Les spectres de Secchi

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.

Spectres de Secchi

Spectres d'étoiles observés visuellement par le Père Angelo Secchi et dessinés en couleur. Quatre types spectraux sont identifiés par Secchi ; le type 2 (et non ? comme indiqué par erreur par l'éditeur) correspond au Soleil, 1 à Sirius, 3 à Orion et Hercule.

Crédit : Bibliothèque de l'Observatoire de Paris

De l'enregistrement...

En effet, les spectres de différentes étoiles diffèrent sensiblement, tant pour la répartition des raies d'absorption que pour leur morphologie.

Spectres stellaires

Un ensemble de spectres d'étoiles de différents types spectraux. Les raies en absorption apparaissent plus ou moins sombres en fonction de leur intensité. La position en longueur d'onde de quelques raies est indiquée, pour un domaine spectral de 360 à 500 nm.

Crédit : CNRS/OHP

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.

Spectre stellaire

Image d'un spectre-échelle à haute résolution spectrale obtenu avec une caméra CCD. Le spectre de l'étoile apparaît ici sous l'aspect de bandes sombres. L'étalonnage en longueur d'onde est apporté par les raies en émission d'une lampe spectrale (Thorium Argon), dont le spectre est intercalé avec celui de l'étoile, et enregistré simultanément.

Crédit : ASM

...au spectre

L'intensité spectrale, après étalonnage en longueur d'onde, découle des enregistrements, pour prendre la forme d'un graphe.

Spectre de l'étoile HD 102878. L'étalonnage en longueur d'onde, en abscisse, a été obtenue grâce aux raies de la lampe d'étalonnage. L'identification de quelques raies est proposée. On remarque les largeurs et les profondeurs différentes des raies spectrales.

Crédit : ESO/ASM

Largeurs des raies

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 .

Largeur de raies

Les largeurs des raies, dont celles de l'hydrogène, diffèrent sensiblement, pour des étoiles qui présentent par ailleurs des caractéristiques voisines.

Crédit : ASM

Eléments pour une classification

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.

Classes

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.

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.

Type spectral

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.

Typé

Utiliser l'appliquette ci-jointe pour identifier les principaux groupes de raies spectrales.

Vers une classification des types spectraux

Utiliser l'appliquette ci-jointe pour identifier les principaux groupes de raies spectrales.

Principales caractéristiques des différents types spectraux

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.

Raies de Balmer et types spectraux

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).

Principaux caractères spectroscopiques des classes spectrales

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 raies de l'hydrogène

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.

Etoiles chaudes

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.

Etoiles froides

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.

Raies de Balmer et du calcium

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.

Raies de Balmer d'une étoile de type B6V

Spectre de 365 à 415 nm, étoile B6V

Spectre de 395 à 399 nm, étoile B6V

• Mesurer à l'aide des 2 appliquettes de ce paragraphe les largeurs des raies de Balmer de l'hydrogène. Vérifier qu'elles sont de l'ordre du nanomètre).
• Montrer que ces valeurs ne sont pas compatibles avec une largeur de raie due à la seule agitation thermique, liée à la vitesse , 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.

Raies métalliques d'une étoile de type F6V

Spectre de 365 à 415 nm, étoile F6V

Spectre de 395 à 399 nm, étoile F6V

• Mêmes questions pour une étoile plus froide, de type F6V.
• Vérifier que l'accord pour ces raies métalliques est qualitativement bien meilleur. La largeur en vitesse due à l'agitation thermique est ici de l'ordre de 13 km/s, correspondant à une largeur dans le spectre d'environ 0.017 nm à la longueur d'onde 400 nm (le spectre n'est en fait pas tout à fait assez résolu pour atteindre ce niveau de détail).

Classes et luminosité

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.

Largeur des raies : étoiles de type A

Largeur des raies de Balmer de l'hydrogène en fonction de la classe de luminosité.

Crédit : ASM

Pour tenir compte de cette différence, il est nécessaire d'introduire un second paramètre dans la classification spectrale.

Cinq classes

Spectre UVES (ESO) d'étoiles de type A2, de classes I à V.

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.

Classes I, III, V

A l'aide de l'appliquette, il vous est proposé de :

• Mesurer les largeurs à mi-hauteur des raies de Balmer de l'hydrogène.
• Comparer leurs valeurs pour différentes classes.

Classe I :

Classe III :

Classe V :