles autour de la séquence principale a plusieurs raisons. La composition chimique change légèrement la place de l'étoile sur le diagramme : plus celle-ci est riche en métaux, plus elle est froide et moins elle est lumineuse, car elle garde un rayon constant. Les étoiles de population II, beaucoup plus pauvres que les étoiles de population I, forment ainsi la classe des sous-naines. De plus, les étoiles accroissent lentement leur luminosité et changent de température pendant leur phase sur la séquence principale. D'autres facteurs comme la rotation, la présence de compagnons proches ou de champs magnétiques peuvent également expliquer un placement un peu dispersé. Un autre facteur est l'incertitude des observations ; ces incertitudes affectent principalement la distance de l'étoile en question mais concerne aussi les étoiles binaires, non ou mal identifiées en tant que telles.
Environ 5 à 10 magnitudes au-dessus de la séquence principale, on trouve une importante concentration d'étoiles : il s'agit d'étoiles en fin de vie, soit au stade de géante rouge, avec une fine couche d'hydrogène qui "brûle" autour d'un noyau d'hélium inerte, soit, des étoiles de la branche horizontale, au cœur desquelles l'hélium fusionne pour donner du carbone et de l'oxygène. La combustion de l'hélium est cependant beaucoup plus rapide que celle de l'hydrogène pendant la séquence principale, et les étoiles sont assez instables pendant ce stade. Les géantes rouges montent en luminosité bien au-delà de cette concentration d'étoiles.