Type spectral - Définition
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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 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 courte.
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 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.
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).
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, 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 |
| q | Présence d'un décalage vers le rouge ou vers le bleu |
| s | Raies d'absorption étroites « bien définies » |
| ss | Raies très étroites |
| sh | Coquille d'étoile « Shell star » |
| v | Spectre variable (noté aussi « var ») |
| w | Raies faibles (noté aussi « wl » ou « wk ») |
| d Del | Géante de type A et F avec des raies calcium H et K faibles, comme dans le cas de δ Delphini |
| d Sct | Étoile 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 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'étoile particulière chimiquement, où les raies spectrales de nombreux éléments apparaissent anormalement intenses.
