Les classes spectrales

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Le tableau ci-dessous récapitule un certain nombre de caractéristiques des étoiles, ainsi que leur abondance relative dans notre galaxie.
Les paramètres de masse, rayon et luminosité des étoiles sont exprimés relativement aux valeurs du Soleil.
Ces paramètres ne s'appliquent qu'aux étoiles de la séquence principale, pas aux étoiles supergéantes.
La classe spectrale n'étant définie qu'à partir de la température de surface de l'étoile, ce tableau ne peut donc définir qu'un seul point dans le diagramme de Hertzprung-Russel.

La classe W correspond aux étoiles de Wolf-Rayet.

Classe
spectrale
Température
de surface
(en degrés K)
Masse Rayon Luminosité Durée de vie
(en millions d'années)
Abondance relative
(en %)
W 50.000 >40 20 1.000.000 <1 négligeable
O5 40.000 32 18 600.000 1 0.00002
B0 28.000 16 7.4 16.000 10   
B5 15.500 6.5 3.8 600 100 0.1
A0 9.900 3.2 2.5 60 500  
A5 8.500 2.1 1.7 20 1.000 1
F0 7.400 1.75 1.4 6 2.000  
F5 6.600 1.25 1.2 3 4.000 3
G0 6.000 1.06 1.1 1.3 10.000  
G2 Soleil 5.800 1 1 1 12.000  
G5 5.500 0.92 0.9 0.8 15.000 9
K0 4.900 0.80 0.8 0.4 20.000 (1)  
K5 4.100 0.69 0.7 0.1 30.000 14
M0 3.500 0.48 0.6 0.02 75.000  
M5 2.800 0.20 0.3 0.001 200.000 73
C ~2500 ~5/10 (2) (2) 0.1 négligeable
S ~2000 ~5/10 (2) (2) 0.1 négligeable

(1) La durée de vie estimée de l'univers étant inférieure à 20 Milliards d'années, aucune étoile de classe K ou M n'est déjà morte.

(2) Ces étoiles sont souvent des étoiles variables, susceptibles de grossir jusqu'à 1000 rayons solaires dans les cas extrêmes. De même leur luminosité peut être comprise entre 30 et 30.000 fois celle du Soleil.

L'immense majorité des étoiles est constituée de petites étoiles de classe M ou K.
Les étoiles géantes ou supergéantes sont extrêmement rares, et ce d'autant plus que leur durée de vie est brève.

 


A ces caractéristiques physiques, il convient d'ajouter des particularités spectrales : les spectres des étoiles de même classe possèdent des raies d'émission semblables, ce qui n'est pas étonnant, puisque deux étoiles de même type spectral ont à peu de choses près les mêmes caractéristiques physiques.

Classe Raies principales Autres raies
W Hélium ionisé, hydrogène Carbone, et Oxygène (classe WC)
Azote (classe WN)
O Hélium ionisé Hélium neutre, faibles raies de l'hydrogène
B Hélium neutre Raies de l'hydrogène se renforçant dans les classes B6 à B9
A Hydrogène très visibles en A0, allant en décroissant vers A9 Raies du calcium ionisé de plus en plus fortes de A0 vers A9
F Raies du calcium ionisé de plus en plus fortes  
G Raies du calcium ionisé très marquées Métaux, particulièrement le Fer
K Fortes raies métalliques Molécules CH et CN
M Raies d'absorption de l'oxyde de titane Nombreuses raies métalliques
C Raies métalliques Carbone
S Raies métalliques Oxyde de Zirconium, Yttrium, Baryum

 


Références :
The Harvard Spectral Sequence
The Classification of Stellar Spectra (J.S. Allen)