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Classement par étoiles

Classement par étoiles

L'étude photographique du spectre des étoiles a été initiée en 1885 par l'astronome Edward Pickering à l'observatoire du Harvard College et conclue par sa collègue Annie J. Cannon.

Cette recherche a conduit à la découverte que les spectres des les étoiles Ils sont disposés selon une séquence continue, en fonction de l'intensité de certaines raies d'absorption. Les observations fournissent des données sur l'âge des différentes étoiles, ainsi que sur leur degré de développement.

Les différentes étapes de la séquence des spectres, désignées par les lettres O, B, A, F, G, K et M, permettent une classification complète de tous les types d'étoiles. Les indices 0 à 9 sont utilisés pour indiquer les séquences du modèle dans chaque classe.

Classe O: Lignes d'hélium, d'oxygène et d'azote, en plus de celles de l'hydrogène. Il comprend des étoiles très chaudes et comprend à la fois celles qui montrent des spectres de lignes lumineuses d'hydrogène et d'hélium et celles qui montrent des lignes sombres des mêmes éléments.

Classe B: Les raies d'hélium atteignent une intensité maximale dans la subdivision B2 et pâlissent progressivement dans les subdivisions supérieures. L'intensité des raies d'hydrogène augmente régulièrement dans toutes les subdivisions. Ce groupe est représenté par la star Epsilon Orionis.

Classe A: Il comprend les étoiles dites hydrogène avec des spectres dominés par les raies d'absorption d'hydrogène. Une star typique de ce groupe est Sirius, qui apparaît sur la photo précédente.

Classe F: Dans ce groupe, les lignes dites calcium H et K et les lignes caractéristiques hydrogène se distinguent. Une étoile notable de la classe F est Delta Aquilae.

Classe G: Il comprend des étoiles avec de fortes raies de calcium H et K et des raies d'hydrogène moins fortes. Les spectres de nombreux métaux sont également présents, notamment celui du fer. Le Soleil appartient à ce groupe et donc les étoiles G sont appelées "étoiles de type solaire".

Classe K: Les étoiles qui ont de fortes lignes de calcium et d'autres qui indiquent la présence d'autres métaux. Ce groupe est caractérisé par Arturo.

Classe M; Spectres dominés par des bandes qui indiquent la présence d'oxydes métalliques, notamment ceux d'oxyde de titane. L'extrémité violette du spectre est moins intense que celle des étoiles K. L'étoile Bételgeuse est typique de ce groupe.

Taille et luminosité des étoiles

Les plus grandes étoiles connues sont les supergéantes, avec des diamètres environ 400 fois plus grands que le Soleil, tandis que les étoiles connues sous le nom de "naines blanches" peuvent avoir des diamètres de seulement un centième du Soleil. Cependant, les étoiles géantes habituellement elles sont diffuses et peuvent avoir une masse à peine 40 fois supérieure à celle du Soleil, tandis que les naines blanches sont très denses malgré leur petite taille.

Il peut y avoir des étoiles d'une masse 1 000 fois supérieure à celle du Soleil et, à plus petite échelle, des boules de gaz chauds trop petites pour déclencher des réactions nucléaires. Un objet qui pourrait être de ce type (une naine brune) a été observé pour la première fois en 1987, et depuis lors, d'autres ont été détectés.

La luminosité des étoiles est décrite en termes de magnitude. Les étoiles les plus brillantes peuvent être jusqu'à 1 000 000 fois plus lumineuses que le Soleil; Les naines blanches sont environ 1 000 fois moins lumineuses.

Les classes établies par Annie Jump Cannon Ils sont identifiés par des couleurs:

- Couleur bleue, comme l'étoile I Cephei
- Couleur blanc-bleu, comme l'étoile Spica
- Couleur blanche, comme l'étoile Vega
- Couleur blanc-jaune, comme Proción
- Couleur jaune, comme le soleil
- Couleur orange, comme Arcturus
- Couleur rouge, comme l'étoile Bételgeuse.

Souvent, les étoiles sont nommées en fonction de leur taille et de leur couleur: naines blanches, géantes rouges, ...

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