Classification stellaire - Stellar classification

En astronomie , la classification stellaire est la classification des étoiles en fonction de leurs caractéristiques spectrales . Le rayonnement électromagnétique de l'étoile est analysé en le divisant avec un prisme ou un réseau de diffraction en un spectre présentant l' arc-en - ciel de couleurs entrecoupé de raies spectrales . Chaque ligne indique un élément chimique ou une molécule particulière , la force de la ligne indiquant l'abondance de cet élément. Les forces des différentes raies spectrales varient principalement en raison de la température de la photosphère , bien que dans certains cas, il existe de véritables différences d'abondance. La classe spectrale d'une étoile est un code court résumant principalement l' état d' ionisation , donnant une mesure objective de la température de la photosphère.

La plupart des étoiles sont actuellement classées selon le système Morgan-Keenan (MK) en utilisant les lettres O , B , A , F , G , K et M , une séquence allant de la plus chaude ( type O ) à la plus froide ( type M ). Chaque classe de lettres est ensuite subdivisée à l'aide d'un chiffre numérique, 0 étant le plus chaud et 9 le plus froid (par exemple, A8, A9, F0 et F1 forment une séquence du plus chaud au plus froid). La séquence a été étendue avec des classes pour d'autres étoiles et objets semblables à des étoiles qui ne rentrent pas dans le système classique, comme la classe  D pour les naines blanches et les classes  S et C pour les étoiles au carbone .

Dans le système MK, une classe de luminosité est ajoutée à la classe spectrale à l' aide de chiffres romains . Ceci est basé sur la largeur de certaines raies d'absorption dans le spectre de l'étoile, qui varient avec la densité de l'atmosphère et distinguent ainsi les étoiles géantes des naines. La classe de luminosité  0 ou Ia+ est utilisée pour les hypergéantes , la classe  I pour les supergéantes , la classe  II pour les géantes brillantes , la classe  III pour les géantes régulières , la classe  IV pour les sous - géantes , la classe  V pour les étoiles de la séquence principale , la classe  sd (ou VI ) pour les sous - naines , et classe  D (ou VII ) pour les naines blanches . La classe spectrale complète du Soleil est alors G2V, indiquant une étoile de la séquence principale avec une température de surface d'environ 5 800 K.

Description de la couleur conventionnelle

Disques de caméra RVB juste saturés

La description conventionnelle des couleurs ne prend en compte que le pic du spectre stellaire. En réalité, cependant, les étoiles rayonnent dans toutes les parties du spectre. Parce que toutes les couleurs spectrales combinées apparaissent blanches, les couleurs apparentes réelles que l'œil humain observerait sont beaucoup plus claires que ne le suggèrent les descriptions de couleurs conventionnelles. Cette caractéristique de « légèreté » indique que l'attribution simplifiée des couleurs au sein du spectre peut être trompeuse. À l'exception des effets de contraste de couleur dans la pénombre, dans des conditions d'observation typiques, il n'y a pas d'étoiles vertes, indigo ou violettes. Les naines rouges sont d'une teinte orange foncé et les naines brunes n'apparaissent pas littéralement brunes, mais sembleraient hypothétiquement gris pâle à un observateur à proximité.

Classement moderne

Étoiles de la séquence principale arrangées des classes O à M de Harvard

Le système de classification moderne est connu sous le nom de classification Morgan-Keenan (MK). Chaque étoile se voit attribuer une classe spectrale de l'ancienne classification spectrale de Harvard et une classe de luminosité utilisant des chiffres romains comme expliqué ci-dessous, formant le type spectral de l'étoile.

D'autres systèmes de classification stellaire modernes , tels que le système UBV , sont basés sur des indices de couleur , c'est-à-dire les différences mesurées dans trois ou plusieurs magnitudes de couleur . Ces nombres reçoivent des étiquettes telles que "U−V" ou "B−V", qui représentent les couleurs passées par deux filtres standard (par exemple U ltraviolet, B lue et V isual).

Classification spectrale de Harvard

Le système de Harvard est un système de classification unidimensionnel de l'astronome Annie Jump Cannon , qui a réorganisé et simplifié le système alphabétique antérieur de Draper (voir le paragraphe suivant). Les étoiles sont regroupées selon leurs caractéristiques spectrales par des lettres simples de l'alphabet, éventuellement avec des subdivisions numériques. Les étoiles de la séquence principale varient en température de surface d'environ 2 000 à 50 000  K , tandis que les étoiles plus évoluées peuvent avoir des températures supérieures à 100 000 K. Physiquement, les classes indiquent la température de l'atmosphère de l'étoile et sont normalement classées de la plus chaude à la plus froide.

Classer Température effective chromaticité Vega-relative Chromaticité ( D65 ) Masse de la séquence principale
( masses solaires )
Rayon de la séquence principale
( rayons solaires )
Luminosité de la séquence principale
( bolométrique )

Lignes d' hydrogène
Fraction de toutes les
étoiles de la séquence principale
O 30 000 K bleu bleu 16  M ≥ 6,6  R ≥ 30 000  L Faible ~0,00003%
B 10 000-30 000 K bleu blanc blanc bleu profond 2,1–16  M 01.08 à 06.06  R 25-30 000  L Moyen 0,13%
UNE 7 500 à 10 000 K blanche bleu blanc 01.04 à 02.01  M 01.04 à 01.08  R 5–25  L Fort 0,6%
F 6 000-7 500 K jaune blanc blanche 01.04 à 01.04  M 01.15 à 01.04  R 1,5 à 5  L Moyen 3%
g 5 200 à 6 000 K jaune blanc jaunâtre 0,8 à 1,04  M 0,96 à 1,15  R 0,6–1,5  L Faible 7,6%
K 3 700 à 5 200 K orange clair orange jaune pâle De 0,45 à 0,8  M 0,7 à 0,96  R 0,08 à 0,6  L Très faible 12,1%
M 2 400 à 3 700 K rouge-orange rouge orangé clair 0,08 à 0,45  M 0,7  R 0,08  L Très faible 76,45%
Le diagramme de Hertzsprung-Russell relie la classification stellaire à la magnitude absolue , la luminosité et la température de surface .

Les classes spectrales O à M, ainsi que d'autres classes plus spécialisées discutées plus tard, sont subdivisées par des chiffres arabes (0-9), où 0 désigne les étoiles les plus chaudes d'une classe donnée. Par exemple, A0 désigne les étoiles les plus chaudes de la classe A et A9 désigne les plus cool. Les nombres fractionnaires sont autorisés ; par exemple, l'étoile Mu Normae est classée O9.7. Le Soleil est classé G2.

Les descriptions de couleurs conventionnelles sont traditionnelles en astronomie et représentent les couleurs par rapport à la couleur moyenne d'une étoile de classe A, qui est considérée comme blanche. Les descriptions de couleurs apparentes sont ce que l'observateur verrait s'il essayait de décrire les étoiles sous un ciel sombre sans aide oculaire, ou avec des jumelles. Cependant, la plupart des étoiles dans le ciel, à l'exception des plus brillantes, apparaissent blanches ou blanc bleuté à l'œil nu car elles sont trop sombres pour que la vision des couleurs fonctionne. Les supergéantes rouges sont plus froides et plus rouges que les naines du même type spectral, et les étoiles avec des caractéristiques spectrales particulières telles que les étoiles de carbone peuvent être bien plus rouges que n'importe quel corps noir.

Le fait que la classification de Harvard d'une étoile indiquait sa température de surface ou photosphère (ou plus précisément, sa température effective ) n'a été pleinement compris qu'après son développement, bien qu'au moment où le premier diagramme de Hertzsprung-Russell a été formulé (en 1914), cela était généralement soupçonné d'être vrai. Dans les années 1920, le physicien indien Meghnad Saha a élaboré une théorie de l'ionisation en étendant des idées bien connues en chimie physique concernant la dissociation des molécules à l'ionisation des atomes. Il l'appliqua d'abord à la chromosphère solaire, puis aux spectres stellaires.

L'astronome de Harvard Cecilia Payne a ensuite démontré que la séquence spectrale OBAFGKM est en fait une séquence en température. Parce que la séquence de classification est antérieure à notre compréhension qu'il s'agit d'une séquence de température, le placement d'un spectre dans un sous-type donné, tel que B3 ou A7, dépend d'estimations (largement subjectives) des forces des caractéristiques d'absorption dans les spectres stellaires. En conséquence, ces sous-types ne sont pas divisés de manière égale en aucune sorte d'intervalles mathématiquement représentables.

Classification spectrale Yerkes

Montage de spectres en fausses couleurs pour les étoiles de la séquence principale

La classification spectrale Yerkes , également appelée système MKK d' après les initiales des auteurs, est un système de classification spectrale stellaire introduit en 1943 par William Wilson Morgan , Philip C. Keenan et Edith Kellman de l'observatoire Yerkes . Ce schéma de classification bidimensionnel ( température et luminosité ) est basé sur des raies spectrales sensibles à la température stellaire et à la gravité de surface , qui sont liées à la luminosité (alors que la classification de Harvard est basée uniquement sur la température de surface). Plus tard, en 1953, après quelques révisions de la liste des étoiles standard et des critères de classification, le système a été nommé classification Morgan-Keenan , ou MK , et ce système reste utilisé.

Les étoiles plus denses avec une gravité de surface plus élevée présentent un plus grand élargissement de pression des raies spectrales. La gravité, et donc la pression, à la surface d'une étoile géante est bien inférieure à celle d'une étoile naine car le rayon de la géante est bien plus grand qu'une naine de masse similaire. Par conséquent, les différences dans le spectre peuvent être interprétées comme des effets de luminosité et une classe de luminosité peut être attribuée uniquement à partir de l'examen du spectre.

Un certain nombre de classes de luminosité différentes sont distinguées, comme indiqué dans le tableau ci-dessous.

Classes de luminosité Yerkes
Classe de luminosité La description Exemples
0 ou Ia + hypergéantes ou supergéantes extrêmement lumineuses Cygnus OB2#12 – B3-4Ia+
je supergéantes lumineuses Eta Canis Majoris – B5Ia
Iab supergéantes lumineuses de taille intermédiaire Gamma Cygni – F8Iab
Ib supergéantes moins lumineuses Zeta Persei – B1Ib
II géants brillants Beta Leporis – G0II
III géants normaux Arcturus – K0III
IV sous-géants Gamma Cassiopée – B0.5IVpe
V étoiles de la séquence principale (naines) Achernar – B6Vep
sd ( préfixe ) ou VI sous-nains HD 149382 – sdB5 ou B5VI
D ( préfixe ) ou VII naines blanches van Maanen 2 – DZ8

Les cas marginaux sont autorisés ; par exemple, une étoile peut être une supergéante ou une géante brillante, ou peut se situer entre les classifications de sous-géante et de séquence principale. Dans ces cas, deux symboles spéciaux sont utilisés :

  • Une barre oblique ( / ) signifie qu'une étoile correspond à une classe ou à l'autre.
  • Un tiret ( - ) signifie que l'étoile se situe entre les deux classes.

Par exemple, une étoile classée A3-4III/IV se situerait entre les types spectraux A3 et A4, tout en étant soit une étoile géante, soit une sous-géante.

Des classes sous-naines ont également été utilisées : VI pour les sous-naines (étoiles légèrement moins lumineuses que la séquence principale).

La classe de luminosité nominale VII (et parfois des chiffres plus élevés) est maintenant rarement utilisée pour les classes de naines blanches ou de "sous-naines chaudes", car les lettres de température de la séquence principale et des étoiles géantes ne s'appliquent plus aux naines blanches.

Parfois, les lettres a et b sont appliquées à des classes de luminosité autres que les supergéantes ; par exemple, une étoile géante légèrement moins lumineuse que la normale peut se voir attribuer une classe de luminosité IIIb, tandis qu'une classe de luminosité IIIa indique une étoile légèrement plus brillante qu'une géante typique.

Un échantillon d'étoiles V extrêmes avec une forte absorption dans les raies spectrales He II 4686 a reçu la désignation Vz . Un exemple d'étoile est HD 93129 B .

Particularités spectrales

Une nomenclature supplémentaire, sous forme de lettres minuscules, peut suivre le type spectral pour indiquer des caractéristiques particulières du spectre.

Code Particularités spectrales des étoiles
: valeur spectrale incertaine
... Des particularités spectrales non décrites existent
! Particularité spéciale
maquette Spectre composite
e Lignes d'émission présentes
[e] Lignes d'émission "interdites" présentes
euh Centre "inversé" des raies d'émission plus faibles que les bords
éq Lignes d'émission avec profil P Cygni
F Émission de N III et He II
F* N  IV λ4058Å est plus fort que les  lignes N III λ4634Å, λ4640Å et λ4642Å
f+ Si IV λ4089Å & λ4116Å sont émis, en plus de la raie N III
(F) Emission de N III, absence ou faible absorption de He II
(f+)
((F)) Affiche une forte absorption de He II accompagnée de faibles émissions de N III
((F*))
h WR étoiles avec des raies d'émission d'hydrogène.
Ha WR étoiles avec de l'hydrogène vu à la fois en absorption et en émission.
il sem Lignes d'hélium faibles
k Spectres avec caractéristiques d'absorption interstellaire
m Caractéristiques métalliques améliorées
m Absorption large ("nébuleuse") due au filage
nn Caractéristiques d'absorption très larges
bec Le spectre d'une nébuleuse mélangé
p Particularité non précisée, étoile particulière .
pq Spectre particulier, similaire aux spectres des novae
q Profils P Cygni
s Lignes d'absorption étroites ("pointues")
ss Des lignes très étroites
sh Caractéristiques des étoiles de la coquille
var Caractéristique spectrale variable (parfois abrégée en "v")
wl Lignes faibles (également "w" & "wk")

Symbole d' élément
Lignes spectrales anormalement fortes du ou des éléments spécifiés

Par exemple, 59 Cygni est répertorié comme type spectral B1.5Vnne, indiquant un spectre avec la classification générale B1.5V, ainsi que des raies d'absorption très larges et certaines raies d'émission.

Guide pour les types spectraux de Secchi ("152 Schjellerup" est Y Canum Venaticorum )

Histoire

La raison de l'arrangement étrange des lettres dans la classification de Harvard est historique, ayant évolué à partir des premières classes de Secchi et a été progressivement modifiée à mesure que la compréhension s'améliorait.

Cours de secchi

Au cours des années 1860 et 1870, le pionnier de la spectroscopie stellaire Angelo Secchi a créé les classes de Secchi afin de classer les spectres observés. En 1866, il avait développé trois classes de spectres stellaires, indiqués dans le tableau ci-dessous.

À la fin des années 1890, cette classification a commencé à être remplacée par la classification de Harvard, qui est discutée dans le reste de cet article.

Numéro de classe Description de la classe Secchi
Secchi classe I Étoiles blanches et bleues avec de larges raies d'hydrogène lourd , telles que Vega et Altair . Cela comprend la classe A moderne et la première classe F.
Secchi classe I
(sous-type Orion)
Un sous-type de Secchi classe I avec des lignes étroites à la place des bandes larges, comme Rigel et Bellatrix . En termes modernes, cela correspond aux premières étoiles de type B
Secchi classe II Étoiles jaunes – hydrogène moins fort, mais lignes métalliques évidentes, telles que le Soleil , Arcturus et Capella . Cela inclut les classes modernes G et K ainsi que la classe F tardive.
Secchi classe III Étoiles oranges à rouges avec des spectres de bandes complexes, telles que Bételgeuse et Antares .
Cela correspond à la classe moderne M.
Secchi classe IV En 1868, il découvre les étoiles de carbone , qu'il classe dans un groupe distinct : les
étoiles rouges avec des bandes et des raies de carbone importantes , correspondant aux classes modernes C et S.
Secchi classe V En 1877, il ajoute une cinquième classe :
les étoiles à raie d'émission , telles que Gamma Cassiopeiae et Sheliak , qui sont dans la classe moderne Be. En 1891, Edward Charles Pickering proposa que la classe V corresponde à la classe moderne O (qui comprenait alors les étoiles Wolf-Rayet ) et les étoiles au sein des nébuleuses planétaires.

Les chiffres romains utilisés pour les classes Secchi ne doivent pas être confondus avec les chiffres romains complètement indépendants utilisés pour les classes de luminosité Yerkes et les classes d'étoiles à neutrons proposées.

Système de draperie

Classifications dans le catalogue Draper des spectres stellaires
Secchi drapier Commenter
je A , B , C, D Lignes d'hydrogène dominantes
II E, F , G , H, I, K , L
III M
IV N N'apparaissait pas dans le catalogue
V O Spectres Wolf-Rayet inclus avec des lignes lumineuses
V P Nébuleuses planétaires
  Q Autres spectres
Les cours transférés dans le système MK sont en gras .

Dans les années 1880, l'astronome Edward C. Pickering a commencé à faire une étude des spectres stellaires à l' observatoire du Harvard College , en utilisant la méthode du prisme objectif. Un premier résultat de ce travail a été le catalogue Draper des spectres stellaires , publié en 1890. Williamina Fleming a classé la plupart des spectres dans ce catalogue et a été crédité d'avoir classé plus de 10 000 étoiles vedettes et découvert 10 novae et plus de 200 étoiles variables. Avec l'aide des ordinateurs de Harvard , en particulier de Williamina Fleming , la première itération du catalogue Henry Draper a été conçue pour remplacer le schéma de chiffres romains établi par Angelo Secchi.

Le catalogue utilisait un schéma dans lequel les classes Secchi précédemment utilisées (I à V) étaient subdivisées en classes plus spécifiques, en fonction des lettres de A à P. De plus, la lettre Q était utilisée pour les étoiles ne correspondant à aucune autre classe. Fleming a travaillé avec Pickering pour différencier 17 classes différentes en fonction de l'intensité des raies spectrales de l'hydrogène, ce qui provoque une variation des longueurs d'onde émanant des étoiles et entraîne une variation de l'apparence des couleurs. Les spectres de la classe A avaient tendance à produire les raies d'absorption d'hydrogène les plus fortes tandis que les spectres de la classe O ne produisaient pratiquement aucune raie visible. Le système de lettrage affichait la diminution progressive de l'absorption d'hydrogène dans les classes spectrales en descendant l'alphabet. Ce système de classification a ensuite été modifié par Annie Jump Cannon et Antonia Maury pour produire le schéma de classification spectrale de Harvard.

L'ancien système de Harvard (1897)

En 1897, une autre astronome de Harvard, Antonia Maury , plaça le sous-type d'Orion de la classe I de Secchi devant le reste de la classe I de Secchi, plaçant ainsi le type B moderne devant le type A moderne. Elle fut la première à le faire, bien que elle n'a pas utilisé de types spectraux en lettres, mais plutôt une série de vingt-deux types numérotés de I à XXII.

Résumé du système Harvard de 1897
Groupes Sommaire
I−V comprenait des étoiles de «type Orion» qui présentaient une force croissante dans les raies d'absorption d'hydrogène du groupe I au groupe V
VI a agi comme intermédiaire entre le groupe « Orion type » et le groupe Secchi de type I
VII−XI étaient des étoiles de type 1 de Secchi, avec une force décroissante dans les raies d'absorption d'hydrogène des groupes VII−XI
XIII−XVI inclus des étoiles de type Secchi 2 avec des raies d'absorption d'hydrogène décroissantes et des raies métalliques croissantes de type solaire
XVII−XX inclus des étoiles de type 3 de Secchi avec des raies spectrales croissantes
XXI inclus Secchi type 4 étoiles
XXII étoiles Wolf-Rayet incluses

Étant donné que les 22 groupes de chiffres romains ne tenaient pas compte des variations supplémentaires dans les spectres, trois divisions supplémentaires ont été créées pour préciser davantage les différences : des lettres minuscules ont été ajoutées pour différencier l'apparence relative des lignes dans les spectres ; les lignes ont été définies comme

Sous-types de Harvard 1897
(une) largeur moyenne
(b) brumeux
(c) tranchant

Antonia Maury a publié son propre catalogue de classification stellaire en 1897 intitulé « Spectra of Bright Stars Photographed with the 11 inch Draper Telescope as Part of the Henry Draper Memorial », qui comprenait 4 800 photographies et les analyses de Maury de 681 étoiles brillantes du nord. C'était la première fois qu'une femme était créditée pour une publication d'observatoire.

Le système Harvard actuel (1912)

En 1901, Annie Jump Cannon est revenue aux types de lettres, mais a abandonné toutes les lettres sauf O, B, A, F, G, K, M et N utilisés dans cet ordre, ainsi que P pour les nébuleuses planétaires et Q pour certains spectres. Elle a également utilisé des types tels que B5A pour les étoiles à mi-chemin entre les types B et A, F2G pour les étoiles un cinquième du chemin de F à G, et ainsi de suite.

Enfin, en 1912, Cannon avait changé les types B, A, B5A, F2G, etc. en B0, A0, B5, F2, etc. C'est essentiellement la forme moderne du système de classification de Harvard. Ce système a été développé grâce à l'analyse de spectres sur des plaques photographiques, qui pouvaient convertir la lumière émanant des étoiles en un spectre lisible.

Un mnémonique courant pour se souvenir de l'ordre des lettres de type spectral, du plus chaud au plus froid, est " O h, B e A F ine G uy/ G irl: K iss M e!".

Cours du Mont Wilson

Mouvement propre des étoiles de type précoce dans ± 200 000 ans

Une classification de luminosité connue sous le nom de système du Mont Wilson a été utilisée pour distinguer les étoiles de différentes luminosités. Ce système de notation est encore parfois observé sur les spectres modernes.

Classer Sens
Dakota du Sud sous-nain
Nain
sg sous-géante
g Géant
c supergéante
Le mouvement des étoiles de type tardif autour de l'apex (à gauche) et de l'antapex (à droite) en ± 200 000 ans

Types spectraux

Le système de classification stellaire est taxonomique , basé sur des spécimens types , similaire à la classification des espèces en biologie : Les catégories sont définies par une ou plusieurs étoiles standard pour chaque catégorie et sous-catégorie, avec une description associée des traits distinctifs.

Nomenclature "précoce" et "tardive"

Les étoiles sont souvent appelées types précoces ou tardifs . "Tôt" est synonyme de plus chaud , tandis que "tard" est synonyme de plus frais .

Selon le contexte, « tôt » et « tard » peuvent être des termes absolus ou relatifs. "Tôt" en tant que terme absolu ferait donc référence aux étoiles O ou B, et éventuellement A. À titre de référence relative, il s'agit d'étoiles plus chaudes que d'autres, telles que « premier K » étant peut-être K0, K1, K2 et K3.

"Tardif" est utilisé de la même manière, avec une utilisation non qualifiée du terme indiquant des étoiles avec des types spectraux tels que K et M, mais il peut également être utilisé pour des étoiles qui sont froides par rapport à d'autres étoiles, comme en utilisant "tard G " pour désigner G7, G8 et G9.

Au sens relatif, « tôt » signifie un chiffre arabe inférieur à la suite de la lettre de classe, et « tardive » signifie un nombre plus élevé.

Cette terminologie obscure est un vestige d'un modèle d' évolution stellaire de la fin du XIXe siècle , qui supposait que les étoiles étaient alimentées par la contraction gravitationnelle via le mécanisme Kelvin-Helmholtz , qui est maintenant connu pour ne pas s'appliquer aux étoiles de la séquence principale . Si cela était vrai, alors les étoiles commenceraient leur vie en tant qu'étoiles très chaudes de "type précoce", puis se refroidiraient progressivement en étoiles de "type tardif". Ce mécanisme a fourni des âges du Soleil qui étaient beaucoup plus petits que ce qui est observé dans les archives géologiques , et a été rendu obsolète par la découverte que les étoiles sont alimentées par la fusion nucléaire . Les termes « précoce » et « tardif » ont été repris, au-delà de la disparition du modèle sur lequel ils étaient basés.

Classe O

Le spectre d'une étoile O5V

Les étoiles de type O sont très chaudes et extrêmement lumineuses, avec la plupart de leur sortie rayonnée dans la gamme ultraviolette . Ce sont les plus rares de toutes les étoiles de la séquence principale. Environ 1 sur 3 000 000 (0,00003%) des étoiles de la séquence principale dans le voisinage solaire sont des étoiles de type O. Certaines des étoiles les plus massives appartiennent à cette classe spectrale. Les étoiles de type O ont souvent un environnement compliqué qui rend la mesure de leurs spectres difficile.

Les spectres de type O étaient autrefois définis par le rapport de la force de He  II 4541 par rapport à celle de He I λ4471, où est la longueur d'onde du rayonnement . Le type spectral O7 a été défini comme le point auquel les deux intensités sont égales, la raie He I s'affaiblissant vers les types antérieurs. Le type O3 était, par définition, le point auquel cette ligne disparaît complètement, bien qu'elle puisse être vue très faiblement avec la technologie moderne. Pour cette raison, la définition moderne utilise le rapport de la ligne d' azote N IV λ4058 à N III λλ4634-40-42.

Étoiles de type O ont des lignes dominantes d'absorption et parfois émission pour Il  lignes II, proéminent ionisé ( Si  IV O  III, N  III, et C  III) et neutres hélium lignes, le renforcement de O5 à O9, et en vue de l' hydrogène lignes de Balmer , mais pas aussi fort que dans les types ultérieurs. Les étoiles de type O de masse plus élevée ne conservent pas d'atmosphères étendues en raison de la vitesse extrême de leur vent stellaire , qui peut atteindre 2 000 km/s. Parce qu'elles sont si massives, les étoiles de type O ont des cœurs très chauds et brûlent très rapidement leur carburant à base d'hydrogène, ce sont donc les premières étoiles à quitter la séquence principale .

Lorsque le schéma de classification MKK a été décrit pour la première fois en 1943, les seuls sous-types de classe O utilisés étaient O5 à O9.5. Le schéma MKK a été étendu à O9.7 en 1971 et O4 en 1978, et de nouveaux schémas de classification qui ajoutent les types O2, O3 et O3.5 ont par la suite été introduits.

Normes spectrales :

Classe B

Étoiles de classe B dans le cluster Jewel Box (Crédit : ESO VLT)

Les étoiles de type B sont très lumineuses et bleues. Leurs spectres ont des raies d'hélium neutres, qui sont les plus importantes dans la sous-classe B2, et des raies d'hydrogène modérées. Comme les étoiles de type O et B sont si énergétiques, elles ne vivent que relativement peu de temps. Ainsi, en raison de la faible probabilité d'interaction cinématique au cours de leur vie, ils sont incapables de s'éloigner loin de la zone dans laquelle ils se sont formés, en dehors des étoiles en fuite .

La transition de la classe O à la classe B a été définie à l'origine comme le point auquel le He  II λ4541 disparaît. Cependant, avec l'équipement moderne, la ligne est toujours apparente dans les premières étoiles de type B. Aujourd'hui, pour les étoiles de la séquence principale, la classe B est plutôt définie par l'intensité du spectre violet He I, l'intensité maximale correspondant à la classe B2. Pour les supergéantes, des lignes de silicium sont utilisées à la place ; les raies Si IV λ4089 et Si III λ4552 sont indicatives du B précoce. A mi-B, l'intensité de ce dernier par rapport à celle du Si II λλ4128-30 est la caractéristique déterminante, tandis que pour la fin B, c'est l'intensité du Mg II λ4481 par rapport à celui de He I λ4471.

Ces étoiles ont tendance à se trouver dans leurs associations OB d' origine , qui sont associées à des nuages ​​moléculaires géants . L'association Orion OB1 occupe une grande partie d'un bras spiral de la Voie lactée et contient bon nombre des étoiles les plus brillantes de la constellation d'Orion . Environ 1 étoile sur 800 (0,125 %) des étoiles de la séquence principale dans le voisinage solaire sont des étoiles de la séquence principale de type B .

Les entités massives mais non supergéantes connues sous le nom d'"étoiles Be" sont des étoiles de la séquence principale qui ont notamment, ou ont eu à un moment donné, une ou plusieurs raies de Balmer en émission, la série de rayonnement électromagnétique liée à l' hydrogène projetée par les étoiles étant de un intérêt particulier. On pense généralement que les étoiles Be présentent des vents stellaires inhabituellement forts , des températures de surface élevées et une attrition importante de la masse stellaire lorsque les objets tournent à une vitesse curieusement rapide. Les objets connus sous le nom d' étoiles "B(e)" ou "B[e]" possèdent des raies d'émission distinctes neutres ou à faible ionisation qui sont considérées comme ayant des « mécanismes interdits », subissant des processus normalement non autorisés dans la compréhension actuelle de la mécanique quantique .

Normes spectrales :

Classe A

Classe A Vega (à gauche) par rapport au Soleil (à droite)

Les étoiles de type A sont parmi les étoiles à l'œil nu les plus courantes et sont blanches ou blanc bleuâtre. Ils présentent de fortes raies d'hydrogène, au maximum en A0, ainsi que des raies de métaux ionisés ( Fe  II, Mg  II, Si  II) au maximum en A5. La présence de raies Ca  II se renforce notablement à ce stade. Environ 1 sur 160 (0,625%) des étoiles de la séquence principale dans le voisinage solaire sont des étoiles de type A.

Normes spectrales :

Classe F

Canopus , une supergéante de type F et la deuxième étoile la plus brillante du ciel nocturne

Les étoiles de type F ont des raies spectrales de renforcement H et K de Ca  II. Les métaux neutres ( Fe  I, Cr  I) commencent à gagner sur les raies des métaux ionisés à la fin de F. Leurs spectres sont caractérisés par les raies de l'hydrogène plus faibles et les métaux ionisés. Leur couleur est blanche. Environ 1 sur 33 (3,03 %) des étoiles de la séquence principale dans le voisinage solaire sont des étoiles de type F.

Normes spectrales :

Classe G

Le Soleil , une étoile de la séquence principale G2, avec des taches solaires sombres

Les étoiles de type G, y compris le Soleil , ont des raies spectrales H et K proéminentes de Ca  II, qui sont les plus prononcées à G2. Ils ont des lignes d'hydrogène encore plus faibles que F, mais avec les métaux ionisés, ils ont des métaux neutres. Il y a un pic important dans la bande G des molécules CN . Les étoiles de la séquence principale de classe G représentent environ 7,5%, soit près d'une sur treize, des étoiles de la séquence principale dans le voisinage solaire.

La classe G contient le "Vide évolutif jaune". Les étoiles supergéantes oscillent souvent entre O ou B (bleu) et K ou M (rouge). Pendant qu'ils font cela, ils ne restent pas longtemps dans la classe instable des supergéantes jaunes .

Normes spectrales :

Classe K

Arcturus , un géant K1.5 comparé au Soleil et à Antares

Les étoiles de type K sont des étoiles orangées légèrement plus froides que le Soleil. Elles représentent environ 12% des étoiles de la séquence principale dans le voisinage solaire. Il existe également des étoiles géantes de type K, qui vont des hypergéantes comme RW Cephei , aux géantes et supergéantes , comme Arcturus , tandis que les naines oranges , comme Alpha Centauri  B, sont des étoiles de la séquence principale.

Ils ont des raies d'hydrogène extrêmement faibles, si elles sont présentes, et principalement des métaux neutres ( Mn  I, Fe  I, Si  I). À la fin de K, des bandes moléculaires d' oxyde de titane deviennent présentes. Les théories dominantes (celles enracinées dans une radioactivité nocive et une longévité des étoiles plus faibles) suggéreraient donc que ces étoiles ont les chances optimales de développer une vie fortement évoluée sur des planètes en orbite (si une telle vie est directement analogue à celle de la Terre) en raison d'une large zone habitable mais beaucoup moins nocive périodes d'émission par rapport à celles présentant les zones les plus larges.

Normes spectrales :

Classe M

Les étoiles de classe M sont de loin les plus courantes. Environ 76% des étoiles de la séquence principale dans le voisinage solaire sont des étoiles de classe M. Cependant, les étoiles de la séquence principale de classe M ( naines rouges ) ont des luminosités si faibles qu'aucune n'est assez brillante pour être vue à l'œil nu, sauf dans des conditions exceptionnelles. L'étoile de la séquence principale de classe M la plus brillante connue est M0V Lacaille 8760 , avec une magnitude de 6,7 (la magnitude limite pour une visibilité à l'œil nu typique dans de bonnes conditions est généralement de 6,5), et il est extrêmement improbable que des exemples plus brillants soient trouvé.

Bien que la plupart des étoiles de classe M soient des naines rouges, la plupart des étoiles supergéantes les plus grandes de la Voie lactée sont des étoiles M, telles que VV Cephei , Antares et Betelgeuse , qui sont également de classe M. De plus, les naines brunes plus grosses et plus chaudes sont classe M tardive, généralement comprise entre M6,5 et M9,5.

Le spectre d'une étoile de classe M contient des raies de molécules d' oxyde (dans le spectre visible , en particulier TiO ) et de tous les métaux neutres, mais les raies d'absorption de l'hydrogène sont généralement absentes. Les bandes TiO peuvent être fortes dans les étoiles de classe M, dominant généralement leur spectre visible d'environ M5. Des bandes d' oxyde de vanadium(II) deviennent présentes à la fin de M.

Normes spectrales :

Types spectraux étendus

Un certain nombre de nouveaux types spectraux ont été utilisés à partir de types d'étoiles nouvellement découverts.

Classes d'étoiles d'émission bleue chaude

UGC 5797 , une galaxie à raie d'émission où se forment des étoiles massives d'un bleu brillant

Les spectres de certaines étoiles très chaudes et bleuâtres présentent des raies d'émission marquées du carbone ou de l'azote, ou parfois de l'oxygène.

Classe W : Wolf-Rayet

Image du télescope spatial Hubble de la nébuleuse M1-67 et de l'étoile Wolf-Rayet WR 124 au centre

Une fois incluses comme étoiles de type O, les étoiles Wolf-Rayet de classe W ou WR se distinguent par des spectres dépourvus de raies d'hydrogène. Au lieu de cela, leurs spectres sont dominés par de larges raies d'émission d'hélium, d'azote, de carbone et parfois d'oxygène hautement ionisés. On pense qu'ils sont pour la plupart des supergéantes mourantes avec leurs couches d'hydrogène emportées par les vents stellaires , exposant ainsi directement leurs coquilles d'hélium chaudes. La classe W est en outre divisée en sous-classes en fonction de la force relative des raies d'émission d'azote et de carbone dans leurs spectres (et couches externes).

La gamme de spectres WR est répertoriée ci-dessous :

  • WN – spectre dominé par les raies N III-V et He I-II
    • WNE (WN2 à WN5 avec certains WN6) – plus chaud ou « précoce »
    • WNL (WN7 à WN9 avec certains WN6) - plus frais ou "en retard"
    • Classes WN étendues WN10 et WN11 parfois utilisées pour les étoiles Ofpe/WN9
    • balise h utilisée (par exemple WN9h) pour WR avec émission d'hydrogène et ha (par exemple WN6ha) pour l'émission et l'absorption d'hydrogène
  • WN/C – étoiles WN plus fortes raies C IV, intermédiaires entre les étoiles WN et WC
  • WC – spectre avec de fortes raies C II-IV
    • WCE (WC4 à WC6) – plus chaud ou « précoce »
    • WCL (WC7 à WC9) - plus frais ou "tard"
  • WO (WO1 à WO4) - fortes lignes O VI, extrêmement rares, extension de la classe WCE à des températures incroyablement chaudes (jusqu'à 200 kK ou plus)

Bien que les étoiles centrales de la plupart des nébuleuses planétaires (CSPNe) présentent des spectres de type O, environ 10 % sont déficientes en hydrogène et présentent des spectres WR. Ce sont des étoiles de faible masse et pour les distinguer des étoiles massives Wolf-Rayet, leurs spectres sont mis entre crochets : par exemple [WC]. La plupart d'entre eux montrent des spectres [WC], certains [WO] et très rarement [WN].

Les étoiles "Slash"

Les étoiles à barre oblique sont des étoiles de type O avec des raies de type WN dans leurs spectres. Le nom "slash" vient de leur type spectral imprimé contenant une barre oblique (par exemple "Of/WNL").

Il y a un groupe secondaire trouvé avec ce spectre, un groupe "intermédiaire" plus froid désigné "Ofpe/WN9". Ces étoiles ont également été appelées WN10 ou WN11, mais cela est devenu moins populaire avec la réalisation de la différence évolutive par rapport aux autres étoiles Wolf-Rayet. Des découvertes récentes d'étoiles encore plus rares ont étendu la gamme d'étoiles obliques jusqu'à O2-3,5If * /WN5-7, qui sont encore plus chaudes que les étoiles "slash" originales.

Les étoiles magnétiques O

Ce sont des étoiles O avec de forts champs magnétiques. La désignation est Of?p.

Classes fraîches de naines rouges et brunes

Les nouveaux types spectraux L, T et Y ont été créés pour classer les spectres infrarouges des étoiles froides. Cela inclut à la fois les naines rouges et les naines brunes qui sont très faibles dans le spectre visible .

Les naines brunes , étoiles qui ne subissent pas de fusion d'hydrogène , se refroidissent en vieillissant et progressent ainsi vers des types spectraux ultérieurs. Les naines brunes commencent leur vie avec des spectres de type M et se refroidiront à travers les classes spectrales L, T et Y, d'autant plus vite qu'elles sont moins massives ; les naines brunes de masse la plus élevée ne peuvent pas avoir refroidi à des naines Y ou même T dans l'âge de l'univers. Étant donné que cela conduit à un chevauchement insoluble entre la température et la luminosité effectives des types spectraux pour certaines masses et âges de différents types de LTY, aucune valeur distincte de température ou de luminosité ne peut être donnée.

Classe L

Vue d'artiste d'un nain L

Les naines de classe L obtiennent leur désignation parce qu'elles sont plus froides que les étoiles M et L est la lettre restante alphabétiquement la plus proche de M. Certains de ces objets ont des masses assez grandes pour supporter la fusion d'hydrogène et sont donc des étoiles, mais la plupart sont de masse substellaire et sont donc naines brunes. Ils sont d'un rouge très foncé et les plus brillants dans l' infrarouge . Leur atmosphère est suffisamment froide pour permettre aux hydrures métalliques et aux métaux alcalins d'être prédominants dans leurs spectres.

En raison de la faible gravité de surface dans les étoiles géantes, les condensats contenant du TiO et du VO ne se forment jamais. Ainsi, les étoiles de type L plus grosses que les naines ne peuvent jamais se former dans un environnement isolé. Cependant, il est possible que ces supergéantes de type L se forment à la suite de collisions stellaires, dont le V838 Monocerotis est au plus fort de son éruption lumineuse de nova rouge .

Classe T : nains méthane

Vue d'artiste d'un nain en T

Les naines de classe T sont des naines brunes froides avec des températures de surface comprises entre environ 550 et 1 300 K (277 et 1 027 °C ; 530 et 1 880 °F). Leur émission culmine dans l' infrarouge . Le méthane est prédominant dans leurs spectres.

L'étude du nombre de proplydes (disques protoplanétaires, amas de gaz dans les nébuleuses à partir desquels se forment les étoiles et les systèmes planétaires) indique que le nombre d'étoiles dans la galaxie devrait être supérieur de plusieurs ordres de grandeur à ce que l'on conjecturait auparavant. Il est théorisé que ces proplyds sont en course les uns avec les autres. Le premier à se former deviendra une protoétoile , qui sont des objets très violents et perturberont les autres proplydes à proximité, les dépouillant de leur gaz. Les proplyds victimes deviendront alors probablement des étoiles de la séquence principale ou des naines brunes des classes L et T, qui nous sont assez invisibles.

Chic

Vue d'artiste d'un nain Y

Les naines brunes de classe spectrale Y sont plus froides que celles de classe spectrale T et ont des spectres qualitativement différents d'elles. Un total de 17 objets ont été placés dans la classe Y en août 2013. Bien que de telles naines aient été modélisées et détectées à moins de quarante années-lumière par le Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE), il n'y a pas encore de séquence spectrale bien définie et pas de prototype. Néanmoins, plusieurs objets ont été proposés comme classes spectrales Y0, Y1 et Y2.

Les spectres de ces objets Y prospectifs affichent une absorption d'environ 1,55  micromètre . Delorme et al. ont suggéré que cette caractéristique est due à l'absorption de l' ammoniac , et que cela devrait être considéré comme la caractéristique indicative de la transition TY. En fait, cette caractéristique d'absorption d'ammoniac est le critère principal qui a été retenu pour définir cette classe. Cependant, cette caractéristique est difficile à distinguer de l'absorption par l' eau et le méthane , et d'autres auteurs ont déclaré que l'attribution de la classe Y0 est prématurée.

La dernière naine brune proposée pour le type spectral Y, WISE 1828+2650 , est une naine > Y2 avec une température effective estimée à l'origine autour de 300  K , la température du corps humain. Les mesures de parallaxe ont cependant montré depuis que sa luminosité est incompatible avec une température inférieure à ~ 400 K. La naine Y la plus froide actuellement connue est WISE 0855-0714 avec une température approximative de 250 K.

La plage de masse des naines Y est de 9 à 25  masses de Jupiter , mais les jeunes objets peuvent atteindre moins d'une masse de Jupiter, ce qui signifie que les objets de classe Y chevauchent la limite de fusion deutérium de 13 masses Jupiter qui marque la division actuelle de l' IAU entre les naines brunes et les planètes.

Des naines brunes particulières

Symboles utilisés pour les naines brunes particulières
pec Ce suffixe (par exemple L2pec) signifie "particulier".
Dakota du Sud Ce préfixe (par exemple sdL0) signifie subnain et indique une faible métallicité et une couleur bleue
?? Les objets avec le suffixe bêta (β) (par exemple L4β) ont une gravité de surface intermédiaire.
?? Les objets avec le suffixe gamma (γ) (par exemple L5γ) ont une faible gravité de surface.
rouge Le suffixe rouge (par exemple L0red) indique des objets sans signes de jeunesse, mais à forte teneur en poussière.
bleu Le suffixe bleu (par exemple L3blue) indique des couleurs bleues inhabituelles dans le proche infrarouge pour les naines L sans faible métallicité évidente.

Les jeunes naines brunes ont une faible gravité de surface car elles ont des rayons plus grands et des masses inférieures par rapport aux étoiles de champ de type spectral similaire. Ces sources sont marquées par une lettre bêta (β) pour une gravité de surface intermédiaire et gamma (γ) pour une faible gravité de surface. Les faibles lignes CaH, KI et Na I ainsi qu'une forte ligne VO indiquent une faible gravité de surface. Alpha (α) représente la gravité de surface normale et est généralement abandonné. Parfois, une gravité de surface extrêmement faible est indiquée par un delta (δ). Le suffixe « pec » signifie particulier. Le suffixe particulier est toujours utilisé pour d'autres caractéristiques inhabituelles et résume différentes propriétés, indiquant une faible gravité de surface, des sous-nains et des binaires non résolus. Le préfixe sd signifie sous - nain et n'inclut que les sous-nains cool. Ce préfixe indique une faible métallicité et des propriétés cinématiques plus proches des étoiles du halo que des étoiles du disque . Les sous-nains apparaissent plus bleus que les objets disque. Le suffixe rouge décrit les objets de couleur rouge, mais d'un âge plus avancé. Ceci n'est pas interprété comme une faible gravité de surface, mais comme une forte teneur en poussière. Le suffixe bleu décrit des objets avec des couleurs bleues dans le proche infrarouge qui ne peuvent pas être expliquées par une faible métallicité. Certains sont expliqués comme des binaires L+T, d'autres ne sont pas des binaires, comme 2MASS J11263991−5003550 et sont expliqués avec des nuages ​​fins et/ou à gros grains.

Classes d'étoiles en carbone géantes tardives

Les étoiles au carbone sont des étoiles dont les spectres indiquent la production de carbone - un sous-produit de la fusion de l'hélium triple-alpha . Avec une abondance accrue de carbone et une production parallèle d' éléments lourds par processus s , les spectres de ces étoiles s'écartent de plus en plus des classes spectrales tardives habituelles G, K et M. Les classes équivalentes pour les étoiles riches en carbone sont S et C.

Les géantes parmi ces étoiles sont supposées produire elles-mêmes ce carbone, mais certaines étoiles de cette classe sont des étoiles doubles, dont l'atmosphère étrange est soupçonnée d'avoir été transférée d'un compagnon qui est maintenant une naine blanche, alors que le compagnon était une étoile de carbone. .

Classe C : étoiles de carbone

Image de l'étoile en carbone R Sculptoris et de sa remarquable structure en spirale

Initialement classées comme étoiles R et N, elles sont également appelées étoiles de carbone . Ce sont des géantes rouges, en fin de vie, dans lesquelles il y a un excès de carbone dans l'atmosphère. Les anciennes classes R et N étaient parallèles au système de classification normal d'environ le milieu de G à la fin de M. Celles-ci ont été plus récemment reconfigurées dans un classificateur de carbone unifié C avec N0 commençant à environ C6. Les étoiles de type C-J sont un autre sous-ensemble d'étoiles froides au carbone, caractérisées par la forte présence de molécules de 13 CN en plus de celles de 12 CN . Quelques étoiles au carbone de la séquence principale sont connues, mais l'écrasante majorité des étoiles au carbone connues sont des géantes ou des supergéantes. Il existe plusieurs sous-classes :

  • CR – Anciennement sa propre classe ( R ) représentant l'équivalent en étoile au carbone des étoiles de type G de la fin au début du type K.
  • CN – Anciennement sa propre classe représentant l'équivalent en étoile de carbone des étoiles de type K à M tardif.
  • CJ – Un sous-type d'étoiles C fraîches avec une teneur élevée de 13 C .
  • CH – Analogues de population II des étoiles CR.
  • C-Hd - Étoiles de carbone déficientes en hydrogène, similaires aux supergéantes G tardives avec des bandes CH et C 2 ajoutées.

Classe S

Les étoiles de classe S forment un continuum entre les étoiles de classe M et les étoiles de carbone. Celles qui ressemblent le plus aux étoiles de classe M ont de fortes bandes d'absorption de ZrO analogues aux bandes TiO des étoiles de classe M, tandis que celles qui ressemblent le plus aux étoiles de carbone ont de fortes raies de sodium D et de faibles bandes C 2 . Les étoiles de classe S ont des quantités excessives de zirconium et d'autres éléments produits par le processus s , et ont des abondances de carbone et d'oxygène plus similaires que les étoiles de classe M ou de carbone. Comme les étoiles de carbone, presque toutes les étoiles connues de classe S sont des étoiles à branches géantes asymptotiques .

Le type spectral est formé par la lettre S et un nombre compris entre zéro et dix. Ce nombre correspond à la température de l'étoile et suit approximativement l'échelle de température utilisée pour les géantes de classe M. Les types les plus courants sont S3 à S5. La désignation non standard S10 n'a été utilisée pour l'étoile Chi Cygni qu'à un minimum extrême.

La classification de base est généralement suivie d'une indication d'abondance, suivant l'un de plusieurs schémas : S2,5 ; S2/5 ; S2 Zr4 Ti2 ; ou S2*5. Un nombre après une virgule est une échelle entre 1 et 9 basée sur le rapport de ZrO et TiO. Un nombre suivant une barre oblique est un schéma plus récent mais moins courant conçu pour représenter le rapport carbone/oxygène sur une échelle de 1 à 10, où un 0 serait une étoile MS. Les intensités de zirconium et de titane peuvent être indiquées explicitement. On voit aussi parfois un nombre après un astérisque, qui représente la force des bandes ZrO sur une échelle de 1 à 5.

Classes MS et SC : classes intermédiaires liées au carbone

Entre les classes M et S, les cas limites sont nommés étoiles MS. De la même manière, les cas limites entre les classes S et CN sont nommés SC ou CS. La séquence M → MS → S → SC → CN est supposée être une séquence d' abondance de carbone accrue avec l' âge pour les étoiles de carbone dans la branche géante asymptotique .

Classifications des naines blanches

La classe D (pour Dégénéré ) est la classification moderne utilisée pour les naines blanches, des étoiles de faible masse qui ne subissent plus de fusion nucléaire et qui ont rétréci à la taille d'une planète, se refroidissant lentement. La classe D est en outre divisée en types spectraux DA, DB, DC, DO, DQ, DX et DZ. Les lettres ne sont pas liées aux lettres utilisées dans la classification des autres étoiles, mais indiquent plutôt la composition de la couche externe visible ou de l'atmosphère de la naine blanche.

Les types de naines blanches sont les suivants :

  • DA - une atmosphère ou couche externe riche en hydrogène , indiquée par de fortes raies spectrales d' hydrogène de Balmer .
  • DB – une atmosphère riche en hélium , indiquée par de l'hélium neutre, He I , des raies spectrales.
  • DO - une atmosphère riche en hélium, indiquée par de l'hélium ionisé, He II , des raies spectrales.
  • DQ – une atmosphère riche en carbone , indiquée par des lignes de carbone atomiques ou moléculaires.
  • DZ - une atmosphère riche en métaux , indiquée par des raies spectrales métalliques (une fusion des types spectraux obsolètes des naines blanches, DG, DK et DM).
  • DC – pas de raies spectrales fortes indiquant l'une des catégories ci-dessus.
  • DX – les raies spectrales ne sont pas suffisamment claires pour être classées dans l'une des catégories ci-dessus.

Le type est suivi d'un nombre donnant la température de surface de la naine blanche. Ce nombre est une forme arrondie de 50400/ T eff , où T eff est la température de surface effective , mesurée en kelvins . À l'origine, ce nombre était arrondi à l'un des chiffres 1 à 9, mais plus récemment, des valeurs fractionnaires ont commencé à être utilisées, ainsi que des valeurs inférieures à 1 et supérieures à 9.

Deux ou plusieurs des lettres types peuvent être utilisées pour indiquer une naine blanche qui affiche plus d'une des caractéristiques spectrales ci-dessus.

Types spectraux étendus de naines blanches

Sirius A et B (une naine blanche de type DA2) résolus par Hubble
  • DAB - une naine blanche riche en hydrogène et en hélium affichant des lignes d'hélium neutres
  • DAO - une naine blanche riche en hydrogène et en hélium affichant des lignes d'hélium ionisé
  • DAZ - une naine blanche métallique riche en hydrogène
  • DBZ - une naine blanche métallique riche en hélium

Un ensemble différent de symboles de particularité spectrale est utilisé pour les naines blanches que pour les autres types d'étoiles :

Code Particularités spectrales des étoiles
P Naine blanche magnétique à polarisation détectable
E Lignes d'émission présentes
H Naine blanche magnétique sans polarisation détectable
V Variable
PEC Des particularités spectrales existent

Types spectraux non stellaires : Classes P et Q

Enfin, les classes P et Q , héritées du système Draper de Cannon, sont parfois utilisées pour certains objets non stellaires. Les objets de type P sont des étoiles dans les nébuleuses planétaires et les objets de type Q sont des novae .

Vestiges stellaires

Les restes stellaires sont des objets associés à la mort des étoiles. Les naines blanches sont incluses dans la catégorie et, comme le montre le schéma de classification radicalement différent de la classe D, les objets non stellaires sont difficiles à intégrer dans le système MK.

Le diagramme de Hertzsprung-Russell, sur lequel est basé le système MK, est de nature observationnelle, de sorte que ces restes ne peuvent pas être facilement tracés sur le diagramme, ou ne peuvent pas être placés du tout. Les vieilles étoiles à neutrons sont relativement petites et froides, et tomberaient à l'extrême droite du diagramme. Les nébuleuses planétaires sont dynamiques et ont tendance à s'estomper rapidement en luminosité lorsque l'étoile progénitrice passe à la branche naine blanche. Si cela est montré, une nébuleuse planétaire serait tracée à droite du quadrant supérieur droit du diagramme. Un trou noir n'émet aucune lumière visible par lui-même et n'apparaîtrait donc pas sur le diagramme.

Un système de classification des étoiles à neutrons en chiffres romains a été proposé: le type I pour les étoiles à neutrons moins massives à faible taux de refroidissement, de type II pour les étoiles à neutrons plus massives avec des vitesses de refroidissement plus élevés, et un type III proposé pour les étoiles à neutrons plus massives (possible exotiques candidats étoiles ) avec des taux de refroidissement plus élevés. Plus une étoile à neutrons est massive, plus son flux de neutrinos est élevé. Ces neutrinos emportent tellement d'énergie thermique qu'au bout de quelques années seulement, la température d'une étoile à neutrons isolée chute de l'ordre de quelques milliards à seulement environ un million de Kelvin. Ce système de classification des étoiles à neutrons proposé ne doit pas être confondu avec les classes spectrales antérieures de Secchi et les classes de luminosité Yerkes.

Classes spectrales remplacées

Plusieurs types spectraux, tous précédemment utilisés pour les étoiles non standard au milieu du 20e siècle, ont été remplacés lors des révisions du système de classification stellaire. Ils peuvent encore être trouvés dans les anciennes éditions des catalogues d'étoiles : R et N ont été subsumés dans la nouvelle classe C en tant que CR et CN.

Classification stellaire, habitabilité et recherche de la vie

Bien que les humains puissent éventuellement coloniser n'importe quel type d'habitat stellaire, cette section abordera la probabilité que la vie survienne autour d'autres étoiles.

La stabilité, la luminosité et la durée de vie sont autant de facteurs d'habitabilité stellaire. Nous ne connaissons qu'une seule étoile qui héberge la vie, et c'est la nôtre : une étoile de classe G avec une abondance d'éléments lourds et une faible variabilité de luminosité. Il est également différent de nombreux systèmes stellaires en ce sens qu'il ne contient qu'une seule étoile (voir Habitabilité des systèmes stellaires binaires ).

En travaillant à partir de ces contraintes et des problèmes d'avoir un ensemble d'échantillons empiriques d'un seul, la gamme d'étoiles qui devraient être capables de soutenir la vie telle que nous la connaissons est limitée par quelques facteurs. Parmi les types d'étoiles de la séquence principale, les étoiles plus massives que 1,5 fois celle du Soleil (types spectraux O, B et A) vieillissent trop rapidement pour que la vie avancée se développe (en utilisant la Terre comme ligne directrice). À l'autre extrême, les naines de moins de la moitié de la masse de notre Soleil (type spectral M) sont susceptibles de verrouiller les planètes en raison de la marée dans leur zone habitable, ainsi que d'autres problèmes (voir Habitabilité des systèmes naines rouges ). Bien qu'il existe de nombreux problèmes auxquels la vie sur les naines rouges est confrontée, de nombreux astronomes continuent de modéliser ces systèmes en raison de leur nombre et de leur longévité.

Pour ces raisons, la mission Kepler de la NASA recherche des planètes habitables à proximité d'étoiles de la séquence principale qui sont moins massives que le type spectral A mais plus massives que le type M, ce qui en fait les étoiles les plus probables pour héberger des étoiles naines de type F, G et K. .

Voir également

Notes d'explication

Les références

Liens externes