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La spectroscopie, illustrations de la NOAO
Classification des types spectraux Nous avons expliqué dans l'article consacré à nos outils pour sonder l'univers, qu'en 1802 William Wollaston découvrit que le spectre du Soleil n'apparaissait pas comme une bande colorée continue comme l'avait découvert Newton, mais qu'il était sillonné de raies sombres superposées au spectre continu. Wollaston attribua ces raies aux limites naturelles entre les couleurs. Mais c'est à l'opticien allemand Joseph von Fraunhofer que nous devons la première analyse spectrale en 1811. Quatre ans plus tard Fraunhofer expliqua l'origine des raies sombres et leur présence en des endroits bien précis du spectre du Soleil, des étoiles et de la Lune. En 1814, il dénombra quelque 600 raies spectrales dans le spectre du Soleil et mesura la longueur d'onde de 324 d'entre elles. La plupart des raies ont conservé la notation qu'il avait inventée. Fraunhofer découvrit que ces raies étaient provoquées par l'absorption sélective de la lumière lorsqu'elle passait d'un milieu dans un autre. En 1842, le mathématicien allemand Christian Doppler précisa que l'onde émise par une source était liée à sa vitesse, mais c'est Sir William Huggins qui réussit à le démontrer en 1868. Il apporta également la preuve que les raies présentent dans le spectre des autres étoiles correspondaient à celles émises par des substances terrestres, démontrant que les étoiles étaient faites de la même matière que les corps ordinaires et non pas d'une substance exotique. Ses découvertes ouvrirent la voie à la spectroscopie moderne. Mais longtemps avant la découverte des spectres, les scientifiques ont essayé de catégoriser les étoiles comme ils l'ont toujours fait dès qu'ils étudient systématiquement quelque chose. C'est en observant les spectres stellaires que les astronomes ont réalisé qu'un grand nombre d'étoiles présentaient des motifs particuliers dans leur spectre. La classification des spectres devint rapidement un outil très puissant pour comprendre l'évolution stellaire. A consulter : Le spectre solaire de 670 à 54000 Å (BASS2000)
La classification spectrale moderne fut développée au début du XXe siècle à l'Observatoire du Collège d'Harvard (HCO). Le premier spectre stellaire de l'histoire fut enregistré par le Dr Huggins en 1863. Il s'agissait du spectre de Sirius. Mais comme Huggins le reconnu, il était à peine plus grand d'un trait sur la plaque et n'affichait aucune raie. Tout commença réellement par les travaux de Henry Draper qui photographia le premier spectre de Véga en 1872 avec une lunette de 71 cm (28") de diamètre. On pouvait clairement identifier quatre raies sombres dans la partie bleue de son spectre. Par la suite il enregistra les spectres d'Altaïr, Arcturus, Capella, de la Lune, Vénus, Mars et Jupiter grâce à une lunette de 30 cm d'ouverture fabriquée par A.Clark & Sons en 1875. Après la mort de Draper en 1882, son épouse fit don de son équipement et d'un peu d'argent à l'Observatoire afin qu'on poursuivre son oeuvre. L'immense travail de classification fut réalisé par une équipe de jeunes femmes dont Annie Jump Cannon travaillant sous la direction d'Edward Pickering entre 1918 et 1924. Le système de codage était basé sur les lettres de l'alphabet écrites en capitales et prises alphabétiquement. Ce système original sera par la suite révisé plusieurs fois et simplifié à mesure que les astronomes comprenaient mieux l'évolution stellaire. Ce travail fut finalement publié dans le catalogue Henry Draper (HD) et son extension, le Henry Draper Extension (HDE) qui recensent les spectres de 225000 étoiles jusqu'à la magnitude visuelle +9. Cette classification est basée sur les raies qui représentent avant tout la température effective des étoiles (assez proche de leur température superficielle) plutôt que d'autres paramètres comme les différences de composition, de gravité ou de luminosité. Les principales raies considérées sont celles de la série de l'hydrogène de Balmer, les raies neutres ou une fois ionisées de l'hélium, les raies du fer, le doublet H et K du calcium ionisé à 396.8 et 393.3 nm, la bande G de la molécule CH, la raie du calcium neutre à 422.7 nm, plusieurs raies métalliques aux alentours de 431 nm, ainsi que les raies de l'oxyde de titane. Le diagramme de Hertzsprung-Russell En 1914, Ejnar Hertzsprung et Henry Russell mirent en corrélation le type spectral et la magnitude absolue des étoiles dans un diagramme logarithmique qui désormais porte leur nom sous l'acronyme de diagramme H-R. Tant que les étoiles évoluent sur la Séquence principale leur luminosité est proportionnelle à leur masse, obéissant à la relation : L µ M4. C'est ainsi qu'on découvrit que les différents types d'étoiles représentaient des étapes bien précises de l'évolution des étoiles ordinaires. Par clarté les astronomes de l'Observatoire d'Harvard ont regroupé les étoiles par ordre décroissant de température : W, O, B, A, F, G, K, M, R, N, S. Avec le temps, les types spectraux R, N et S ont été associés à l'évolution des étoiles de type M et carbonées car durant la phase géante elles peuvent évoluer en étoiles carbonées (type C). Depuis la découverte des naines brunes (qui ne sont pas des étoiles), les types L, T et Y typiques de ces astres froids sont venus compléter cette classification qui comprend dorénavant 11 types : W, O, B, A, F, G, K, M, L, T, Y. A lire : Du corps noir aux étoiles
Dans les étoiles de classe B, A et F, les détails les plus importants sont les raies de l'hydrogène qui diminuent d'intensité à mesure que l'étoile devient plus lumineuse au profit de celles de l'hélium. Dans les étoiles géantes par exemple de nombreux atomes sont ionisés alors que la plupart des molécules ne sont pas dissociées dans les étoiles naines, etc. Détermination de la classe spectrale En marge de la classification spectrale d'Harvard, le lecteur attentif remarquera qu'il existe des subdivisions dans les classes spectrales (B8, G2, M4, etc). Le type spectral provient d'une étude du spectre, c'est-à-dire qu'il s'agit d'une donnée mesurée et non pas calculée. Inversement, la température effective étant celle du corps noir, elle est issue de modèles physiques et donc calculée.
Pour estimer les classes spectrales, on peut utiliser des valeurs limites et effectuer une régression linéaire selon le logarithme de la température pour passer de 0 à 9. Ainsi, une étoile de 50000 K est de type O0, une étoile de 25000 K de type B0, une étoile de 11000 K de type A0, etc. Ensuite, pour passer de B0 à A0 par exemple, il suffit d'utiliser la méthode la plus simple, la fonction affine pour interpoler 10 valeurs régulières de (log[25000] - log[11000]) / 10. Les valeurs des températures sont toujours exprimées en logarithme base 10 ce qui permet par approximation de déterminer qu'une étoile d'une température effective de 4530 K serait de classe K2.77, c'est-à-dire K3. Bien entendu cette façon de calculer ne tient pas compte de la présence des raies d'absorption, phénomène à la base de la détermination des classes spectrales. Tout ceci n'est bien sûr valable que pour les étoiles de la Séquence principale. En dehors de celle-ci, on peut estimer la classe spectrale à partir d'un diagramme H-R similaire au document présenté à droite extrait de "Der neue Kosmos" de A.Unsöld et B Baschenk, édité chez Springer. Enfin, pour l'indice de couleur, le problème est mieux résolu théoriquement, mais on reste dans l'impossibilité de donner une formule simple pour trouver la température effective car elle dépend du stade évolutif de l'étoile. Pour les étoiles évoluant sur la Séquence principale, la relation entre l'indice de couleur et la température effective est mieux déterminée et peut se calculer au moyen d'un simple applet java. A télécharger : Spectres, par Michel Delabaere Macro IC-Temp pour Excel (.xlsm)
Voyons à présent les caractéristiques des différentes classes spectrales. Les classes spectrales Classe W Il s'agit d'étoiles bleues. Fort peu connue, cette classe ne contient que des étoiles Wolf-Rayet très chaudes, de plus de 50000 K où prédomine les raies de l'hélium ionisé en émission. Pour les atmosphères les plus chaudes (> 100000 K) soit le carbone soit l'oxygène est en émission (WC) ou encore l'azote plusieurs fois ionisé (WN). Ainsi, les étoiles présentant des raies très ionisées (par ex. He II, C IV et O VI) sont classées WC4 tandis que celles présentant des raies peu ionisées (par ex. He I et C II) sont classées WC9. De manière similaire, les étoiles présentant des raies très ionisées (par ex. He II, N V et O VI) sont classées WN2. Les étoiles présentant des raies faiblement ionisées (par ex. He I et N III) sont classées WN9. Exemple : γ Velorum, k Orionis. Classe O Il s'agit d'étoiles bleues. La température effective de ces étoiles varie entre 20000 et 40000 K. Leur spectre se caractérise toujours par les raies d'éléments très ionisés, de l'hélium, du carbone, du sodium, de l'oxygène et du silicium ionisé une à cin fois (He II, C III, N III, O III, Si V). L'hydrogène HI est faible et l'hélium He I est visible. Exemple : λ Orionis, ζ Puppis ou les étoiles centrales des nébuleuses planétaires. Seules les classes Oa et Oc présentent un spectre d'émission.
Classe B Il s'agit d'étoiles bleues pâles (bleues-blanches). Leur température effective varie entre 25000 et 12000 K. Cette température permet d'ioniser l'atome d'hélium. Les raies de l'He I (par ex. à 403 nm) sont les plus intenses dans la classe B2 puis s'affaiblissent et disparaissent dans la classe B9. Les raies He II ont disparu. Les raies de l'hélium neutre sont très fortes tandis que le spectre de l'hydrogène qui commençait à apparaître dans la classe O4 s'accentue. Les raies H I s'accentuent également. On trouve encore l'oxygène et le sodium ionisé mais leur intensité décroît après la classe B5. Les raies du Ca II apparaissent à partir de la classe B3. Les raies O II, Si II et Mg II apparaissent. On trouve ici quelques étoiles dont l'atmosphère est raréfiée, d'où l'existence d'un spectre d'émission de l'hydrogène pour la sous-classe Be. Les étoiles de cette classe sont très nombreuses car très brillantes. Exemple : Rigel, Spica, Régulus, α Eridanis, P Cygni et les célèbres étoiles multiples du Trapèze d'Orion. Classe A Il s'agit d'étoiles blanches. Leur température effective varie entre 12000 et 7500 K. Les raies de l'hydrogène prédominent en A0 et A1 mais s'affaiblissent pour les autres classes. Les raies de la série de Balmer sont très brillantes et dominent tout le spectre tandis que celles de l'hélium diminuent très fortement. L'hélium He I a disparu. Les métaux neutres apparaissent. Les raies H et K du calcium ionisé CaII deviennent plus intenses. Les étoiles de cette classe sont très nombreuses car elles abondent réellement dans l'espace. Exemple : Sirius, Véga, Déneb, Altaïr.
Classe F Il s'agit d'étoiles blanches-jaunâtres. La température effective de ces étoiles varie entre 7500 et 6000 K. Les raies HI sont plus faibles. L'intensité des raies H et K du calcium ionisé CaII sont plus fortes et surpassent quelquefois celles de l'hydrogène dans l'ultraviolet. Les raies métalliques sont très nombreuses, par exemple le Fe I, Fe II, Cr II, Ti II sont très apparentes et s'accentuent. Exemple : Canopus, Procyon, α Persei, ε Auriga.
Classe G Il s'agit d'étoiles jaunes comme le Soleil. Leur température effective varie entre 6000 et 5000 K. Cette faible température superficielle ne permet plus ou très difficilement d'ioniser les éléments. Les raies de l'hydrogène H I et du CH deviennent faibles (quoique celles du H I à 656.27 nm permet aisément d'étudier le Soleil en Hα), les raies H et K du calcium Ca II sont très apparentes et sont les plus marquées dans la classe G0. Les raies des métaux deviennent plus fortes. Les raies du CN sont visibles dans les étoiles géantes. Le spectre du Soleil comprend environ 26000 raies (cf. D.C. Giancoli, 1993) dont 6000 sont attribuées uniquement au fer, élément non synthétisé par le Soleil mais qu'il a hérité de la nébuleuse protosolaire. 61 des 110 éléments connus se retrouvent dans le spectre du solaire.
C'est ici que la plus grande différence entre les étoiles géantes et les étoiles naines de classe G apparaît. Les raies des étoiles géantes Gg sont très fines (exemple Capella) alors que celles des étoiles naines Gd sont larges (exemple α Centauri A). Cette observation se vérifie aussi dans l'intensité des raies, ce qui témoigne d'une différence considérable de pression : une étoile géante a une densité de l'ordre de 1.8 alors qu'une naine peut atteindre 1016 ! Cette classe compte beaucoup d'étoiles géantes qui sont aussi les astres les plus brillants du ciel. On ne compte par contre qu'une cinquantaine d'étoiles naines dans notre proche banlieue mais leur éclat est très faible, en deçà de la 14e magnitude.
Classe K Il s'agit d'étoiles oranges. Leur température effective varie entre 5000 et 4000 K. On y trouve des étoiles riches en raies métalliques, le fer est intense et le calcium ionisé est au plus fort dans les classes K0 et K2. C'est aussi la classe spectrale des taches solaires. L'hydrogène commence à diminuer, les raies H I sont très faibles. Le calcium neutre augmente. Les spectres de bandes moléculaires CH et CN apparaissent. Les raies du TiO apparaissent à partir de la classe K5 ainsi que celles du carbone. Exemple : Aldébaran, Arcturus, Pollux, α Ursa Major, α Centauri B. Classe M Il s'agit d'étoiles rouges. La température effective de ces étoiles varie entre 3600 et 2000 K seulement, ce qui ne suffit pas pour dissocier les molécules stables. Les spectres de cette classe se caractérisent par de nombreuses bandes, dégradées vers le rouge qui leur donne un aspect cannelé. Les bandes du TiO prédominent. Les raies métalliques sont encore nombreuses dont celles du fer. Le calcium neutre Ca I à 422.7 nm est très apparent. Le calcium ionisé est faible de même que l'hydrogène. Exemple : Antarès, Bételgeuse, Mira Ceti, VB 10 (Gliese 752B).
Codes spectraux particuliers Etoiles carbonées de type C Il s'agit des anciennes classes spectrales R et N qui se détachent de la série à la classe K. Il ne s'agit pas d'une classe spectrale mais d'une particularité de certaines étoiles dont la température effective est d'environ 3000 K. Leur spectre se dégrade, mais cette fois vers l'ultraviolet. On n'observe presque plus les raies des oxydes métalliques mais les bandes moléculaires du CN, CH et C2 sont très fortes. On estime que dans ces étoiles carbonées le rapport C/O est jusqu'à cinq fois plus élevé que dans les étoiles des classes K ou M. Ces étoiles encore nucléairement actives sont les plus froides et souvent de compositions inhabituelles. Elles sont uniquement représentées par des étoiles géantes et quelques variables. Exemple : S Camelopardalis, RV Virgo, 19 Pisces, S Cephei, WZ Cassiopeia et TT Cygni. Il faut y ajouter les étoiles carbonées non classiques des sous-classes J (fortes bandes isotopiques C2 et CN), H (raies d'absorption du CH) et Hd (raies de l'hydrogène et bande CH faibles ou absentes). Les C-J ont une température effective entre 3900-2800 K, les Ch-H entre 5000-4100 K et on ignore celle des C-Hd. Exemple : Y Canes Venatici, V Arietis, HD 137613.
Type S Ce type d'étoile se détache de la série après la classe M. L'oxyde de zirconium prédomine avec un peu d'oxyde de titane et d'hydrogène. Leur température varie entre 4000-3150 K pour les étoiles S extrinsèques (associées en système binaire) mais peut chuter à 2300 K. Elles perdent de la poussière sous forme de vent stellaire riche en oxygène et carbone mais n'ont pas de coquille externe de gaz comme les étoiles carbonées. La plupart des étoiles carbonées de classe S sont des étoiles variables géantes de type Mira au stade AGB. La plupart sont invisibles, sous la 14e magnitude (R.Cygni, R Geminorum, X Andromedae, etc). Seule R Andromedae réside à la 6e magnitude. Subdivisions Vu les transitions existants entre chacune des classes spectrales, il existe des subdivisions : - De "a" à "f" et de 1 à 9 pour la classe O - De 0 à 9 pour les classes B à M - On ajoute également des suffixes à la classe spectrale : - comp : spectre composite; deux types spectraux sont mélangés indiquant que l'étoile est une binaire non résolue - d : étoile naine (dwarf) - e : présence de raies en émissions (habituellement l'hydrogène) - g : étoile géante - m : indique des "métaux" (des éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium) anormalement intenses pour une classe spectrale donnée. Il s'applique en général aux étoiles A - n : raies d'absorption élargies (nébuleuses) provoquées par une vitesse de rotation rapide - nn : raies d'absorption très larges provoquées par une vitesse de rotation très rapide - neb : spectre d'une nébuleuse mélangé à celui d'une étoile - p : spectre particulier, excepté pour la classe A où il caractérise de fortes raies "métalliques" (corrélé avec les étoiles Am) - s : raies très étroites (sharp) - sh : étoile à coquilles (shell, étoiles B à F de la séquence principale avec raies d'émission émise par la bulle gazeuse) - var : type spectrale variable - wl : raies faibles (weak lines, suggère une ancienne étoile pauvre en "métaux"). Classes spectrales des naines brunes Classe L Rappelons que les naines brunes ne sont pas des étoiles. La température effective des naines brunes de classe L est d'environ 2000 K. les bandes du TiO et VO disparaissentr dès le début de la classe L. Les raies du Na I et K I sont très fortes et élargies. Classe T Il s'agit de naines brunes dont la température effective est d'environ 1000 K. Les bandes moléculaires du CH4 et H2O sont très apparentes. Distribution d'énergie et classes de luminosité
Si la courbe d'énergie du spectre continu épouse bien la courbe de Planck, cela ne représente pas toujours la température réelle des étoiles. Les spectres des étoiles de classe K et M par exemple ne suivent pas exactement la courbe de Planck. Le fond continu crée une grande erreur d'estimation en raison de la présence de raies sombres fortement cannelées. Par ailleurs l'électron négatif de l'hydrogène absorbe également le rayonnement de façon continue de l'UV au IR. La température de couleur des étoiles varie aussi selon le degré d'ionisation des éléments et selon la quantité des éléments neutres. Il y a donc lieu de prendre ces valeurs avec certaines réserves avant de classer les spectres. Les critères les plus utilisés pour la classification des spectres restent les raies individuelles; l'état d'excitation de certains éléments servant d'indicateurs pour la température. La raie du Ca I à 422.6 nm par exemple bien que pâle augmente graduellement d'intensité à partir des étoiles A jusqu'aux étoiles M. De même le très visible Ca II (raies H et K) à 395 nm qui commence à apparaître avec les étoiles B jusqu'en M. Les raies des éléments neutres sont plus prédominantes dans les étoiles plus froides.
Les bandes moléculaires du CN apparaissent à partir des étoiles F8 et disparaissent vers la classe K. Les bandes du TiO sont visibles dans les étoiles de type M et augmentent d'intensité avec la diminution de la température. Enfin, la quantité totale de raies présente est un indice de la température et la présence d'ions ou d'atomes marque une température élevée, surtout pour l'hélium (mais elles sont nettement plus pâles que celles de l'hydrogène). Pour plus d'informations Sur ce site Une façon de vivre propre aux étoiles (le diagramme H-R) Sur le web Basic Atomic Spectroscopic Data Spectres (logiciel de Michel Delabaere) An Atlas of Stellar Spectra, Caltech Table of Spectral-Lines Intensities, W.F. Meggers et al., U.S. Dept. Commerce/NBS, 1975 Spectroscopie, Obs. Paris Catalogue stellaire VizieR V/101 Le spectre solaire de 670 à 54000 Å (BASS2000) Stars and their Spectra, James B. Kaler, CUP, 1989/1997.
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