|
Les étoiles peuvent être classées suivant plusieurs critères : - selon leur classe de luminosité :
- selon leur classe spectrale : La signature spectrale d'une étoile est en étroite relation avec sa couleur et sa température de surface. Ainsi les étoiles les plus chaudes sont bleues et cette couleur tend vers le rouge au fur et à mesure que leur température diminue. On définit la couleur d'une étoile par un indice de couleur B-V (différence des luminosités dans la bande bleue - bande visible). Plus cet indice est élevé, plus l'étoile est rouge. Pour classer les étoiles en fonction de leur température de surface, l'indice B-V n'est cependant pas une quantité suffisamment précise : d'une part les étoiles ne rayonnent pas vraiment comme des corps noirs, et d'autre part certains types d'étoiles ont des spectres avec un maximum d'émission au delà de la gamme visible. Cependant, il existe une bonne corrélation entre l'indice B-V, la température de surface et la classe spectrale d'une étoile. Avec le tableau ci-dessous ou pourra facilement déduire la couleur d'une étoile si l'on connaît sa classe spectrale, son indice B-V ou sa température de surface :
Ainsi, il existe 7 classes principales de spectres stellaires selon la nature de leurs raies d'absorption et triées par ordre décroissant de température : O, B, A, F, G, K, M. Chaque classe se divise encore en sous-classes qui vont de 0 à 9 par ordre de température décroissante sauf la classe O qui va de 3 à 9,5. En plus de cette séquence, il conviendra d'ajouter d'autres classes : W, C (R+N) et S, sans oublier la classe Q des novae. En anglais, un procédé mnémotechnique permet de ne pas en oublier l'ordre : "Whaow, Oh Be A Fine Girl, Kiss Me. Rigth Now, Sweetheart". Quelle bande de farceurs ces scientifiques ! ;-p Étoiles de type W : Les étoiles de Wolf-Rayet constituent une catégorie d'étoiles très massives, très chaudes, avec de nombreuses raies en émission, notamment l'hélium et l'azote ionisés (classe WN) ou le carbone (classe WC). On peut citer γ2 Velorum qui est une des plus brillantes. Ces étoiles sont rattachées à la classe O. Étoiles de type O : Il s'agit d'étoiles extrêmes : les plus chaudes, les plus bleues, les plus brillantes, les plus massives. Elles sont très rares dans la galaxie. On peut citer Alnitak (ζ Orionis) à O9,5. Étoiles de type B : Ces étoiles sont de véritables phares dans le ciel : parmi les 100 étoiles les plus brillantes, 1/3 sont des étoiles de type B. On peut citer Rigel à B8. Étoiles de type A : Étoiles blanches assez répandues et représentées par des célébrités telles que Sirius (A1), Vega (A0, B-V = 0, blanc-bleuté), Altair (A7, B-V = 0,22, blanc pur)... C'est dans cette carégorie d'étoiles que les raies de l'hydrogène sont les mieux visibles et dominent le spectre. Étoiles de type F : Elles sont très nombreuses. Leurs spectre est encore dominé par les raies de l'Hydogène, mais on voit clairement apparaître de nombreuses raies metalliques (FeI, FeII, TiII, CaI, Ca II, MgI, ect.). On peut citer dans cette classe Procyon à F5 ou la Polaire à F7. Étoiles de type G : Le spectre est dominé par les raies de l'hydrogène, de CaII et de métaux neutres. On a pour exemple le Soleil à G2 ou Capella à G8. Étoiles de type K : Étoiles à dominante de bandes métalliques de métaux neutres (en particulier de fer). Apparaissent les bandes de TiO (oxyde de titane) pour les plus froides. Arcturus (K2) et Aldébaran (K5) en font partie. Étoiles de type M : Étoiles rouges et froides dont les plus connues sont Antares (M1) ou Betelgeuse (M2). On y trouve en dominante les bandes de TiO et de métaux neutres (principalement Ca et Fe). Toutes les étoiles M visibles à l'oeil nu sont des supergéantes. Étoiles de type C : Ce sont les étoiles carbonées. Cette classe a un spectre riche en raies d'absorption de molécules carbonées. A noter l'absence de TiO à la différence des M. Anciennement réparties en 2 séries : R (2500°K) et N (2000°K). T Lyrae est un bel exemple. Étoiles de type S : Classe dont le spectre est riche en raies de l'oxyde de zirconium. Citons par exemple R Andromedae. En deça, il reste les naines brunes, étoiles avortées dont la masse est inférieure à environ 1/10ème de celle du Soleil et dont la température de surface avoisine le 1000°K. Elles brillent essentiellement dans l'infra-rouge et sont évidemment difficiles à détecter pour nous astronomes amateurs... Pour terminer voici un petit catalogue des étoiles les plus rouges du ciel, véritables petits bijoux à l'oculaire d'un instrument. Bonnes observations ! |
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Star AD (2000) DE Mag V B-V Spectre --------------------------------------------------------------- WZ Cas 00 01 15.7 +60 21 19 6.9-11.0 N1p/C9,2 SU And 00 04 36.4 +43 33 05 8.0-8.5 C6,4 ST Cas 00 17 32.0 +50 17 16 7.5 N/C4,4 VX And 00 19 54.2 +44 42 34 7.8-9.5 N7/C4,5 W Cas 00 54 53.7 +58 33 55 8.0-12.5 C9,1e Z Psc 01 16 04.7 +25 46 08 6.7-7.9 N0/C7,3 R Scl 01 26 58.1 -32 32 35 6.1-8.8 3.9 N/C6,5 V Ari 02 14 59.9 +12 14 36 8.5-10.8 R8/C5p,5 R For 02 29 15.8 -26 05 56 7.5-13.0 Ne/C4,3e HD16115 02 35 06.6 -09 26 43 8.3 R3/C2,3 HD19557 03 11 25.0 +57 54 12 8.1 R5/C4,5 TW Hor 03 12 33.2 -57 19 18 5.7 2.3 C7,2 Y Per 03 27 42.8 +44 10 35 8.1-10.9 R4e/C4,3e V 466 Per 03 41 29.8 +51 30 10 8.4 N/C5,5 U Cam 03 41 47.8 +62 38 57 6.9 4.1 N5/C5,4 UV Cam 04 05 53.8 +61 47 43 7.5-8.1 R8/C5,3 R Dor 04 36 45.6 -62 04 38 5.5 1.6 M8IIIe T Cae 04 47 20.4 -36 11 56 7.5 N/C6,4 ST Cam 04 51 13.5 +68 10 08 7.0 N5/C5,4 TT Tau 04 51 31.3 +28 31 38 8.1-10.0 N3/C7,4 R lep 04 59 36.3 -14 48 23 5.9-11.0 5.7 N6e/C7,6e EL Aur 05 03 23.0 +50 37 58 8.5 N3/C5,4 W Ori 05 05 23.7 +01 10 39 6.5-10.0 3.5 N5/C5,4 TX Aur 05 09 05.4 +39 00 09 8.5-9.2 N3/C5,4 S Aur 05 27 07.5 +34 08 58 8.2-13.3 N3/C5,5 119=CE Tau 05 32 12.8 +18 35 39 4.4 2.1 M2Iab-Ib RT Ori 05 33 13.4 +07 08 58 8.0-8.9 N3/C6,4 SZ Lep 05 35 47.9 -25 43 12 7.4-7.9 R8/C7,3 S Cam 05 41 02.6 +68 47 58 8.1-11.6 R8e/C7,3e Y Tau 05 45 39.4 +20 41 42 6.9-9.5 3.0 N3/C6,4e FU Aur 05 48 08.2 +30 37 54 8.3 N0/C7,2 TU Gem 06 10 53.1 +26 00 53 7.4-8.4 N3/C6,4 V Aur 06 24 02.3 +47 42 26 8.5-13.0 N3e/C6,2e BL Ori 06 25 28.2 +14 43 19 6.3-7.0 2.3 N0/C6,2 AB Gem 06 26 14.2 +19 04 26 8.2 N3/C5,4 RV Aur 06 34 44.7 +42 30 13 8.4 N/C5,3 UU Aur 06 36 32.8 +38 26 44 5.3 2.6 N3/C5,3 VW Gem 06 42 08.7 +31 27 07 8.1 N/C5,4 GY Mon 06 53 11.3 -04 34 36 8.1-8.9 N/C6,3 NP Pup 06 54 26.7 -42 21 56 6.3 2.2 C7,2 V614 Mon 07 01 01.7 -03 15 06 7.3 R6 RY Mon 07 06 56.8 -07 33 07 7.7 N/C5,5 W CMa 07 08 03.4 -11 55 26 6.4-8.0 2.4 N/C6,3 R CMi 07 08 42.2 +10 01 25 7.4-11.6 C7,1e RU Cam 07 21 43.9 +69 40 17 7.9 K0-R0 BE CMa 07 23 38.5 -22 58 10 7.0 N/C5,5 NQ Gem 07 31 54.5 +24 30 14 7.4 R9/C6,2 RT Pup 08 05 20.0 -38 46 36 8.0-9.2 Nb/C6,2 RU Pup 08 07 30.0 -22 54 45 8.5-11.0 N3/C5,4 FK Pup 08 09 11.1 -36 17 20 8.5 N/C6,3e IR Pup 08 11 41.1 -21 12 37 8.2 N/C4,3 RY Hya 08 20 06.0 +02 45 52 8.3 Ne/C6,4e X Cnc 08 55 22.9 +17 13 53 5.6-7.5 3.4 N3/C5,4 T Cnc 08 56 40.2 +19 50 58 7.6-10.5 N6/C5,5 Y Hya 09 51 03.7 -23 01 02 6.9-9.0 3.8 N3p/C4,5 X Vel 09 55 26.1 -41 35 13 7.2 4.3 C6,4 AB Ant 10 11 53.8 -35 19 40 6.8-6.9 2.3 N0/C6,3 U Ant 10 35 12.8 -39 33 45 5.4-8.6 2.9 N/C5,3 U Hya 10 37 33.3 -13 23 04 4.5-6.2 2.8 N2/C3,3 VY UMa 10 45 04.0 +67 24 41 5.9-7.0 2.4 N0/C6,3 V Hya 10 51 37.3 -21 15 00 6.5-12.0 5.5 C6,5e SS Vir 12 25 19.9 +00 47 54 6.0-9.6 4.2 Ne/C6,3e Y CVn 12 45 07.8 +45 26 25 4.8-6.4 2.5 N3/C5,4 DY Cru 12 47 24.7 -59 41 41 8.9 5.8 C RY Dra 12 56 25.9 +65 59 40 6.1-8.0 3.3 N4p/C4,4 UY Cen 13 16 31.8 -44 42 16 7.0 2.9 S6/8 X TrA 15 14 19.2 -70 04 46 5.8 3.6 C5,5 HM Lib 15 27 48.3 -25 10 09 7.4-7.6 R3 V Crb 15 49 31.2 +39 34 16 6.9-12.5 N2e/C6,2e RR Her 16 04 13.1 +50 29 58 7.8-12.5 N0e/C8,1e V Oph 16 26 44.1 -12 25 36 7.3-11.5 N3e/C7,4e SU Sco 16 40 38.4 -32 22 48 6.7-7.1 N0/C5,5 V901 Sco 17 02 45.8 -32 43 28 8.0 Ne/Ce HD156074 17 13 32.9 +42 08 03 7.7 R1 V644 Sco 17 26 19.0 -40 01 48 8.2 N/C5,5 TW Oph 17 29 43.5 -19 28 22 7.0-9.0 Nb/C5,5 V Pav 17 43 18.9 -57 43 26 6.7 4.2 C6,4 SZ Sgr 17 44 56.2 -18 39 24 8.2-9.2 Nb/C7,3 SX Sco 17 47 28.2 -35 42 03 8.0-9.5 N3/C5,4 T Dra 17 56 23.2 +58 13 07 7.2-13.5 N0e/C8,3e FO Ser 18 19 21.8 -15 36 45 8.2-8.5 R6/C4,5 T Lyr 18 32 20.1 +36 59 56 7.5-9.3 5.5 R6/C6,5J HK Lyr 18 42 49.7 +36 57 34 7.8-9.6 N4/C6,4 S Sct 18 50 20.0 -07 54 27 6.3-9.0 3.1 N3/C6,4 UV Aql 18 58 32.4 +14 21 49 8.0 N4/C5,3 V Aql 19 04 24.2 -05 41 05 6.5-8.1 4.2 N6/C5,4 V1942 Sgr 19 19 09.6 -15 54 30 6.7-7.1 2.4 N2/C6,4 U Lyr 19 20 09.1 +37 52 40 8.3-13.0 N0e UX Dra 19 21 35.5 +76 33 35 5.9 2.9 N0/C7,3 HD182040 19 23 13.3 -10 41 31 7.0 R0 AW Cyg 19 28 47.3 +46 02 36 8.1 N/C4,5 AQ Sgr 19 34 19.0 -16 22 27 6.6-7.7 3.4 N3/C7,4 TT Cyg 19 40 57.1 +32 37 06 7.0-9.1 N3e/C5,4e AX Cyg 19 57 12.3 +44 15 41 7.4-8.5 N6/C4,5 SV Cyg 20 09 30.1 +47 52 17 8.5 N3/C7,4 RY Cyg 20 10 24.6 +35 56 53 8.5-10.0 N/C4 V429 Cyg 20 11 06.2 +36 06 47 7.0 R/C5,4 RS Cyg 20 13 23.9 +38 43 45 6.5-9.5 N0pe/C8,2e RT Cap 20 17 06.5 -21 19 04 7.5-8.1 4.0 N/C6,4 U Cyg 20 19 36.4 +47 53 39 6.7-12.0 Npe/C9,2e BD Vul 20 37 17.9 +26 29 02 7.7-12.7 Ne/C7,3e V Cyg 20 41 18.7 +48 08 32 6.8-13.8 Npe/C7,4e HD198269 20 48 41.6 +17 50 11 7.9 R0 T Ind 21 20 09.5 -45 01 19 6.0 2.4 C7,2 YY Cyg 21 22 28.7 +42 23 47 8.5-9.5 N/C7,3 Y Pav 21 24 16.8 -69 44 02 6.4 2.8 C7,3 S Cep 21 35 13.1 +78 37 25 7.5-12.9 N8e/C7,4e V460 Cyg 21 42 01.1 +35 30 37 6.1-7.0 2.5 N1/C6,3 RV Cyg 21 43 16.0 +38 01 10 7.1-9.3 N5/C6,4 mu Cep 21 43 30.5 +58 46 48 3.7-5.0 2.3 M2Ia RX Peg 21 56 22.2 +22 51 46 7.7-9.5 N3/C4,4 RZ Peg 22 05 52.9 +33 30 24 7.6-13.5 Ne/C9,1e pi-1 Gru 22 22 44.2 -45 56 53 6.6 2.0 S5,7 RW Cep 22 23 07.0 +55 57 48 6.7 2.3 K2Ia-0 DG Cep 22 44 11.1 +61 43 40 8.3 N/C6,4 ST And 23 38 45.2 +35 46 26 8.2-11.8 R3e/C6,4e 19=TX Psc 23 46 23.5 +03 29 13 5.3-6.0 2.6 N0/C7,2 --------------------------------------------------------------- |