Il permet de lire les differents types d'etoiles
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En abscisse, la chaleur de l'etoile, et en ordonnee, sa luminosité. Les barres obliques (sur le 2e diagramme) indiquent la taille de l'etoile, attention l'echelle est logarithmique. Le diagrame permet de distinguer les 4 types d'etoiles.
Une etoile brillent grace aux reactions de fusion qui se passent dans son noyau. En effet, ces reactions degagent de l'energie qui est evacuee sous forme de photons.
Plus l'energie liberee par les reactions est forte, plus la longueur d'onde de la lumiere emise est courte. Les etoiles chaudes ont donc une couleur plutot bleue tandis que les etoiles froides sont rouges : la lumiere rouge correspond à une longueur d'onde plus longue que le bleu.
D'autre part, cette lumiere passe à travers les differentes couches de l'etoile avant de parvenir dans l'espace ; etant donné que les elements chimiques absorbent certaines longueur d'onde, on observe, sur le spectre d'une etoile, des raies noires sur le fond continu du spectre. Ces raies sont caracteristiques d'un element ; on peut donc determiner la composition chimique d'une etoile grace à son spectre lumineux.
Il existe differents types d'etoiles, caracterisee par des compositions chimiques differentes et donc des spectres differents ; les criteres de classification sont fondé sur les rapports d'intensité de certaines raies prises deux à deux et sur la presence ou l'absence de certaines series de raies :
Classe O : presence de raies de l'helium ionisé
B : presence de raies de l'helium neutre
A : predominance des raies de l'hydrogene
F : presence de raies nombreuses de metaux ionisé
G : presence simultanee de raies de metaux neutres et de metaux ionisé
K : predominance de raies de metaux neutres
M : presence des raies de l'oxyde de titane
En plus de cette sequence il conviendra d'ajouter trois autres classes :
W : etoiles de Wolf Rayet dont le spectre presente de nombreuses raies d'emission, classe qui se situe avant la classe O
C : etoiles carbonees, anciennement R et N, cette classe a un spectre riche en raies d'absorption de molecules carbonees
S : classe dont le spectre est riche en raies de l'oxyde de zirconium.
D'autre part, le spectre d'une etoile est influencé par le mouvement que possede l'etoile par rapport à la Terre : quand l'etoile se rapproche de nous, sa lumiere est decalee vers le violet et quand elle s'eloigne vers le rouge, c'est l'effet Doppler ou Redshift.
Tout d'abord, la duree de vie d'une etoile par rapport au soleil est donnee par la relation :
La vie de l'etoile est principalement assuree par la fusion nucleaire de l'Hydrogene dans son noyau , les conditions de pression et de temperature pour cette fusion n'etant remplies que dans cette partie de l'etoile. La fusion de l'Hydrogene en Helium passe par plusieurs stades intermediaires : d'abord 2 noyaux d'Hydrogene fusionnent en Deuterium, qui fusionne à son tour avec un autre Hydrogene en Helium-3 ; 2 Helium-3 fusionnent enfin en Helium-4 avec liberation de 2 Hydrogenes :
1H + 1H -> 2D
2D + 1H-> 3He
3He + 3He -> 4He + 2 1H
Toutes ces reactions produisent de l'energie qui est liberee sous forme de rayons gamma. Cette energie liberee permet de contrecarrer l'effondrement gravitationnel de l'etoile et preserver l'equilibre hydrostatique modelise par la relation :
T=-O/2
où T est l'energie interne totale et O l'energie potentielle gravitationnelle. Ainsi lorsque le nombre de fusions diminue, l'energie potentielle gravitationnelle prend le dessus, l'etoile se contracte jusqu'à revenir à l'equilibre ; de meme un echauffement de l'etoile entraine sa dilatation.
La vie de l'etoile est ainsi rythmee par la fusion des noyaux d'hydrogene en helium, jusqu'à ce que l'hydrogene present dans le noyau soit epuisé (10 à 20 % de l'hydrogene total est ainsi consommé) ; commence alors la mort progressive de l'etoile.
2D + 1H-> 3He
3He + 3He -> 4He + 2 1H