En astronomie, le type spectral d'une étoile est déterminé par ses quatre caractéristiques principales que sont la température de couleur., la gravité de surface, la masse et la luminosité. Ces caractéristiques ne sont ni indépendantes les unes des autres ni directement mesurables.
Les étoiles se présentent dans différentes couleurs déterminées par leur température. Les étoiles chaudes sont bleues, tandis que celles plus froides sont rouges. Dans un ordre croissant de température, une étoile est rouge, orange, jaune, blanche, bleue ou violetteCet ordre peut sembler étrange, car les humains associent souvent le rouge au chaud et le bleu au froid, mais la physique montre l'inverse.. Plus un corps est chaud, plus les photons qui s'en échappent ont d'énergie, et plus leur longueur d'onde est faible.
A priori, les étoiles peuvent être classées selon leur température de couleur en utilisant la loi de Wien, mais cela pose quelques difficultés. Les caractéristiques du spectre électromagnétique permettent de classer les étoiles différemment, en utilisant indirectement des informations qui concernent leur température ou leur gravité. En effet, les raies d'absorption présentes dans le spectre électromagnétique des étoiles ne peuvent être observées que dans une certaine gamme de températures car ce n'est que dans cette gamme que les niveaux d'énergie nucléaire relatifs à ces raies sont peuplés. De même, la largeur des raies d'absorption dépend de la gravité à la surface de l'étoile et donc de sa luminosité.
Diagramme de Hertzsprung-Russell vignette|Diagramme de Hertzsprung-Russell.
Au début du , Ejnar Hertzsprung et Henry Norris Russell étudièrent la relation entre la luminosité et la température de couleur des étoiles. Ils arrivèrent indépendamment à la conclusion que la majorité des étoiles se trouvent dans une région précise d'un graphique luminosité-température. On désigne maintenant un tel graphique « diagramme de Hertzsprung-Russell » (ou plus simplement « diagramme H-R »).
En effet, 80 % des étoiles se situent sur une bande diagonale du graphique, la « séquence principale ». Elle démontre une relation de proportionnalité entre la température et la luminosité. La plupart des étoiles s'y retrouvent puisqu'elles y passent la plus grande partie de leur vie.
Les étoiles situées en dehors de la séquence principale sont soit au début soit à la fin de leur vie. Ce sont, sauf pour les naines blanches, des phases transitoires de plus ou moins courte durée. Ainsi, une étoile se déplace sur le diagramme. À la fin de sa vie, elle quitte la séquence principale et devient une étoile géante puis une naine blanche (voir Évolution des étoiles).
Classification de Secchi vignette|Classification spectrale d'Angelo Secchi. En 1866, Angelo Secchi, directeur de l'Observatoire du Collège Romain à Rome, a proposé la première classification stellaire pionnière basée sur des critères spectroscopiques. Il a divisé les étoiles en trois classes... : : étoiles blanches et bleues avec des raies d'hydrogène fortes et larges, comme Véga et Altaïr. Il comprend la classe moderne A et les premières sous-classes de la ; , sous-type Orion : un sous-type de avec des raies d'hydrogène plus étroites, correspondant aux premières sous-classes de la classe B moderne ; Rigel et Bellatrix appartiennent à cette sous-classe ; : étoiles jaunes avec de faibles raies d'hydrogène et avec des raies caractéristiques de métaux, comme le calcium et le sodium, des étoiles comme le Soleil, Arcturus et Capella. Il comprend les classes modernes K et G et les dernières sous-classes ; : étoiles rouges, avec un spectre complexe avec des bandes très larges, comme Betelgeuse et Antarès. Il correspond à la .
En 1868, Secchi découvre les étoiles carbonées, qu'il recueille dans un groupe distinct : : étoiles rouges avec des raies évidentes et des bandes de carbone caractéristiques.
En 1877, Secchi ajoute une cinquième classe : classe V : étoiles à raies d'émission, telles que γ Cassiopeiae et β Lyrae.
Classification de Harvard gauche|vignette|Représentation de la classification de Harvard. La classification de Harvard est celle qui attribue un type spectral à une étoile, et correspond globalement à une échelle de température. La classification de Yerkes est celle qui attribue une classe de luminosité à une étoile, et correspond globalement à une échelle de rayon (voir loi de Stefan-Boltzmann) pour une température donnée.
Cette méthode fut développée à la fin du par Henry Draper avec l'aide de son épouse Mary Anna Draper. Après la mort de son mari, la veuve légua à l'observatoire une somme d'argent pour continuer le travail de classification. La plus grande partie de ce travail fut effectué par les « filles » de l'observatoire, principalement Annie Jump Cannon et Antonia Maury en se fondant sur le travail de Williamina Fleming. Ce travail s'acheva par la publication du (HD) entre 1918 et 1924. Le catalogue contenait jusqu'à la neuvième magnitude. La classification de Harvard est fondée sur des raies d'absorption qui sont surtout sensibles à la température plutôt qu'à la gravité de surface. Les différents types et leur température sont les suivantes :
Type Température , cfa.harvard.edu Couleur conventionnelle Raies d'absorption O > bleue azote, carbone, hélium et oxygène B bleue-blanche hélium, hydrogène A blanche hydrogène F jaune-blanche métaux : fer, titane, calcium, strontium et magnésium G jaune (comme le Soleil) calcium, hélium, hydrogène et métaux K orange métaux et monoxyde de titane M < rouge métaux et monoxyde de titane
vignette|Comparaison entre le Soleil (type G2 V), la naine rouge ()., les naines brunes (), (type T), et WISE 1828+2650 (), et Jupiter (planète géante gazeuse). Pour mémoriser l'ordre des types spectraux (OBAFGKM), les anglophones utilisent la phrase « », ce qui se traduit par « Oh! Sois une gentille fille/un gentil gars, embrasse-moi » ; il en existe de nombreuses variantes , star.ucl.ac.uk., notamment une version féministe : . En français, on pourrait aussi dire : « Observez Bien Au Firmament : Grandiose Kaléidoscope Multicolore ! » ou « Oh ! Bel Astre ! Fabuleux Globe Ki M'émerveille ! ».
La raison de l'arrangement étrange des lettres est historique. Quand les premiers spectres d'étoiles furent pris, on remarqua que la raie de l'hydrogène variait beaucoup et l'on classa les étoiles selon l'intensité de la raie de Balmer : de A, la plus forte, à Q, la plus faible. Puis les raies d'autres éléments chimiques vinrent en jeu : les raies H et K du calcium, la raie D du sodium Plus tard, il apparut que beaucoup de ces classes se chevauchaient et furent retirées. Ce n'est que bien plus tard encore qu'on découvrit que l'intensité des raies dépendait essentiellement de la température de couleur de l'étoile.
Actuellement, ces types sont subdivisés à l'aide des chiffres (0-9) : A0 pour les étoiles les plus chaudes de la classe A et A9 pour les moins chaudes. Par exemple, le Soleil est une étoile de type G2.
Plus récemment, la classification a été étendue en W O B A F G K M L T Y et R N C S, où W sont les étoiles Wolf-Rayet, L, T et Y représentent des étoiles extrêmement froides, des naines brunes, et R N C S sont utilisés pour les étoiles carbonées. En ce qui concerne les objets plus froids que les naines M, le choix des lettres L et T (puis Y ultérieurement) est expliqué dans un article de J. Davy Kirkpatrick et ses collaborateurs publié en 1999.
Les LBV
Les étoiles variables lumineuses bleues sont des hypergéantes bleues dont la luminosité fluctue au cours du temps, de manière plus ou moins régulière. Ces étoiles très rares sont généralement entourées de nébuleuses provenant en partie des éjections de matière qui ont lieu lors de leurs périodes de forte activité. Elles peuvent évoluer en étoiles Wolf-Rayet avant de finir en supernovæ. Si l'étoile ne perd pas assez de masse, elle peut produire une supernova particulièrement violente créée par instabilité de paires.
Les étoiles WR (ou W)
Dans le cas des étoiles WR, le spectre stellaire ne correspond pas à celui de la surface de l'étoile, mais aux couches gazeuses qui l'entourent. On classe ces étoiles selon les raies dominantes de son spectre : WN lorsque les raies dominantes proviennent de l'azote, WC lorsqu'elles sont majoritairement émises par du carbone et WO si c'est de l'oxygènevan der Hucht 1996, Liège Astroph. Colloquium, 33, 1 ..
Type O
Les étoiles de type O sont très chaudes (température de couleur : pour ) et très lumineuses et de couleur bleue. Par exemple, Naos, dans la constellation de la Poupe, brille près d'un million de fois plus fort que le Soleil. Ces étoiles possèdent des raies d'hélium intenses et des raies d'hydrogène assez faibles, elles émettent principalement dans l'ultraviolet. Ces étoiles sont si énergétiques qu'elles développent un fort vent stellaire et donc perdent de la matière qui forme alors des enveloppes donnant des raies en émission (type Oe pour les émissions dans l'hydrogène, type Of pour les émissions dans l' et l').
centre|cadre|Spectre d'une étoile de type O5V.
Type B
Les étoiles de type B sont aussi très lumineuses et chaudes (température de couleur : ) ; Rigel, dans la constellation d'Orion, est une supergéante bleue de type B. Leur spectre possède des raies d'hélium neutre et les raies d'hydrogène sont assez faibles (elles sont appelées raies de Balmer). Les étoiles de type O et B sont si puissantes qu'elles ne vivent que fort peu de temps. Elles ne s'écartent donc que peu de l'endroit où elles se sont formées. Ainsi, elles ont tendance à s'assembler en ce qu'on appelle des associations OB qui regroupent ces étoiles au sein d'un immense nuage moléculaire. L'association OB1 d'Orion forme un bras entier de la Voie lactée et contient toute la constellation d'Orion. C'est la présence d'étoiles très brillantes et non leur nombre qui font que les bras des galaxies paraissent plus brillants. On peut rajouter que parmi les cent étoiles les plus brillantes, un tiers sont des étoiles de type B. Certaines étoiles B montrent des raies en émission dans leur spectre. Selon que les raies soient des raies interdites ou des raies normales, on parle d'étoiles « » ou « Be » (le « e » pour « émission »).
centre|cadre|Spectre d'une étoile de type B2.
Type A
Les étoiles de type A (appelées étoiles blanches de la séquence principale) sont parmi les plus communes visibles à l'œil nu. Deneb, dans la constellation du Cygne, et Sirius, l'étoile la plus brillante du ciel dans le visible, sont deux étoiles de type A. Comme toutes celles de ce type, elles sont blanches, leur spectre possède des raies d'hydrogène assez intenses (raies de Balmer) et montre plus faiblement la présence de métaux ionisés (raie K du calcium ionisé).
Certaines d'entre elles présentent des caractéristiques remarquable notées Am ou Ap. Elles font partie des étoiles à fort champ magnétique (taches) ou présentant de fortes concentrations de certains métaux (par lévitation due aux forces radiatives) renforçant les raies spectrales de ces éléments chimiques.
centre|cadre|Spectre d'une étoile de type A2.
Type F
Les étoiles de type F sont encore très lumineuses (température de couleur : ), et sont en général des étoiles de la séquence principale, comme dans la constellation d'Andromède, Canopus, l'Étoile polaire, ou encore . Leur spectre est caractérisé par des raies d'hydrogène plus faibles que dans les étoiles A et la présence de raies des métaux neutres et ionisés (, , , , , ).
centre|cadre|Spectre d'une étoile de type F2.
Type G