Draper Catalogue, qui donne les spectres de 240 000 étoiles environ.
Le Henry Draper Catalogue contient toutes les étoiles du Ciel boréal et du Ciel austral jusqu’à la 8e grandeur, et un certain nombre d’étoiles plus faibles. Mais le nombre des étoiles plus faibles que la 8e grandeur est tel qu’on ne peut songer à entreprendre sur tout le Ciel leur étude spectrale ; on doit se borner à l’étude des Selected Areas de Kapteyn. Ici encore, on a été amené, pour étudier des étoiles de plus en plus faibles, à employer des instruments d’ouverture de plus en plus grande : on a pu obtenir avec le télescope de 2 m 50 du Mont-Wilson des spectres d’étoiles de 13e grandeur avec une dispersion assez grande pour en permettre une étude détaillée, et des spectres d’objets de 17e grandeur avec une dispersion permettant encore d’y reconnaître les principales raies.
Classification spectrale et température des étoiles. — Les travaux qui ont abouti à l’établissement du Henry Draper Catalogue ont permis en même temps d’établir une classification des spectres stellaires, que nous étudierons en détail au chapitre III. Disons seulement ici que plus de 99 p. 100 des étoiles appartiennent à 6 classes que l’on désigne par les lettres majuscules B, A, F, G, K, M, et qui forment ce qu’on appelle la série principale des étoiles. Les spectres de la classe B ne contiennent guère que les raies de l’hélium et de l’hydrogène ; lorsqu’on avance dans la série, on voit diminuer l’importance des raies de l’hélium, puis celle des raies de l’hydrogène, tandis qu’apparaissent et se renforcent les raies du calcium, puis celles des autres métaux, et enfin, dans la classe M, des bandes appartenant à des spectres moléculaires.
Cette évolution du spectre est progressive, et l’on passe d’une façon continue d’une classe à l’autre. On a l’impression très nette que les spectres stellaires forment une suite unique, et que leurs variations lorsque l’on parcourt la série principale des étoiles dépendent d’une seule variable, variant d’une façon continue. Le développement des théories spectroscopiques modernes a permis de montrer que toutes les atmosphères stellaires doivent avoir des compositions voisines, et que l’évolution
