Type spectral
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En astronomie, les étoiles présentent quatre caractéristiques principales: leur température de surface, leur gravité à la surface, leur masse et leur luminosité. Ces caractéristiques ne sont pas indépendantes les unes des autres et ne sont pas directement mesurables.
Si vous observez attentivement le ciel, vous remarquerez que les étoiles ne sont pas toutes blanches : certaines sont rouges, d'autres bleutées. Elles 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 de couleur peut sembler étrange: on associe souvent le rouge au chaud et le bleu au froid. Mais souvenez-vous du forgeron qui, autrefois dans les campagnes, chauffait le fer au blanc. Le fer chauffé change de couleur à mesure que sa température s'élève: il rougit d'abord, vire au jaune ensuite et finit au blanc. Si on le chauffait davantage, il deviendrait bleuté. A priori, on pourrait classer les étoiles 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 température car ce n'est que dans cette gamme que les niveaux énergétiques atomique 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.
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[modifier] 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. On appelle cette bande « 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 ou 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 l'article évolution des étoiles).
[modifier] Classification de Harvard
La classification de Harvard est celle qui attribue un type spectral à une étoile, et corresponds globalement à une échelle de température. La classification de Yerkes est celle qui attribue une classe de luminosité à une étoile, et corresponds 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 basant 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 basée 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 | couleur | raies d'absorption |
|---|---|---|---|
| O | 60 000 - 30 000 | bleue | azote, carbone, hélium et oxygène |
| B | 30 000 - 10 000 K | bleue-blanche | hélium, hydrogène |
| A | 10 000 - 7 500 K | blanche | hydrogène |
| F | 7 500 - 6 000 K | jaune-blanche | métaux: fer, titane, calcium, strontium et magnésium |
| G | 6 000 - 5 000 K | jaune(comme le Soleil) | calcium, hélium, hydrogène et métaux |
| K | 5 000 - 3 500 K | jaune-orange | métaux et oxyde de titane |
| M | 3 500 - 2 000 K | rouge | métaux et oxyde 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, notre 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.
[modifier] Les étoiles WR (ou W)
Voir article détaillé: Étoile Wolf-Rayet.
[modifier] Classe O
Les étoiles de classes O sont très chaudes (température de surface : 35 000 K pour delta Ori) 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'un grand nombre perd de la matière qui forme alors des cocons donnant des raies en émission (type Oe pour les émissions dans l'hydrogène, type Of pour les émissions dans HeII, NIII).
[modifier] 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. Il faut noter que 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 100 étoiles les plus brillantes, 1/3 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 (en) ou des raies normales, on parle d'étoiles «B[e]» ou «Be» (le «e» pour émission, voir l'article détaillé.).
[modifier] Classe A
Les étoiles de classe A sont parmi les plus communes visibles à l'œil nu. Alpha Cygni (Deneb) dans la constellation du cygne et Sirius, l'étoile la plus brillante, 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). Beaucoup de naines blanches sont de classe A.
[modifier] Classe F
Les étoiles de classe F sont encore très lumineuses (température de surface : 6 500 K), et sont en général des étoiles de la séquence principale, comme Fomalhaut dans la constellation du poisson austral, Canopus, l'Etoile Polaire, Procyon A. Leur spectre est caractérisé par des raies d'hydrogène plus faibles et la présence de métaux ionisés (FeI, FeII, TiII, CaI, Ca II, MgI, etc.). Leur couleur est blanche avec une légère teinte de jaune.
[modifier] Classe G
Les étoiles de classe G sont les mieux connues, pour la seule raison que notre Soleil est de 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 CaII H & K sont très prononcées. Peu de supergéantes sont de ce type car généralement elles oscillent entre O et B ou entre K et M. Le type G est l'un des derniers (outre K et M, ci-dessous) où l'on distingue encore (étant donné la température de surface de 5 000 à 6 000 K) des raies moléculaires encore assez fortes (CH, CN).
[modifier] Classe K
Les étoiles de classe K 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, comme Alpha Centauri 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, CO, ainsi que les larges bandes de TiO (oxyde de titane) pour les plus froides.
[modifier] Classe M
Les étoiles de classe M sont les plus nombreuses (température de surface : 2 600 K). Toutes les naines rouges, soit 90% des étoiles existantes, sont de ce type, comme par exemple Proxima Centauri. La plupart des géantes et certaines supergéantes, comme Arcturus et Bételgeuse, de même que les étoiles variables de type Mira sont également de ce type. Leurs spectres montrent des raies correspondant à des molécules (CN, CH, CO, TiO, VO, MgH, H2,etc.) et des métaux neutres, les raies de oxyde de titane peuvent être très intenses et l'hydrogène en est généralement absent.
[modifier] Classe L
Les étoiles 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.
[modifier] Classe T
Les étoiles 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 dans le spectre de certaines de ces étoiles.
[modifier] 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 ceux de classe M et possèdent dans leur spectre des raies d'oxyde de zinc plutôt que de titane. 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.
[modifier] Voir aussi
[modifier] Liens internes
[modifier] Lien externe
[modifier] Bibliographie
- (en) "Fundamental Astronomy", Karttunen, H.; Kröger, P.; Oja, H.; Poutanen, M.; Donner, K.J. (Eds.). Springer Verlag, 2003, 4e ed. (ISBN 3540001794)
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