Analyser la lumière qui nous parvient des étoiles, est la seule façon d’obtenir des renseignements sur leur état de santé. Pour cela il faut savoir la faire parler : La méthode consiste à prendre de la lumière stellaire, vivante, et de la découper en fine lamelle. Ce n’est pas un supplice chinois mais de la spectroscopie.

      Le procédé n’est pas nouveau car, depuis Newton, on sait que la lumière solaire à une composition résultant de la superposition des sept couleurs de l’arc-en-ciel. En 1814, un physicien allemand, V.Fraunhofer, remarque la présence de raies très sombres dans le spectre continu du soleil. Il mesure leurs positions relatives, à l’aide d’un spectroscope de son invention, et désigne les principales d’entre elles par des lettres de l’alphabet, encore en usage de nos jours.  En 1859, un autre physicien allemand, G. Kirchhoff démontre que ces raies sombres sont caractéristiques des éléments chimiques ; la raie double ‘’D’’ du sodium est la plus connue.

Le principe de fonctionnement est le suivant :

On éclaire à l’aide de la source à étudier une fente étroite ; une première lentille collimatrice rend parallèle le faisceau lumineux tombant sur la face d’entrée du prisme, ou du réseau ; après dispersion de la lumière une seconde lentille donne sur un écran une suite d’images juxtaposées de la fente, chacune correspond à une longueur d’onde. Cette série d’images, les raies, constitue le spectre de la source lumineuse. Exemple :

     La lumière blanche est décomposée en bandes colorées aux couleurs de l’arc-en-ciel, c’est un spectre continu

     Un gaz porté à l’incandescence donne des raies brillantes de longueurs d’onde spécifiques, c’est un spectre d’émission dont la disposition des raies est caractéristique de ce gaz.

      On a très vite compris que l’on avait là un formidable outil d’investigation pour analyser la composition des étoiles. Grâce à la spectroscopie le premier catalogue stellaire à vu le jour en 1887 à Haward. Complété en 1918 et 1924 ce prodigieux travail regroupe 265 000 étoiles classées en 10 groupes selon leur température de surface, c’est à dire suivant leur type spectral. Ces 10 groupes portent comme nom les lettres suivantes : O, B, A, F, G, K, M, R, N, S, donnés dans l’ordre décroissant de température. L’adjonction d’un chiffre 1, 2, 3 …permet de définir des sous types ( ainsi le soleil est classé G2 avec ses 5770 °K ). Il est facile de mémoriser cette suite grâce à la phrase suivante : Oh ! Be A Fine Girl, Kiss Me Right Now, Sweetheart ! ( Oh ! sois une gentille fille, embrasse-moi maintenant, chérie ! )

       Etoiles O : le spectre présente des raies d’hélium ionisé. Température de surface : 35 000 °K exemple delta Ori . Ce sont des étoiles bleues

        Etoiles A : raies de Balmer plus intenses, raie K du calcium ionisé. Température de surface : 8 000 °K. Exemple Sirius, Véga. Couleur blanche où bleutée.

        Etoiles F : Les raies de l’hydrogène diminuent au profit des raies d’origine métallique. Température de surface : 6 500 °K. Exemple Procyon. Couleur blanche ou bleutée.

        Etoiles G : Spectre très riche en raies métalliques. Etoiles de type solaire avec une température de surface d’environ 5 500 °K. Exemple : le Soleil, Capella. Couleur jaune.

         Etoiles K : Raies du calcium et des métaux maximales, les raies de l’hydrogène disparaissent. Température de surface : 4 000 °K. Exemple Arcturus, Aldébaran. Ce sont des géantes rouges.

         Etoiles M : raies intenses des bandes moléculaires et de métaux neutres. Température de surface : 2 600 °K. Exemple : Antarès, Béltegeuse. Ce sont des super- géantes rouges.

          Etoiles R, N, S : Très peu lumineuses. Raies de bandes moléculaire et de métaux neutres.