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En astronomie, le diagramme de Hertzsprung-Russell montre la relation entre la magnitude absolue et le type spectral d'étoiles. Il a été inventé autour de 1910 par Ejnar Hertzsprung et Henry Norris Russell.
Le diagramme de Hertzsprung-Russell est employé pour définir les différents types d'étoiles et comparer des prévisions théoriques de l'évolution des étoiles données par des modèles informatiques avec des observations d'étoiles réelles.
Le diagramme existe sous deux formes différentes. Celle utilisée par les observateurs montre la magnitude en fonction de la couleur de l'étoile, alors que les théoriciens préfèrent utiliser la température de l'étoile plutôt que sa couleur.
Bien que la couleur d'une étoile dépend essentiellement de sa température, la transformation d'une forme à une autre n'est pas évidente et dépend du modèle employé ainsi que d'autres paramètres de l'étoile comme son âge et sa composition.
Étant donné que la taille, la luminosité et le température de surface des étoiles varient grandement, on pourrait croire que celles-ci sont distribuées plus ou moins uniformément dans le diagramme de Hertzsprung-Russell. En fait il n'en est rien, un examen rapide du diagramme montre que les étoiles se répartissent grosso-modo en deux groupes: la séquence principale contenant les étoiles naines et les étoiles géantes.
Un troisième groupe, moins important, correspond aux naines blanches.
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La séquence principale est la région 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).
Les étoiles qui se trouvent dans cette région sont dans leur phase évolutive durant laquelle elles consomment l'hydrogène de leur noyau. Durant cette phase les étoiles sont dans un état stable et leur structure change uniquement à cause de la modification progressive de leur composition chimique. Comme le processus de combustion de l'hydrogène est un processus fort lent, les étoiles passent la plus grande partie de leur vie dans la séquence principale.
La dispersion des étoiles autour de la séquence principale a plusieurs raisons. L'un des facteurs les plus importants est l'incertitude des d'observations; ces incertitudes affectent principalement la distance de l'étoile en question mais concerne aussi les étoiles binaires non ou mal identifées en tant que tel. Mais même des observations parfaites mèneraient à un étalement des étoiles autour d'une séquence principale idéale, parce que la masse n'est pas le seul facteur. En effet, la composition chimique d'une étoile et donc son état évolutif déterminent aussi sa position dans le diagramme, de même que la présence de compagnons proches, la rotation de l'étoile ou la présence de champs magnétiques pour n'en nommer que quelques-uns. Par exemple, certaines étoiles très pauvres en métal, les sous-naines, se trouvent juste au-dessous de la séquence principale bien qu'elles fusionnent aussi de l'hydrogène, ce qui fait que la partie inférieure de la séquence principale est dispersée à cause des différences de composition chimique.
Les étoiles habituellement écrivent et partent de l'ordre principal de ci-dessus quand elles sont nées ou elles commencent à mourir, respectivement.
