Classification spectrale (haute résolution)

Équipement recommandé : Lhires III, eShel
Durée : 1 nuit

Introduction

La spectroscopie basse résolution permet de classer les étoiles selon leur température et de mesurer leur température effective de surface. Toutefois, la méthode a ses limites et il est plus précis de le faire en haute résolution, notamment par la méthode des ratios d’intensité de raies.

Théorie

Tout d’abord, il est utile de rappeler que les étoiles ont grossièrement la même composition. Il y a quelques différences mais elles n’expliquent pas pourquoi les étoiles froides montrent beaucoup de raies d’absorption par rapport aux étoiles chaudes. La température influence surtout la probabilité qu’une transition puisse avoir lieu ou pas; l’abondance des éléments intervient dans une deuxième ordre de grandeur.

Intensité relative de certaines raies selon la classe spectrale (d’après J. Kaler «Stars»)

Le graphe ci-dessus montre pour chaque élément/transition, la probabilité relative qu’il soit visible en fonction de la température. On voit ainsi que dans les étoiles froides, les molécules comme TiO vont faire apparaître de nombreuses raies en absorption. A l’inverse, les étoiles chaudes auront surtout des raies liées à des éléments ionisés.

On constate par ailleurs que le maximum d’intensité des raies d’hydrogène se retrouve dans les étoiles de type A… normal, puisque la classification a suivi l’alphabet (A, B, C…) selon un ordre décroissant d’intensité de ces raies. Puis, les astronomes se sont rendu compte que pour une intensité plus faible des raies d’hydrogène, les raies d’hélium pouvait être plus ou moins intense. Cela a abouti à un nouveau tri des classes spectrales selon l’ordre maintenant bien connu: O, B, A, F, G, K, M (Oh, Be A Fine Guy/Girl – Kiss Me !)…

On voit qu’il alors possible d’utiliser des ratios d’intensité de raies (comme la ratio hélium/hydrogène ou He/H) comme indicateur assez précis de la classe spectrale. S’il existe peu d’ouvrage récapitulatif de ces critères, les articles sur le sujet sont nombreux et accessible via ADS (Abstract Data Services). On soulignera toutefois les livres de Jaschek & Jaschek.

Mise en pratique

Nous allons ici prendre l’exemple d’une étoile: HD47839. Mais la méthode pourrait s’appliquer à toute autre étoile. Il s’agit ici d’une étoile plutôt chaude au vu de son spectre global et nous allons déterminer sa classe spectrale de manière plus précise par cette méthode.

Le livre de référence de Jaschek & Jaschek nous donne pour le type spectral O les largeurs équivalentes de certaines raies :

Largeur équivalente de certaines raies selon le type spectral (d’après Jaschek & Jaschek)

Notre spectre a été pris lors d’un stage à l’Observatoire de Haute Provence en février 2009 avec un spectrographe eShel et un télescope Celestron 11 : pouvoir de résolution R~11000.

Les raies d’hélium HeI et HeII sont bien visibles :

Partie du spectre eShel de HD 47839 (cliquer pour agrandir)

Une simple mesure des largeurs équivalentes, avec le logiciel VisualSpec, permet de déterminer la classe spectrale de manière plus fine:

        HeI  [λ 4471] = 0.799

        HeII [λ 4541] = 0.533

En comparant avec le tableau de référence, on obtient le type spectral O8.

Conclusions

La méthode décrite ici requiert souvent une recherche bibiographique assez poussée pour trouver les tables de références selon le type de l’étoile observé. Mais il est intéressant de voir le niveau de précision atteint avec une technique finalment assez simple.

Les méthodes modernes de classification font appel à des modèles stellaires plus complexes. Des outils de simulation numérique permettent de produire des spectres synthétiques qui seront à comparer à des bibliothèques standard. Ceci est décrit dans l’ouvrage assez récent de Richard Gray et son programme «spectrum» est intégré dans VisualSpec ce qui rend son utilisation assez facile. C’est assez magique de prendre un spectre d’une étoile et d’essayer de le synthétiser à partir de modèles d’atmosphères stellaires – un vrai travail d’«experts»… 🙂