STELLAIRES AMAS

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Diagrammes d'amas

Si l'on porte sur un diagramme la magnitude absolue des étoiles en fonction de leur classe spectrale (ou la magnitude relative dans le cas des amas, pour lesquels les étoiles sont toutes environ à la même distance), on s'aperçoit que les étoiles se groupent d'une manière très caractéristique. Ce diagramme, connu sous le nom de diagramme de Hertzsprung-Russell, ou HR, permet de distinguer plusieurs types d'étoiles, comme les naines de la séquence principale, les géantes, les supergéantes, et les sous-naines.

Le diagramme HR des amas est particulièrement intéressant à étudier. On s'est en effet aperçu qu'il ne contenait pas des étoiles de tous les types ; de plus, il varie d'un amas à l'autre, tout en présentant un certain nombre de caractères communs.

Les étoiles brillantes de la séquence principale sont absentes des diagrammes d'amas. Elles sont remplacées par une branche qui se détache de la séquence principale et pénètre dans le domaine des géantes rouges. Dans le cas des amas globulaires, on peut souvent distinguer une autre branche qui, partant des géantes rouges, redescend sur la séquence principale et la traverse en un point où ne se trouve aucune étoile d'un autre type.

Les diagrammes HR des différents amas se distinguent par l'importance de ces deux branches, ainsi que par la classe spectrale à partir de laquelle la première commence à s'écarter de la séquence principale. Les idées actuelles sur l'évolution des étoiles permettent d'expliquer ces différences.

Pour cela, on est conduit à deux hypothèses de départ, que tout, jusqu'à présent, a permis de vérifier :

– toutes les étoiles d'un amas se sont formées à la même époque, l'âge différant suivant les amas ;

– toutes les étoiles n'avaient pas la même masse lors de leur formation, ce qui a conduit à des évolutions différentes.

Le diagramme HR représente alors l'état actuel de l'évolution d'étoiles de même âge et de masses différentes. Les étoiles très brillantes, O et B par exemple, évoluent très rapidement, et c'est pourquoi on ne peut en observer dans les amas : elles ont déjà depuis longtemps quitté la séquence principale pour donner des géantes rouges. La position du coude de la séquence principale permet donc de se faire une idée de l'âge des amas : plus l'amas est âgé, plus la branche des géantes rouges se détachera de la séquence principale pour un type spectral avancé.

M 67 est ainsi un amas galactique, dépourvu d'étoiles de classe supérieure à F 4 ; la théorie de l'évolution stellaire de Schwarzschild lui attribue un âge de 5 milliards d'années. Les amas de Praesepe et des Pléiades sont plus jeunes : le coude du diagramme HR se fait pour les étoiles A 3 et A 1 respectivement, leur âge étant de 600 millions d'années et de 60 millions d'années.

Dans les amas globulaires, plus denses, l'évolution est un peu différente, ce qui se reflète dans leur diagramme HR. Ces amas sont en général beaucoup plus âgés que les amas galactiques, et ne contiennent presque jamais d'étoiles de la séquence principale autres que des étoiles G, K, et F. Par exemple, M 3 est âgé de 6,5 milliards d'années. Le temps écoulé depuis leur formation est suffisant pour que certaines étoiles aient pu parcourir tout le cycle de l'évolution stellaire, et se retrouver à l'état de naines blanches.

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André BOISCHOT, « STELLAIRES AMAS », Encyclopædia Universalis [en ligne], consulté le 15 janvier 2022. URL : https://www.universalis.fr/encyclopedie/amas-stellaires/