Face aux spectres d'étoiles C, l'oeil est frappé par la grande quantité
de raies qui semblent être autant en émission qu'en absorption. Or,
toutes sont en absorption. On peut également douter de la qualité d'un
tel spectre. En effet, face à cet enchevêtrement de raies, on croit
avoir affaire à du bruit. Mais il n'en est rien. Il faut voir à quel
point le ``bruit'' est identique entre les spectres de bon signal sur
bruit pour se persuader de la qualité des données (Figure 
).
Là où la classification de visu est la plus efficace, c'est pour la
reconnaissance des structures de basses fréquences, à large échelle. La
figure illustre côte-à-côte les deux types distincts de
spectres d'étoiles carbonées que l'on rencontre. La majorité, soit 83
étoiles C sur 106, semblent en tout point semblables au spectre de la
figure . Après un plateau entre 7500 Å et 7700 Å
deux importantes structures d'une centaine
d'angströms trouent successivement à 7900 Å et 8100 Å le
spectre. Ces structures, on le sait, sont deux têtes d'absorption de la
molécule de cyanure (CN). À partir de 8250 Å , s'amorce une lente
remontée jusqu'à 8800 Å . Or, pour 78% des spectres, les deux
bandes d'absorption sont toujours de la même importance, ni plus ni
moins prononcées. Le tableau énumère ces étoiles.
Cependant, certains spectres montrent des bandes de CN beaucoup moins
fortes, voire même une absence de bandes. Ces quelques étoiles ont été
classifiées par Barnbaum et al. (1996) comme des étoiles de type C-H,
C-R ou C-Hd. Cependant, les étoiles de ces trois types ne dévient pas
toutes du spectre standard. Certains spectres C-H ou C-R ont des bandes
CN aussi prononcées que le spectre standard (illustré dans la
figure ).
Le premier critère de classification est la force des bandes d'absorption moléculaire CN autour de 7900 Å et 8100 Å.
Le tableau est une liste complète des étoiles qui
diffèrent par la faible importance des bandes d'absorption de cyanure
(CN) à 7900 Å et 8100 Å .
Figure: Cinq
spectres d'étoiles C de très bon signal sur bruit. Les spectres sont
identiques presque en tous points.
Figure: Le spectre typique d'une étoile C entre 7700 Å et 8700 Å .
On remarque que trois raies d'absorption à 8498 Å , 8542 Å et 8662 Å (le triplet de calcium), sont plus prononcées dans les spectres de ces étoiles. Cela suggère que la force du triplet de Ca II pourrait être un deuxième critère de classification des spectres. Cette avenue est effectivement le critère principal de la classification de Richer, critère que j'utiliserai plus loin.
Le deuxième critère de classification est la force des raies d'absorption du triplet de calcium à 8498 Å , 8542 Å et 8662 Å.
Pour conclure, par inspection visuelle on remarque que 78% des étoiles de mon échantillon sont semblables par la force des bandes d'absorption de CN à 7900 Å et 8100 Å . C'est le premier critère de classification. Il apparaît que le triplet de calcium à 8498 Å , 8542 Å et 8662 Å varie également. C'est le deuxième critère de classification.
AB Ant AC Per AC Pup AQ And AX Cyg
BD +47:783
BD +53:379
BD +57:702
BE CMa
BL Ori
BM Gem
CZ Mon
DF Mon
DS Peg
DY Per
EL Aur
FU Aur
GK Ori
GY Mon
HD 104214
HD 117619
HD 65424
HK Lyr
NP Pup
NQ Cas
RS Cyg
RT Ori
RT Pup
RU Pup
RV Cyg
RX Peg
RY Hya
RY Mon
R CMi
SS Vir
ST And
ST Cam
ST Cas
SU And
SU Sco
SY Car
SY Eri
SZ Lep
S Aur
S Cam
S Cen
S Cep
TT Tau
TU Gem
TU Tau
TV Lac
TW Hor
TX Aur
TX Psc
TZ Car
T Cae
T Lyr
T Mus
UU Aur
UV Aql
UV Aur
UV Cam
UX Dra
UZ Pyx
U Cam
V460 Cyg
V614 Mon
VX And
VX Gem
V Aql
V Ari
V Crb
WW Cas
WZ Cas
WZ Cas
W CMa
W Ori
X Cnc
X Sge
X Vel
Y Hya
Y Tau
Z Psc
SZ Car selon l'époque montre ou non de profondes raies du triplet de Ca II