Voir la source de Classe de luminosité

En [[astronomie]], la '''classe de luminosité''' permet de distinguer les [[étoile]]s en fonction de leur [[luminosité]], de même que le [[type spectral]] permet de les distinguer en fonction de leur [[température]]. La classe de luminosité est également le deuxième axe du [[diagramme de Hertzsprung-Russell|diagramme HR]]. 

== Luminosité et âge ==

La luminosité et la température sont aussi liées, à travers la [[loi de Stefan-Boltzmann]], qui peut s'écrire :

:<math>L = 4 \pi \sigma R^2 T^4</math>

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 effective#Astronomie_et_optique_photographique|température effective]]. 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 Wilson Morgan|William Morgan]], [[Philip C. Keenan]] et [[Edith Kellman]] de l'[[observatoire Yerkes]]<ref>{{ads|1943QB881.M6......}}</ref>. Cette classification est basée sur des [[raie spectrale|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 :
{| class="wikitable"
! Classe !! {{nobr|sous-classe}} !! colspan="2" | description
|-
| rowspan="4" | '''{{I}}'''<ref name="Perryman (2009)">{{ouvrage|langue=en|prénom=Michael|nom=Perryman|titre=Astronomical applications of astrometry: ten Years of exploitation of the ''Hipparcos'' satellite data|lieu=Cambridge|éditeur=Cambridge University Press|année=2009|consulté le=27 janvier 2016|passage=214}} {{lire en ligne|lien={{Google livres|id=kvbLd6yCNikC|page=214}}|date=27 janvier 2016}}.</ref> || {{nobr|'''Ia{{exp|+}}''', '''Ia-0''' ou '''0'''}}<ref name="Simbad">{{lien web|langue=en|titre=Spectral type coding|url=http://simbad.u-strasbg.fr/Pages/guide/chD.htx|format=htx|site=simbad.u-strasbg.fr|éditeur=base de données [[Simbad]] du [[Centre de données astronomiques de Strasbourg]]|consulté le=27 janvier 2016}}.</ref>{{,}}<ref name="Biémont (2006)">{{ouvrage|langue=fr|prénom=Émile|nom=Biémont|titre=Spectroscopie atomique|sous-titre=instrumentation et structures atomiques|lieu=Bruxelles|éditeur=[[De Boeck Supérieur|De Boeck Université]]|collection=Licence maîtrise doctorat|année=2006 [{{1re|éd.}}]|format livre={{unité|24|cm}}|pages totales=541|isbn1=2-8041-5035-6|isbn2= 978-2-8041-5035-8|bnf=402254921|consulté le=27 janvier 2016|passage=222, tab. 8.2 : « Classes de luminosité d'après la classification de Morgan, Keenan & Kellman »|url={{Google livres|id=k-S0Ex_fspEC|page=222}}}}.</ref>{{,}}<ref name="Berlind">{{lien web|langue=en|prénom=Perry|nom=Berlind|titre=A note on the spectral atlas and spectral classification|url=https://www.cfa.harvard.edu/~pberlind/atlas/htmls/note.html|format=html|site=cfa.harvard.edu/~pberlind|éditeur=page personnelle de Perry Berlind sur le site du {{langue|en|texte=[[Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics]]}}|consulté le=27 janvier 2016}}.</ref> || rowspan="4" | {{nobr|[[Étoile supergéante|(étoile) supergéante]]}} || (étoile) supergéante extrêmement lumineuse<ref name="Biémont (2006)" /> ou [[Étoile hypergéante|(étoile) hypergéante]]<ref name="Berlind" />
|-
| '''{{I}}a'''<ref name="Simbad" />{{,}}<ref name="Biémont (2006)" />{{,}}<ref name="Berlind" /> || [[Étoile supergéante|(étoile) supergéante]] lumineuse<ref name="Biémont (2006)" />
|-
| '''{{I}}ab'''<ref name="Simbad" /> || 
|-
| '''{{I}}b'''<ref name="Simbad" />{{,}}<ref name="Biémont (2006)" />{{,}}<ref name="Berlind" /> || [[Étoile supergéante|(étoile) supergéante]] peu lumineuse<ref name="Biémont (2006)" />
|-
| colspan="2" | '''{{II}}'''<ref name="Perryman (2009)" />{{,}}<ref name="Simbad" />{{,}}<ref name="Biémont (2006)" />{{,}}<ref name="Berlind" /> || colspan="2" | (étoile) géante brillante<ref name="Biémont (2006)" /> ou [[Étoile géante lumineuse|(étoile) géante lumineuse]]<ref name="Berlind" />
|-
| rowspan="3" | '''{{III}}'''<ref name="Perryman (2009)" />{{,}}<ref name="Simbad" />{{,}}<ref name="Biémont (2006)" />{{,}}<ref name="Berlind" /> || '''{{III}}a'''<ref name="Perryman (2009)" /> || colspan="2" | [[Étoile géante|(étoile) géante]]<ref name="Berlind" /> normale<ref name="Biémont (2006)" />
|-
| '''{{III}}ab'''<ref name="Perryman (2009)" />
|-
| '''{{III}}b'''<ref name="Perryman (2009)" />
|-
| colspan="2" | '''{{IV}}'''<ref name="Perryman (2009)" />{{,}}<ref name="Simbad" />{{,}}<ref name="Biémont (2006)" />{{,}}<ref name="Berlind" /> || colspan="2" | [[Étoile sous-géante|(étoile) sous-géante]]<ref name="Biémont (2006)" />{{,}}<ref name="Berlind" />
|-
| colspan="2" | '''{{V}}'''<ref name="Perryman (2009)" />{{,}}<ref name="Simbad" />{{,}}<ref name="Biémont (2006)" />{{,}}<ref name="Berlind" /> || colspan="2" | étoile de la [[séquence principale]]<ref name="Biémont (2006)" /> ou [[Étoile naine|(étoile) naine]]<ref name="Berlind" />
|-
| colspan="2" | '''sd'''<ref name="Biémont (2006)" />{{,}}<ref name="Berlind" /> ou '''{{VI}}'''<ref name="Perryman (2009)" />{{,}}<ref name="Simbad" />{{,}}<ref name="Biémont (2006)" /> || colspan="2" | [[Étoile sous-naine|(étoile) sous-naine]]<ref name="Biémont (2006)" />{{,}}<ref name="Berlind" /> (peu utilisé)
|-
| colspan="2" | '''D'''<ref name="Biémont (2006)" />{{,}}<ref name="Berlind" />, '''wd'''<ref name="Biémont (2006)" /> ou '''{{VII}}'''<ref name="Perryman (2009)" />{{,}}<ref name="Biémont (2006)" /> || colspan="2" | [[naine blanche]]<ref name="Biémont (2006)" />{{,}}<ref name="Berlind" />
|}

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 de Hertzsprung-Russell|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]]).

== Classification du Mount Wilson ==

La classe de luminosité dite « classification de Mount Wilson »<ref name="FitzGerald1969">{{article|titre=Comparison Between Spectral-Luminosity Classes on the Mount Wilson and Morgan–Keenan Systems of Classification |journal=Journal of the Royal Astronomical Society of Canada |prénom=M. Pim |nom=FitzGerald |volume=63 |page=251 |date=October 1969 |bibcode=1969JRASC..63..251P}}</ref> a été utilisée pour distinguer les différences en luminosité parmi les étoiles ayant une température similaire, c'est-à-dire un même [[type spectral#Classification de Harvard|type spectral Harvard]] — différences de luminosite qui sont typiquement d'un facteur {{formatnum:10000}} entre géante et naine de type K<ref>soit une différence de 10 dans les [[magnitude absolue|magnitudes absolues]] entre naine et géante, ou encore un rapport de 100 dans les distances entre géante et naine pour une même luminosité apparente.</ref>. 5 classes de luminosités sont définies, sous la forme d'une ou deux lettres minuscules précédant le type spectral Harvard — par exemple '''gK0''' pour une géante K0, qui serait écrite par '''K0III''' dans le système MKK. Ces classes sont parfois encore utilisées aujourd'hui, essentiellement pour les sous-naines ('''sd''')<ref name="Norris2011">{{article|titre=Non-detection of the Putative Substellar Companion to HD 149382 |journal=The Astrophysical Journal |prénom1=Jackson M. |nom1=Norris |prénom2=Jason T. |nom2=Wright |prénom3=Richard A. |nom3=Wade |prénom4=Suvrath |nom4=Mahadevan |prénom5=Sara |nom5=Gettel |volume=743 |numéro=1 |passage=88 |date=December 2011 |doi=10.1088/0004-637X/743/1/88 |bibcode=2011ApJ...743...88N |arxiv=1110.1384|s2cid=118337277 }}</ref>.
{| class="wikitable"
|-
! Classe !! MKK !! Signification
|-
| c || I || Supergéante
|-
| g || III ||Géante
|-
| sg || IV || Sous-géante
|-
| d || V || Naine
|-
| sd || VI || Sous-naine
|}

== Notes et références ==
{{Références}}

== Voir aussi ==
* [[Type spectral|Type spectral et classification de Harvard]]

{{Palette|Étoile}}

{{Portail|astronomie|étoiles}}

[[Catégorie:Classe de luminosité|*]]
[[Catégorie:Physique stellaire]]

[[en:Stellar classification#Yerkes spectral classification]]