En astronomie, les étoiles présentent quatre caractéristiques principales: leur température de surface, leur gravité à la surface, leur masse et leur luminosité. Ces caractéristiques ne sont pas indépendantes les unes des autres et ne sont pas directement mesurables.

A priori, on pourrait classer les étoiles selon leur température de surface en utilisant la loi de Wien, mais ceci pose quelques difficultés. Les caractéristiques spectraless permettent de classer les étoiles différement, en utilisant indirectement des informations qui concernent leur température où 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 température car ce n'est que dans cette gamme que les niveaux énergétiquess atomique 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.

Il existe deux méthodes de classification spectrale communément utilisées : la classification de Harvard et celle de Yerkes.

La classification de Harvard

Cette méthode fut développée à l'observatoire de Harvard au début du XX^e siècle par Henry Drapper. Après la mort de Drapper, sa 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 basant sur le travail de Williamina Fleming. Ce travail s'acheva par la publication du Henry Drapper Catalogue (HD) entre 1918 et 1924. Le catalogue contenait 225 000 étoiles jusqu'à la neuvième magnitude.

La classification de Harvard est basée sur des raies d'absorption qui sont surtout sensibles à la température plutôt qu'à la gravité de surface. Les différentes classes et leur température sont les suivantes:

Classe	T° max (K)	T° min	couleur	raies d'absorption
O	60 000	30 000	bleue	azote, carbone, hélium et oxygène
B	30 000	10 000	bleue-blanche	hélium, hydrogène
A	10 000	7 500	blanche	hydrogène
F	7 500	6 000	jaune-blanche	métaux: fer, titane, calcium, strontium et magnésium
G	6 000	5 000	jaune(comme le soleil)	calcium, hélium, hydrogène et métaux
K	5 000	3 500	jaune-orange	métaux et oxyde de titane
M	3 500		rouge	métaux et oxyde de titane

Pour mémoriser l’ordre des types spectraux (OBAFGKM), les anglophones utilisent la phrase "Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me!", se qui se traduit par "Oh! Soit une gentille fille/un gentil gars, embrasse-moi"; il en existe de nombreuses variantes. En français, on pourrait dire : « Observez bien au firmament : grandiose kaléidoscope multicolore ! »

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, etc. 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 surface de l'étoile.

diagramme de Hertzsprung-Russell
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Actuellement, ces classes sont subdivisées à l'aide des chiffres (0-9) : A0 pour les étoiles les plus chaudes de la classe A et A9 pour les moins chaudes. Plus récement, la classification a été étendue en W O B A F G K M L T et R N C S, où W sont les étoiles de Wolf-Rayet, L et T représentent des étoiles extrêmement froides : des naines brunes, et R N C S sont utilisés pour les étoiles carbonées.

• Les étoiles de classes O sont très chaudes et très lumineuses et de couleur bleue. Par exemple, Noas, dans la constellation de la poupe, brille près d'un million de fois plus fort que le soleil. Ces étoiles possèdent des raies d'helium intenses et des raies d'hydrogène assez faibles, elles émettent principalement dans l'ultraviolet.

• Les étoiles de classe B sont aussi très lumineuses; Rigel, dans la constellation d'Orion est une supergéante bleue de classe B. Leur spectre possèdent des raies d'hélium neutre et les raies d'hydrogène sont assez faibles. 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 OB1 qui regroupent ces étoiles au sein d'un immense nuage moléculaire. L'association OB1 de Orion forme un bras entier de la voie lactée et contient toute la constellation d'Orion. Il faut noter que c'est la présence d'étoiles très brillantes et non leur nombre qui font que les bras des galaxies paraissent plus brillants.

• Les étoiles de classe A sont parmis les plus communes visibles à l'œil nu. Deneb dans la constellation du cygne et Sirius, l'étoile la plus brillante, sont deux étoiles de classe A. Comme toutes celles de ce type, elles sont blanches, leur spectre possède des raies d'hydrogène assez intenses et montre la présence de métaux ionisés. Beaucoup de naines blanches sont de classe A.

• Les étoiles de classe F sont encore très lumineuses, et sont en général des étoiles de la séquence principale, comme Fomalhaut dans la constellation du poisson austral. Leur spectre sont caractérisés par des raies d'hydrogène plus faibles et la présence de métaux ionisés. Leur couleur est blanche avec une légère teinte de jaune.

• Les étoiles de classe G sont les mieux connues, pour la seule raison que notre soleil est de cette classe. Elles possèdent des raies d'hydrogène encore plus faibles que celles de classe F et des raies de métaux ionisés ou neutres. Peu de supergéantes sont de ce type car généralement elles oscillent entre O et B ou entre K et M.

• Les étoiles de classe K sont des étoiles de couleur orange, légèrement moins chaudes que le soleil. Certaines, comme Antares, sont des géantess alors que d'autres, comme alpha centauri sont des étoiles de la séquence principale. Elles possèdent des raies d'hydrogène très faibles, voire inexistantes, et surtout des raies de métaux neutres.

• Les étoiles de classe M sont les plus nombreuses. Toutes les naines rouges, soit 90% des étoiles existantes, sont de ce type, comme par exemple proxima centauri. La plupart des géantes et certaines supergéantes, comme Arcturus et Bételgeuse, de même que les étoiles variables de type Mira sont également de ce type. Leurs spectres montrent des raies correspondant à des molécules et des métaux neutres, les raies de oxyde de titane peuvent être très intenses et l'hydrogène est généralement absent.

• Les étoiles de la nouvelle classe L sont de couleur rouge très foncé et illuminent surtout dans l'infrarouge. Leurs gaz sont assez froids pour que les hydrures de métaux et les métaux alcalins prédominent dans leur spectre.

• Les étoiles de classe T se trouvent à l'extrémité de l'échelle. Ce sont soit des étoiles à peine assez massives pour pouvoir effectuer des réactions de fusion nucléaire, soit des naines brunes (quasi-étoiles dépourvues de fusion nucléaire). Elles émettent peu ou pas de lumière visible, mais seulement des infrarouges. Leur température de surface peut être aussi basse que 600 C, ce qui permet la formation de molécules complexes, comme le confirme l'observation de raies de méthane dans le spectre de certaines de ces étoiles.

• les étoiles de classe R, N S et C sont les étoiles carbonées, des étoiles géantes ayant une forte proportion en carbone. Elles correspondent à une classification en parallèle avec les étoiles de classe G à M et ont été récement unifiées en une unique classe C. Les étoiles de classe S se situent à mi-chemin entre les étoiles carbonées et ceux de classe M et possèdent dans leur spectre des raies d'oxyde de zinc plutôt que de titane. Elles ont une abondance en oxygène et carbone presque identique, les deux élémentss se trouvant presque exclusivement sous forme de monoxyde de carbone (CO). Quand une étoile est assez froide pour que du CO puisse se former, celui-ci consomme un maximum d'oxygène et de carbone et il ne reste plus que l'élément en excès : l'oxygène dans les étoiles de la séquence principale, le carbone dans les étoiles carbonées et a peu-près rien dans les étoiles de classe S.

En réalité, il existe une continuité entre les étoiles de la séquence principale et les étoiles carbonées qui demanderait une autre dimension dans la classification pour être correctement traitée.

Voir aussi