bandes de l’oxyde de zirconium, dégradées, comme les premières, vers le rouge, dans d’autres régions du spectre : c’est, ainsi que la particularité la plus remarquable de la région rouge est la bande de Zr O dont l’arête est à 6 470 Å.
Les 2/3 des étoiles S sont des variables à longue période et toutes ces variables présentent, au moment de leur maximum, des raies d’émission (spectre Se), qui sont des raies de l’hydrogène, des raies du fer, et même des raies du fer ionisé.
Les spectres S peuvent présenter, ou ne pas présenter, les bandes de l’oxyde de titane ; divers auteurs ont essayé d’établir des subdivisions dans la classe S d’après l’intensité relative des bandes de Ti O et Zr O. Mais il s’agit là d’études très difficiles, à cause du petit nombre d’étoiles S connues, et de leur faible éclat ; 2 seulement des étoiles Se atteignent la 6e grandeur au moment de leur maximum.
Résultats généraux de l’étude des spectres stellaires
La série principale et ses bifurcations. — Nous avons déjà dit que les classes spectrales devaient être ordonnées suivant le schéma :
| — | R | — | N | |||||||||
| O | — | B | — | A | — | F | — | G | — | K | — | M |
| — | S |
Les classes O à M forment la série principale, ordonnée suivant les températures décroissantes. Les classes N et S correspondent au même intervalle de températures que la classe M, comme le montre l’analogie de la décroissance du spectre ultra-violet dans ces 3 classes ; l’analogie des conditions de température et de pression dans les géantes de ces 3 classes est d’ailleurs montrée par l’existence de nombreuses variables à longue période des types Me, Ne et Se, présentant des courbes de lumière et des spectres d’émission semblables. Il faut donc admettre, à la fin de la série des étoiles, l’existence de 2 bifurcations.
Nous avons vu que la répartition de la lumière dans les spectres R0 diffère peu de la répartition dans les spectres K0 ; d’autre part, les bandes de l’oxyde de titane caractéristiques de
