Le bestiaire stellaire est vaste, de l'étoile géante à peine née et déjà presque supernova, à la naine rouge qui va briller modestement des dizaines de milliards d'années, en passant par le Soleil.
Le but de ce sous-chapitre est de présenter différents outils qui permettent d'ordonner et comprendre cette classe d'objets et, avec Corneille, appréhender cette obscure clarté qui tombe des étoiles.
Un spectre stellaire porte la signature des éléments constituant la photosphère de l'étoile.
La spectroscopie, ou l'art de regarder les photons selon leur couleur, fut introduite à la fin du XIXe siècle, profitant de l'essor de la photographie.
du Cocher, observé à l'Observatoire de Paris en 1892 (pose de 1h20 !). Remarquer la juxtaposition d'un spectre de référence en émission.
Le spectre du soleil observé à très haute résolution spectrale présente de très nombreuses raies d'absorption. On remarque entre autres que la densité de raies spectrales est plus élevée dans le bleu que dans le rouge ; des raies telluriques dues à l'absorption dans l'atmosphère terrestre, se superposent aux raies stellaires, mais restent minoritaires.
La modélisation d'un spectre nécessite la compréhension des conditions thermodynamique (température), mécanique (pression, en réponse au champ gravitationnel) et chimique (abondances) dans la photosphère stellaire, d'où sont issus les photons.
Toute la puissance de la spectrométrie réside dans cette finesse d'analyse, p.ex. pour aller dénicher à haute résolution spectrale de fines raies, et en sachant les interpréter.
Un exemple illustre la puissance de l'information spectroscopique : une preuve de vie exoplanétaire serait apportée via l'étude spectrale IR, sensible à la présence d'ozone. L'ozone est liée à la présence d'oxygène, et donc à une chimie particulière qui est, au-moins dans un cas connu, propice à la vie.
ObjectifsUn cours complet de transfert de rayonnement, nécessaire pour comprendre les tenants et aboutissants du bon usage des données spectrométriques, est ici hors de propos, car trop complexe. Contentons-nous de récapituler quelques-uns des ingrédients qui permettent de comprendre un spectre.
On en déduit que l'interprétation d'un spectre apporte des informations sur les grandeurs qui précèdent : température, gravité, abondance des éléments.
Dans l'atmosphère stellaire, deux phénomènes contribuent essentiellement à élargir les raies, conduisant à des largeurs bien supérieures à la largeur naturelle.
Si l'étoile est en rotation rapide, le profil de vitesse rotationnel est source d'un nouvel élargissement des raies, encore par effet Doppler .
Élargissement des raies spectralesDifficulté : ☆☆☆ Temps : 20 min
Déterminer la durée moyenne 
entre deux collisions, en fonction du libre parcours moyen 
(la distance moyenne entre 2 collisions) et de la vitesse moyenne des atome 
.
[1 points]
Déterminer le libre parcours moyen 
d'un atome en fonction de la section efficace de collision 
et de la densité particulaire 
. En déduire que le libre parcours moyen varie comme l'inverse de la masse volumique dans l'atmosphère de l'étoile.
[3 points]
On suppose que l'élargissement de la raie par pression 
varie comme 
, inverse de la durée moyenne entre 2 collisions. En déduire la dépendance de 
en fonction de la température et de la masse volumique :
[2 points]
Montrer que, si l'élargissement des raies par pression est sensible, il permet, à type spectral donné, de distinguer les différentes classes stellaires.
[1 points]
L'hydrogène neutre est omniprésent dans l'Univers. Dans le milieu interstellaire, sa signature apparaît à diverses fréquence (visible, submillimétriques, radio...). La signature radio correspond à l'inversion du spin de l'électron : sa fréquence au repos vaut 1420 MHz, pour une longueur d'onde de 21 cm.
Raie H beta 
L'hydrogène est le constituant majoritaire des étoiles. La dépendance en température d'une raie de l'hydrogène apparaît clairement, pour des étoiles de type spectral chaud, beaucoup moins pour des températures d'équilibre plus basses. L'appliquette montre l'intervalle spectral correspondant à la raie H beta de l'hydrogène dans des étoiles de type A6 à K7 (température effective : 8000 à 4000 K). Le flux est normalisé à 1 dans le continu.
Des centaines de raies sont visibles dans le spectre d'un quasar éloigné, ce qui signe la présence sur la ligne de visée de matériel absorbant.
Les raies de Balmer du deutérium apparaissent au voisinage de celles de l'hydrogène.
Le décalage entre les raies de H et D est dû à un effet isotopique : l'électron n'a pas la même masse réduite autour du noyau de H (1 proton) et celui de D (de masse double, avec 1 proton et 1 neutron). [Rappel : la masse réduite 
est définie par
, et s'approxime par 
].
Comme l'hydrogène représente presque 9 atomes sur 10 dans l'Univers, sa signature spectrale est omniprésente en absorption, en émission, dans diverses gammes du domaine spectral (raies de Balmer, raie à 21 cm...).
L'hydrogène du milieu interstellaire, sous forme moléculaire ou atomique froide, est à une température variant de 10 à 1000 K. L'hydrogène atomique neutre émet dans une fréquence radio particulière correspondant à la longueur d'onde 21 cm. L'intensité de la raie d'émission dépend de la densité totale d'hydrogène atomique neutre le long de la ligne de visée. La mesure de cette intensité de la raie observée permet donc de connaître la répartition bi-dimensionnelle des nuages d'hydrogène atomique.
Après l'hydrogène, l'hélium est le deuxième constituant le plus abondant dans l'Univers (environ 25%, par masse, soit 10% en concentration).
Mais la signature spectrale de l'hélium, gaz rare, est fort discrète. Comme l'hélium est difficilement ionisable, il faut une température élevée pour mettre en évidence les raies de l'hélium correspondant au spectre d'ionisation. En l'absence de moment dipolaire, l'atome He ne présente pas de spectre de vibration ni rotation.
La classification des spectres stellaires s'appuie sur l'étude morphologique du spectre visible. Elle rend compte essentiellement de la température effective et du champ gravitationnel stellaire.
Les progrès instrumentaux à la fin du XIXe siècle permettent de mesurer les spectres des étoiles les plus brillantes. L'astronome Secchi met alors en évidence différents types, se distinguant par leur caractéristiques spectrales.
Orion et 
Hercule.
En effet, les spectres de différentes étoiles diffèrent sensiblement, tant pour la répartition des raies d'absorption que pour leur morphologie.
Les spectres stellaires ne sont aujourd'hui plus enregistrées sur film, mais sur caméra CCD. L'étalonnage en longueur d'onde est fourni par une lampe spectrale de référence.
L'intensité spectrale, après étalonnage en longueur d'onde, découle des enregistrements, pour prendre la forme d'un graphe.
Des spectres d'étoiles avec des positions de raies similaires peuvent montrer des largeurs de raies très différentes. Notez les largeurs des raies de la série de Balmer .
La classification spectrale est une analyse qualitative des spectres stellaires. Cette analyse repose sur le fait qu'une simple inspection visuelle d'un grand nombre de spectres montre qu'ils peuvent être regroupés en quelques familles : c'est la classification spectrale, qui ne considère que l'aspect du spectre dans le domaine visible et qui est fondée sur la morphologie du spectre de raies d'absorption, sans référence explicite aux causes physiques de cette apparence.
Les premières classifications spectrales, par exemple celle d'Angelo Secchi établie en 1863, ne comprenait que quatre classes. Secchi avait néanmoins remarqué que cette classification ne résultait pas du hasard, mais avait un sens physique, chaque classe regroupant des étoiles ayant des températures effectives voisines.
Les bases de la classification spectrale telle que nous l'utilisons aujourd'hui, furent ainsi définies en 1901 à l'Observatoire de Harvard.
DéfinitionA partir des travaux antérieurs, sept classes principales furent définies représentée par les lettres O, B, A, F, G, K, M. Cette classification correspond à une séquence de température effective décroissante.
C'est, paraît-il, l'astrophysicien Henry Norris Russell qui inventa le moyen mnémotechnique "O Be A Fine Girl Kiss Me" pour retenir l'ordre des classes.
Au sein de chaque classe, une subdivision décimale a été introduite afin de rendre compte de différences d'aspects entre les spectres d'une même famille. Ainsi le type spectral d'une étoile est-il représenté par un chiffre de 0 à 9 :
... A8, A9, F0, F1, F2 ... F8, F9, G0, G1...
où un spectre de type F9 présentera des caractères plus proches de ceux de type G0 que de ceux du type F0.
Quelques types spectraux
Utiliser l'appliquette ci-jointe pour identifier les principaux groupes de raies spectrales.
Utiliser l'appliquette ci-jointe pour identifier les principaux groupes de raies spectrales.
Les caractéristiques des spectres stellaires varient continûment lorsque l'on balaye les différents types spectraux. Les différents types spectraux seront dominés par différentes raies de différents éléments.
Raie H beta
Les raies de Balmer sont plus ou moins marquées dans un spectre, selon le type spectral. La dépendance en température d'une raie de l'hydrogène apparaît clairement, pour des étoiles les plus chaudes, beaucoup moins pour celles de températures effectives plus faibles, comme le montrent les spectres synthétiques de différents types spectraux (de A6 à K7, le flux est normalisé à 1 dans le continu).
ObjectifsLe type spectral rend compte de la température effective d'une étoile.
Le type spectral d'une étoile dépend essentiellement de la température effective, et correspond à des caractéristiques génériques telles l'importance de raies spectrales données.
Les principales classes, de O à M, couvrent les températures effectives de 50 000 à 3000 K. En 2000 deux nouvelles classes spectrales, L et T, ont été introduites. Elles décrivent les spectres des étoiles les plus froides (température effective entre 1000 et 2000 K) ne comportant quasiment que des raies moléculaires.
Les caractères du spectre stellaire utilisés pour établir la classification spectrale sont la présence ou l'absence des raies de certains éléments, présence ou absence qui n'est pas due à des différences de composition chimique entre les atmosphères des étoiles, mais qui reflètent seulement les différences en température de ces atmosphères.
Ainsi, l'hydrogène, qui est l'élément le plus abondant dans l'univers, et dont l'abondance est à peu près la même dans toutes étoiles, présente un spectre de raies prédominant pour les étoiles dont la température effective avoisine les 10 000 K, par suite des conditions d'excitation de l'atome d'hydrogène à cette température, qui favorise au maximum la formation des raies dans le domaine visible.
Les étoiles de type O, les plus chaudes, présentent dans leur spectre des raies d'hélium ionisé, mais pas de raies de l'hydrogène. En allant du type B0 au type A0, l'intensité des raies de l'hélium décroît car les conditions de température ne sont plus favorables à leur formation alors que celle des raies de l'hydrogène augmente progressivement pour atteindre un maximum vers le type A0. L'intensité des raies de l'hydrogène va ensuite décroître alors que celle des raies dues aux métaux va augmenter pour les types spectraux correspondant à des températures effectives moins élevées.
Dans le spectre des étoiles froides - de type K par exemple - les atomes d'hydrogène sont dans l'état neutre, presque tous dans le niveau fondamental. Le spectre produit appartient surtout au domaine de l'ultraviolet et les raies de l'hydrogène sont très faibles dans le visible.
Pour les étoiles les plus froides, les raies des métaux neutres deviennent de plus en plus intenses alors que les bandes caractéristiques des molécules apparaissent.
La première appliquette de cette page permet d'identifier les raies marquantes de l'intervalle spectral [365 - 415 nm], qui sont à la base de la classification spectrale.
Spectre de 365 à 415 nm, étoile B6V
Spectre de 395 à 399 nm, étoile B6V
, avec 
la constante de Boltzmann et 
la masse atomique de l'hydrogène. Pour une étoile d'un tel type spectral, la largeur Doppler thermique est de l'ordre de la vingtaine de km/s, soit environ quelques centièmes de nanomètre, alors que la largeur effectivement mesurée vaut environ 1 nm.Spectre de 365 à 415 nm, étoile F6V
Spectre de 395 à 399 nm, étoile F6V
QCMClassification spectraleDifficulté : ☆ Temps : 10 min
Classer les spectres par température décroissante.
[2 points]
Classer la série des spectres digitalisés par température croissante.
Pourquoi dans l'atmosphère des étoiles les plus chaudes (type O) les raies d'hydrogène sont-elles aussi peu intenses ?
[2 points]
Il est rapidement apparu qu'il existe une variation de l'intensité des
raies au cours d'une même séquence spectrale d'étoiles. On note dans une même classe spectrale des étoiles aux spectres sensiblement différents : ainsi Rigel (
Orionis) et Régulus (
Léonis) sont de type spectral B8 mais Rigel présente des raies fines et Régulus des raies larges.
Pour tenir compte de cette différence, il est nécessaire d'introduire un second paramètre dans la classification spectrale.
Spectre UVES (ESO) d'étoiles de type A2, de classes I à V.
ObjectifsLes classes de luminosité rendent compte de la taille d'une étoile.
Dès 1913, les travaux de Hertzsprung et Russell permirent de montrer que les différentes largeurs de raies au sein d'une même classe spectrale correspondent à des différences de luminosité pour des étoiles de même température effective, et reflètent donc une différence de rayon.
Une lettre en préfixe : d ou g, initiale des mots anglais "dwarf" (naine) et "giant" (géante) fut ajoutée à la classification spectrale de Harvard.
La luminosité d'une étoile de rayon
et température effective 
est donnée par la relation :
Si deux étoiles ont le même type spectral, elles ont même température effective ; leur différence de luminosité provient donc des valeurs différentes de leurs rayons, d'où la terminologie.
Indépendamment de l'intensité des raies et de leur largeur, on note dans le spectre des étoiles dites "géantes" la présence de raies d'éléments ionisés, raies absentes dans le spectre d'une étoile naine de même type spectral.
Ces propriétés spectrales sont la conséquence des conditions physiques régnant dans l'atmosphère de l'étoile. Bien que la température soit le facteur prépondérant dans la détermination des caractères d'un spectre, d'autres paramètres ont une influence non négligeable, telle la masse volumique. Ainsi l'état d'ionisation d'un atome, fonction de la température, dépend aussi de la masse volumique du gaz : si elle est élevée, les particules sont proches les unes des autres, les recombinaisons entre ions et électrons sont facilitées et, à un instant donné, le nombre d'atomes ionisés est plus petit que dans un milieu de même température, mais de densité plus faible.
La masse volumique du gaz est proportionnelle à la pression, et celle-ci résulte du poids de l'atmosphère, c'est-à-dire du champ gravitationnel dans l'atmosphère stellaire. Or la gravité est proportionnelle à la masse de l'étoile, mais inversement proportionnelle au carré du rayon de l'étoile. Les rayons stellaires varient dans un domaine beaucoup plus étendu que celui des masses, et c'est ce qui fait toute la différence.
Une densité élevée dans l'atmosphère a donc pour effet de modifier la largeur des niveaux d'énergie des atomes et de modifier l'intervalle de longueur d'onde des photons correspondant à une transition entre deux niveaux. Les niveaux étant plus serrés pour une densité plus faible, il s'ensuit dans ce cas des raies plus fines.
Ainsi pour un même type spectral, une étoile de grand rayon, et donc plus faible densité dans la photosphère, présente des raies plus fines et donc plus intenses pour les éléments ionisés.
Cinq classes de luminosité ont été définies correspondant, pour un type spectral donné, essentiellement à la largeur des raies. Ces classes sont notées I, II, III IV et V.
A l'aide de l'appliquette, il vous est proposé de :
Classe I :
Classe III :
Classe V :
QCMGéantDifficulté : ☆ Temps : 5 min
Classer les spectres stellaires par... classe.
Identifier sur la figure les raies des éléments ionisés caractéristiques d'une étoile supergéante.
Les sections Magnitude et Distance ont montré comment mesurer la luminosité intrinsèque d'une étoile. La section Classification Spectrale a défini le type spectral d'une étoile, fonction essentiellement de la température d'une étoile. A partir de la température et de la luminosité, le diagramme Hertzsprung-Russell montre comment s'organise la physique stellaire.
En 1911, l'ingénieur et astronome amateur danois Ejnar Hertzsprung traçait un diagramme type spectral-magnitude absolue pour des étoiles appartenant à un même amas stellaire. Il remarqua que les points ne se répartissaient pas de manière aléatoire dans ce diagramme.
Deux ans plus tard, l'astronome américain Henry Norris Russell construisait, indépendamment, un diagramme similaire en utilisant un échantillon d'étoiles dont il connaissait la magnitude absolue grâce à leur parallaxe.
Le diagramme qui représente pour un groupe d'étoiles le type spectral et la magnitude absolue est appelé diagramme de Hertzsprung-Russell, ou en abrégé diagramme HR (se prononce : diagramme hache-ère).
Les deux astronomes mettaient en évidence une relation très importante entre la luminosité intrinsèque et la température de surface des étoiles. Le diagramme de Hertzsprung-Russell devint rapidement un élément incontournable de l'étude de l'évolution et de la physique stellaire.
Le diagramme HR historique montrait déjà que la majorité des étoiles se retrouvent sur une bande précise, plus tard appelée séquence principale.
La statistique évoluant, cet état de fait subsiste, comme le montrent les données Hipparcos.
ObjectifsDéfinir la séquence principale : elle regroupe les étoiles de classe V, à l'état "adulte".
La plupart des étoiles se retrouvent sur une séquence donnée du diagramme HR.
DéfinitionLa séquence principale représente les étoiles du diagramme HR en train de brûler leur hydrogène en hélium.
Les étoiles évoluent sur la séquence principale, leur coeur s'appauvrissant en hydrogène et s'enrichissant en hélium. Les étoiles justes formées sont situées sur l'extrémité inférieure de la séquence.
Comme l'ont montré Hertzsprung et Russell, la physique stellaire conduit à une répartition non aléatoire des étoiles dans un diagramme température-magnitude absolue.
Différents paramètres peuvent permettre de construire un diagramme HR, pourvu qu'ils rendent compte de la température en abscisse et de la magnitude absolue en ordonnée.
ObjectifsLe diagramme Herztsprung-Russell classe les étoiles par température et luminosité.
Dans le diagramme HR, avec la température en abscisse et la luminosité en ordonnée, les étoiles ne se répartissent pas au hasard, mais peuplent au contraire des zones bien définies. Ainsi, on distingue la région de la séquence principale, une longue bande diagonale s'étirant des étoiles lumineuses et chaudes (bleues) vers les étoiles peu brillantes et froides (rouges); au-dessus, les branches des géantes et des supergéantes ; et en-dessous une région peuplées d'étoiles chaudes mais très peu lumineuses, les naines blanches.
Les différentes classes de luminosité se retrouvent dans le diagramme HR. Les lignes qui dessinent les différentes classes de luminosité correspondent à des valeurs moyennes de la magnitude absolue pour un ensemble d'étoiles ayant même classe de luminosité. La classe I des supergéantes est subdivisée en deux classes, Ia et Ib, de luminosités distinctes.
Les grandeurs physiques définissant les axes du diagramme HR peuvent être mesurées par différents paramètres, donnant ainsi lieu à différentes formes du diagramme HR.
Le type spectral d'une étoile est une mesure qualitative de sa température effective aussi, ce paramètre est-il utilisé en abscisse. Plus directement issu de l'observation, l'indice de couleur rend simplement compte de la température. Le diagramme résultant est alors appelé diagramme couleur-magnitude.
En ordonnée, magnitude absolue et luminosité jouent un rôle équivalent.
| Abscisse | Température effective - Indice de couleur - Type spectral... |
| Ordonnée | Luminosité (en W ou en luminosité solaire) - Magnitude absolue ... |
Les différents paramètres en abscisse et ordonnée d'un diagramme HR
La représentation en diagramme HR présente de multiples intérêts :
Le diagramme HR met en avant la luminosité et la température d'une étoile. Par ailleurs, la loi de rayonnement du corps noir relie la luminosité d'une étoile à sa température et à son rayon.
On en déduit que la répartition des rayons stellaires dans le diagramme HR ne relève pas du hasard. La relation :
implique que, dans un diagramme HR en coordonnées 
les lignes d'isorayon stellaire sont des droites de pente 4 (qui apparaissent avec une pente négative si l'on oublie de tenir compte que l'axe des températures croît vers la gauche dans un diagramme HR).
Ce qui précède est bien en accord avec les classes de luminosités. On remarque que la séquence principale correspond à des étoiles naines, toutefois de rayon un peu plus important pour les étoiles chaudes.
Voir les exercices de la page corps noir.
La représentation dans le diagramme HR d'un amas d'étoiles peut se faire directement en magnitude apparente. Comme la dimension de l'amas est petite devant sa distance, les étoiles sont toutes quasiment à même distance, et ce dernier paramètre devient transparent pour l'intercomparaison des étoiles de l'amas.
L'évolution stellaire montre que les étoiles les plus massives évoluent très rapidement. Les étoiles de l'amas s'étant formées quasiment simultanément, on ne peut pas trouver des étoiles jeunes dans un amas contenant des étoiles vieilles.
Les diagrammes pour l'amas des Pléiades, et l'amas M67, dont les étoiles sont respectivement jeunes et vieilles, présentent donc des aspects fort différents.
Une région du diagramme HR réunit la plupart des étoiles variables. On l'appelle bande d'instabilité. Dans cette bande, les conditions thermodynamiques de l'enveloppe stellaire sont telles qu'un mouvement de relaxation conduit à une pulsation, le plus souvent radiale, des couches stellaires externes. Cette pulsation se traduit par une variation de luminosité périodique.
Une représentation dans le diagramme HR peut être trompeuse, si les données sont biaisées. Les diagrammes HR des étoiles les plus proches ou de celles les plus brillantes ne sont pas représentatifs. Dans un cas, on sélectionne les étoiles les plus fréquentes, dans l'autre, uniquement les plus brillantes.
Diagramme HR des étoiles les plus brillantes
L'appliquette ci-dessus propose divers paramètres des étoiles les plus brillantes du ciel.
Diagramme HR des étoiles les plus proches
L'appliquette ci-dessus propose divers paramètres des étoiles les plus proches du ciel.
Les pages qui précèdent illustrent l'intérêt très large de la représentation des objets stellaires dans le diagramme HR. Connaître une étoile nécessite la donnée des paramètres primaires, au premier rang desquels figurent la luminosité et la température effective. Ensuite, on peut s'intéresser à la métallicité, la masse, le rayon, la structure interne....
A ce titre, le diagramme HR est un outil et un mode de représentation très courant en astrophysique. Des diagrammes HR ou portions de diagramme HR apparaissent dans nombre de publications. La figure ci-dessous illustre par exemple le gain de précision apportée par des obervations (astérosismologiques en l'occurrence) permettant de définir la position dans le diagramme HR d'une vieille étoile du disque galactique. Les incertitudes de mesure sur la luminosité et la température définissent une boîte d'erreur, d'autant plus petite que les mesures gagnent en précision.
pages_type-spectral/type-spectral-sexercer.html
pages_classe-de-luminosite/classe-de-luminosite-sexercer.html
pages_signatures-spectrales/signature-spectrale-sevaluer.html
Ce n'est qu'un peu de cinématique.
On peut s'en sortir par simple analyse dimensionnelle.
A partir de 
, déterminer le volume moyen offert à un atome, et l'exprimer en fonction de 
et 
.
Il suffit de se servir des résultats précédents exprimant 
en fonction des autres paramètres.
Le type spectral étant fixé, la température effective est également fixée.
pages_classification-spectrale/classe-de-luminosite-sevaluer.html
S'intéresser aux raies de l'hydrogène
S'intéresser à la largeur des raies de l'hydrogène
S'intéresser aux raies du fer et du silicium.