Enastronomie, letype spectral d'uneétoile est déterminé par ses quatre caractéristiques principales que sont latempérature de couleur[1], lagravité de surface, lamasse et laluminosité. Ces caractéristiques ne sont ni indépendantes les unes des autres ni directement mesurables.
Les étoiles se présentent dans différentes couleurs déterminées parleur température. Les étoiles chaudes sont bleues, tandis que celles plus froides sont rouges. Dans un ordre croissant de température, une étoile est rouge, orange, jaune, blanche, bleue ou violette[2]. Plus un corps est chaud, plus lesphotons qui s'en échappent ont d'énergie, et plus leurlongueur d'onde est faible.
A priori, les étoiles peuvent être classées selon leur température de couleur en utilisant laloi de Wien, mais cela pose quelques difficultés. Les caractéristiques duspectre électromagnétique permettent de classer les étoiles différemment, en utilisant indirectement des informations qui concernent leur température ou leur gravité. En effet, lesraies d'absorption présentes dans le spectre électromagnétique des étoiles ne peuvent être observées que dans une certaine gamme de températures car ce n'est que dans cette gamme que lesniveaux d'énergie nucléaire 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.
Au début duXXe siècle,Ejnar Hertzsprung etHenry Norris Russell étudièrent la relation entre la luminosité et la température de couleur 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 H-R »).
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 uneétoile géante puis unenaine blanche (voirÉvolution des étoiles).
En 1866,Angelo Secchi, directeur de l'Observatoire duCollège Romain àRome, a proposé la première classification stellaire pionnière basée sur des critèresspectroscopiques. Il a divisé les étoiles en trois classes[3],[4],[5] :
En 1868, Secchi découvre lesétoiles carbonées, qu'il recueille dans un groupe distinct :
En 1877, Secchi ajoute une cinquième classe :
La classification de Harvard est celle qui attribue un type spectral à une étoile, et correspond globalement à une échelle de température. Laclassification de Yerkes est celle qui attribue uneclasse de luminosité à une étoile, et correspond globalement à une échelle de rayon (voirloi de Stefan-Boltzmann) pour une température donnée.
Cette méthode fut développée à la fin duXIXe siècle parHenry Draper avec l'aide de son épouseMary Anna Draper. Après la mort de son mari, la veuve légua à l'observatoire une somme d'argent pour continuer le travail de classification. La plus grande partie de ce travail fut effectué par les « filles » de l'observatoire, principalementAnnie Jump Cannon etAntonia Maury en se fondant sur le travail deWilliamina Fleming. Ce travail s'acheva par la publication duHenry Draper Catalogue (HD) entre 1918 et 1924. Le catalogue contenait 225 000 étoiles jusqu'à la neuvièmemagnitude. La classification de Harvard est fondée sur des raies d'absorption qui sont surtout sensibles à la température plutôt qu'à la gravité de surface. Les différents types et leur température sont les suivantes :
| Type | Température[6] | Couleur conventionnelle | Raies d'absorption |
|---|---|---|---|
| O | >25 000 K | bleue | azote,carbone,hélium etoxygène |
| B | 10 000–25 000 K | bleue-blanche | hélium,hydrogène |
| A | 7 500–10 000 K | blanche | hydrogène |
| F | 6 000–7 500 K | jaune-blanche | métaux :fer,titane,calcium,strontium etmagnésium |
| G | 5 000–6 000 K | jaune (comme leSoleil) | calcium,hélium,hydrogène etmétaux |
| K | 3 500–5 000 K | orange | métaux etmonoxyde de titane |
| M | <3 500 K | rouge | métaux etmonoxyde 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[8], notamment une version féministe :« Only boys accepting feminism get kiss meaningfully ». En français, on pourrait aussi dire : « Observez Bien Au Firmament : Grandiose Kaléidoscope Multicolore ! » ou « Oh ! Bel Astre ! Fabuleux Globe Ki M'émerveille ! ».
La raison de l'arrangement 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 laraie de Balmer : deA, la plus forte, àQ, la plus faible. Puis les raies d'autreséléments chimiques vinrent en jeu : les raiesH etK ducalcium, la raieD dusodium, 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 couleur de l'étoile.
Actuellement, ces types sont subdivisés à l'aide des chiffres (0-9) :A0 pour les étoiles les plus chaudes de la classeA etA9 pour les moins chaudes. Par exemple, leSoleil est une étoile de typeG2.
Plus récemment, la classification a été étendue enW O B A F G K M L T Y etR N C S, oùW sont lesétoiles Wolf-Rayet,L,T etY représentent des étoiles extrêmement froides, desnaines brunes, etR N C S sont utilisés pour lesétoiles carbonées. En ce qui concerne les objets plus froids que les naines M, le choix des lettres L et T (puis Y ultérieurement) est expliqué dans un article deJ. Davy Kirkpatrick et ses collaborateurs publié en 1999[9].
Lesétoiles variables lumineuses bleues sont deshypergéantes bleues dont la luminosité fluctue au cours du temps, de manière plus ou moins régulière. Ces étoiles très rares sont généralement entourées de nébuleuses provenant en partie des éjections de matière qui ont lieu lors de leurs périodes de forte activité. Elles peuvent évoluer enétoiles Wolf-Rayet avant de finir ensupernovæ. Si l'étoile ne perd pas assez de masse, elle peut produire une supernova particulièrement violente créée par instabilité de paires.
Dans le cas des étoiles WR, le spectre stellaire ne correspond pas à celui de la surface de l'étoile, mais aux couches gazeuses qui l'entourent. On classe ces étoiles selon les raies dominantes de sonspectre : WN lorsque les raies dominantes proviennent de l'azote, WC lorsqu'elles sont majoritairement émises par ducarbone et WO si c'est de l'oxygène[10].
Les étoiles de typeO sont très chaudes (température de couleur :35 000 K pourdelta Orionis) et très lumineuses et de couleur bleue. Par exemple,Naos, dans laconstellation de la Poupe, brille près d'un million 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. Ces étoiles sont si énergétiques qu'elles développent un fort vent stellaire et donc perdent de la matière qui forme alors des enveloppes donnant des raies en émission (type Oe pour les émissions dans l'hydrogène, type Of pour les émissions dans l'héliumII et l'azoteIII).
Les étoiles de typeB sont aussi très lumineuses et chaudes (température de couleur :13 000 K) ;Rigel, dans laconstellation d'Orion, est unesupergéante bleue de typeB. Leur spectre possède des raies d'hélium neutre et les raies d'hydrogène sont assez faibles (elles sont appeléesraies de Balmer). Les étoiles de typeO etB sont si puissantes qu'elles ne vivent que fort peu de temps. 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 desassociations OB qui regroupent ces étoiles au sein d'un immensenuage moléculaire. L'association OB1 d'Orion forme un bras entier de laVoie lactée et contient toute la constellation d'Orion. C'est la présence d'étoiles très brillantes et non leur nombre qui font que les bras desgalaxies paraissent plus brillants. On peut rajouter que parmi les cent étoiles les plus brillantes, un tiers sont des étoiles de type B. Certaines étoiles B montrent desraies en émission dans leurspectre. Selon que les raies soient desraies interdites ou desraies normales, on parle d'étoiles « B[e] » ou « Be » (le « e » pour « émission »).
Les étoiles de typeA (appeléesétoiles blanches de la séquence principale) sont parmi les plus communes visibles à l'œil nu.Deneb, dans laconstellation du Cygne, etSirius, l'étoile la plus brillante du ciel dans le visible, sont deux étoiles de typeA. Comme toutes celles de ce type, elles sont blanches, leur spectre possède desraies d'hydrogène assez intenses (raies de Balmer) et montre plus faiblement la présence demétauxionisés (raieK ducalcium ionisé).
Certaines d'entre elles présentent des caractéristiques remarquable notéesAm ouAp. Elles font partie desétoiles à fort champ magnétique (taches) ou présentant de fortes concentrations de certains métaux (par lévitation due aux forces radiatives) renforçant les raies spectrales de ces éléments chimiques.
Les étoiles de typeF sont encore très lumineuses (température de couleur :6 000 à7 200 K), et sont en général des étoiles de laséquence principale, commeupsilon Andromedae A dans laconstellation d'Andromède,Canopus, l'Étoile polaire, ou encoreProcyon A. Leur spectre est caractérisé par des raies d'hydrogène plus faibles que dans les étoiles A et la présence de raies des métaux neutres et ionisés (FeI,FeII,TiII,CaI,CaII,MgI, etc.).
Les étoiles de typeG (ounaine jaune) sont les mieux connues, car leSoleil appartient à ce type. Elles possèdent des raies d'hydrogène encore plus faibles que celles de typeF et des raies de métaux ionisés ou neutres. Les raies duCaII H et K sont très prononcées. Le type G est l'un des derniers (outre K et M, ci-dessous) où l'on distingue (étant donné la température de couleur de5 000 à6 000 K) des raies moléculaires encore assez fortes (CH,CN,C2,OH). Elles doivent d'ailleurs leur nom « G » à la molécule CH qui présente une forte absorption vers430 nm identifiée par Fraunhofer par lalettre G.Alpha Centauri A est une étoile detype G.
Les étoiles de typeK (ounaine orange) sont des étoiles de couleur orange, légèrement moins chaudes que le Soleil (température de couleur :4 000 K). Certaines sont desgéantes rouges alors que d'autres, telle queAlpha Centauri B, sont des étoiles de la séquence principale. Elles possèdent des raies d'hydrogène très faibles, voire inexistantes, et surtout des raies demétaux neutres. Quelques composés moléculaires y sont visibles :CH,CN,monoxyde de carbone CO, ainsi que les larges bandes demonoxyde de titane TiO pour les plus froides.
Les étoiles de typeM sont les plus nombreuses et possèdent une température de couleur de2 500 à3 900 K[11]. Toutes lesnaines rouges, soit 80 % des étoiles existantes, sont de ce type, commeProxima Centauri.Bételgeuse, de même que lesétoiles variables de type Mira sont également de ce type. Leur spectre montre des raies correspondant à desmolécules (CN,CH,CO,TiO,VO, MgH,H2, etc.) et des métaux neutres, les raies dumonoxyde de titane TiO peuvent être très intenses et les raies de l'hydrogène en sont généralement absentes.
Les astres du nouveau typeL sont de couleur rouge très foncé et illuminent surtout dans l'infrarouge. Leursgaz sont assez froids pour que leshydrures de métaux et lesmétaux alcalins prédominent dans leur spectre.
Les astres de typeT sont soit des étoiles à peine assez massives pour pouvoir effectuer des réactions defusion nucléaire, soit desnaines brunes (quasi-étoiles dépourvues de fusion nucléaire). Elles émettent peu ou pas delumière visible, mais seulement des infrarouges. Leur température de couleur peut être aussi basse que600 °C, ce qui permet la formation demolécules complexes, comme le confirme l'observation de raies deméthane CH4 dans le spectre de certaines de ces étoiles.
Les naines brunes de type spectralY se trouvent à l'extrémité de l'échelle, elles sont plus froides que celles du type spectral T et ont des spectres qualitativement différent d'eux. Parmi les naines brunes remarquables de ce type, on peut citerWISE 0855–0714 qui est une des plus froides connues avec une température de couleur estimée entre225 et 260 K (−48 à −13 °C).
Les étoiles de classesR,N,S etC sont les étoiles carbonées, des étoiles géantes ayant une forte proportion encarbone. Elles correspondent à une classification en parallèle avec les étoiles de classeG àM et ont été récemment unifiées en une unique classeC. Les étoiles de classeS se situent à mi-chemin entre les étoiles carbonées et celles de classeM et possèdent dans leur spectre des raies d'oxyde de zinc ZnO plutôt que demonoxyde de titane TiO. Elles ont une abondance enoxygène etcarbone presque identique, les deuxéléments se trouvant presque exclusivement sous forme demonoxyde de carbone 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 classeS.
| 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 entre les étoiles de la séquence principale et les étoiles carbonées qui demanderait une autre dimension dans la classification pour être correctement traitée.
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 deP Cygni |
| ev | Émission spectrale présentant une variabilité |
| f | Raie d'émissionN III etHe II |
| f+ | Raie d'émissionSi IV additionnelle aux raiesHe II etN III |
| f* | ÉmissionN IV plus forte queN III |
| (f) | Raie d'émissionHe faible |
| ((f)) | Pas d'émission d'He |
| He wk | Faible raieHe |
| k | Spectre avec des caractéristiques d'absorption interstellaire |
| m | Présence de raie métallique |
| n | Absorption large (« diffuse ») causée par une rotation rapide |
| nn | Absorption très large causée par une rotation très rapide |
| neb | Mélangé au spectre d'une nébuleuse |
| p | Particularité du spectre indéfinie,étoile chimiquement particulière |
| 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 aux contours nets |
| ss | Raies très étroites |
| sh | Shell star |
| v | Spectre variable (noté aussi « var ») |
| w | Raies ténues (noté aussi « wl » ou « wk ») |
| d Del | Géante de type A ou F avec de faibles raies H et K ducalcium, comme dans le cas deδ Delphini |
| d Sct | Étoile de type A ou F avec un spectre semblable à celui de la variable à courte périodeδ Scuti |
| Code | Spectre présentant des caractéristiques métalliques |
| Ba | Raie dubaryum anormalement forte |
| Ca | Raie ducalcium anormalement forte |
| Cr | Raie duchrome anormalement forte |
| Eu | Raie de l'europium anormalement forte |
| He | Raie de l'hélium anormalement forte |
| Hg | Raie dumercure anormalement forte |
| Mn | Raie dumanganèse anormalement forte |
| Si | Raie dusilicium anormalement forte |
| Sr | Raie dustrontium 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 duchrome. Il existe différentes classes d'étoiles chimiquement particulières, où les raies spectrales de nombreux éléments apparaissent anormalement intenses ou, au contraire, anormalement ténues.
