Caption: Les spectres de sept étoiles classés par type spectral, du plus chaud (type O) en haut au plus froid (type M en bas). L'axe des x indique la longueur d'onde de la lumière et l'axe des y est une mesure du flux de lumière reçu à cette longueur d'onde. Chaque spectre est normalisé (le flux à chaque longueur d'onde est divisé par le flux maximal dans ce spectre) et les spectres sont ensuite décalés les uns par rapport aux autres le long de l'axe des y pour faciliter la visualisation du graphique. La couleur des lignes entre 400 nm et 700 nm correspond approximativement à la couleur de la lumière de cette longueur d'onde perçue par l'œil humain. En dessous de 400 nm et au-dessus de 700 nm, où l'œil humain ne voit que peu ou pas de lumière, les lignes sont colorées respectivement en bleu et en rouge. Les étoiles les plus chaudes ont un flux plus important à l'extrémité bleue du spectre et les étoiles les plus froides ont un flux plus important à l'extrémité rouge. Toutefois, la quantité totale de flux émis par une étoile dépend de sa taille et de sa température. Ainsi, une étoile chaude émettra plus de lumière rouge qu'une étoile froide de même taille, même si l'étoile froide émet presque toute sa lumière dans le rouge, mais cela n'est pas visible sur ce graphique en raison de la normalisation mentionnée ci-dessus. Les gouttes étroites et nettes dans les spectres sont des raies d'absorption causées par les atomes et les ions dans l'atmosphère des étoiles. L'intensité d'une raie spectrale dépend de la température de l'atmosphère de l'étoile. Prenons par exemple la raie de l'hydrogène à 656,5 nm. Toutes les étoiles de ce graphique sont principalement composées d'hydrogène, mais la raie de l'hydrogène à 656,5 nm est faible pour les étoiles les plus chaudes et les plus froides, mais plus forte pour les types spectraux A et F. Cela s'explique par le fait que l'hydrogène absorbe plus de lumière à 656,5 nm aux températures de l'atmosphère des étoiles A et F que dans les étoiles les plus chaudes ou les plus froides. L'étoile la plus froide, l'étoile de type M, présente de larges bandes d'absorption dans ses spectres. Cela s'explique par le fait que cette étoile est suffisamment froide pour que son atmosphère contienne des composés tels que l'oxyde de titane. Ces composés, souvent appelés molécules en astronomie, produisent des caractéristiques d'absorption spectrale plus larges que les atomes ou les ions.
Credit: IAU OAE/SDSS/Niall Deacon

Caption: Les spectres de sept étoiles classés par type spectral, du plus chaud (type O) en haut au plus froid (type M en bas). L'axe des x indique la longueur d'onde de la lumière, tandis que la luminosité ou l'obscurité à chaque longueur d'onde correspond au flux de lumière reçu de l'étoile à cette longueur d'onde, les taches plus sombres ayant un flux plus faible et les taches plus lumineuses un flux plus important. Chaque spectre est normalisé (le flux à chaque longueur d'onde est divisé par le flux maximal pour ce spectre) afin que le flux maximal apparaisse avec la même luminosité pour tous les spectres. La couleur représentée entre 400 nm et 700 nm correspond approximativement à la couleur que l'œil humain verrait pour la lumière de cette longueur d'onde. En dessous de 400 nm et au-dessus de 700 nm, où l'œil humain ne voit que peu ou pas de lumière, les lignes sont colorées respectivement en bleu et en rouge. Les étoiles les plus chaudes ont un flux plus important à l'extrémité bleue du spectre et les étoiles les plus froides ont un flux plus important à l'extrémité rouge. Toutefois, la quantité totale de flux émis par une étoile dépend de sa taille et de sa température. Ainsi, une étoile chaude émettra plus de lumière rouge qu'une étoile froide de même taille, même si l'étoile froide émet presque toute sa lumière dans le rouge, mais cela n'est pas visible sur ce graphique en raison de la normalisation mentionnée ci-dessus. Les taches sombres et étroites dans les spectres sont des lignes d'absorption causées par les atomes et les ions dans l'atmosphère des étoiles. L'intensité d'une raie spectrale dépend de la température de l'atmosphère de l'étoile. Prenons par exemple la raie de l'hydrogène à 656,5 nm. Toutes les étoiles de ce graphique sont principalement composées d'hydrogène, mais la raie de l'hydrogène à 656,5 nm est faible pour les étoiles les plus chaudes et les plus froides, mais plus forte pour les types spectraux A et F. Cela s'explique par le fait que l'hydrogène absorbe plus de lumière à 656,5 nm aux températures de l'atmosphère des étoiles A et F que dans les étoiles les plus chaudes ou les plus froides. L'étoile la plus froide, l'étoile de type M, présente de larges bandes d'absorption dans ses spectres. Cela s'explique par le fait que cette étoile est suffisamment froide pour que son atmosphère contienne des composés tels que l'oxyde de titane. Ces composés, souvent appelés molécules en astronomie, produisent des caractéristiques d'absorption spectrale plus larges que les atomes ou les ions.
Credit: IAU OAE/SDSS/Niall Deacon