Les étoiles sont divisées en classes spectrales en fonction de leur spectre d’émission électromagnétique. Ce spectre permet d’obtenir des informations importantes sur le corps cosmique, telles que la température et la pression des couches supérieures, la composition chimique, la vitesse de rotation et d’autres caractéristiques physiques.
Table des matières
Obtention des spectres
Spectres de rayonnement de différentes sources lumineuses
Dans un cas simple, un spectre peut être obtenu de la manière suivante : la lumière émise par un objet passe à travers une ouverture étroite, derrière laquelle est placé un prisme. Ce dernier réfracte la lumière, qui est ensuite dirigée vers un écran ou un film photographique spécial. L’image obtenue se présente sous la forme d’un dégradé de couleurs allant du violet au rouge. Un spectre sans lignes noires est appelé spectre continu. Une image similaire est observée lorsque la lumière est émise par des corps solides ou liquides, par exemple par une lampe à incandescence.
Considérons le cas suivant : nous avons un brûleur dans la flamme duquel on a placé une masse de sel. Dans le cas décrit, une couleur jaune vif sera observée à la lumière de la flamme. Et si nous observons ces vapeurs à travers un spectroscope, nous verrons une ligne jaune brillante. Cela signifie que la vapeur de sodium chauffée émet de la lumière avec une longueur d’onde jaune. Cette propriété est inhérente à toute substance à l’état gazeux, et son spectre est appelé «ligne».
En observant le Soleil, l’opticien allemand Joseph Fraunhofer a remarqué qu’il y avait de fines lignes noires dans son spectre d’émission continu. Plus tard, Gustav Kirchhoff détermina que tout gaz raréfié absorbe les rayons lumineux d’exactement les longueurs d’onde qu’il émet lui-même à l’état de luminescence. Les lignes noires obtenues sur un spectre continu ont été appelées lignes d’absorption. En appliquant les lois ci-dessus au Soleil, les scientifiques ont pu identifier la composition chimique de l’atmosphère de l’étoile. Les gaz présents dans l’atmosphère absorbant les radiations à certaines longueurs d’onde, les scientifiques ont pu déterminer la composition chimique de l’atmosphère de l’étoile.
40 spectres différents du Soleil
Plus tard, la spectroscopie s’est enrichie de nombreuses méthodes permettant d’étudier d’autres propriétés des étoiles : déplacement du spectre dans une certaine direction, comparaison avec le spectre d’un corps complètement noir, bifurcation des lignes de superposition, etc.
Aujourd’hui, les instruments des scientifiques permettent de mesurer les spectres des étoiles, dans toute autre gamme que l’optique, à l’aide de différents filtres et oculaires, comme les rayons X ou l’ultraviolet.
Les classes d’Angelo Secchi
Les spectres stellaires ont été classés pour la première fois par Angelo Secchi, prêtre et astronome italien. En 1866, il a divisé tous les luminaires célestes en trois groupes, en fonction de la température de la surface de l’étoile et de la couleur correspondante. Au cours des 11 années suivantes, l’astronome a ajouté deux classes supplémentaires.
- I — les luminaires célestes de couleur bleue et blanche. Leur spectre comporte de larges raies d’absorption de l’hydrogène. Selon la classification moderne, les étoiles de type A et partiellement F, telles que Véga ou Altaïr. Cette classification comprend également une sous-classe d’étoiles avec des raies de Fraunhofer étroites (le début de la classe B), parmi lesquelles Rigel et Orion’s γ.
Véga de la constellation de la Lyre
- II sont des étoiles de couleur orange ou jaune. Elles présentent peu de raies d’absorption de l’hydrogène et des raies d’absorption des métaux distinctes. Parmi elles se trouve notre Soleil, ou Capella, de la constellation de l’Ascendant. Dans la classification moderne — G, K et la fin de F.
- III — les luminaires de couleur orange et rouge (classe M). Avec des lignes d’absorption claires dans le domaine du bleu, des métaux, ainsi que des lignes faibles d’hydrogène, de calcium et de potassium. Étoiles de type Antarès et Bételgeuse.
- IV — étoiles à carbone, de couleur rouge.
- V — luminaires célestes dont le spectre présente des raies d’absorption — raies d’émission.
Classification spectrale de Harvard
Développée entre 1890 et 1924 par les scientifiques de l’Observatoire de Harvard, elle a progressivement remplacé la classification d’Angelo Secchi, pour devenir la principale et la plus utilisée aujourd’hui. La classification de Harvard est basée sur les intensités relatives des raies d’absorption et des raies de Fraunhoferv, ainsi que sur la couleur des étoiles.
Tableau des classes spectrales des étoiles
Chacune des classes énumérées comprend 10 sous-classes de 0 à 9, où 0 correspond aux étoiles les plus chaudes et 9 aux plus froides. Seule la classe O est divisée différemment, de 4 à 9,5.
Classification de Yerkes basée sur la luminosité
En 1943, la classification de Yerkes a été mise au point à l’observatoire du même nom, qui prend en compte la luminosité des étoiles, ce qui se reflète dans son nom. Sinon, elle est appelée ICC, d’après les premières lettres des noms de famille des scientifiques : W.W. Morgan, P.C. Keenan, et E.C. Keenan. Morgan, P.C. Keenan et E. Kellman. Le fait est que la classification de Harvard ne tient pas compte d’une caractéristique aussi importante d’un luminaire céleste que la luminosité. Plus tard, la classification de Yerkes a été présentée par Einar Herzsprung (Danemark) et Henry Russell (USA) sous la forme d’un diagramme avec la dépendance de la classe spectrale par rapport à la luminosité. On peut ainsi observer visuellement la régularité des propriétés des étoiles de différentes natures.
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Les étoiles Ia+ ou 0 sont des supergéantes dont la puissance, la masse et la luminosité sont les plus élevées et dont la durée de vie est courte ;
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Étoiles de différentes classes
Ce diagramme permet également de déterminer la luminosité d’une étoile, si l’on dispose de son spectre. Sur la base des classifications ci-dessus, le Soleil est aujourd’hui classé dans la classe G2V.
Il existe de nombreuses autres classes spectrales pour les objets plus exotiques. Par exemple, Q — pour les jeunes étoiles, P — pour les nébuleuses planétaires, D — pour les naines blanches, W — pour les luminaires les plus chauds, dont la température dépasse celle des étoiles de classe O et peut atteindre environ 100 000 K.
Caractéristiques de la classe
Il est évident que chaque étoile, bien qu’appartenant à une certaine classe, reste un objet individuel et unique, tout comme un être humain. C’est pourquoi il existe un certain nombre de lettres supplémentaires qui indiquent les caractéristiques de l’astre. Le type d’étoile est indiqué par la lettre qui précède la classe spectrale : naine (d de dwarf), supergéante (c), géante (g), subgéante (sg), subdwarf (sd), naine blanche (w ou wd).
Le pulsar PSR J0348 +0432 est une étoile à neutrons et une naine blanche.
De nombreuses propriétés d’une étoile sont exprimées par les caractéristiques de son spectre, pour lesquelles il existe de nombreuses lettres de désignation, situées après la classe spectrale, par exemple, les raies métalliques fortes avec la lettre m, et les raies nettes et étroites avec la lettre s.
En utilisant les classes spectrales décrites ci-dessus, les astronomes peuvent résumer les principales propriétés et caractéristiques d’un objet cosmique. Ainsi, le point le plus brillant du ciel nocturne, Sirius AB, est un système de deux étoiles et possède la classe spectrale A1Vm/DA2. Cela signifie que l’étoile visible (Sirius A) appartient à la classe A avec une sous-classe de température 1, qu’elle est une naine de la séquence principale et qu’elle présente de fortes raies métalliques, comme l’indiquent les lettres «V» et «m». Son compagnon Sirius B est une naine jaune de sous-classe 2, avec de l’hydrogène dans son atmosphère et pas d’hélium, dont les raies sont respectivement présentes/absentes dans le spectre, comme indiqué par la lettre A.
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Date de publication: 12-26-2023
Mettre à jour la date: 12-26-2023