- Type spectral
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En astronomie, les étoiles présentent quatre caractéristiques principales : température de surface, gravité à la surface, masse et luminosité. Ces caractéristiques ne sont pas indépendantes les unes des autres et ne sont pas directement mesurables. Cependant, elles permettent d'associer un type spectral à chaque étoile.
Les étoiles se présentent dans une variété de couleurs déterminées par leur température de surface. Les étoiles chaudes sont bleues tandis que les étoiles froides sont rouges. Dans un ordre croissant de température, une étoile sera rouge, orange, jaune, blanche, bleue et violette. Cet ordre peut sembler étrange, car les humains associent souvent le rouge au chaud et le bleu au froid, mais la physique montre l'inverse. Plus un corps est chaud, plus les photons qui s'en échappent ont d'énergie, et plus leur longueur d'onde est faible.
A priori, les étoiles peuvent être classées selon leur température de surface en utilisant la loi de Wien, mais ceci pose quelques difficultés. Les caractéristiques spectrales permettent de classer les étoiles différemment, en utilisant indirectement des informations qui concernent leur température ou leur gravité. En effet, les raies d'absorption présentes dans le spectre électromagnétique des étoiles ne peuvent être observées que dans une certaine gamme de températures car ce n'est que dans cette gamme que les niveaux énergétiques atomiques relatifs à ces raies sont peuplés. De même, la largeur des raies d'absorption dépend de la gravité à la surface de l'étoile et donc de sa luminosité.
Sommaire
Diagramme de Hertzsprung-Russell
Au début du XXe siècle, Ejnar Hertzsprung et Henry Norris Russell étudièrent la relation entre la luminosité et la température de surface des étoiles. Ils arrivèrent indépendamment à la conclusion que la majorité des étoiles se trouvent dans une région précise d'un graphique luminosité-température. On désigne maintenant un tel graphique « diagramme de Hertzsprung-Russell » (ou plus simplement « diagramme HR »).
En effet, 80 % des étoiles se situent sur une bande diagonale du graphique, la « séquence principale ». Elle démontre une relation de proportionnalité entre la température et la luminosité. La plupart des étoiles s'y retrouvent puisqu'elles y passent la plus grande partie de leur vie.
Les étoiles situées en dehors de la séquence principale sont soit au début soit à la fin de leur vie. Ce sont, sauf pour les naines blanches, des phases transitoires de plus ou moins courte durée. Ainsi, une étoile se déplace sur le diagramme. À la fin de sa vie, elle quitte la séquence principale et devient une géante puis une naine blanche (voir Évolution des étoiles).
Classification de Harvard
La classification de Harvard est celle qui attribue un type spectral à une étoile, et correspond globalement à une échelle de température. La classification de Yerkes est celle qui attribue une classe de luminosité à une étoile, et correspond globalement à une échelle de rayon (voir loi de Stefan-Boltzmann) pour une température donnée.
Cette méthode fut développée à l'observatoire de Harvard au début du XXe siècle par Henry Draper. Après la mort de Draper, sa veuve légua à l'observatoire une somme d'argent pour continuer le travail de classification. La plus grande partie de ce travail fut effectué par les « filles » de l'observatoire, principalement Annie Jump Cannon et Antonia Maury en se fondant sur le travail de Williamina Fleming. Ce travail s'acheva par la publication du Henry Draper Catalogue (HD) entre 1918 et 1924. Le catalogue contenait 225 000 étoiles jusqu'à la neuvième magnitude. La classification de Harvard est fondée sur des raies d'absorption qui sont surtout sensibles à la température plutôt qu'à la gravité de surface. Les différentes classes et leur température sont les suivantes :
Classe température[1] couleur raies d'absorption O > 25 000 K bleue azote, carbone, hélium et oxygène B 10 000 - 25 000 K bleue-blanche hélium, hydrogène A 7 500 - 10 000 K blanche hydrogène F 6 000 - 7 500 K jaune-blanche métaux : fer, titane, calcium, strontium et magnésium G 5 000 - 6 000 K jaune (comme le Soleil) calcium, hélium, hydrogène et métaux K 3 500 - 5 000 K jaune-orange métaux et monoxyde de titane M < 3 500 K rouge métaux et monoxyde de titane
Pour mémoriser l'ordre des types spectraux (OBAFGKM), les anglophones utilisent la phrase « Oh, Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me! », ce qui se traduit par « Oh! Sois une gentille fille/un gentil gars, embrasse-moi » ; il en existe de nombreuses variantes. En français, on pourrait dire : « Observez bien au firmament : grandiose kaléidoscope multicolore ! ». La raison de l'arrangement étrange des lettres est historique. Quand les premiers spectres d'étoiles furent pris, on remarqua que la raie de l'hydrogène variait beaucoup et l'on classa les étoiles selon l'intensité de la raie de Balmer : de A, la plus forte, à Q, la plus faible. Puis les raies d'autres éléments chimiques vinrent en jeu : les raies H et K du calcium, la raie D du sodium, etc. Plus tard, il apparut que beaucoup de ces classes se chevauchaient et furent retirées. Ce n'est que bien plus tard encore qu'on découvrit que l'intensité des raies dépendait essentiellement de la température de surface de l'étoile.Actuellement, ces classes sont subdivisées à l'aide des chiffres (0-9) : A0 pour les étoiles les plus chaudes de la classe A et A9 pour les moins chaudes. Par exemple, le soleil est une étoile de type G2. Plus récemment, la classification a été étendue en W O B A F G K M L T et R N C S, où W sont les étoiles Wolf-Rayet, L et T représentent des étoiles extrêmement froides : des naines brunes, et R N C S sont utilisés pour les étoiles carbonées.
Représentation de la classification de Harvard.
Les LBV
Article détaillé : Variable lumineuse bleue.Les étoiles WR (ou W)
Article détaillé : Étoile Wolf-Rayet.Classe O
Les étoiles de classes O sont très chaudes (température de surface : 35 000 K pour delta Orionis) et très lumineuses et de couleur bleue. Par exemple, Naos, dans la constellation de la Poupe, brille près d'un million de fois plus fort que le Soleil. Ces étoiles possèdent des raies d'hélium intenses et des raies d'hydrogène assez faibles, elles émettent principalement dans l'ultraviolet. Ces étoiles sont si énergétiques qu'elles développent un fort vent stellaire et donc perdent de la matière qui forme alors des enveloppes donnant des raies en émission (type Oe pour les émissions dans l'hydrogène, type Of pour les émissions dans He II, N III).
Spectre d'une étoile de type O5v.Classe B
Les étoiles de classe B sont aussi très lumineuses et chaudes (température de surface : 13 000 K) ; Rigel, dans la constellation d'Orion, est une supergéante bleue de classe B. Leur spectre possède des raies d'hélium neutre et les raies d'hydrogène sont assez faibles (elles sont appelées raies de Balmer). Les étoiles de type O et B sont si puissantes qu'elles ne vivent que fort peu de temps. Elles ne s'écartent donc que peu de l'endroit où elles se sont formées. Ainsi, elles ont tendance à s'assembler en ce qu'on appelle des associations OB1 qui regroupent ces étoiles au sein d'un immense nuage moléculaire. L'association OB1 d'Orion forme un bras entier de la Voie lactée et contient toute la constellation d'Orion. C'est la présence d'étoiles très brillantes et non leur nombre qui font que les bras des galaxies paraissent plus brillants. On peut rajouter que parmi les cent étoiles les plus brillantes, un tiers sont des étoiles de type B. Certaines étoiles B montrent des raies en émission dans leur spectre. Selon que les raies soient des raies interdites ou des raies normales, on parle d'étoiles « B[e] » ou « Be » (le « e » pour émission, voir l'article détaillé.).
Spectre d'une étoile de type B2iiClasse A
Article détaillé : Étoile blanche de la séquence principale.Les étoiles de classe A (appelées étoiles blanches de la séquence principale) sont parmi les plus communes visibles à l'œil nu. Deneb, dans la constellation du Cygne, et Sirius, l'étoile la plus brillante du ciel dans le visible, sont deux étoiles de classe A. Comme toutes celles de ce type, elles sont blanches, leur spectre possède des raies d'hydrogène assez intenses (raies de Balmer) et montre plus faiblement la présence de métaux ionisés (raie K du calcium ionisé).
Certaines d'entre elles présentent des caractéristiques remarquable notées Am ou Ap. Elles font partie des étoiles à fort champ magnétique (taches) ou présentant de fortes concentration de certains métaux (par lévitation due aux forces radiatives) renforçant les raies spectrales de ces éléments chimiques.
Classe F
Les étoiles de classe F sont encore très lumineuses (température de surface : 7 200 K à 6 000 K), et sont en général des étoiles de la séquence principale, comme upsilon Andromedae A dans la constellation d'Andromède, Canopus, l'Étoile polaire, ou encore Procyon A. Leur spectre est caractérisé par des raies d'hydrogène plus faibles que dans les étoiles A et la présence de raies des métaux neutres et ionisés (Fe I, Fe II, Ti II, Ca I, Ca II, Mg I, etc.).
Spectre d'une étoile de type F2iii.Classe G
Article détaillé : Naine jaune.Les étoiles de classe G (ou naine jaune) sont les mieux connues, pour la seule raison que le Soleil appartient à cette classe. Elles possèdent des raies d'hydrogène encore plus faibles que celles de classe F et des raies de métaux ionisés ou neutres. Les raies du Ca II H et K sont très prononcées. La classe G est l'une des dernières (outre K et M, ci-dessous) où l'on distingue (étant donné la température de surface de 5 000 à 6 000 K) des raies moléculaires encore assez fortes (CH, CN, C2, OH). Elles doivent d'ailleurs leur nom « G » à la molécule CH qui présente une forte absorption vers 430 nm identifiée par Fraunhofer par la lettre G. Alpha Centauri A est une étoile de classe G.
Spectre d'une étoile de type G5iiiClasse K
Article détaillé : Naine orange.Les étoiles de classe K (ou naine orange) sont des étoiles de couleur orange, légèrement moins chaudes que le Soleil (température de surface : 4 000 K). Certaines, comme Antarès, sont des géantes rouges alors que d'autres, telle que alpha Centauri B, sont des étoiles de la séquence principale. Elles possèdent des raies d'hydrogène très faibles, voire inexistantes, et surtout des raies de métaux neutres. Quelques composés moléculaires y sont visibles : CH, CN, monoxyde de carbone CO, ainsi que les larges bandes de monoxyde de titane TiO pour les plus froides.
Spectre d'une étoile de type K4iii.Classe M
Les étoiles de classe M sont les plus nombreuses et possèdent une température de surface de 2 500 à 3 900 K[2]. Toutes les naines rouges, soit 90 % des étoiles existantes, sont de ce type, comme par exemple Proxima Centauri. Bételgeuse, de même que les étoiles variables de type Mira sont également de ce type. Leur spectre montre des raies correspondant à des molécules (CN, CH, CO, TiO, VO, MgH, H2, etc.) et des métaux neutres, les raies du monoxyde de titane TiO peuvent être très intenses et les raies de l'hydrogène en sont généralement absentes.
Spectre d'une étoile de type M0III.
Spectre d'une étoile de type M6V.Classe L
Article détaillé : Naine brune.Les astres de la nouvelle classe L sont de couleur rouge très foncé et illuminent surtout dans l'infrarouge. Leurs gaz sont assez froids pour que les hydrures de métaux et les métaux alcalins prédominent dans leur spectre.
Classe T
Article détaillé : Naine brune.Les astres de classe T se trouvent à l'extrémité de l'échelle. Ce sont soit des étoiles à peine assez massives pour pouvoir effectuer des réactions de fusion nucléaire, soit des naines brunes (quasi-étoiles dépourvues de fusion nucléaire). Elles émettent peu ou pas de lumière visible, mais seulement des infrarouges. Leur température de surface peut être aussi basse que 600 °C, ce qui permet la formation de molécules complexes, comme le confirme l'observation de raies de méthane CH4 dans le spectre de certaines de ces étoiles.
Classe R, N, S et C
Les étoiles de classe R, N S et C sont les étoiles carbonées, des étoiles géantes ayant une forte proportion en carbone. Elles correspondent à une classification en parallèle avec les étoiles de classe G à M et ont été récemment unifiées en une unique classe C. Les étoiles de classe S se situent à mi-chemin entre les étoiles carbonées et celles de classe M et possèdent dans leur spectre des raies d'oxyde de zinc ZnO plutôt que de monoxyde de titane TiO. Elles ont une abondance en oxygène et carbone presque identique, les deux éléments se trouvant presque exclusivement sous forme de monoxyde de carbone CO. Quand une étoile est assez froide pour que du CO puisse se former, celle-ci consomme un maximum d'oxygène et de carbone et il ne reste plus que l'élément en excès : l'oxygène dans les étoiles de la séquence principale, le carbone dans les étoiles carbonées et à peu près rien dans les étoiles de classe S.
Classe T° max (K) T° min couleur raies d'absorption R 3 000 rouge composés carboniques N 2 000 rouge composés carboniques S 3 000 2 000 rouge oxyde de zirconium
En réalité, il existe une continuité entre les étoiles de la séquence principale et les étoiles carbonées qui demanderait une autre dimension dans la classification pour être correctement traitée.Particularité spectrale
Une nomenclature secondaire, en minuscule, est ajouté au type spectral pour indiquer une particularité du spectre.
Code Particularité spectrale des étoiles : Débordement et/ou incertitude de la valeur spectrale … Existence d'une particularité indéfinie ! Particularité spéciale comp Spectre composite e Présence de raie d'émission [e] Présence de raie d'émission "interdite" er Centre de raie d'émission "inversé" plus faible que les bordures ep Raie d'émission particulière. eq Raie d'émission ayant le profil de P Cygni ev Émission spectrale présentant une variabilité f Raie d'émission N III et He II f+ Raie d'émission Si IV additionnelle aux raies He II et N III f* Émission N IV plus forte que N III (f) Raie d'émission He faible ((f)) Pas d'émission d'He He wk Faible raie He k Spectre avec des caractéristiques d'absorption interstellaire m Présence de raie métallique n Absorption large (« diffuse ») causée par une rotation nn Absorption très large causée par une rotation très rapide neb Mélangé au spectre d'une nébuleuse p Particularité du spectre indéfinie, étoile chimiquement particulière pq Spectre particulier, semblable au spectre d'une nova q Présence d'un décalage vers le rouge ou vers le bleu s Raies d'absorption étroites aux contours nets ss Raies très étroites sh Variable de type Gamma Cassiopeiae (« Shell star ») v Spectre variable (noté aussi « var ») w Raies ténues (noté aussi « wl » ou « wk ») d Del Géante de type A ou F avec de faibles raies H et K du calcium, comme dans le cas de δ Delphini d Sct Étoile de type A ou F avec un spectre semblable à celui de la variable à courte période δ Scuti Code Spectre présentant des caractéristiques métalliques Ba Raie du baryum anormalement forte Ca Raie du calcium anormalement forte Cr Raie du chrome anormalement forte Eu Raie de l'europium anormalement forte He Raie de l'hélium anormalement forte Hg Raie du mercure anormalement forte Mn Raie du manganèse anormalement forte Si Raie du silicium anormalement forte Sr Raie du strontium anormalement forte Code Spectre particulier aux naines blanches : Classification incertaine P Naine blanche avec une polarisation détectable E Présence de raie d'émission H Naine blanche magnétique sans polarisation détectable V Variable PEC Existence de particularité spectrale Par exemple, epsilon Ursae Majoris a un spectre de type A0pCr, indiquant une classification générale A0 avec un spectre particulier à une forte raie d'émission du chrome. Il existe différentes classes d'étoiles chimiquement particulières, où les raies spectrales de nombreux éléments apparaissent anormalement intenses ou, au contraire, anormalement ténues.
Notes et références
- A note on the spectral atlas and spectral classification
- Habets & Heintze, 1981, Empirical bolometric corrections for the main sequence » dans Astronomy and Astrophysics Supplement Series, vol. 46, p. 193-237, Table VII
Voir aussi
Articles connexes
Lien externe
Bibliographie
- (en) H. Karttunen (dir.), P. Kröger (dir.), H. Oja (dir.), M. Poutanen (dir.) et K. J. Donner (dir.), Fundamental Astronomy, Springer Verlag, 2003, 4e éd. (ISBN 3540001794)
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