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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. A consulter : Le spectre solaire de 670 à 54000 Å (BASS2000)
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. La classification spectrale moderne fut développée au début du XXeme siècle à l'Observatoire d'Harvard. Tout commença par les travaux de Henry Draper qui photographia le premier spectre de Véga en 1872. Après sa mort, son épouse fit don de son équipement et d'un peu d'argent à l'Observatoire afin que l'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 entre1918 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 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 HR. Tant que les étoiles évoluent sur la Séquence
Principale leur luminosité est proportionnelle à leur masse, obéissant
à la relation : L 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. Une astuce mnémonique propre aux américains permet de la mémoriser sans difficulté : "Whaow, Oh Be A Fine Girl, Kiss Me. Right Now, Sweetheart". Chacun en comprendra fort bien le sens ! A cette classification il faut ajouter des types particuliers d'étoiles : les étoiles C dites carbonées, les naines (D), les novae (Q), etc. 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.
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.
Voyons à présent les caractéristiques des différentes classes spectrales. Les classes spectrales Classe W Fort peu connue, elle 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). Exemple : g Velorum, k Orionis. Classe O Le spectre de ces étoiles se caractérise toujours par les raies d'éléments très ionisés, de l'hélium, de l'oxygène, du sodium et du silicium ionisé une à quatre fois. L'hydrogène est faible. La température de ces étoiles varie entre 30000 et 40000 K. Exemple : l Orionis, z Puppis ou les étoiles centrales des nébuleuses planétaires. Seules les classes Oa et Oc présentent un spectre d'émission.
Classe B La température de 25000 à 12000 K permet d'ioniser l'atome d'hélium. On trouve encore l'oxygène et le sodium ionisé mais leur intensité décroît après la classe B5. Les raies de l'hélium neutre sont très fortes tandis que le spectre de l'hydrogène qui commençait à apparaître en O4 s'accentue. 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, a Eridanis, P Cygni et les célèbres étoiles multiples du Trapèze d'Orion. Classe A Les raies de l'hydrogène prédominent en A0 et A1 mais s'affaiblissent pour les autres classes. La température est de 12000 à 7500 K. Les raies de l'hélium diminuent très fortement et les métaux apparaissent avec les raies du calcium ionisé. Les étoiles de cette classe sont très nombreuses car elles abondent réellement dans l'espace. Exemple : Sirius, Véga, Déneb, Altaïr.
Classe F L'intensité des raies du calcium ionisé (raies H et K) dans l'ultraviolet surpasse quelquefois celle de l'hydrogène. La température n'est plus que de 7500 à 6000 K et les raies métalliques sont très nombreuses. Les raies du chrome neutre et simplement ionisé apparaissent. Exemple : Canopus, Procyon, a Persei, e Auriga.
Classe G Ce sont des étoiles dont la température oscille entre 6000 et 5000 K. Cette faible température superficielle ne permet plus ou très difficilement d'ioniser les éléments. Le Soleil est le représentant le mieux connu de cette classe d'étoiles. On y décompte plus de 26000 raies dont 6000 sont attribuées uniquement au fer, élément non synthétisé par le Soleil mais extrait de la nébuleuse proto-solaire. 61 des 110 éléments connus se retrouvent dans le spectre du solaire. L'hydrogène et le CH deviennent faibles, le calcium neutre s'accentue.
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 a 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 14eme magnitude.
Classe K La température 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 et le calcium neutre augmente. Les spectres de bandes moléculaires CH et CN apparaissent. En fin de classe les raies du TiO apparaissent ainsi que celles du carbone. Exemple : Aldébaran, Arcturus, Pollux, a Ursa Major, a Centauri B. Classe M L'oxyde de Titane (TiO) prédomine. Les spectres de cette classe se caractérisent par de nombreuses bandes, dégradées vers le rouge qui leur donne un aspect cannelé. La température de ces étoiles varie de 3600 à 2000 K seulement, ce qui ne suffit pas pour dissocier les molécules stables. Les raies métalliques sont encore nombreuses dont celles du fer et du calcium neutre. Le calcium ionisé est faible de même que l'hydrogène. Exemple : Antarès, Bételgeuse, Mira Ceti, VB 10 (Gliese 752B).
Classes R, N Elles comprennent des étoiles dites carbonées. Les molécules du C2 et CN deviennent importantes en R5. Le spectre se dégrade, mais vers l'ultraviolet cette fois. La température est de 3000 à 2000 K. On y trouve que des étoiles géantes (classes N0 et N3) et quelques variables. Exemple : S Camelopardalis, RV Virgo, 19 Pisces, S Cephei. Classe S L'oxyde de Zirconium prédomine avec un peu d'hydrogène. Toutes les étoiles de cette classe sont des étoiles variables mais sont pour la plupart invisibles, sous la 14e magnitude (R.Cygni, etc). Seule R Andromedae réside à la 6e magnitude. Codes spectraux particuliers Etoiles carbonées de type C Il ne s'agit pas d'une classe spectrale mais d'une particularité de certaines étoiles. On n'observe presque plus les raies des oxydes métalliques mais les bandes moléculaires du CN, CH et C2 sont très fortes. Quelquefois cette classe se scinde pour donner les classes R et N. 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. Les classes RNSC représentent les étoiles nucléairement actives les plus froides et souvent de compositions inhabituelles. Notons que les étoiles Wolf-Rayet WC et WN sont rattachées à la classe O; les classes R, N et le type C se détachent de la série à la classe K; la classe S enfin se détache après la classe M. 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"). Distribution d'énergie et classes de luminosité
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. Certaines bandes moléculaires sont utiles : la bande du CN apparaît à partir des étoiles F8 et disparaît 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 (toutefois nettement plus pâle que l'hydrogène). Pour plus d'information Une façon de vivre propre aux étoiles (le diagramme HR, sur ce site) Du corps noir aux étoiles (sur ce site) Les spectroscopes (sur ce site) Techniques de photographie (sur ce site) An Atlas of Stellar Spectra, Caltech Classification spectrale, 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 Retour à La spectroscopie
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