ENERGIE ET LUMIERE
IV - LA LUMIERE DES ETOILES ; LEUR CLASSIFICATION
a) En 1672 Newton décompose la lumière blanche avec un prisme ; Il obtient et interprète le spectre continu correspondant.
b) En 1814 FRAUNHOFER trouve dans le spectre de la lumière du soleil des raies noires disposées de manière irrégulières : De plus ces vibrations se propagent dans l'espace à la vitesse C = 300 000 km/s, il s'agit donc d'une onde appelée onde électromagnétique.
c) KIRCHOFF (1824-1887) énonce les lois du rayonnement des corps noirs, invente le spectroscope et découvre que les raies d'émission et d'absorptions sont les mêmes pour un même élément chimique. En 1860, il explique les raies de FRAUNHOFER.
d) Angelo SECCHI (1818-1878), pionnier en matière de spectroscopie stellaire a dressé le spectre de 4 000 étoiles. Il est le premier à établir une classification des étoiles étudiées suivant leur spectre. Le critère de sa classification était la présence et l'intensité de certains groupes de raies. Il a classé ses 4 000 étoiles en 4 groupes.
e) Au début du siècle suivant, un énorme travail de dépouillement du spectre de 500 000 étoiles, a permis une évolution spectaculaire!. Face à l'extraordinaire diversité des étoiles, les astronomes RUSSEL et HERTZSPRUNG ont établi une classification des étoiles en 7 catégories de 10 subdivisions chacune : O (de 0 à 9) B (de 0 à 9) A. F. G. K. M. "Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me". Pour O : O0 ;O1 ;O2 ;O3 ;O4 ..O9 ; De même pour chaque subdivision.
C'est la classification standard de HARVARD
L'étude détaillée de ces raies d'absorption observées dans le spectre de la lumière émise par une étoile a bouleversé l'astrophysique, car elle a permis de connaître la nature et la composition des étoiles :
Une raie sombre c'est :
Une longueur d'onde qui manque c'est :
Une couleur absorbée c'est :
L'absorption par les atomes présents dans les couches externes de l'étoile.
- On répertorie toutes les raies manquantes dans le spectre de l'étoile,
- On compare chacune d'entre elles à celles de tous les atomes existants,
- Et avec beaucoup de patience on identifie ainsi tous les éléments chimiques présents sur l'étoile .
EN RESUME :
Les régions centrales de l'étoile, là où est produite l'énergie lumineuse, sont constituées par un mélange gazeux opaque, très chaud et dense, qui rayonne sur toutes les longueurs d'ondes. Ce rayonnement une fois décomposé par un prisme ou par un réseau, fournit le spectre continu de l'étoile.
Les raies sombres sont la signature des éléments chimiques constituant les zones gazeuses peu denses, proches de la surface de l'étoile.
L'analyse du spectre du soleil a révélé la présence de plus de 60 éléments chimiques différents. Il est à noter que dans aucune étoile n'a été trouvé un seul élément chimique différent de ceux présents sur terre.
L'analyse des spectres des étoiles a montré qu'il n'y a pas de groupe d'étoiles qui se démarque des autres, mais que l'on passe d'un groupe à l'autre de manière quasiment continue.
4) LE TYPE SPECTRAL RENSEIGNE SUR L'AGE DE L'ETOILE :
Bien que cette classification soit empirique puisqu'elle repose sur la présence ou non de certaines raies, elle donne malgré tout de nombreux renseignements sur l'étoile étudiée :
Sur le schéma ci-contre, on voit la présence des raies de l'H et de l'He dans les étoiles de type O et B, étoiles jeunes, en première phase.
On constate la présence des raies du Fer dans les étoiles de type F et G, ce sont donc des étoiles en fin de vie puisqu'on sait que le fer est l'élément chimique le plus stable, qui se forme dans l'étape ultime de l'évolution d'une étoile.
5) LE TYPE SPECTRAL RENSEIGNE SUR LA TEMPERATURE DE SURFACE
| TYPE | O | B | A | F | G | K | M |
| Température en° K | 50 000 | 11 000 à 25 000 |
7 600 à 11 000 |
6 000 à 7 600 |
5 100 à 6 000 |
3 600 à 5 100 |
< 3 600 |
Dans le schéma précédent, on voit beaucoup de raies différentes dans les étoiles de types K et M que l'on ne trouve pas dans les autres types, avec des bandes d'absorption plus ou moins larges. Ceci est la preuve de la présence de molécules dans la matière constituant les couches externes de ces étoiles qui sont donc les étoiles les plus froides car les assemblages d'atomes y sont possibles et stables, ce qui est impossible sur les étoiles chaudes car la violence des chocs disloque les molécules si la température est trop élevée!
De même on voit une raie caractéristique de l'hélium ionisé He+ dans les étoiles de type O ceci est la preuve que c'est le type d'étoiles les plus chaudes, la température y est tellement élevée que les atomes d'Hélium ne résistent pas et sont ionisés : un électron est arraché à l'attraction du noyau, par friction, à cause de la violence des chocs, du fait de la température élevée.
6) GROSSEUR ET FINESSE DES RAIES
Les raies d'une grosse étoile, pas très dense, sont plutôt fines alors que les raies d'une petite étoile, beaucoup plus dense, sont beaucoup plus larges.
Une naine blanche, de très forte densité ( 1 tonne par cm3 ) présente un spectre aux raies très larges.
Les étoiles diffuses, l'atmosphère des supergéantes, ont des spectres caractérisés par des raies superfines.
7) POURQUOI CES LETTRES ?
· Au 19 ème siècle, on a commencé par classer les étoiles en fonction de l'intensité décroissante des raies d'absorption de l'hydrogène H : de la plus forte à la moins forte absorption. Ce qui a donné par ordre alphabétique A B C ... jusqu'à P. Par la suite, on a gardé les lettres données, mais la classification a porté sur les raies de l'ensemble des éléments chimiques. Cette classification s'est avérée trop précise, on a donc regroupé plusieurs spectres et on a gardé les catégories A B F G K M et O. (voir ci-dessous, la décroissance des raies de l'hydrogène en suivant l'ordre alphabétique).
· Au début du 20 ème siècle, on comprend le rapport entre température et intensité des raies d'absorptions, on constate que l'ordre des lettres n'est pas le même que celui des températures, on doit donc inverser A et B, et amener O en début pour que la classification corresponde à une classification en fonction de la température de surface de l'étoile ( et en conséquence en fonction de sa couleur ). Ce qui a donné par ordre décroissant de température, O B A F G K M;
Type O : étoiles les plus chaudes et type M étoiles les moins chaudes.
· On aurait pu inverser M K G F A B O pour avoir l'ordre croissant de température, mais on a préféré garder l'ordre initial.
Un peu plus de précision sur les spectres
Type O : Présence de raies caractéristiques de l'hélium neutre et ionisé, et de l'hydrogène. Ces étoiles sont chaudes et bleues.
Type B : Les raies de l'hydrogène sont également présentes mais plus intenses que dans le type O. De nouvelles raies caractéristiques de l'hélium neutre apparaissent, de même qu'une raie de l'ion magnésium Mg + .(Exemple: Rigel)
Type A : Dominé par les raies de l'hydrogène qui atteignent leur maximum d'intensité dans le type A0. Les raies de l'hélium ont disparu. Par contre celles du calcium ionisé apparaissent (raies H et K). Les étoiles sont blanches. (Exemple: Véga).
Type F : Les raies de l'hydrogène sont encore fortes et certaines raies fines de métaux apparaissent, par exemple le calcium Ca. (Exemple : Procyon).
Type G : Type solaire. Les raies de l'ion calcium dominent, tandis que l'on perçoit encore quelques raies de l'hydrogène. Celles du fer se sont nettement renforcées par rapport au type F. La bande G (mélange de Fe, CH...) apparaît. On note la présence de très nombreuses raies fines de métaux.
Type K : Les raies de l'hydrogène ont pratiquement disparu. Les raies métalliques sont plus nombreuses et plus fortes. (Exemple: Arcturus).
Type M : Les raies du calcium atomique et ionisé sont fortes. On note également des bandes de raies caractéristiques de la présence de groupements moléculaires TiO (composé d'oxygène et de titane). Ces étoiles sont rouges. (Exemple : Antarès).