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Des spectres d’étoiles de toutes les couleurs

24/11/2014. Des spectres d’étoiles de différents types spectraux ont maintenant été observés avec le spectrographe de Gaia, le Radial Velocity Spectrometer (RVS). La figure ci-dessous (© ESA/Gaia/DPAC/Observatoire de Paris-Meudon/Olivier Marchal & David Katz) montre les spectres de six étoiles assez brillantes (magnitudes 4 à 8) obtenus en un seul passage dans l’un des champs de vue de Gaia.

Spectres de 6 étoiles de types spectraux différents

De gauche à droite et de haut en bas, les spectres sont rangés par température croissante : 3000, 4700, 6000, 7300, 10000 et 21000 K et correspondent à des étoiles de types spectraux M7, K3, G0, F0, A0 et B2.

On remarque

  • les bandes moléculaires de monoxyde de titane (TiO) dans le spectre de l’étoile froide de type spectral M7. Ces molécules sont rapidement dissociées et ne sont plus visibles dans les étoiles plus chaudes.
  • les fortes raies du calcium ionisé (Ca II, marquées Ca sur la figure). Ces raies sont très fortes dans les spectres des étoiles de types F, G et K, et encore bien visibles dans le spectre de l’étoile A0 où elles viennent se superposer à des raies de la série de Paschen de l’hydrogène (H). Elles ont disparu du spectre de l’étoile B.
  • de nombreuses autres raies plus faibles, typiques d’autres éléments chimiques. Celles du fer (Fe), du silicium (Si) et du titane (Ti) sont clairement visibles dans les spectres des étoiles de types G et K. Seul le silicium est identifié sur le spectre de l’étoile F0. Ces raies ne sont plus visibles dans les étoiles encore plus chaudes où ces éléments sont ionisés, produisant des raies qui sont pas dans le domaine de longueur d’onde du RVS.
  • les raies de l’hydrogène de la série de Paschen (H). Elles commencent à être visibles dans le spectre de l’étoile F0. Elles deviennent les raies principales des spectres des étoiles encore plus chaudes, de types A et B. Les atmosphères de ces étoiles sont assez chaudes pour provoquer l’excitation d’un grand nombre d’atomes d’hydrogène et la production des raies de la série de Paschen, présentes dans le domaine de longueur d’onde du RVS.
  • les raies de l’hélium (He). On commence à les deviner dans le spectre de l’étoile B. La température de cette étoile est assez élevée pour que suffisamment d’atomes d’hélium soient excités et que les raies d’helium à 8582 et 8632 Å soient visibles.
  • une émission parasite dans le spectre de l’étoile B, vers 8605 Å, due à l’impact d’un rayon cosmique.

Voir "Image of the Week", 24/11/2014.

Il est intéressant de comparer ces spectres avec des spectres obtenus au sol avec un spectrographe échelle installé derrière le télescope de 1.82m de l’Observatoire d’Asiago, dans (presque) le même domaine de longueur d’onde et un pouvoir de résolution similaire (Munari & Tomasella 1999 et Munari 2003).