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.
Les 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 :
Difficulté : ☆ Temps : 5 min
Classer les spectres stellaires par... classe.
Identifier sur la figure les raies des éléments ionisés caractéristiques d'une étoile supergéante.
pages_classe-de-luminosite/classe-de-luminosite-sexercer.html
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.