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Classes et luminosité

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.

Degré d'ionisation

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.

L'influence du rayon, via le champ gravitationnel

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.

Classes de luminosité

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.

• La classe V correspond aux étoiles naines, c'est-à-dire aux étoiles sur la série principale. Pour un type spectral donné les spectres de classe V ont les raies les plus larges.
• La classe I correspond aux étoiles supergéantes ; elle est subdivisée en une classe Ia , qui regroupe les étoiles les plus lumineuses, et en des sous-classes Ib, Iab un peu moins lumineuses. Les spectres de la classe I ont des raies très fines.
• Les classes II à IV s'étagent entre les classes I et V, et correspondent à différents stades de l'évolution d'une étoile. La classe III correspond aux étoiles dites géantes.