Club d’Astronomie de Lyon Ampère

Classification des étoiles

dimanche 31 décembre 2006 par Olivier Thizy

Température : Oh Be A Fine Girl Kiss Me !

Le physicien allemand Joseph Fraunhofer avait observé dès 1814, à Munich, que les spectres des étoiles, comme celui du Soleil, étaient parsemés de raies d’absorption. L’examen visuel détaillé des caractéristiques spectrales des différentes étoiles conduisit, vers 1866, le père italien Angelo Secchi et l’anglais W. Huggins à classer les étoiles en diverses catégories, caractérisées chacune par des propriétés spectrales similaires. Le relativement faible nombre de spectres qu’ils avaient à disposition les conduisirent à définir trois types spectrales classé par ordre de température décroissante : les étoiles de type I sont blanches avec un spectre à dominance en raie d’hydrogène ; les étoiles de type II sont jaunes avec un spectre contenant des raies métalliques ; les étoiles de type III sont rouges avec des bandes moléculaires larges (dont les oxydes de titane et de zircon). Modifiée par Vogel en 1874, cette classification n’a plus grande utilité de nos jours.

L’utilisation de la photographie permit d’introduire une méthode de classification quantitative. Elle fut développée à l’observatoire de Harvard par H. Drapper et A.J. Cannon qui, sous la direction de Edward Pickering, avaient entrepris, vers 1880, une classification systématique des spectres stellaires photographiés. Elle aboutit à la répartition des étoiles en différentes classes de types spectraux, notées par une lettre de la série : OBAFGKM[RNS]. La disparition de certaines lettre et l’inversion de certaines autres reflètent les tâtonnements de la classification avant d’aboutir à une description scientifique ordonnée selon la variation continue d’un paramètre physique : la température. Les anglais utilisent la phrase suivante pour se souvenir de cette série spectrale : Oh Be A Fine Girl (Guy) Kiss Me [Right Now Sweetheart] ! Trois classes sont occasionnellement utilisées : W pour les étoiles de type Wolf-Rayet, assez proche des étoiles de type O ; P pour les nébuleuses gazeuses, dont le spectre présente des raies d’émission brillantes d’hydrogène ainsi que d’oxygène et de azote dont plusieurs électrons sont partis de leur orbite atomique suite aux conditions physique au sein de ces nébuleuses ; et enfin le type Q pour les novae.

Chaque classe est subdivisée en 10 sous-classes, de ’a’ à ’e’ puis ’0’ à ’5’ pour le type O, et de ’0’ à ’9’ pour les autres types spectraux sauf S qui n’est pas divisé et N qui est divisé de ’1’ à ’3’. Ces divisions permettent une classification très fine. Les critères de classification reposent sur l’apparition de certaines raies, et leur intensité relative qui sont reliées avec la température dans la zone de l’étoile où se forment ces raies.

Type SpectralTempérature (K)Type spectral
O >20 000 Hélium ionisé (He II)
B 20 000-10 000 Hélium neutre, des raies d’hydrogène commencent à apparaitre
A 10 000-7 000 Raies d’hydrogène neutre (série de Balmer) bien visibles
F 7 000-6 000 Calcium ionisé (Ca II) visible tandis que les raies d’hydrogène faiblissent
G 6 000-5 000 Calcium ionisé Ca II prédominant, raies d’hydrogène très faibles, des raies métalliques comme le fer apparaissent
K 5 000-3 500 Les métaux neutres (Ca, Fe) dominent, des bandes moléculaires sont visibles
M 3 500-2 000 Les bandes moléculaires sont nettement visibles, particulièrement celles de l’oxyde de titane (TiO)
S 2 500 Oxyde de Zircon
R 2 000 Carbone
N 1 500 Composés du carbone

Le type O est caractérisé par les raies de l’hélium ionisé qui n’apparaissent qu’à des températures très élevées, l’hélium étant très difficile à ioniser. A l’autre extrémité de la classification, les étoiles de type M sont caractérisées par des bandes moléculaires de l’oxyde de titane (TiO) - à des températures plus élevées, cette molécule serait détruite. Le Soleil est une étoile de type G2. Voici un descriptif plus complet de chacun de ces types.

Type O (28000K-50000K)

De part les très hautes températures qui règnent dans ces étoiles, les raies visibles dans leur spectres sont surtout liées aux atomes ionisé, c’est-à-dire dont un ou plusieurs électrons périphériques ont été séparés de l’atome. L’hélium est un élément atomique qui donne des raies assez brillantes ; le spectre des étoiles O présente donc des raie d’hélium ionisé fortes. Des raies d’oxygène et d’azote ionisé deux ou trois fois sont aussi présentes. Les étoiles de type Oa, Ob, et Oc sont aussi classées en W (étoile de Wolf-Rayet). Peu d’étoiles sont de ce type spectral. Les étoiles O sont blanches et bleues ; exemples : Delta Ori (Mintake), Naos, Alnitak...

Type B (9900K-28000K)

Les températures des étoiles B ne sont pas assez élevées pour ioniser l’hélium. On trouve donc principalement les raies de l’hélium dans son état neutre. L’oxygène et l’azote ionisés sont encore visibles, mais leur intensité décroît avec la température tandis que les raies d’hydrogène (raies de Balmer) font leur apparition. Les étoiles B sont blanc et bleues ; exemples : Rigel, Spica, Achernar...

Du fait de très grande luminosité intrinsèque, les étoiles Be apparaissent en grand nombre dans le ciel. On les trouve aussi souvent en amas.

Parfois, les raies d’hydrogène sont en émission par rapport au continuum ; ceci indique la présence d’une atmosphère dense et large autour de l’étoile. On indique ces étoiles à émission par le suffixe ’e’, ce sont les fameuses étoiles de type ’Be’. Parmi les étoiles de type Be, on peut citer la variable irrégulière  Cassiopeiae.

Type A (7400K-9900K)

Les étoiles de type A sont très fréquentes, de part leur grande luminosité intrinsèque et de leur relative abondance dans notre région de la galaxie. Les raies de Balmer de l’hydrogène sont les plus importantes ; elles sont à leur maximum d’intensité entre A0 et A1 pour faiblir ensuite. Les raies de l’hélium ont disparues - la température étant trop faible. Les raies du calcium ionisé sont de plus en plus intenses. Les étoiles A sont blanches ; exemples : Sirius, Vega., Altair..

Type F (6000K-7500K)

Les raies H et K du calcium ionisé sont les plus importantes tandis que les raies d’hydrogène diminuent d’intensité. Des raies d’absorption fines d’origine métallique sont de plus en plus nombreuses. Les étoiles F sont jaunes et blanches ; exemples : l’étoile Polaire, Procyon...

Type G (4900K-6000K)

Ce sont les étoiles de type solaire, notre Soleil étant lui-même de type dG2. Le spectre est très riche en raies métalliques, pouvant masquer certaines raies de l’hydrogène. Les raies du Fer sont prédominantes. Les raies du calcium ionisés (Ca II) sont intenses, des bandes moléculaires CH et CN apparaissent. Les étoiles G sont jaunes ; exemples : le soleil, Capella...

Les étoiles de type G commencent à montrer une caractéristique particulière, partiellement visible dans le type F mais qui est importante dans les types suivants : certaines étoiles ont des bandes beaucoup plus fines que d’autres, et les intensités relatives de certaines raies sont différentes. Ce phénomène est lié à la pression. Les étoiles à basse pression sont de type géantes et ont des raies fines ; elles sont notées par un ’g’ devant (comme "giants"). Les étoiles à haute pression sont de type naines et ont des raies plus larges ; elles sont notées par un ’d’ devant (comme "dwarf"). Capella est une binaire spectroscopique constituée de deux géantes de type gG8 et gG0 tandis que le Soleil est une naine de type dG2.

Type K (3500K-4900K)

Etoiles pour lesquelles les raies H et K du calcium ionisé (Ca II, Ca I) sont maximales vers le type K1 ; les raies des métaux neutres se renforcent, particulièrement le fer, et celles de l’hydrogène disparaissent. Les bandes moléculaires s’intensifient, notamment l’oxyde de titane. Les étoiles K sont oranges ; exemples : Arcturus, Aldébaran...

Type R (3500K-4900K)

Les étoiles de type R sont peu fréquentes ; avant 1908, elles étaient cataloguées avec les types N. Visuellement, elles se ressemblent beaucoup ; mais photographiquement, les régions bleu et violet sont plus brillantes que dans le type N. Les types R sont des astres peu brillants aux spectres composites présentant simultanément les caractéristiques des régions émissives très chaudes (présence de raies d’hélium ionisé) et des zones très froides (présence de forte bandes moléculaires). On trouve des bandes de CN et C2. Les étoiles R sont rouges et oranges.

Type M (2000K-3500K)

Ces étoiles sont la plupart d’éclat variable. Les bandes moléculaires d’oxyde de Titane (TiO) sont très intenses dans leur spectre. Les raies d’hydrogène sont invisibles, sauf dans certains cas de variables à longue période où elles apparaissent en émission à certains moment de leur évolution d’éclat. Les étoiles M sont rouges ; exemples : Antarès, Bételgeuse...

Les deux étoiles de type M les plus brillantes du ciel sont actuellement à l’opposée l’une de l’autre. Les anciens croyaient que les dieux avaient placé Orion et le Scorpion de telle sorte qu’ils ne se rencontrent jamais dans le ciel, le grand chasseur ayant été tué par l’animal. Alpha Ori et Alpha Sco sont des étoiles rouges très froides de type M. Elles sont bien visibles à l’œil nu car ce sont des super géantes rouges.

Mais les étoiles de type M peuvent aussi être des milliards de fois plus faibles, comme les étoiles naines.

Type N (2000K-3500K)

Ce sont des astres peu brillants aux spectres composites présentant simultanément les caractéristiques des régions émissives très chaudes (présence de raies d’hélium ionisé) et des zones très froides (présence de forte bandes moléculaires). On trouve des bandes de C2. Les étoiles N sont rouges foncées et sont presque toutes variables.

Type S (2000K-3500K)

Egalement presque tous variables, ces astres sont peu brillants avec un spectre composite présentant simultanément les caractéristiques des régions émissives très chaudes (présence de raies d’hélium ionisé) et des zones très froides (présence de forte bandes moléculaires). On trouve des bandes de l’oxyde de Zirconium (ZrO). Les étoiles S sont rouges et semblent toutes être des géantes.

Luminosité absolue et diagramme de Herzsprung-Russell

Cette méthode fondée sur l’analyse de spectre de raies est très précise et conduit à de bonnes détermination des températures des couches superficielles des étoiles. Au début du XXième siècle, l’accumulation d’un grand nombre d’observations d’étoiles individuelles a conduit les astronomes a chercher à établir des relations qui permettraient de mettre un peu d’ordre dans ce fouillis d’informations. Travaillant indépendamment, Ejnar Hertzsprung et Henry Norris Russell eurent l’idée de faire un graphique représentant les étoiles en fonction de leur luminosité absolue et de leur température de surface (donc leur classe spectrale). Sur ce graphique, appelé aujourd’hui diagramme HR en leur honneur, Hertzsprung et Russell découvrirent que les étoiles ne sont pas distribuées uniformément, mais se regroupent dans certaines zones bien déterminées. Les astrophysiciens purent alors interpréter ce diagramme par la théorie de la structure interne des étoiles, et de décrire leur mode d’évolution.

Environ 80% des étoiles se situent sur la diagonale du diagramme HR, que l’on nomme la série principale. La position et la forme générale de la série principale est facile à comprendre : la diagonale que suit approximativement la série correspond à une relation de proportionnalité entre la température de surface et sa luminosité. Plus la température est élevée, plus la luminosité est élevée. Toutefois, il existe des étoiles pour lesquelles la relation entre la température et luminosité n’est pas aussi simple. Les étoiles situées au dessus de la série principale sont systématiquement trop brillantes pour leur température, tandis que les étoiles situées au dessous ne sont pas assez brillantes pour leur température.

C’est la taille d’une étoile qui détermine le fait qu’elle se trouve ou non sur la série principale. En effet, la luminosité d’une étoile est fonction de sa température et de sa taille (loi de Stefan-Boltzmann). Les étoiles situées au dessus de la série principale sont plus lumineuses que les étoiles de même température situées sur la série principale tout simplement parce qu’elles sont plus grosses, d’où l’appellation de géantes. Les étoiles situées en dessous de la série principale sont plus petites, d’où l’appellation de naines.

C’est la netteté d’une raie spectrale qui permet de déterminer la classe de luminosité. Sur le cliché photographique d’un spectre, la netteté d’une raie varie en raison inverse de son intensité. Une raie intense apparaît large et floue, tandis qu’une raie peu intense apparaît fine et nette. Les étoiles dont les couches externes sont très diluées, comme les géantes, ont ainsi des raies peu intenses, et donc fines et nettes. En revanche, les raies des étoiles ultra denses, comme les naines blanches, sont intenses et apparaissent larges et floues. La netteté des raies des étoiles de la série principale se situe entre ces deux extrêmes.

La netteté des raies, qui reflète leur intensité absolue, permet de ranger les étoiles dans un système de classes de luminosité noté en chiffre romain de I (super géantes, en haut du diagramme HR) à V (série principale. Ce système de classification se nomme système MK en l’honneur de W.W. Morgan et Philip Childs Keenan qui l’ont développé. Les étoiles naines n’en faisaient pas partie, mais sont parfois notées N. On les note aussi VI et VII de nos jours. Certaines étoiles sont de classe de luminosité intermédiaire. On le notera III-IV par exemple. Enfin, certaines classes, notamment les super géantes, peuvent être subdivisées en sous classes notées ’a’, ’ab’, ou ’b’. La classification complète (Kitchin 1995) est :

I, Ia, Iab, Ib Etoiles super géantes (la classe 0 est parfois utilisée pour le étoiles vraiment exceptionnelles comme P Cyg)
II Etoiles géantes brillantes
II-III, IIIa, IIIab, IIIb, III-IV Etoiles géantes
IV Etoiles sous-géantes
V Etoiles de la série principale
VI Etoiles sous-naines
VII Etoiles naines blanches

Critères spécifiques

Pour répondre au critères trés spécifiques de certaines étoiles, on rajoute parfois un dernier suffixe à la classe spectrale, pour indiquer telle ou telle particularité ; voici une liste des principaux codes employés (Kitchin 1995) :

comp Mixage spectral : deux types de spectres sont mélangés
indiquant la présence d’une étoile binaire non résolue.
e Indique au moins une raie en émission. Si les raies d’hydrogène sont présentes, une lettre grecque peut indiquer la dernière raie d’hydrogène visible. Par exemple, ’e\gamma’ si H\gamma est la dernière raie visible de la série de Balmer.
m Raies métalliques fortement présentes de manière anormale (souvent appliqué aux étoiles de classe A).
n Raies d’absorption visibles dues à une rotation rapide.
nn Raies d’absorption très visibles dues à une rotation très
Rapide.
neb Le spectre d’une nébuleuse est mélangé avec l’étoile
p Particularités non spécifiées sauf lorsqu’il s’agit d’étoiles de classe A qui font apparaitre d’anormales raies métalliques intenses.
s Présence de raies très fines.
sh Etoiles de classe B à F présentant des raies d¹émission d’une enveloppe de gaz.
var Spectre d’étoile variable.
wl Faibles raies métalliques en provenance d’une étoile peu brillante.

Ainsi, l’intensité relative des raies de divers éléments nous renseigne sur la température de surface (le type spectral) et la netteté des raies - l’intensité absolue - nous renseigne sur la taille (la classe de luminosité). Deux étoiles jumelles sont deux étoiles qui ont le même type spectral et la même classe de luminosité. Elles se situent dans le même secteur du diagramme HR, et on peut admettre que leur luminosité est pratiquement identique. Le Soleil est une étoile de type G2V, Antares de type M1I et Regulus de type B7V.


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