3. Spectres et types spectraux des étoiles 3.1 Les spectres d`étoiles

3. Spectres et types spectraux des étoiles
3.1 Les spectres d’étoiles
L’apparence des spectres émis par les étoiles est complexe dans leur composition. Les spectres
d’étoiles ont une base vraiment intense de spectre d’émission continu qui est interrompu par quelques
à plusieurs milliers de raies noires d’absorption. Quelques raies sont aussi accolées et forme une
bande d’absorption. D’ailleurs il peut se produire que les raies brillantes d’émission ne peuvent plus
se voir.
Spectre optique du Soleil
Une étoile une boule de gaz extrêmement chaude et d’une immense masse. En son centre, il
règne des conditions physiques extrêmes ( des hautes températures et des pressions extrêmes) et les
réactions de fusion thermonucléaires s’enclenchent. Cette énergie est transportée à l’extérieur par les
photons, les rayons gamma et les neutrinos. Durant leur trajet, les photons sont absorbés et ré-émis
par la matière des couches internes de l’étoile. Au contraire, les neutrinos inter-agissent à peine avec
la matière de l’étoile. Le spectre que nous observons provient d’une mince couche de gaz, la première
couche de l’atmosphère de l’étoile :
la photosphère. Ici le conditions de l’émission du spectre continu sont crées. Les lignes d’absorption
proviennent des couches supérieures qui créent aussi quelques lignes d’émission.
La structure interne du Soleil
L’apparence du spectre continu dépend beaucoup de la température de la photosphère. Les raies
du spectre révèlent la présence d’éléments chimiques correspondant aux conditions physiques de
l’atmosphère supérieure de l’étoile. Chaque élément absorbe un ensemble donné de raies, néanmoins,
pour occulter une raie particulière, dans des conditions physiques données, à chaque ligne correspond
à un unique élément.
Avec l’étude des spectres, nous pouvons tirer des conclusions concernant les conditions
physiques ( température, pression, densité, etc.), la composition chimique de l’atmosphère et des
généralités sur les étoiles. Certainement, un point important d’une telle étude est d’examiner ne détail
le spectre que nous observons.

3. Spectres et types spectraux d’étoiles
3.2 Types de spectres d’étoiles
Pour étudier les propriétés des spectres visibles des étoiles, il a fallu en étudier de nombreux.
Avec cet ensemble de données, , il a été possible d’identifier un certain nombre de types spectraux
distincts. La classification des spectres d’étoiles est basée sur la forme de leur spectre continu et sur la
complexité de leurs raies spectrales.
Les types spectraux de base sont :
plus chaude photosphère plus
froide
Les types spectraux sont rangés dans l’ordre décroissant de la température de la photosphère.
Ultérieurement, le type C et plus récemment les types L et T ont été ajoutés pour les étoiles de très
basse température.
Les types spectraux peuvent ensuite être divisés en sous-catégories (en fonction de la
température) de l’étoile la plus chaude à l’étoile la plus froide, de 0 à 9.
Notre Soleil est de type spectral G2 et la température de sa photosphère est d’environ 5780°K.
Type
spectral
Nom de
l’étoile
Température
( K )
Couleur Raies du spectre montrant l’existence des éléments
dans l’atmosphère de l’étoile
O10 Lac > 25 000 Violet Ions Helium (He+),
ions azote, oxygène et carbone ( N++, O++, C++)
BSpeca 11 000 - 25 000 Bleu à
violet
Helium ( He), Hydrogène (H),
ions Oxygène et Carbone ( O+, C+ )
ASirius 7500 - 11 000 Bleu Hydrogène (H), ions Magnésium et Silicone ( Mg+, Si+)
FProcyon 6 000 - 7 500 Blanc à
bleu
Hydrogène (H), ions Calcium et Fer (Ca+, Fe+),
divers métaux
GSoleil 5 000 – 6 000 Blanc
jaune
ions Calcium (Ca+), divers métaux,
molécules de Méthylidyne (CH)
La forme du spectre continu de l’étoile dépend principalement :
* de la température de sa photosphère
La forme des raies d’absorption du spectre dépend de :
* la présence d’éléments chimiques
* la température, la pression et la densité de la matière qui absorbe la radiation
* l’énergie du spectre continu, aux longueurs d’onde qui correspondent aux lignes d’absorption.
Moyen mnémotechnique pour retenir les types spectraux de base :
« Oh Be A Fine Girl/Guy Kiss Me »

KArcturus 3 500 – 5 000 Orange divers métaux,
molécules de Méthylidyne et Cyanogène(CH, CN)
MAntares < 3 500 Rouge divers métaux, molécules d’oxyde de Titane (TIO)
et autres molécules
3. Spectres et types spectraux d’étoiles
Questions
Le spectre visible d’une étoile provient de
son noyau
sa photosphère
(sélectionner la bonne réponse pour continuer)
les types spectraux de base sont :
B, A, V, W, K, I, M
O, B, A, F, G, K, M
O, P, T, G, M, R, N
(sélectionner la bonne réponse pour continuer)
Cette suite de types spectraux de base représente
La température de la photosphère
La composition chimique du noyau
La température et la composition chimique de l’atmosphère
(sélectionner la bonne réponse pour continuer)

4. Diagramme de Hertzsprung-Russel (H-R) et évolution stellaire
4. 1. Diagramme H.R. général
Le type spectral et l’éclat ou la taille apparente
d’une étoile sont les constantes d’observation de base.
La brillance d’une étoile dépend de l’énergie lumineuse
qu’elle émet, l’éclat, mais aussi de la distance qui la
sépare de l’observateur. Ainsi, une étoile de faible éclat
mais proche, peut sembler plus brillante qu’une étoile très
lumineuse mais très lointaine. Pour comparer correctement
l’éclat des différentes étoiles, on emploie la notion de
magnitude absolue c’est à dire l’éclat qu’aurait l’étoile si elle
était à une distance particulière de la Terre :
32,6 années-lumière soit 10 parsec.
Diagramme H-R observé
depuis le
télescope spatial « HIPPARCOS »
Pendant de nombreuses années, les astronomes ont
tenté de classifier un grand nombre d’étoiles de
notre galaxie selon leur luminosité et leur type
spectral
Une représentation de cette classification est donnée
sous la forme d’un graphe dans lequel l’axe horizontal
donne le type spectral de l’étoile ( la température de sa
photosphère) et l’axe vertical sa magnitude absolue (éclat).
Chaque étoile a ainsi une place spécifique en fonction
de ces paramètres.
Un tel graphe est appelé diagramme H-R
d’après les initiales des deux astronomes Hertzsprung
et
diagramme H-R avec les principales régions d’ étoiles Russel qui ont été les premiers à l’utiliser au début du
vingtième siècle. On peut voir que sur un tel
diagramme,
les étoiles n’occupent pas des positions aléatoires
quels
que soient leur éclat et leur type spectral.
On distingue au contraire quatre régions.
La séquence principale Beaucoup d’étoiles ( environ 90%) sont dans cette zone qui traverse le
diagramme en diagonale depuis la position des étoiles peu lumineuses et de
faible température jusqu’à celle des étoiles lumineuses de forte température.
Les géantes En haut à droite de la séquence principale, on trouve la zone des étoiles
géantes ( 10 à 100 fois plus grosses que notre Soleil) et qui sont jusqu’à 10
000 fois plus brillantes que notre Soleil
Les super-géantes Parallèlement et au dessus des géantes, on trouve une série d’étoiles encore
plus grosses ( plus de 100 fois plus grosses que notre Soleil) et qui sont
jusqu’à 1 000 000 fois plus brillantes que notre Soleil.

Les naines blanches En dessous et à gauche de la séquence principale, on trouve la zone des
étoiles dont la température de surface est élevée mais qui ont une très faible
luminosité due à une taille particulièrement petite ( elles peuvent avoir une
taille semblable à celle de la Terre)
4. Diagramme de Hertzsprung-Russel (H-R) et évolution stellaire
4.2. Les principales phases de l’évolution stellaire
Naissance : Les étoiles se forment dans les nuages interstellaires sous l’effet des forces de
gravitation. Le nuage est contracté et se déchire en de nombreux fragments. Chaque morceau ou
proto-étoile se contracte à nouveau et sa température augmente énormément. Quand la température
au cœur atteint quelques millions de degrés K, une réaction thermonucléaire de fusion de l’hydrogène
en Hélium s’enclenche au cœur de l’étoile. Une énorme quantité d’énergie est dégagée et contre
balance la contraction gravitationnelle. Les conditions d’un équilibre dynamique sont ainsi crées.
Une nouvelle étoile vient de naître.
La masse initiale, la masse de la proto-étoile, est un paramètre physique fondamental pour la
création et l’évolution ultérieure d’une étoile. L’unité qui la mesure est l’unité de masse solaire (Mo)
et doit être approximativement entre 0,1 et 100 Mo pour que la création de l’étoile soit possible. Plus
grande est la masse initiale, plus la vie de l’étoile est courte.
L’évolution d’une étoile signifie une altération de ses caractéristiques physiques ( sa
température, sa luminosité) avec le temps. La raison de ces altérations est le changement du type de
réactions nucléaires au cœur de l’étoile. La phase de fusion de l’hydrogène est la plus longue et dure
pendant 90 % de la vie de l’étoile. Pendant tout ce temps, l’étoile occupe une position stable dans la
séquence principale du diagramme H-R.Plus grande est la masse de l’étoile, plus la fusion
thermonucléaire est active et plus cette phase est plus courte dans le temps. L’étoile est très brillante ,
plus chaude et se situe alors à gauche de la séquence principale. La phase de la séquence principale se
termine lorsque l’hydrogène du cœur est épuisé.
RD naine rouge, WD naine blanche, PN nébuleuse planétaire, PS protoétoile, IMG nuage interstellaire et gaz
MS séquence principale, étoiles (A, F, G, K) , MSn séquence principale, étoiles (O, B, A) ,
MSs séquence principale, étoiles (O, B), RG géante rouge, RSg super géante rouge,
SN supernova, NS étoile à neutron, BH trou noir
Si la masse de noyau de l’étoile est assez grande, sa contraction continue, la température atteint
environ 100 millions de degrés K et la fusion de l’Hélium commence. L’énergie dégagée entraîne
une expansion des couches supérieures de l’étoile. L’étoile grossit, devient plus brillante, mais la
température de son atmosphère décroît. Elle devient une géante rouge. Cette phase est suivie par la
fusion du carbone et si la masse est assez importante, les changements de fusion continuent jusqu’à la
création d’un noyau de fer.
Mort : la phase finale de l’évolution d’une étoile survient lorsque la phase suivante de fusion
au cœur de l’étoile ne peut plus démarrer. Une étoile de très faible masse finit sa vie après la fusion de