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Type spectral

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 (Le ciel est l'atmosphère de la Terre telle qu'elle est vue depuis le sol de la planète.), 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 (La température est une grandeur physique mesurée à l'aide d'un thermomètre et étudiée en thermométrie. Dans la vie...) de surface (Une surface désigne généralement la couche superficielle d'un objet. Le terme a plusieurs acceptions, parfois objet géométrique, parfois frontière physique, et...). Les étoiles chaudes sont bleues tandis que les étoiles froides sont rouges. Dans un ordre croissant de température, une étoile (Une étoile est un objet céleste émettant de la lumière de façon autonome, semblable à une énorme boule de plasma comme le Soleil, qui est l'étoile la plus proche de la Terre.) sera rouge (La couleur rouge répond à différentes définitions, selon le système chromatique dont on fait usage.), orange, jaune (Il existe (au minimum) cinq définitions du jaune qui désignent à peu près la même couleur :), blanche, bleue et violette. Cet ordre de couleur (La couleur est la perception subjective qu'a l'œil d'une ou plusieurs fréquences d'ondes lumineuses, avec une (ou des) amplitude(s) donnée(s).) peut sembler étrange: on associe souvent le rouge au chaud et le bleu (Bleu (de l'ancien haut-allemand « blao » = brillant) est une des trois couleurs primaires. Sa longueur d'onde est comprise approximativement entre 446 et 520 nm. Elle varie en luminosité du...) au froid (Le froid est la sensation contraire du chaud, associé aux températures basses.). Mais souvenez-vous du forgeron qui, autrefois dans les campagnes, chauffait le fer (Le fer est un élément chimique, de symbole Fe et de numéro atomique 26. C'est le métal de transition et le matériau ferromagnétique le plus courant dans la vie quotidienne, sous forme pure...) au blanc (Le blanc est la couleur d'un corps chauffé à environ 5 000 °C (voir l'article Corps noir). C'est la sensation visuelle obtenue avec un spectre lumineux continu, d'où l'image que l'on en...). 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 (La loi du rayonnement de Wien caractérise la dépendance du rayonnement du corps noir à la longueur d'onde. Il s'agit d'une formule empirique proposée par Wilhelm Wien, qui rend bien compte de la loi du déplacement 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 (La gravitation est une des quatre interactions fondamentales de la physique.). En effet, les raies d'absorption ( En optique, l'absorption se réfère au processus par lequel l'énergie d'un photon est prise par une autre entité, par exemple, un atome qui fait une...) présentes dans le spectre électromagnétique (Le spectre électromagnétique est la décomposition du rayonnement électromagnétique selon ses différentes composantes en terme de fréquence, d'énergie des photons ou encore de longueur d'onde associée,...) 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 (La largeur d’un objet représente sa dimension perpendiculaire à sa longueur, soit la mesure la plus étroite de sa face. En géométrie plane, la...) des raies d'absorption dépend de la gravité à la surface de l'étoile et donc de sa luminosité (La luminosité désigne la caractéristique de ce qui émet ou réfléchit la lumière.).

Diagramme de Hertzsprung-Russell (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...)

Diagramme de Hertzsprung-Russell
Diagramme (Un diagramme est une représentation visuelle simplifiée et structurée des concepts, des idées, des constructions, des relations, des données statistiques, de l'anatomie etc. employé dans tous les aspects des...) 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 (On appelle diagonale d'un polygone tout segment reliant deux sommets non consécutifs (non reliés par un côté). Un polygone à n côtés possède diagonales.) du graphique. On appelle cette bande " séquence principale ". Elle démontre une relation de proportionnalité (On dit que deux mesures sont proportionnelles quand on peut passer de l'une à l'autre en multipliant par une constante appelée coefficient 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 (La vie est le nom donné :).

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 (Une étoile géante est une étoile de classe de luminosité II ou III. Dans le diagramme de Hertzsprung-Russell, les géantes forment deux branches au-dessus de la séquence principale. Elles se situent...) puis une naine blanche (voir l'article évolution des étoiles).

Classification de Harvard

La classification de Harvard est celle qui attribue un type spectral (En astronomie, les étoiles présentent quatre caractéristiques principales: leur température de surface, leur gravité à la surface, leur masse et leur...) à une étoile, et correspond globalement à une échelle de température. La classification de Yerkes est celle qui attribue une classe de luminosité (En astronomie, la classe de luminosité permet de distinguer les étoiles en fonction de leur luminosité, de même que le type spectral permet de les distinguer en fonction de leur...) à une étoile, et correspond globalement, à une échelle de rayon (voir loi de Stefan-Boltzmann) pour une température donnée (Dans les technologies de l'information, une donnée est une description élémentaire, souvent codée, d'une chose, d'une transaction, d'un événement, etc.).

Cette méthode fut développée (En géométrie, la développée d'une courbe plane est le lieu de ses centres de courbure. On peut aussi la décrire comme l'enveloppe de la famille des droites normales à la courbe.) à l'observatoire de Harvard au début du XXe siècle par Henry Draper. Après la mort (La mort est l'état définitif d'un organisme biologique qui cesse de vivre (même si on a pu parler de la mort dans un sens cosmique plus général, incluant par exemple la mort des...) de Draper, sa veuve légua à l'observatoire une somme d'argent (L’argent ou argent métal est un élément chimique de symbole Ag — du latin Argentum — et de numéro atomique 47.) pour continuer le travail de classification. La plus grande partie de ce travail fut effectué par les " filles " de l'observatoire, principalement Annie Jump (JUMP est une application SIG modulaire développée en 2002 par la société Vivid Solutions suite à un appel d'offres du ministère des...) 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 28 000 - 50 000 °C bleue azote (L'azote est un élément chimique de la famille des pnictogènes, de symbole N et de numéro atomique 7. Dans le langage courant, l'azote désigne le gaz...), carbone (Le carbone est un élément chimique de la famille des cristallogènes, de symbole C, de numéro atomique 6 et de masse atomique 12,0107.), hélium (L'hélium est un gaz noble ou gaz rare, pratiquement inerte. De numéro atomique 2, il ouvre la série des gaz nobles dans le tableau périodique...) et oxygène (L’oxygène est un élément chimique de la famille des chalcogènes, de symbole O et de numéro atomique 8.)
B 9 600 - 28 000 °C bleue-blanche hélium, hydrogène (L'hydrogène est un élément chimique de symbole H et de numéro atomique 1.)
A 7 100 - 9 600 °C blanche hydrogène
F 5 700 - 7 100 °C jaune-blanche métaux: fer, titane (Le titane est un élément chimique métallique de symbole Ti et de numéro atomique 22.), calcium, strontium et magnésium
G 4 600 - 5 700 °C jaune(comme le Soleil) calcium, hélium, hydrogène et métaux
K 3 200 - 4 600 °C jaune-orange métaux et oxyde (Un oxyde est un composé de l'oxygène avec un élément moins électronégatif, c'est-à-dire tous sauf le fluor. Oxyde désigne...) de titane
M 1 700 - 3 200 °C 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 (La notion d'arrangement est utilisée en probabilités, et notamment pour les dénombrements en analyse combinatoire.) 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 (Le sodium est un élément chimique, de symbole Na et de numéro atomique 11. C'est un métal mou et argenté, qui appartient aux métaux alcalins. On ne le trouve pas à l'état...), 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 (Le Soleil (Sol en latin, Helios ou Ήλιος en grec) est l'étoile centrale du système solaire. Dans la classification astronomique, c'est une...) 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.
Représentation de la classification de Harvard.

Les étoiles WR (ou W)

Voir article détaillé: Étoile Wolf-Rayet.

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 (Une constellation est un ensemble d'étoiles dont les projections sur la voûte céleste sont suffisamment proches pour qu'une civilisation les relie par des lignes imaginaires, traçant ainsi une figure sur la voûte...) de la Poupe, brille près d'un million (Un million (1 000 000) est l'entier naturel qui suit neuf cent quatre-vingt-dix-neuf mille neuf cent quatre-vingt-dix-neuf (999 999) et qui précède un million un (1 000 001). Il...) 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 (Le rayonnement ultraviolet (UV) est un rayonnement électromagnétique d'une longueur d'onde intermédiaire entre celle de la lumière visible et celle des rayons X.). Ces étoiles sont si énergétiques qu'un grand nombre (La notion de nombre en linguistique est traitée à l’article « Nombre grammatical ».) perd de la matière (La matière est la substance qui compose tout corps ayant une réalité tangible. Ses trois états les plus communs sont l'état solide, l'état liquide, l'état gazeux. La matière occupe de l'espace et...) 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).

Spectre d'une étoile de type O5v
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 (Rigel est l'étoile β de la constellation d'Orion.), 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 (Le temps est un concept développé par l'être humain pour appréhender le changement dans le monde.). 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 (Le sein (du latin sinus, « courbure, sinuosité, pli ») ou la poitrine dans son ensemble, constitue la région ventrale supérieure du torse d'un animal, et en particulier celle des mammifères qui...) d'un immense nuage moléculaire (En astronomie, les nuages moléculaires sont des nébuleuses interstellaires qui ont une densité et une taille suffisante pour permettre la formation de H2, l'hydrogène moléculaire....). L'association OB1 d'Orion forme un bras entier de la Voie lactée (La Voie lactée (appelée aussi « notre galaxie », ou parfois simplement « la Galaxie », avec une majuscule) est le nom de la galaxie dans laquelle se situent le Système solaire...) 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 (Galaxies est une revue française trimestrielle consacrée à la science-fiction. Avec ce titre elle a connu deux existences, prenant par...) 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.).

Spectre d'une étoile de type B2ii
Spectre d'une étoile de type B2ii

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 (Cygnus est un genre d'oiseaux de la famille des Anatidae. C'est le genre des cygnes, de grands oiseaux aquatiques de la famille des anatidés.) et Sirius (Sirius est l'étoile principale de la constellation du Grand Chien. Vue de la Terre, Sirius est l'étoile la plus brillante du ciel après le Soleil. Sa magnitude apparente est de -1,46.), 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.

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 (Fomalhaut (α Piscis Austrini) est l'étoile la plus brillante de la constellation du Poisson austral, et la 17e étoile la plus brillante du ciel nocturne. Son nom provient de l'arabe ?? ?????...) dans la constellation du poisson (Dans la classification classique, les poissons sont des animaux vertébrés aquatiques à branchies, pourvus de nageoires et dont le corps est le plus souvent couvert d'écailles....) austral (Le mot austral (du latin australis) est un adjectif qualifiant ce qui se situe dans l'hémisphère sud.), Canopus (Canope peut faire référence à :), 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.

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).

Classe K (Ces navires britanniques de la Première Guerre Mondiale présentent les caractéristiques suivantes :)

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 (Antarès est une étoile double du Scorpion dont la plus brillante composante (α Scorpii) est une supergéante rouge de 300 diamètres solaires, en fin de...), sont des géantes rouges alors que d'autres, comme Alpha Centauri (Alpha Centauri ou Alpha du Centaure ou Rigil Kentaurus est un système de trois étoiles très proches : Alpha Centauri A et Alpha Centauri B sont les deux étoiles...) 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.

Spectre d'une étoile de type K4iii
Spectre d'une étoile de type K4iii

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 (Proxima Centauri est l'étoile la plus proche du système solaire. Elle est aussi appelée Alpha Centauri C ou en français Proxima du Centaure. C'est une...). La plupart des géantes et certaines supergéantes, comme Arcturus et Bételgeuse (Le terme Bételgeuse fait référence à:), de même que les étoiles variables de type Mira (Mira peut désigner :) 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.

Spectre d'une étoile de type M0iii
Spectre d'une étoile de type M0iii
Spectre d'une étoile de type M6v
Spectre d'une étoile de type M6v

Classe L

Les étoiles de la nouvelle classe L sont de couleur rouge très foncé et illuminent surtout dans l'infrarouge (Le rayonnement infrarouge (IR) est un rayonnement électromagnétique d'une longueur d'onde supérieure à celle de la lumière visible mais plus courte que celle des micro-ondes.). Leurs gaz (Un gaz est un ensemble d'atomes ou de molécules très faiblement liés et quasi-indépendants. Dans l’état gazeux, la matière n'a pas de forme propre ni de volume propre : un gaz tend à occuper tout le...) sont assez froids pour que les hydrures de métaux et les métaux alcalins prédominent dans leur spectre.

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 (La fusion nucléaire (dite parfois thermonucléaire) est, avec la fission, l’un des deux principaux types de réactions nucléaires appliquées. Il ne faut pas...), soit des naines brunes (quasi-étoiles dépourvues de fusion (En physique et en métallurgie, la fusion est le passage d'un corps de l'état solide vers l'état liquide. Pour un corps pur, c’est-à-dire pour une substance constituée de...) nucléaire). Elles émettent peu ou pas de lumière visible (La lumière visible, appelée aussi spectre visible ou spectre optique est la partie du spectre électromagnétique qui est visible pour l'œil humain.), 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 (L’observation est l’action de suivi attentif des phénomènes, sans volonté de les modifier, à l’aide de moyens d’enquête et d’étude appropriés. Le plaisir procuré explique la très grande...) de raies de méthane (Le méthane est un hydrocarbure de formule brute CH4. C'est le plus simple composé de la famille des alcanes. C'est un gaz que l'on trouve à l'état naturel et qui est produit par des organismes vivants. Il est principalement...) 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 ceux de classe M et possèdent dans leur spectre des raies d'oxyde de zinc (Le zinc (prononciation /zɛ̃k/ ou /zɛ̃ɡ/) est un élément chimique, de symbole Zn et de numéro atomique 30.) 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 (Le monoxyde de carbone est un des oxydes du carbone. Sa formule brute s'écrit CO et sa formule semi-développée C=O ou –C≡O+, la...) (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 (En mathématiques, la continuité est une propriété topologique d'une fonction. En première approche, une fonction est continue si, à des...) entre les étoiles de la séquence principale et les étoiles carbonées qui demanderait une autre dimension (Dans le sens commun, la notion de dimension renvoie à la taille ; les dimensions d'une pièce sont sa longueur, sa largeur et sa profondeur/son épaisseur, ou bien son diamètre si...) dans la classification pour être correctement traitée.

Source: Wikipédia publiée sous licence CC-BY-SA 3.0.

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