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C 'est dès 1868, que le père Angelo Secchi, en étudiant le spectre des étoiles, se rendit compte qu'il pouvait les classer selon 4 types de spectres, en fonction de leur couleur.
Au début du XXeme siècle, les astronomes ont alors cherché a être beaucoup plus quantitatif et qualitatif et ont élaboré la classification de Harvard (225 000 spectres) utililisé aujourd'hui.

Mais avant de develloper un peu, il faut revenir sur les différents types de spectres:

– Les différents types de spectres :

lorsque l’on décompose la lumière blanche du Soleil à travers un prisme, on observe un éventail de couleurs (du bleu au rouge).
- Le spectre continu :

On dit que le spectre de lumière blanche du Soleil est un spectre continu car on passe d’une couleur à l’autre sans interruption dans la succession des couleurs
Expérimentalement, on constate que tout corps (gazeux ou solide) sous haute pression et à haute température émet un rayonnement

- Le spectre de raies d’émission :

Si on analyse la lumière émise par une lampe de sodium (qui est un gaz chaud et dense) à l’aide d’un prisme, on constate que le spectre de la lumière émise par cette lampe est constitué de raies fines très intenses , qui se détachent sur le fond noir.
Le spectre obtenu est discontinu et est constitué d’un nombre limité de radiations : c’est ce qu’on appelle le spectre d’émission.
Les couleurs et la position des raies dans le spectre sont caractéristiques des atomes de gaz qui émettent ces radiations, autrement dit, chaque élément chimique et chaque état gazeux possède son propre spectre de raies.
Chaque raie d’émission de longueur d'onde λ correspond à la transition d'un electron, autour d'un noyau, depuis un niveau plus élevé vers un niveau inférieur et caractérisée par une énergie E. les électrons excités par la chaleur vont se désexciter en émettant des photons
L’électron effectue une transition d’énergie en émettant un photon d’énergie

-----> λ étant la longueur d’onde considérée pour la raie en question

 

- Le spectre de raies d’absorption :
Les atomes peuvent non seulement émettre de la lumière, mais également en absorber.

On peut le constater en faisant passer de la lumière blanche à travers un gaz froid et en dispersant la lumière derrière avec un prisme.
Lorsqu’un gaz à basse pression et à basse température est traversé par de la lumière blanche, le spectre de la lumière transmise est constitué de raies noires se détachant sur le fond coloré du spectre de la lumière blanche : c’est un spectre de raies d’absorption.
Un électron effectue une transition d’un état d’énergie vers un autre plus élevé autour du noyau en absorbant un photon d’énergie

La propriété importante d'un spectre de raies d’absorption, c’est que ces raies se produisent exactement au même endroit que les raies d’émission :

Le gaz froid absorbe les radiations qu’il serait capable d’émettre s’il était chaud.

 

– Spectre stellaire:

 

Un spectre stellaire se présente comme un spectre continu sur lequel on trouve des raies d’émission ou des raies d’absorption qui correspondent à des éléments présents dans l’atmosphère de l’étoile ou de l'objet et qui sont caractérisés par des longueurs d’onde bien précises, appelées λ (lambda) et qui s’écrivent :
λ = h c / (E1 – E2)

où h est la constante de Planck, c la vitesse de la lumière et E les niveaux d’énergie impliqués dans la transition que l’on considère.

Voici le spectre de notre étoile la plus proche, le soleil, une étoile de type G2:

Le spectre du soleil présente des raies d'absorption qui caractérisent les éléments chimiques constituant son atmosphère (sa photosphère). Le rayonnement continu émis par le gaz chaud au centre du soleil (plusieurs millions de degrés) subit une absorption par le gaz qui constitue sa photosphère et qui est plus froid, environ 5800Kelvin.

 

La classification de Harvard,

permet de classer les étoiles sur la base de la morphologie de ces spectres dans le visible, ou l'intensité et la largeur des raies spectrales a été mesuré. Les paramètres physiques caractérisés sont la température de la photosphère de l'étoile et sa composition chimique.

Cette série de spectre correspond à l’ensemble des types spectraux définis dans cette classification, qui vont depuis les étoiles chaudes (bleue) avec des types spectraux O, jusqu’à des étoiles froides (rouge) avec des types spectraux M.
On a défini ainsi une séquence : O. B. A. F. G. K. M. (Moyen mnémotechnique pour la retenir : Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me)

Type Spectral	Température (K)	Raies d'absorption	Couleur-longueur d'onde en nanometres
O	<30 000	Hélium ionisé Faibles raies d’hydrogène	< 97 Ultraviolet
B	30 000-10 000	Raies d’hélium neutre Moyennes raies d’hydrogène	97 – 290 Ultraviolet
A	10 000-7500	Très fortes raies d’hydrogène	290 – 390 Violet
F	7500-6000	Moyennes raies d’hydrogène Moyennes raies de calcium ionisé	390 – 480 bleu
G	6000-5000	Faibles raies d’hydrogène Fortes raies de calcium ionisé	480 – 580 Jaune
K	5000-3500	Raies de métaux neutres et simplement ionisés – quelques molécules	580 – 830 Rouge
M	<3500	Fortes raies de molécules	> 830 infrarouge

 

De plus, chaque catégorie est partagée en 10 subdivisions notées de 0 à 9 caractérisant une tranche plus précise de Température. Par exemple, une étoile de type A2 est plus proche du type B que du type suivant, F

 

Type des étoiles les plus proche :

Etoile	Type	Distance du Soleil
Soleil	G 2
Proxima du Centaure	K 5	4, 2 années lumière
Alpha du Centaure A	G 2	4, 4 années lumière
Alpha du Centaure B	K 0	4, 4 années lumière
Etoile de Barnard	M 5	5, 9 années lumière

 

Dans un volume de 20 années lumiere autour du soleil, on connait 117 étoiles:

Type	O	B	A	F	G	K	M	B.D	W.D
Nombre	0	0	2	1	6	16	78	8	6

 

 

 

– Intensité des raies spectrales :

Sur la figure ci dessus, il s'agit d'une série d’excitation des différents éléments qui peuvent constituer une atmosphère stellaire. Pour les étoiles les plus chaudes, avec les températures les plus élevées, l’ion dominant est l’ Hélium II (A gauche pour des étoiles de type O5)
Pour des températures un peu plus froides, l’ion dominant devient l’hélium I, puis ensuite nous avons l'Hydrogène, puis les ions successifs tels que Ca II, Fe II, Fe I, Ca I, voire des molécules telles que Ti O

 

Ci dessus, une série de spectres obtenus pour des étoiles depuis des étoiles O tardives jusqu’à des étoiles B.
En fonction de la température (plus élevée en haut jusqu’à plus basse en bas), certaines raies vont devenir plus ou moins fortes
Par exemple, dans ces étoiles, en passant de 30 000 à 20 000 K, les raies de l’hélium II vont devenir de plus en plus faibles et les raies de l’hélium I de plus en plus fortes

Série de spectres obtenus pour des étoiles de type O5, B0, B5, A1, A5, F0, F5, G0, G4, K0, K5, M0, M5:

Depuis des étoiles très chaudes (en haut) jusqu’à des étoiles très froides (en bas), on voit apparaître dans le spectre une série de raies dans l’étoile de type O qui va complètement disparaître au fur et à mesure qu’on descend en température vers l'étoile de type M.
On trouve dans les étoiles les plus froides des séries dues à des éléments moléculaires qu’on ne peut pas retrouver dans les étoiles les plus chaudes car ces molécules sont détruites

 

– Classes de luminosité :

On peut également classer les étoiles en fonction de leur luminosité, donc en fonction de leur surface πR2, autrement dit, de leur rayon donc de leur taille.

Dans une même séquence spectrale, l’aspect de certaines raies peut être sensiblement différent du fait de la gravité de l’étoile (pression à la surface). L’élargissement des raies avec la pression est directement reliée à la luminosité

Série de spectres pris pour un ensemble d’étoiles correspondant au type spectral A 2.

 

On aboutit à une classification de luminosité :
I – supergéantes (avec 2 sous-ensembles a et b) : raies très fines dues à des gravités très faibles
II – géantes brillantes
III – géantes « normales »
IV – sous-géantes
V – naines
VI – sous-naines : gravités beaucoup plus fortes
VII – naines blanches (white dwarfs) gravités beaucoup plus fortes

 

 

–Pour aller plus loin et comprendre les propriétés spectrales, il y a deux équations :

- L’équation de Boltzmann :

Cette équation permet de décrire la probabilité d’occupation respective des niveaux a et b qu'occupe les électrons.

Na et Nb sont les nombres d’électrons qu’on trouve dans un état d’excitation correspondant respectivement à une énergie Ea et Eb ; ga et gb sont les poids statistiques de ces niveaux atomiques ; k est la constante de Boltzmann et T la température du milieu

- L’équation de Saha :
Cette équation s’intéresse à un phénomène d’ionisation : comment peupler des niveaux d’ionisation successifs ?

Cette équation fait intervenir une grandeur Zi qu’on appelle la fonction de partition de l’état d’ionisation i.
La fonction de partition de l’état d’ionisation i s’exprime sous la forme d’une somme pondérée des probabilités d’occupation des différents niveaux de l’atome ou de l’ion que l’on considère

A l’aide de ces deux équations, on peut montrer comment se répartissent les différents niveaux d’énergie et les différents niveaux d’ionisation des atomes qui composent l’atmosphère d’une étoile.
Grâce à ces deux équations, on peut montrer que, en fonction de la température, tel ou tel autre ion va être dominant dans l’atmosphère d’une étoile.

(Pour aller plus loin)