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).