En astronomie, la classe de luminosité permet de distinguer les étoiles en fonction de leur luminosité, de même que le type spectral permet de les distinguer en fonction de leur température. En gros, la classe de luminosité est le deuxième axe du diagramme HR.
Sommaire
1Luminosité et âge
2Classification MKK
3Notes et références
4Voir aussi
Luminosité et âge |
La luminosité et la température sont aussi liées, à travers la loi de Stefan-Boltzmann, qui peut s'écrire :
L=4πσR2T4{displaystyle L=4pi sigma R^{2}T^{4}}
où, L est la luminosité, σ est la constante de Stefan-Boltzmann (ou constante de Stefan), R le rayon de l'étoile, et T sa température. Cette relation permet de donner la définition de la température effective : c'est la température du corps noir équivalent de l'étoile qui rayonne une luminosité L pour un rayon R.
Pour une étoile de masse donnée et de composition chimique donnée, la luminosité de l'étoile dépend de l'âge. Il n'y a pas de relation univoque âge-luminosité. Toutefois, en première approximation, les classes de luminosité sont une indication de l'état d'évolution de l'étoile et donc de son âge.
Classification MKK |
La classification des étoiles dans les classes de luminosité est appelée classification MKK, introduite en 1943 par William Morgan, Philip C. Keenan et Edith Kellman de l'observatoire Yerkes[1]. Cette classification est basée sur des raies spectrales sensibles à la gravité de surface, qui elle-même détermine la luminosité. En effet, le rayon d'une étoile géante étant très supérieur à celui d'une naine de même masse, la gravité à la surface d'une géante est beaucoup plus faible qu'à la surface d'une naine. Ces différences affectent à la fois l'intensité et la largeur des raies spectrales.
On distingue les classes et sous-classes de luminosité suivantes :
Classe
sous-classe
description
I[2]
Ia+, Ia-0 ou 0[3],[4],[5]
(étoile) supergéante
(étoile) supergéante extrêmement lumineuse[4] ou (étoile) hypergéante[5]
Ia[3],[4],[5]
(étoile) supergéante lumineuse[4]
Iab[3]
Ib[3],[4],[5]
(étoile) supergéante peu lumineuse[4]
II[2],[3],[4],[5]
(étoile) géante brillante[4] ou (étoile) géante lumineuse[5]
III[2],[3],[4],[5]
IIIa[2]
(étoile) géante[5] normale[4]
IIIab[2]
IIIb[2]
IV[2],[3],[4],[5]
(étoile) sous-géante[4],[5]
V[2],[3],[4],[5]
étoile de la séquence principale[4] ou (étoile) naine[5]
sd[4],[5] ou VI[2],[3],[4]
(étoile) sous-naine[4],[5] (peu utilisé)
D[4],[5], wd[4] ou VII[2],[4]
naine blanche[4],[5]
Par exemple, le Soleil est une naine jaune, une étoile qui n'a pas encore vieilli assez pour s'éloigner beaucoup de la ligne de séquence principale d'âge nul (ZAMS, pour zero-age main sequence en anglais) dans le diagramme HR. Une fois qu'elle aura terminé de brûler son hydrogène dans le cœur, elle deviendra une sous-géante puis montera sur la branche des géantes, avec donc une luminosité plus grande, mais une température de surface plus faible aussi (elle apparaîtra donc rouge plutôt que jaune : une géante rouge).
Notes et références |
↑ « Bibliographic Code: 1943QB881.M6...... », sur ADS
↑ a b c d e f g h i et j(en) Michael Perryman, Astronomical applications of astrometry: ten Years of exploitation of the Hipparcos satellite data, Cambridge, Cambridge University Press, 2009, p. 214 [lire en ligne (page consultée le 27 janvier 2016)].
↑ a b c d e f g h et i(en) « Spectral type coding » [htx], sur simbad.u-strasbg.fr, base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg (consulté le 27 janvier 2016).
↑ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s t et uÉmile Biémont, Spectroscopie atomique : instrumentation et structures atomiques, Bruxelles, De Boeck Université, coll. « Licence maîtrise doctorat », 2006 [1re éd.], 541 p., 24 cm (ISBN 2-8041-5035-6 et 978-2-8041-5035-8, notice BnF noFRBNF40225492, lire en ligne), p. 222, tab. 8.2 : « Classes de luminosité d'après la classification de Morgan, Keenan & Kellman ».
↑ a b c d e f g h i j k l m n o et p(en) Perry Berlind, « A note on the spectral atlas and spectral classification » [html], sur cfa.harvard.edu/~pberlind, page personnelle de Perry Berlind sur le site du Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (consulté le 27 janvier 2016).
Voir aussi |
Type spectral et classification de Harvard
v · m
Étoiles
Classes de luminosité et types spectraux
.mw-parser-output .sep-liste{font-weight:bold} Classes de types spectraux : Type précoce·Type intermédiaire·Type tardif ·Hypergéante (0) : Variable lumineuse bleue·bleue (O0-A0)·jaune (fin A0 - début K0)·rouge (K0-M0) ·Supergéante (I) : bleue (OI-BI)·blanche (AI)·jaune (FI-GI)·rouge (KI-MI) ·Géante lumineuse (II) ·Géante (III) : bleue (OIII-BIII-certaines AIII)·rouge (KIII-MIII) ·Sous-géante (IV) ·Naine (séquence principale = V) : bleue (OV)·bleu-blanc (BV)·blanche (AV)·jaune-blanc (FV)·jaune (GV)·orange (KV)·rouge (MV) ·Sous-naine (VI) : Type O (OVI)·Type B (BVI) ·Naine (stade évolué) : bleue·blanche ·rouge·noire ·Classes particulières : Étoile de type solaire·Naine brune (pas vraiment une étoile)
À contact·À éclipses·Astrométrique·Détachée·Semi-détachée·Spectroscopique·TTL·Visuelle·X·X à faible masse·X à forte masse·gamma·Sursauteur X·Étoile symbiotique·Microquasar·Pulsar binaire
Variables
Désignation des étoiles variables·Céphéide·Cataclysmique (Polaire)·Éruptive (type UV Ceti)·Herbig Ae/Be·Lumineuse bleue·Semi-régulière·Type Alpha² Canum Venaticorum·Type Beta Lyrae·Type BY Draconis·Type Delta Scuti·Type FU Orionis·Type Mira·Type RR Lyrae·Type T Tauri·Type W Virginis·Wolf-Rayet·Sursauteur gamma mou·Blanche à pulsations
Multiples
Système stellaire·Amas stellaire·Superamas stellaire·Association stellaire·Association OB·Amas ouvert·Amas globulaire·Blue blobs
Compositions
Métallicité·Baryum·Carbone·CH·Hélium extrême·Lambda Bootis·Mercure et manganèse·PG 1159·Plomb·Type S·Technétium
Objets compacts
Proto-étoile à neutrons·Étoile à neutrons·Magnétar·Pulsar (Désignation·Double·Milliseconde·X·X anormal)·Quasar·Trou noir
Hypothétiques
Congelée·Étoile de fer·Étoile noire, gravité semi-classique·Étoile noire de matière noire·Étoile à préons·Étoile à quarks·Gravastar·Naine bleue·Q·Objet de Thorne-Żytkow
Classifications
Désignations stellaires (Bayer·Flamsteed)·Chronologie·Diagramme de Hertzsprung-Russell (Type spectral·Classe de luminosité·Séquence principale·Bande d’instabilité·Branche asymptotique des géantes·Red clump)·Population stellaire (I·II·III)
Brillantes·Brillantes en apparence·Brillantes et proches·Extrêmes·Géantes·Hypothétiques·Plus massives·Moins massives·Noms traditionnels·Noms officiellement reconnus par l'UAI·Proches
Formation
Nuage moléculaire (Géant)·Rémanent de supernova·Nébuleuse de vent de pulsar·Disque d’accrétion·Instabilité gravitationnelle·Nébuleuse obscure·Région HI·Région HII·Globule de Bok·Proto-étoile·Protonébuleuse planétaire·Nébuleuse planétaire·Globule obscur·Fonction de masse initiale·Objet Herbig-Haro·Pré-séquence principale·Trajet de Hayashi
Physique stellaire
Évolution stellaire·Nucléosynthèse stellaire·Astérosismologie·Bulle de Wolf-Rayet·Cinématique stellaire·Compacité·Effondrement gravitationnel·Instabilité de Rayleigh-Taylor·Jet·Limite d’Eddington·Limite d'Oppenheimer-Volkoff·Lobe de Roche·Masse de Chandrasekhar·Mécanisme de Kelvin-Helmholtz·Nova (Naine·Rouge lumineuse)·Supernova (À effondrement de cœur·Par production de paires·Thermonucléaire)·Hypernova·Unnova·Rayon de Schwarzschild·Réaction alpha·Transfert de rayonnement·Excès de couleur·Flash de l'hélium·Tremblement d'étoile·Zone de convection
Soleil
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