Type spectral

En astronomie, le type spectral d'une étoile est déterminé par ses quatre caractéristiques principales que sont la température de couleur, la gravité de surface, la masse et la luminosité. Ces caractéristiques ne sont ni indépendantes les unes des autres ni directement mesurables.

Les étoiles se présentent dans différentes couleurs déterminées par leur 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. Plus un corps est chaud, plus les photons qui s'en échappent ont d'énergie, et plus leur longueur d'onde est faible.

A priori, les étoiles peuvent être classées selon leur température de couleur en utilisant la loi de Wien, mais cela pose quelques difficultés. Les caractéristiques du spectre électromagnétique permettent de classer les étoiles différemment, en utilisant indirectement des informations qui concernent leur température ou leur gravité. En effet, les raies 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 les niveaux 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.

Diagramme de Hertzsprung-Russell

Diagramme de Hertzsprung-Russell.

Au début du XX^e siècle, Ejnar Hertzsprung et Henry 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 une étoile géante puis une naine blanche (voir Évolution des étoiles).

Classification de Secchi

Classification spectrale d'Angelo Secchi.

En 1866, Angelo Secchi, directeur de l'Observatoire du Collège Romain à Rome, a proposé la première classification stellaire pionnière basée sur des critères spectroscopiques. Il a divisé les étoiles en trois classes :

• classe I : étoiles blanches et bleues avec des raies d'hydrogène fortes et larges, comme Véga et Altaïr. Il comprend la classe moderne A et les premières sous-classes de la classe F ;
  • classe I, sous-type Orion : un sous-type de classe I avec des raies d'hydrogène plus étroites, correspondant aux premières sous-classes de la classe B moderne ; Rigel et Bellatrix appartiennent à cette sous-classe ;
• classe II : étoiles jaunes avec de faibles raies d'hydrogène et avec des raies caractéristiques de métaux, comme le calcium et le sodium, des étoiles comme le Soleil, Arcturus et Capella. Il comprend les classes modernes K et G et les dernières sous-classes de F ;
• classe III : étoiles rouges, avec un spectre complexe avec des bandes très larges, comme Betelgeuse et Antarès. Il correspond à la classe M.

En 1868, Secchi découvre les étoiles carbonées, qu'il recueille dans un groupe distinct :

• classe IV : étoiles rouges avec des raies évidentes et des bandes de carbone caractéristiques.

En 1877, Secchi ajoute une cinquième classe :

• classe V : étoiles à raies d'émission, telles que γ Cassiopeiae et β Lyrae.

Classification de Harvard

Représentation de la classification de Harvard.

La classification de Harvard est celle qui attribue un type spectral à une étoile, et correspond globalement à une échelle de température. La classification de Yerkes est celle qui attribue une classe de luminosité à une étoile, et correspond globalement à une échelle de rayon (voir loi de Stefan-Boltzmann) pour une température donnée.

Cette méthode fut développée à la fin du XIX^e