Décomposée avec un prisme, la lumière des étoiles révèle leur composition chimique.

    Tout le monde a vu au moins une fois dans sa vie, ce beau phénomène atmosphérique qu’est l’arc-en ciel : en traversant les minuscules gouttes d’eau restées en suspension dans l'atmosphère après un orage. la lumière du Soleil se décompose, ses différentes couleurs allant du violet au rouge en passant par le bleu, le vert, le jaune et l'orange. Si on dispose d'un prisme (pièce de verre en forme de trièdre), on peut reproduire le phénomène autant de fois qu'on le souhaite en faisant passer la lumière à travers celui-ci. On obtient ainsi ce que l'on appelle le spectre de la lumière. Si c’est un rayon lumineux du Soleil que l'on utilise, nous obtenons un " spectre du Soleil ". Mais, si on peut observer le spectre solaire, est-il possible de faire la même chose avec les autres étoiles?

     C'est soit une bande lumineuse, sillonnée, parfois ici et là, de raies sombres dites raies d^'absorption, soit une bande sombre sillonnée de raies plus claires dites raies d^’émission. Pourquoi ces raies? L'explication nous la devons à Kirchhoff. Un solide (une barre de fer chauffée à blanc par exemple), un liquide incandescent ou un gaz à très forte pression émettent un rayonnement continu. Si l'on décompose par un prisme cette lumière émise, on obtient une bande composée de plages lumineuses colorées couvrant tout ou partie des couleurs de l'arc-en-ciel. Nous avons affaire à un spectre continu ou continuum.

     Tout atome de n'importe quelle espèce chimique, qu'il soit d'hydrogène, de mercure ou de fer par exemple, porté a des températures élevées, émet une lumière composée d'une série de raies, a des longueurs d'onde définies avec exactitude. Du point de vue astronomique, le point important est que tout élément chimique a sa propre série de raies, ce qui interdit de le confondre avec un autre élément. Dans le cas d’une étoile, la lumière émise par les réactions thermonucléaires qui règnent dans son cœur doit pour nous parvenir traverser l'atmosphère de l'étoile. Les atomes de cette atmosphère très diluée et a faible pression absorbent les photons correspondant à leur propre longueur d'onde. Apparaissent alors les raies d'absorption. Ainsi, un astronome peut " lire ", un spectre stellaire et déterminer précisément les éléments composant les zones superficielles de l’étoile ainsi que mesurer leur abondance relative. On a, par cette méthode, appris que dans les étoiles il n'y a pas d'éléments qui ne se trouvent également sur la Terre.

LES CLASSES SPECTRALES

     Le père Secchi avait remarqué que sa classification ne dépendait que d'un paramètre la température. Ce n'est qu'en 1901 qu'à l'observatoire d'Harvard deux astronomes américaines, Antonia Maury (1866-1952) et Annie J. Cannon (1863-1941), disposant d'un grand nombre de spectres stellaires, cataloguèrent les étoiles en 7 classes désignées par les lettres O, B, A, F, G, K, M (Signalons ici un moyen mnémotechnique pour se souvenir de cette classification : Oh, Be A Fine Girl Kiss Me), subdivisées elles-même de 0 à 9 en allant des plus chaudes, bleues (30 000 °C), aux plus froides, de couleur rouge (3000 °C). Le Soleil est une étoile de classe G5 de couleur jaune-orangé et dont la température superficielle est de 5500 °C. On peut ainsi parler d'une étoile de " classe M8 " ou de " classe A3 " (au passage, remarquons que l'on utilise à tort le terme " type " à la place de " classe ") et passer de F0, F1, F2... F9 pour arriver au type G0. Les étoiles sont donc ainsi caractérisées par la couleur du continuum et par la présence de raies d'absorption de certains éléments chimiques dont leur atmosphère est composée.

      Cette classification a été complétée depuis pour tenir compte de la découverte de nouvelles classes d'étoiles, telles les étoiles de Wolf-Rayet (W), très chaudes (100 000 °C) et les étoiles de classe R, N et de S. La classification est maintenant la suivante :

     A partir de cette classification, en y associant le diagramme HR, il est possible de déterminer la luminosité absolue et la masse de certaines étoiles et la présence ou non de champs magnétique intenses.