Type spectral - Définition et Explications

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Introduction

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 (La température est une grandeur physique mesurée à l'aide d'un thermomètre et étudiée en thermométrie. Dans la vie courante, elle est...) de surface (Une surface désigne généralement la couche superficielle d'un objet. Le terme a plusieurs acceptions, parfois objet géométrique, parfois frontière physique, et est souvent abusivement confondu...). Les étoiles chaudes sont bleues tandis que les étoiles froides sont rouges. Dans un ordre croissant de température, une étoile 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 peut sembler étrange, car les humains associent 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...) au froid (Le froid est la sensation contraire du chaud, associé aux températures basses.), mais la physique (La physique (du grec φυσις, la nature) est étymologiquement la « science de la nature ». Dans un sens...) montre l'inverse (En mathématiques, l'inverse d'un élément x d'un ensemble muni d'une loi de composition interne · notée multiplicativement, est un élément y tel que x·y = y·x = 1, si 1 désigne...). Plus un corps est chaud, plus les photons (En physique des particules, le photon est la particule élémentaire médiatrice de l'interaction électromagnétique. Autrement dit, lorsque deux particules chargées électriquement interagissent, cette interaction se...) qui s'en échappent ont d'énergie (Dans le sens commun l'énergie désigne tout ce qui permet d'effectuer un travail, fabriquer de la chaleur, de la lumière, de produire un mouvement.), et plus leur longueur (La longueur d’un objet est la distance entre ses deux extrémités les plus éloignées. Lorsque l’objet est filiforme ou en forme de lacet, sa longueur est celle de l’objet...) d'onde (Une onde est la propagation d'une perturbation produisant sur son passage une variation réversible des propriétés physiques locales. Elle transporte de l'énergie sans transporter de matière. Une onde...) est courte.

A priori, les étoiles peuvent être classées 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...), 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 transition entre deux niveaux d'énergie électronique. Le...) 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...) 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 largeur est la plus petite des deux mesures...) 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

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...) 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, la « 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 (La séquence principale est une bande continue et bien distincte d'étoiles qui apparaissent sur des diagrammes où l'abscisse est l'indice de couleur B-V , et l'ordonnée la...) 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 (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 entre les...) puis une naine blanche (Une naine blanche est un objet céleste gazeux issu de l'évolution d'une étoile de masse modérée (de 8 à 10 masses solaires au maximum) après la phase où se produisent des...) (voir Évolution des étoiles).

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 (Raie [ʀɛ] est un nom vernaculaire ambigu qui correspond en français à de nombreuses espèces de poissons regroupées dans plusieurs ordres du super-ordre Euselachii. Les rajiformes sont quelquefois...) 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 (L'étoile P Cygni (étoile P dans la constellation du Cygne) est une étoile Wolf-Rayet. Elle fut découverte par Charles Wolf et Georges Rayet en 1867.)
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 (Une nébuleuse (du latin nebula, « nuage ») désigne, en astronomie, un objet céleste d’aspect diffus composé de gaz raréfié et/ou de poussières interstellaires. Les...)
p Particularité du spectre indéfinie, excepté lorsqu'il est utilisé pour des étoiles de type A où il indique une forte raie « métallique »
pq Spectre particulier, semblable au spectre d'une nova (En astronomie, une nova est une étoile qui devient très brutalement extrêmement brillante, avec une grande augmentation de son éclat, qui peut être de l'ordre de 10 magnitudes. Cette vive luminosité ne dure que...)
q Présence d'un décalage vers le rouge (Le décalage vers le rouge ou redshift est un phénomène astronomique de décalage vers les grandes longueurs d'onde des raies spectrales et de l'ensemble du spectre – ce qui se traduit par un...) ou vers le bleu
s Raies d'absorption étroites « bien définies »
ss Raies très étroites
sh Coquille d'étoile « Shell star »
v Spectre variable (En mathématiques et en logique, une variable est représentée par un symbole. Elle est utilisée pour marquer un rôle dans une formule, un prédicat ou un algorithme. En statistiques, une variable peut aussi...) (noté aussi « var »)
w Raies faibles (noté aussi « wl » ou « wk »)
d Del Géante de type A et F avec des raies calcium (Le calcium est un élément chimique, de symbole Ca et de numéro atomique 20.) H et K faibles, comme dans le cas de δ Delphini
d Sct 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.) de type A et F avec un spectre similaire à celui de la variable à courte période δ Scuti
Code Spectre présentant des caractéristiques métalliques
Ba Raie du baryum (Le baryum est un élément chimique de symbole Ba et de numéro atomique 56.) anormalement forte
Ca Raie du calcium anormalement forte
Cr Raie du chrome (Le chrome est un élément chimique de symbole Cr et de numéro atomique 24.) anormalement forte
Eu Raie de l'europium (L'europium est un élément chimique, de symbole Eu et de numéro atomique 63.) anormalement forte
He Raie de l'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 des éléments. Son point d'ébullition...) anormalement forte
Hg Raie du mercure anormalement forte
Mn Raie du manganèse (Le manganèse est un élément chimique, de symbole Mn et de numéro atomique 25.) anormalement forte
Si Raie du silicium (Le silicium est un élément chimique de la famille des cristallogènes, de symbole Si et de numéro atomique 14.) anormalement forte
Sr Raie du strontium (Le strontium est un élément chimique, de symbole Sr et de numéro atomique 38. Le strontium, comme le calcium, est un alcalino-terreux. Il est mou,...) anormalement forte
Code Spectre particulier aux naines blanches
 : Classification incertaine
P Naine blanche avec une polarisation ( la polarisation des ondes électromagnétiques ; la polarisation dûe aux moments dipolaires dans les matériaux diélectriques ; En électronique, la polarisation est le fait d'appliquer une tension pour...) 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'étoile particulière chimiquement, où les raies spectrales de nombreux éléments apparaissent anormalement intenses.

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