Contribution: Sylvain Rondi
Les spectres suivants ont été obtenus en utilisant la base de
données de VisualSpec et sa fonction de spectre synthetique. Les spectres
vont de 4000 à 9000 A et couvrent les types OBAFGKM. Pour plus de détails
sur cette classification, consulter la page sur le diagramme
HR.
Les spectres ci-dessous vous permettront de reconnaitre les caractéristiques
spectrales générales de chaque type d'étoiles commune.
Ils sont suivis d'une longue liste d'étoiles brillantes de chaque type
(de O à M)... cibles idéales pour vos premiers spectres!
The following spectras were obtained using VisualSpec database and synthesis
function. The spectras covers 4000A to 9000A range, through OBAFGKM types. You'll
find more details on the classification on the HR
diagram page.
With the following spectras you'll be able to recognise the spectral features
of each common star type. Next you'll find a list of bright stars from type
O to M... easy targets for your first spectras!
Spectral Scale (4000-9000A) |
1O5vType O: étoiles massive et très chaudes, spectre caractérisé par raies de H et He (HeI, HeII) ainsi que SiIV, CIII |
2B2iiType B: étoiles très chaudes, spectre caractérisé par H et HeI, ainsi que parfois CaII, CII, CIII, NII, NIII, OII, SiII, SiIV, and MgII. |
2B6iv |
A0iType A: Etoiles chaudes, spectre dominé essentiellement par les raies de l'Hydrogène. |
A2i |
A5iii |
FO2ivType F: Etoiles chaudes, raies H ainsi que CaII H & K, Na et autres raies metalliques. |
F2iii |
F5iii |
F8i |
G0iType G: Prototype du type solaire, raies de H (plus faibles), CaII H & K, Na, Fe et nombreuses raies metalliques. |
G2v |
G5iii |
G8iii |
K01iiType K: Etoile plus froide, nombreuses raies metallique, les raies de l'Hydrogène sont plus faibles. Apparition de raies moléculaires (CH, MgH). |
K2i |
K4iii |
K5iii |
K5v |
M0iiiType M: Etoiles "froides" caractérisées par les larges bandes TiO, parfois VO. Plusieurs sous-classes selon la proportion C/O (Type M: C/O < 1, Type S: C/O = 1, Type C: C/O > 1) |
M2i |
M4iii |
M6v |
M8iii |
Les différents types spectraux (OBAFGKM) s'étendent des étoiles froides de
type M (2000K pour les plus froides) aux étoiles très chaudes de type O (jusqu'à
50000K).
La température agit sur l'ionisation et l'excitation électronique des atomes.
Aux températures basses (étoiles M) la plupart des métaux sont dans leur état
neutre et des raies comme celles du FeI ou CaI sont très prononcées. Bien que
l'Hydrogène soit présent il restera quasiment indétectable étant donné le peu
d'énergie pour l'ioniser. En revanche, des molécules telles que le TiO, Co,
ZrO seront abondantes (selon le sous-type d'étoiles).
Lorsque la température monte, les atomes métalliques s'ionisent et l'on voit
l'apparition des raies du FeII, FeIII, CaIII (raies H et K). En revanche certains
atomes difficiles à ioniser tels que Si ou He ne s'ioniseront que dans les étoiles
plus chaudes de type A ou B. Concernant l'Hydrogène, de plus en plus d'atomes
sont ionisés et l'on voit une progression dans la séquence K à A, où ses raies
deviennnent plus prononcées. Puis de A à O, ces raies de l'Hydrogène s'affaiblissent
à nouveau.
Il s'agit d'étoiles extrèmes: les plus chaudes, les plus bleues, les plus brillantes,
les plus massives... et rares! Le système de classement de type O est ouvert:
il peut évoluer selon les découvertes, ainsi à l'origine arrété à O5 (températures
de 40000K), il s'est étendu à O3 (proche de 50000K). Ces étoiles sont si énergétiques
qu'un grand nombre perd de la matière qui forme alors des cocons donnant des
raies en émission (type Oe pour les émissions dans l'Hydrogène,
type Of pour les émissions dans HeII, NIII).
Certaines étoiles particulièrement chaudes montrent des bandes d'emission particulièrement
larges: voir la section concernant les étoiles Wolf-Rayet.
Ces étoiles sont de véritables phares dans le ciel: parmis les 100 étoiles
les plus brillantes, 1/3 sont des étoiles de type B. Ces étoiles sont très chaudes
(25000 à 11000K), bleues et émettent de fortes radiations ultraviolettes. Dans
leur spectre, les raies Hydrogène s'affaiblissent lorsque leur température augmente.
On distingue aussi des raies de l'Helium.
Parmi les B, les étoiles Be ont des raies en émission caractéristiques
- consulter le chapitre sur les Be.
Etoiles blanches assez répandues et représentées par des célébrités telles que Sirius, Deneb, Vega, Formalhaut, Altair... C'est dans cette carégorie d'étoiles que les raies de l'Hydrogène sont les mieux visibles et dominent le spectre. Les raies metalliques sont ici très peu visibles. On y voit donc surtout la progression des raies de Balmer (H-alpha, H-beta, H-gamma, H-delta,...). Leur température de surface est d'environ 11000 à 7500K
Etoiles blanc-jaune représentées par Canopus, l'Etoile Polaire, Procyon A,... elles sont très nombreuses. Leurs spectre est encore dominé par les raies de l'Hydogène, mais on voit clairement apparaitre de nombreuses raies metalliques (FeI, FeII, TiII, CaI, Ca II, MgI, ect...). Température superficielle de 7500 à 6000K.
Etoiles jaunes dont notre Soleil fait partie. Leurs spectre est encore assez dominé par les raies de l'Hydrogène, bien que les raies de nombreux métaux ionisés une fois soient très présentes. Les raies du CaII H & K sont très prononcées. Le type G est l'un des derniers (outre K et M) où l'on distingue encore (étant donné la température de 5000 à 6000K) des raies moléculaires encore assez fortes (CH, CN).
Etoiles oranges de température 3500 à 5000K parmi lesquelles on compte Arcturus, Pollux, Aldebaran, T Tau,... Bien que encore visibles, les raies de l'Hydrogène s'affaiblissent pour les étoiles K les plus froides. En revanche, quelques composés moléculaires sont visibles: CH, CN, CO, ainsi que les larges bandes de TiO pour les plus froides.
Etoiles rouges et froides (T < 3500K) dont les plus connues sont Betelgeuse
ou Antares. Toutes les étoiles M visibles à l'oeil nu sont des supergéantes.
Le spectre de ces étoiles froides est très complexe, et contient des milliers
de raies d'absorption rendant leurs identifications difficiles. La forme caractéristique
du spectre des étoiles M est donnée par les molécules: CN, CH, CO, TiO, VO,
MgH, H2,etc...
Pour les étoiles M les plus froides, les larges bandes moléculaires dominent
le spectre et de larges regions de ce dernier sont totalement absorbées. Par
exemple, les étoiles de type M8 ne présentent quasiment aucune emission dans
l'UV. Consulter également la page sur les etoiles carbonnées.
Type | Caractéristiques | Température (séqu. principale) |
O | HeII, émission fréquente | 28000-50000K |
B | HeI | 9900-28000K |
A | H | 7400-9900K |
F | H, métaux | 6000-7400K |
G | CaII, métaux | 4900-6000K |
K | CaII, CaI, molécules, CN, C2 (type N) | 3500-4900K |
M | TiO, ZrO (type S), C2 (type N) | 2000-3500K |
Développement de la classe O | ||
Oa | |=> WC5-WC8 (séquence Carbone) ou WN6-WN8 (séquence Azote) | |
Ob | ||
Oc | ||
Od | Oe (émission H) | |
Oe | Of (émission He et NIII) | |
Oe5 | => O5-O9 | |
Développement de la classe M | ||
Ma | M0-M2 | |
Mb | M3-M5 | |
Mc | M6-M8 | |
Md | M0e-M8e |
Prefixes | |
b | wide lines - raies larges (obsolete) |
(ab) | (obsolete) |
a | normal lines - raies normales (obsolete) |
(ac) | (obsolete) |
c | sharp lines - raies fines |
d | dwarf - naine |
g | giant - géante |
sd | subdwarf - sous-naine |
wd | white dwarf - naine blanche |
Suffixes | |
e | emission line (H emission for O stars) - raie en émission |
em | emission by metal lines - émissions par raies métalliques |
er | reversed emission (central absorption within the emission line) - émission renversée |
ep | peculier emission - émission particulière |
eq | P Cyg emission (emission with an absorption componant toward shorter wavelength) - émission à profil P Cygni |
f | He & N emission for O stars |
n | diffuse lines |
nn | very diffuse lines |
s | sharp lines - raies fines |
k | interstellar lines |
v |
variation in the spectrum othet than that caused by velocity effects |
p=pec | peculiar spectrum - spectre particulier |
m | strong metallic absorption |
wk | weak lines - raies faibles |
! | marked characteristics |
Class | Spectral Type |
Absolute visual mag
|
||
B0
|
F0
|
M0
|
||
0 (zero) | Extreme, luminous supergiants |
-9
|
||
Ia | Luminous supergiants |
-6.7
|
-8.2
|
-7.5
|
Ib | Less luminous supergiants |
-6.1
|
-4.7
|
-4.6
|
II | Bright giants |
-5.4
|
-2.3
|
-2.3
|
III | Normal giants |
-5.0
|
1.2
|
-0.4
|
IV | Subgiants |
-4.7
|
2.0
|
|
V | Main sequence |
-4.1
|
2.6
|
9.0
|
sd (VI) | Subdwarfs |
10
|
||
D, wd (VII) | White dwarfs |
10.2
|
12.9
|
STAR RA (2000.0) Dec V B-V Spectral Type Zet Ori 05:40:45.5 -01:56:32 2.05 -0.21 O9.5Ibe Zet Oph 16:37:09.5 -10:34:02 2.56 0.02 O9.5Vn Iot Ori 05:35:26.0 -05:54:35 2.77 -0.24 O9III Del Ori 05:32:00.4 -00:17:56 2.23 -0.22 B0III + O9V Gam Cas 00:56:42.3 +60:43:00 2.47 -0.15 B0IVe Eps Ori 05:36:12.8 -01:12:06 1.70 -0.19 B0Iae Tau Sco 16:35:53.0 -28:12:56 2.82 -0.25 B0V Del Sco 16:00:20.1 -22:37:16 2.32 -0.12 B0.3IV Kap Ori 05:47:45.4 -09:40:10 2.06 -0.17 B0.5Iav Eps Per 03:57:51.1 +40:00:38 2.89 -0.18 B0.5V Bet CMa 06:22:42.0 -17:57:20 1.98 -0.23 B1II-III Alp Vir 13:25:11.8 -11:09:38 0.98 -0.23 B1III-IV Zet Per 03:54:07.9 +31:53:01 2.85 0.12 B1Ib Bet Sco 1 16:05:26.2 -19:48:18 2.62 -0.07 B1V Pi Sco 15:58:51.2 -26:06:49 2.89 -0.19 B1V + B2V Sig Sco 16:21:11.4 -25:35:32 2.89 0.13 B2III + O9.5 Gam Peg 00:13:14.2 +15:11:02 2.83 -0.23 B2IV Eta UMa 13:47:33.1 +49:18:49 1.86 -0.19 B3V Bet Tau 05:26:17.4 +28:36:35 1.65 -0.13 B5Ia Eta Tau 03:47:29.0 +24:06:21 2.87 -0.09 B7III Alp Leo 10:08:23.2 +11:58:02 1.35 -0.11 B7V Gam Crv 12:15:49.0 -17:32:31 2.59 -0.11 B8IIIpHgMn Alp And 00:08:22.8 +29:05:33 2.06 -0.11 B8IVpMnHg Bet Ori 05:14:32.3 -08:12:05 0.12 -0.03 B8Iae Bet Per 03:08:10.1 +40:57:21 2.12 -0.05 B8V Bet Lib 15:17:00.7 -09:22:56 2.61 -0.11 B8V Bet UMi 07:27:09.2 +08:17:23 2.90 -0.09 B8Ve Alp Peg 23:04:45.4 +15:12:21 2.49 -0.04 B9V Del Cyg 19:44:58.3 +45:07:48 2.87 -0.03 B9.5IV Del Crv 12:29:52.6 -16:30:47 2.95 -0.05 B9.5V Gam Gem 06:37:42.6 +16:23:59 1.93 0.00 A0IV Alp CrB 15:34:40.9 +26:42:57 2.23 -0.02 A0V Alp Lyr 18:36:55.5 +38:46:47 0.03 0.00 A0V Gam UMa 11:53:49.3 +53:41:41 2.44 0.00 A0Ve Zet Aql 19:05:24.7 +13:51:53 2.99 0.01 A0Vn Eps UMa 12:54:01.1 +55:57:35 1.77 -0.02 A0pCr The Aur 05:59:43.1 +37:12:49 2.62 -0.08 A0pSi Alp CVn 2 12:56:02.7 +38:19:03 2.90 -0.12 A0pSiEuHg Alp Gem 07:34:36.7 +31:53:24 1.59 0.03 A1V Bet UMa 11:01:50.1 +56:22:55 2.37 -0.02 A1V Alp CMa 06:45:10.8 -16:41:57 -1.46 0.00 A1Vm Del UMa 13:23:54.9 +54:55:32 2.27 0.02 A1VpSrSi Del Sgr 19:02:36.8 -29:52:48 2.60 0.08 A2III + A4IV Bet Aur 05:59:32.0 +44:56:51 1.90 0.03 A2IV Alp Cyg 20:41:25.9 +45:16:48 1.25 0.09 A2Iae Eta Oph 17:10:22.6 -15:43:33 2.43 0.06 A2V Alp Gem 07:34:36.7 +31:53:24 1.58 0.04 A2Vm Bet Eri 05:07:51.3 -05:05:06 2.79 0.13 A3III Alp Lib 2 14:50:53.1 -16:02:25 2.75 0.15 A3IV Alp PsA 22:57:37.8 -29:37:11 1.16 0.09 A3V Bet Leo 11:49:05.3 +14:34:25 2.14 0.09 A3V Del Leo 11:14:06.0 +20:31:32 2.56 0.12 A4V Alp Oph 17:34:55.7 +12:33:48 2.08 0.15 A5III Del Cas 01:25:46.9 +60:14:09 2.68 0.13 A5III-IV Bet Ari 01:54:38.0 +20:48:34 2.64 0.13 A5V Alp Aql 19:50:45.2 +08:51:47 0.77 0.22 A7V Alp Cep 21:18:33.7 +62:35:06 2.44 0.22 A7V Del Cap 21:47:01.5 -16:07:23 2.87 0.29 Am Eps Aur 05:01:58.1 +43:49:24 2.99 0.54 F0Iae Alp Lep 05:32:43.8 -17:49:20 2.58 0.21 F0Ib Pi Sgr 19:08:45.8 -21:01:22 2.89 0.35 F2II Bet Cas 00:09:07.2 +59:09:08 2.27 0.34 F2III-IV Alp CMi 07:39:20.5 +05:14:21 0.38 0.42 F5IV-V Alp Per 03:24:19.3 +49:51:41 1.79 0.48 F5Ib Rho Pup 08:07:33.0 -24:18:17 2.81 0.43 F6IIp Alp UMi 02:31:36.4 +89:15:51 2.02 0.68 F7Ib-II Del CMa 07:08:23.5 -26:23:36 1.84 0.68 F8Ia Gam Cyg 20:22:13.7 +40:15:24 2.20 0.68 F8Ib Eta Boo 13:54:41.3 +18:24:09 2.68 0.58 G0IV Zet Her 16:41:19.0 +31:35:50 2.81 0.65 G0IV Bet Aqr 21:31:33.5 -05:34:15 2.91 0.83 G0Ib Eps Leo 09:45:51.2 +23:46:28 2.98 0.80 G1II Eta Peg 22:43:00.1 +30:13:17 2.94 0.86 G2II-III+F Alp Aqr 22:05:47.0 -00:19:11 2.96 0.98 G2Ib Bet Dra 17:30:26.1 +52:18:04 2.79 0.98 G2Ib-IIa Bet Crv 12:34:23.2 -23:23:44 2.65 0.89 G5II Bet Lep 05:28:14.8 -20:45:29 2.84 0.82 G5II Alp Aur 05:16:41.0 +46:00:14 0.08 0.80 G5IIIe Bet Her 16:30:13.6 +21:29:24 2.77 0.94 G7IIIa Gam Per 03:04:47.7 +53:30:24 2.93 0.70 G8III + A2V Eta Dra 16:23:59.7 +61:30:48 2.74 0.91 G8IIIab Eps Vir 13:02:11.6 +10:57:32 2.83 0.94 G8IIIab Eps Gem 06:43:55.9 +25:07:53 2.98 1.40 G8Ib Eps Boo 14:44:59.4 +27:04:26 2.70 0.97 K0II-III Eps Cyg 20:46:11.2 +33:57:56 2.46 1.03 K0III Bet Cet 00:43:34.6 -17:59:13 2.04 1.02 K0III Alp UMa 11:03:44.6 +61:45:06 1.79 1.07 K0IIIa Alp Cas 00:40:30.1 +56:32:16 2.23 1.17 K0IIIa Bet Gem 07:45:21.3 +28:01:37 1.14 1.00 K0IIIb Gam Leo 1 10:19:57.3 +19:50:37 2.61 1.15 K0III Lam Sgr 18:27:58.4 -25:25:08 2.81 1.04 K1IIIb Alp Boo 14:15:43.6 +19:12:37 -0.04 1.23 K1IIIbCN-1 Bet Oph 17:43:28.5 +04:33:54 2.77 1.16 K2III Alp Ari 02:07:09.7 +23:27:52 2.00 1.15 K2III Alp Ser 15:44:15.7 +06:25:30 2.65 1.17 K2IIIb Eps Peg 21:44:11.0 +09:52:30 2.39 1.53 K2Ib Gam And 1 02:03:53.7 +42:19:50 2.26 1.37 K3II Iot Aur 04:56:59.5 +33:09:59 2.69 1.53 K3II Gam Aql 19:46:15.5 +10:36:48 2.72 1.52 K3II Alp Hya 09:27:35.3 -08:39:32 1.98 1.44 K3II-III Del Sgr 18:20:59.5 -29:49:39 2.70 1.38 K3III Bet UMi 14:50:42.8 +74:09:19 2.08 1.47 K4III Alp Tau 04:35:55.1 +16:30:43 0.85 1.54 K5III Gam Dra 17:56:36.5 +51:29:21 2.23 1.52 K5III Bet And 01:09:43.2 +35:37:20 2.06 1.58 M0IIIa Del Oph 16:14:20.9 -03:41:31 2.74 1.58 M0.5III Gam Eri 03:58:01.6 -13:30:24 2.95 1.59 M0.5IIICa- Alp Ori 05:55:10.2 +07:24:25 0.50 1.85 M1-2Ia-Iab Alp Cet 03:02:16.8 +04:05:27 2.53 1.64 M1.5IIIa Alp Sco 16:29:24.5 -26:25:54 0.96 1.83 M1.5Iab-Ib Bet Peg 23:03:45.8 +28:04:51 2.42 1.67 M2.5II-III Mu Gem 06:22:57.4 +22:30:54 2.88 1.64 M3IIIab Ref: "Stars and their Spectra - An introduction to spectral sequence" James B. Kaler
Cambridge University Press - ISBN 0-521-30494-6