Classification spectrale

Séquence d'objets
pour une classification spectrale
en basse résolution

English version

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Matériel :

Télescope : SCT 0.3m ;
Capteur : CCD Audine KAF1602E ;
Spectrographe : LHIRES3 avec réseau de 150 t/mm, fente de 35 μm ;
Caractéristiques spectrales : R=518, dispersion inverse=3 A/pixel=333.33 A/mm.
Prétraitement : AudeLA ; réduction spectrale : SpcAudACE.
Réponse intrumentale (ici en PNG, FITS, spline [utilisée pour le traitement]) : calculée sur Castor (ici en PNG, FITS).

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Série spectrale avec des étoiles hivernales :

◆ Qu'est-ce la classification spectrale des étoiles ?

types spectraux
---- Température décroissante ---->

Type spectrale	Couleur	Température moyenne de surface (°C)	Raies les plus intenses	Notation spectrale des raies
W	bleue	35000-50000	nombreuses raies d'émission	HeII, HI=Hα, Hβ
O	bleue-blanche	25000-35000	hélium ionisé	HeII
B	bleue-blanche	10000-25000	hélium neutre	HeI
A	blanche	7500-10000	prédominance des raies de l'hydrogène (série de Balmer)	HI
F	jaunâtre	6000-7500	nombreuses raies de métaux ionisés : calcium ionisé...	CaIV
G	jaune	5000-6000	présence simultanée de raies de métaux neutres et de métaux ionisés : calcium...	Ca, CaIV
K	orange	3500-5.00	raies de métaux neutres et d'oxydes de titane	Fe, TiO
M	rouge	<3500	bandes d'oxydes de titane	TiO

Pourtant, vous trouverez dans la littérature une notation plus fournie du type spectral, comme par exemple : B8 V.

Que signifie la notation B8 ?
Les types spectraux O, B... sont subdivisés de façon décimal (B0, B1, ..., B9) caractérisant une tranche plus précise de température de surface de l'étoile.

Que signifie le chiffre romain ?
Il correspond à la classe de luminosité décrite dans le diagramme HR (Hertzprung-Russel) qui est directement liée à la surface (πR²) de l'étoile et donc à son rayon R (Ro=rayon du Soleil) :

Ia, Iab, Ib : supergéantes (300<R/Ro<1000) ;

II : géantes brillantes (100<R/Ro<300) ;

III : géantes (10<R/Ro<100) ;

IV : sous-géantes (2<R/Ro<10) ;

V : naines de la séquence principale (0.1<R/Ro<2).

◆ Les caractéristiques de chaque types spectraux :

À partir de cette série, on peut tirer de précieux renseignements sur l'étoile observée. Par exemple, en un coup d'oeil, on apprend :

L'évolution de la couleur avec la température ;

La naissance et la disparition des raies de Balmer (hydrogène) selon la température :
Lorsque la température est très élevée, une plus grande partie de l'hydrogène est ionisée : le nombre d'atomes excitables, c'est-à-dire ceux non ionisés, est moins important et donc les raies d'absorption formées sont moins intenses. Vers 9000 K (type spectral A), le nombre d'atomes d'hydrogène excités est maximal et l'intensité des raies est la plus importante. À des températures plus basses, l'énergie disponible pour exciter les atomes est limitée et les raies sont de nouveau moins profondes.

Dans une même classe spectrale, la variation de la profondeur des raies de Balmer varie avec la température T et le peuplement des niveaux d'énergie de l'hydrogène (par exemple le passage de A1 a A8 ou de F0 à F6 et F8). Ici, les deux phénomènes physiques s'opposent et font que lorsque Hgamma faiblie, Halpha s'intensifie et T diminue ;

etc.

Il est trés facile faire de l'astrophysique avec ce jeu de spectres.

Par exemple, dans les spectres ci-dessous, le maximum de la courbe (profil de raies) est à l'extrême gauche du graphe (faibles longueurs d'onde, c'est-à-dire le bleu) pour les étoiles chaudes et se déplace vers la droite (grandes longueurs d'onde, le rouge) lorsque la température de surface de l'etoile décroît. C'est la loi de Wien.

La profondeur relative des raies de Balmer (raies de l'hydrogène neutre noté H I) varie selon le type spectral donc selon la température. Dans les étoiles chaudes (O, B, A), ce sont les raies de Balmer Hβ, Hγ, Hδ etc. qui sont plus profondes. Tandis que pour les étoiles de température intermédiaires (F et G), la raie Hα est plus profonde. Voir explications du paragraphe précedent.

Type spectral	Couleur	T (K)	Espèces chimiques dans le spectre	Exemple de spectre	Exemples d'étoile
W (WR=Wolf-Rayet)	bleu	35 000-100 000	nombreuses raies d'émission		WR1 Cas, WR135 Cyg, WR128 Cyg, WR128 Cyg
O	bleu-blanc	30 000	peu de raies en absorption, raies d'émission : He(II), X(IV), H(I) très faible		Naos
B	bleu-blanc	12 000-25 000	He(I), H(I)		Rigel, Spica
A	bleu-blanc	7 500-11 000	série H(I) intense, Mg(II), Si(II), Fe(II), K(II), Ca(II), métaux neutres.		Sirius, Vega
F	blanc	6 000-7 500	H(I), raies de métaux ionisés		Canopus, Procyon
G	blanc-jaune	5 000-6 000	Ca(II), métaux ionisés et neutres		Soleil, Capella
K	jaune-orange	3 500-5 000	raies intenses des métaux neutres		Acturus, Aldébaran
M	rouge	3 500	métaux neutres et molécules, oxyde de titane		Bételgeuse, Antarès

◆ L'évolution de la couleur avec la température des étoiles :


Type spectrale	Spectre 2D coloré
O9.5 V
B0 V
B8 V
A1 V
A8 V
F0 V
F6 V
F8 V
G0 V
G5 V
K0 V
K5 III
M0 III
~~S3/1~~ M3
M5 III
N0;C6,3 CII
WN4
WC7

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La série spectrale en détail maintenant...


Type spectrale	Étoile	Mag. v.	n° HD	Commentaire	Profil de raies
O9.5 V
O9.5 V	48 σ Ori	3.8	37468	: 8'
B0 V
B0 V	36 υ Ori	4.62	36512	: 10'
B8 V
B8 V	42 ζ Peg	3.40	214923	061223 : 8'
A1 V
A1 V	ν Tau	3.91	25490	061217
A8 V
A8 V	86 ρ Tau	4.65	28910	061217, limite LPI sn-webcam (la
F0 V
F0 V	58 Tau	4.49	28052	061223 : 10'
F6 V
F6 V	π Ori	3.19	30652	: 8'
F8 V
F8 V	111 Tau	4.99	35296	061223 : 10'
G0 V
G0 V	54 χ Ori	4.41	39587	: 10'
G5 V
G5 V	39 Tau	5.90	25680	061223 : 14'
K0 V
K0 V	12 Mon	5.84	46241	sinon : HD85144
K5 III
K5 III	Aldébaran	0.86	29139	091209
M0 III
M0 III	52 Gem	5.10	57423	061223 : 16'
M5 III
M5 III	71 Peg	5.32	221615	061226 : 16'
M3 (C)
M3 (C)	1 ο Ori	5.2	30959	061223 : 14'
N0;C6,3 CII
N0;C6,3 CII	BL Ori	6.3-7.0	44984	061223 : 18'
WN4
WN4	20:05:57 +35:47:17 Cyg	6.78	190918	061219, bas sur l'horizon mais pose de30' (HD50896 CMaj)
WC7
WC7	20:20:28 +43:51:17 Cyg	6.88	193793	061219, LPI 0.3s sous Audela

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Carte d'identité spectrale d'objets célestes :

Document PDF à imprimer pour usage sur site d'observation.


Type d'objet	Raies les plus visibles (λ en Angströms Å)	Profil de raies avec identification chimique
Etoile à raies de Balmer Castor O : HeII, émissions, cotninuum. B : He I A : H F : H, métaux G : CaII, métaux K : CaII, CaI, molécules M : bandes TiO, S(2rO), N(C2)...
	Raies de Balmer de l'hydrogène en absorption : Hα : 6562,808 ; Hβ : 4861,342 ; Hγ : 4340,475 ; Hδ : 4101,748 ; Hε : 3970 ; Hζ : 3889 Hη : 3885 ; Hθ : 3647 ; Raies de métaux : Fe I : 4308 ; 4384 ; 4668 ; 4958 ; 5270. Mg I : 5184 ; 5173 ; 5169 ; 5167. Na I : 5889,9 ; 5895,9 ; Ca I : 3968 ; 3934 ; 4227. Bandes de TiO : 7610-7615. Autres ions excités He I : 6678,15 ; 7065.
Étoiles Be Zeta Tau - HD 37202
	Raies de l'hydrogène en émission : Hα : 6562,808 ; Hβ : 4861,342 ; Hγ : 4340,475. Raies de l'hélium en émission : He I : 5875, 6677,6 et 7065.
Étoiles WR WC7 HD 193793
	Raies d'émission de l'hélium : He I : 4388 ; 4471,6 ; 4713,3 ; 4922 ; 5015 ; 5048 ; 5876 ; 6678 ; 7065. He II : 4541,6 ; 4685,7 ; 5411,5. Raies d'émission du carbone ionisé : C III : 5696 ; 4650. C IV : 5806 ; 5812. O III : 5592.
Étoiles WR WN4 HD 190918
	Raies d'émission de l'hélium : He I : 4388 ; 4471,6 ; 4713,3 ; 4922 ; 5015 ; 5048 ; 5876 ; 6678 ; 7065. He II : 4541,6 ; 4685,7 ; 5411,5. Raies d'émission de l'azote ionisé : N III : 4634 ; 4640 ; N IV : 4058 ; N V : 4603 ; 4618.
Novae V458 Vul
	Intenses raies de l'hydrogène en émission : Hα : 6562,808 ; Hβ : 4861,342 ; Hγ : 4340,475 ; Intenses raies de l'hélium en émission : He I : 5875, 6677.6 et 7065 ; Diverses raies d'émission : Fe I : 6430,8 ; Fe III : 5353.8 ; Fe II : 5100...
Nébuleuse planétaires NGC 6210
	Faible continuum produit par l'étoile centrale ; Raies de l'hydrogène en émission : Hα : 6562,808 ; Hβ : 4861,342 ; Hγ : 4340,475. Raies interdites [] en émission : [O III] : (4363,2) ; 4958,9 ; 5006,8 ; [N II] : 6548 ; 6583 ; (5755) ; [S II] : 6716 ; 6731 ; [Ne III] : 3969 ; 3869 ; (3342) ; [O II] : 7319 ; 7330 ; [O I] : 6300. Diverses raies d'émission : Ar III : 7136. He I : 5875, 6677 et 7065.
Nébuleuses diffuses M 42
	Faible continuum produit par les étoiles ionisantes ; Raies de l'hydrogène en émission : Hα : 6562,808 ; Hβ : 4861,342 ; Hγ : 4340,475. Raies interdites [] en émission : [O III] : (4363,2) ; 4958,9 ; 5005,8 ; [N II] : 6548 ; 6583 ; [S II] : 6716 ; 6731 ; Diverses raies d'émission : Ar III : 7136. He I : 5875, 6677 et 7065.
Comètes Machholtz C/2004Q2
	Des raies dues à des radicaux : CN : 3880 ; 4200 ; C3 : 3992 ; 4056 ; C2 : 4380 ; 4697 ; 4737 ; 5150 ; 5165 ; 5590 ; 5636 ; 6122. Des raies interdites : [OI] : 5577,5 ; 6300 ; 6363,88. Des raies moléculaires : NH₂ : 5150 ; (5420) ; 6000 ; 6100 ; 6300 ; 6650 ; 6900 ; CH : 4300. Des ions : CO⁺ : 5490.
Atmosphère terrestre
	Les différents composants moléculaires de l'atmosphère terrestre produisent des bandes d'absortion : O₂ : 6276-6287 ; 6867-6884 (6869) ; 7594-7621 (7605). H₂O : 6940 ; 7120-7260 ; 7234-7303 ; 8133,8-8256,5.

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Série spectrale toutes saisons :


Type spectral	Tyep spectral précis	Étoile	n°HD	Constellation	Mv	Profil de raies
O


B	B8V	beta 2 Cyg		Cygni
	B8Ia	Rigel		Orionis	0.01
	B1 IV+B2 V	Spica		Virginis	0.96
	B2	gamma Peg
	B2 III
	B2 III	Bellatrix		Orion
A	A1 V	Sirius			-1.45
	A0 V	Vega		Lyre	0.03
	AOp	α And
	A2V
	A2V	Castor		Gem
	A7 V	Altair		Aquilae	0.77
	A2 Ia	Deneb		Cygni	1.26
F	F8 Ib	γ Cyg		Cygni
	F5 IV	Procyon		CanisMin	0.35
	F2	β Cas
G	(G5+G0)III	Capella		Aurigae	0.08
	GO	η Peg		Pegasus

K	K0	η Cyg		Cygni
	K2 IIIp	Arcturus		Bootis	0.06
	K5 III
	K5 III	Aldébaran		Tauri	0.86
	K0	α Cas
	K0 III	Pollux		Geminorium	1.15
M	M5 III	13 Lyr
	M2 II	δ Sge
	M1 Ib	Antarès			1.00
	M2 Iab
	M2 Iab	Betelgeuse		Orionis	0.50
S	S6	χ Cyg		Cygni
S
N	N3/C5,5	Y CVn
N
R
WR

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Les exemples de série spectrales :