La classification des étoiles

Les étoiles sont un élément central dans la compréhension des exoplanètes Il s'agit d'un paramètre stellaire déjà abordé dans le premier des 4 articles fondateurs de ce site. Cependant il convient d'approfondir le sujet car contrairement aux exoplanètes, une classification complète et fiable des étoiles a été réalisé grâce à l'observation de milliards d'entre elles. 

Le télescope spatial GAIA a procédé jusqu'en 2020 à la cartographie de l'Univers en étudiant plus de 1,8 milliards d'étoiles, soit près de 1% des étoiles de notre galaxie, la Voie Lactée. La quantité proprement astronomique de données récoltée par cette mission permet de valider la classification stellaire que nous allons étudier dès maintenant !

Il faut tout d'abord savoir sur quoi se base cette classification, c'est à dire les paramètres qui sont pris en compte. Ils sont au nombre de 4 :

• La température de surface (aussi appelé température effective)
• la gravité de surface (exprimé en logarithme de la pesanteur)
• La masse (en unité de Masse Solaire)
• La luminosité (en unité de Luminosité Solaire)

La température de surface influe directement sur la couleur de l'étoile, variant du bleu-violet intense au rouge pourpre (respectivement du plus chaud au plus froid). De part la nature complexe des étoiles, tous ces paramètres sont en réalité interdépendants, cela se démontre en étudiant les équations de structure stellaire. Par conséquent, la variation d'un paramètre entraine la variation d'un autre paramètre, faisant glisser une étoile d'une catégorie d'étoile à une autre.

La classification des étoiles, utilisant les paramètres énoncés précédemment, est composée de deux éléments :

1. Le type spectral qui se base essentiellement sur la température effective
2. La classe de luminosité qui se base évidemment sur la luminosité 

La version la plus complète de la classification possède 15 types spectraux :

Type spectral	Température (effective)	Couleur perçue
W	30 000 à 200 000 K	bleu-violet / UV et X (invisible)
O	> 25 000 K	bleu
B	10 000 à 25 000 K	blanc / bleu
A	7 500 à 10 000 K	blanc
F	6 000 à 7 500 K	jaune / blanc
G	5 000 à 6 000 K	jaune
K	3 500 à 5 000 K	orange
M	2 000 à 3 500 K	rouge
R, N, S	2 000 à 3 000 K	rouge
L	1 200 à 2 000 K	brun
T	700 à 1 200 K	brun / noir
Y	200 à 700 K	aucune (infrarouge)

Lors de l'observation d'une étoile, il est possible de déterminer son type spectral approximatif grâce à sa couleur, mais on peut le connaitre avec une plus grande certitude (ainsi que beaucoup de détails supplémentaires) en effectuant l'analyse de son spectre.

La loi de Planck et la loi de Wien permettent d'obtenir une première estimation fiable de la température effective de l'étoile, et donc de son type spectral. La loi de Wien est une simple relation mathématique permettant de relier une longueur d'onde à une température, et grâce à la loi de Planck il est possible de connaitre la longueur d'onde émettant le plus d'énergie, c'est à dire celle correspondant à la température de surface de l'étoile. Il cependant beaucoup plus fréquent dans la recherche astronomique d'effectuer une analyse plus complexe du spectre que de simplement utiliser la loi de Wien, car plusieurs autres éléments physiques peuvent influencer la température effective de l'étoile sans être pris en compte par la loi Wien. Cette loi reste malgré tout utile lorsque l'on a besoin d'une approximation fiable de la température d'une étoile, sans se soucier de l'exactitude physique.

Les étoiles de type O à M sont généralement situées sur ce que l'on appelle la Séquence Principale, il s'agit de la "ligne de vie" que suivent la plupart des étoiles, c'est à dire leur évolution en masse, taille, température et luminosité au fil des milliards d'années. Notre Soleil, une étoile de type G, va rester encore près de 5 milliards d'années sur la séquence principale avant de terminer la fusion de son hydrogène et de passer à des atomes plus lourds (modifiant alors sa composition et ses propriétés).

Les étoiles de L à Y sont des naines brunes, c'est à dire très objets sous-stellaires "froids" qui émettent peu dans le spectre visible et tendent vers le rouge-brun / infrarouge (invisible pour nos yeux). Il s'agit d'objet considérés comme étant à mi-chemin entre une étoile et une planète car les naines brunes ne sont pas suffisament chaudes et massives (15 à 70 fois la masse de Jupiter) pour fusionner l'hydrogène, mais qu'elles le sont assez pour fusionner le deutérium. Par conséquent ces "étoiles" ne produisent pas de lumière par leur réaction thermonucléaire, mais uniquement par l'énergie de leur contraction gravitationnelle (énergie potentielle interne). On peut affectueusement les appeler des étoiles ratées.

Les étoiles de type R, N et S sont des étoiles carbonnées. Il s'agit d'étoiles dont la composition chimique est majoritairement carbonnée plutôt qu'oxygéné (comme les autres étoiles) dû à la remontée par convection du carbone depuis le noyau stellaire jusqu'aux couches supérieures. Ces étoiles sont généralement géantes.

Enfin les étoiles W, plus communément appelés les étoiles Wolf-Rayet, sont des très massives (plusieurs dizaines ou centaines de masse solaire) et extrêmement actives. Elles produisent d'intenses vents stellaires à répétition puis finissent par exploser en supernova. Il ne vaut mieux pas être dans les parages d'une étoile de ce type. Heureusement, elles sont relativement peu nombreuses dans la Galaxie.

Concernant la luminosité, on en dénombre 7 classes :

Classe de luminosité	Luminosité (en Luminosité Solaire)	Description
I	10 000 à +100 000	Super Géante
II	1 000 à 10 000	Géante (brillante)
III	50 à 100	Géante (normale)
IV	10 à 50	Sous Géante
V	0,1 à 10 (mais peut s'étendre de 0,00001 à 1000)	Naine (Séquence Principale)
VI (sd)	0,1 à 0,01	Sous Naine
VII (D,wd)	0,01 à 0,0001	Naine Blanche

Les étoiles les plus lumineuses sont souvent les plus grandes (et massives), car il existe une relation physique directe entre ces quantités (luminosité et masse) de sorte que le changement de l'un engendre le changement de l'autre. C'est pourquoi les étoiles classe I (les plus lumineuses) sont des Super Géantes, tandis que celles les moins brillantes (classe V, VI, VII) sont des étoiles naines (même si évidemment en astronomie le mot "nain" ne désigne rien de réellement petit).

Cette classification complète des étoiles permet aux chercheurs de concentrer leur étude sur certain type d'étoiles avec un objectif précis (par exemple étudier les atmosphères métalliques des Naines Blanches) et par conséquent de savoir plus facilement quelles sont les étoiles qui correspondent à leur groupe de, ce qui permet ensuite d'avoir une connaissance plus globale de la diversité des étoiles et de la nature de chacune d'entre elles.

Ce savoir est important puisqu'il constitue la base des paramètres stellaires dont dépendent la nature même des exoplanètes. Connaitre une étoile c'est donc commencer à connaitre les planètes qui gravitent autour. Si par exemple on sait que les étoiles de faibles masses, donc les étoiles de type M, émettent beaucoup de radiation ultraviolet et X et ont en moyenne une forte activité solaire (éruptions) alors on sait déjà qu'il serait difficile de vivre à proximiter, ce qui permet de concentrer nos recherches d'exoplanètes habitables à des étoiles possédant d'autres types spectraux plus favorables.

Voici qui fait le tour des principaux éléments de la classification des étoiles. Pour résumer, toutes les étoiles connues peuvent être catégorisées suivant leur type spectral et leur luminosité, permettrant de nommer le type de l'étoile, comme G2 V pour le Soleil (légèrement plus chaud que les étoiles de type G, et une classe V de luminosité, donc une étoile naine de la séquence principale). Cette classification est utile pour comprendre la nature des étoiles autour desquels orbitent les exoplanètes, et vous pouvez déjà vous entrainer à lire des types d'étoiles à partir de la section Explorer !

À bientôt dans l'espace !

PS : Mention spéciale aux trous noirs et aux étoiles à neutron, qui bien qu'ils soient in fine des étoiles (ou ce qu'il en reste), ne peuvent pas être étudiés spectralement à cause de leur nature particulière, et sont donc en dehors du joug de cette classification. 

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