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ÉTOILES

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Classification des étoiles

Les étoiles diffèrent par leur éclat, ce qui est partiellement dû à leur distance, mais aussi par leur couleur.

La classification de Harvard, établie à l'aide d'observations au prisme-objectif, porte sur environ 300 000 étoiles et a été établie au début du xxe siècle. Elle repose sur l'aspect des raies, en particulier sur la présence ou l'absence de certaines raies et sur leur intensité relative.

Les principales classes spectrales de la classification de Harvard sont désignées par les lettres majuscules O, B, A, F, G, K, M, chaque classe étant subdivisée en dix types spectraux, par exemple de A0 à A9. Il y a une transition quasi continue entre les classes, ce qui est expliqué par des effets d'évolution. Les caractères permettant de différencier les classes sont les suivants :

– O : présence de raies de l'hélium ionisé ;

– B : présence de raies de l'hélium neutre ;

– A : prédominance des raies de l'hydrogène ;

– F : présence de raies nombreuses de métaux ionisés ;

– G : présence simultanée de raies de métaux neutres et de métaux ionisés ;

– K : prédominance des raies de métaux neutres ;

– M : présence des raies de l'oxyde de titane.

En plus de la séquence précédente, il convient d'ajouter trois autres classes qui comprennent très peu d'objets : la classe W (étoiles Wolf-Rayet), dont le spectre présente de nombreuses raies d'émission et qui se situe avant la classe O ; la classe C (étoiles carbonées, anciennement R et N) a un spectre riche en raies d'absorption de molécules carbonées, et la classe S un spectre riche en raies de l'oxyde de zirconium. Ces deux dernières classes viennent se placer après la séquence principale.

D'autres classifications ont été proposées, utilisant des mesures plus précises, comme la largeur des raies, l'intensité du fond continu, etc. Par exemple, la classification de l'Institut d'astrophysique de Paris (Daniel Chalonge et Daniel Barbier) utilise la position et l'intensité de la discontinuité de Balmer de l'hydrogène. Un perfectionnement consiste à utiliser un troisième paramètre et ainsi à réaliser une classification à trois dimensions dans laquelle les étoiles se rangent beaucoup mieux.

Une autre classification, qui a quasi supplanté celle de l'Institut d'astrophysique de Paris car elle nécessite des observations faciles à réaliser, se fonde sur les mesures spectrophotométriques UBV. On place généralement les étoiles sur un diagramme en portant en abscisse la quantité B — V (différence des magnitudes bleue et jaune) et en ordonnée U — B (ultraviolet et bleue).

L'intérêt de ces différentes classifications est de mettre en évidence certains groupes d'étoiles et une certaine filiation entre ces groupes, ce qui permet ensuite d'aborder le problème de l'évolution des étoiles.

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Évolution des étoiles - crédits : Planeta Actimedia S.A.© Encyclopædia Universalis France pour la version française.

Évolution des étoiles

Planeta Actimedia S.A.© Encyclopædia Universalis France pour la version française.

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Reste de supernova N 63A

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