La spectroscopie en astronomie

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Le rayonnement élecromagnétique

Des rayonnements différents selon leur longeur d'onde et l'énergie transportée :

• La lumière visible.
• Les infrarouges, qui sont détectés par la chaleur qu'ils transportent.
• Les Ultra-violets (U.V).
• Les ondes radio qui permettent de transmettre radio, télévision, téléphone portable.
• Les ondes radar qui permettent de guider les avions ... mais aussi le fonctionnemnt du four à micro-ondes.
• Les rayons X utilisées en radiographie.
• Les rayon Gamma si dangeureux dans une centrale nucléaire.

Le visible

Le visible est la partie du rayonnement électromagnétique que nous voyons. C’est une toute petite fenêtre dans les rayonnements électromagnétiques, dont les longueurs d’onde vont de 0,4 à 0,8 µm. Nos yeux sont cependant capables de discerner dans ce faible intervalle toutes les couleurs que nous connaissons.

Pour trouver un tentative d'explication à cet état de fait, il faut d’abord s’interroger sur notre environnement immédiat. Nous vivons à la surface de la Terre, et sommes baignés par son atmosphère. La source de lumière est le Soleil, qui émet tous les rayonnements, mais dans des proportions diverses. En fonction de sa température superficielle de 5 500 K, son maximum d’énergie se situe dans le visible, dans la partie jaune-verte. C’est donc tout naturellement que nos yeux, comme ceux des animaux, se sont adaptés à cette partie où l’énergie est à profusion.

Autre explication : l’atmosphère absorbe certains rayonnements. Les rayons ultra-violets et gamma ne passent pas la barrière, fort heureusement pour nous car ils ont des effets biologiques destructeurs. En fait, seuls le visible, le tout proche infra-rouge, et certaines ondes radio traversent l’atmosphère.

Voir au délà du visible

Pour étudier le ciel en dehors de la plage du visible on est obligé d'avoir recours à des télescopes qui sont mis en orbite autour de la Terre. L'infrarouge permet notamment de détecter des zones de début de création d'étoiles.

Cela permet aussi détecter des phénomènes qui ne sont pas accessibles dans le visible. Ainsi dans cet exemple des galaxies M81 et M82, aucune interaction n’est apparente en lumière visible. En revanche, l’image radio met clairement en évidence que des « ponts de matière » sont présents entre les différentes galaxies.

Isaac Newton fut le premier à démontrer la décomposition de la lumière

On appelle spectre une analyse de la lumière en ses composantes colorées. Pour l’obtenir, il faut disperser les couleurs, ce qui se fait en faisant passer le faisceau lumineux dans un prisme de verre.

La réfraction est le phénomène qui fait dévier les rayons de lumière lorsque ceux-ci passent d’un milieu transparent à un autre. Plus l’écart entre les indices de réfraction des deux milieux transparents est grand, plus l’angle de déviation de la lumière est grand.

Chaque couleur à une fréquence  différente et donc son propre indice de réfraction dans un milieu donné.

Le bleu est davantage dévié que le rouge car la lumière bleue possède un indice de réfraction plus grand que le rouge dans le prisme.

Plus cet indice est grand, plus la déviation est grande :
L’indice de réfraction du bleu : 1,528.
L’indice de réfraction du rouge : 1,511.

Thomas Youg démontre la nature ondulatoire de la lumière

En 1801, le physicien Thomas Young observe les motifs créés par le passage d'un faisceau lumineux à travers des fentes et, parvient à démontrer la nature ondulatoire de la lumière.

Christiaan Huygens, physicien hollandais, avait proposée cette idée à l'époque de Newton.

Explication des fentes de Young

• Au lieu d’envoyer des rayons rectilignes, la source émet un système d’ondes concentriques.
• Ces ondes vont frapper l’écran percé, et le traverser par les deux fentes
• Mais puisqu’il n’y a pas de direction privilégiée à l’entrée des fentes, il n’y en aura pas non plus à la sortie.
• Alors, chaque fente va se comporter comme une nouvelle source, et émettre son propre système d’ondes.
• Ces ondes ont les mêmes propriétés que celles émises par la source, donc même fréquence et même amplitude.
• Mais la traversée des fentes va modifier la phase.

Imaginez que deux ondes quittent les fentes avec la même phase (par exemple elles sont toutes les deux à leur maximum, on observe une crête).

Si elles parcourent jusqu’à l’écran une distance multiple exact de la longueur d’onde, elles arriveront avec la même phase (par exemple le maximum, une crête).

Mais si l’une fait un trajet un peu plus long, alors, elle sera en retard par rapport à la première, et n’arrivera pas au maximum.

Si l’écart est exactement d’une demi-longueur d’onde, elle arrivera au minimum, dans un creux.

Aux endroits où les ondes arrivent en phase, elle s’additionnent et donnent un maximum de lumière (Max + Max)

La lumière éclairant l’écran en ce point sera la somme de :

Max + Max, ou crête + crête, qui est positive. Donc en ce point on aura de la lumière.

Aux endroits où les ondes arrivent en opposition de phase, l’interférence est destructrice, et on obtient l’obscurité totale.

La lumière éclairant l’écran en ce point sera la somme de :

Max + Min, ou crête + creux, qui est nulle, puisque le Min a la même valeur que le Max, mais négative. Donc en ce point on aura l’obscurité.

Les rayonnements électromagnétiques sont des ondes

Une onde est caractérisée par :

• La longueur d’onde, qui est la distance entre deux maxima ou minima successifs. On la note en général λ (lambda). Elle se mesure en mètres, (très souvent dans une subdivision, millimètre, micromètre, nanomètre). L’onde de droite a une longueur d’onde double de celle de gauche.
• La fréquence est le nombre d’oscillations qui se produisent en une seconde, elle se mesure en hertz (abbréviation Hz, 1 Hz = 1 oscillation par seconde) et se note le plus souvent ν (nu). Les flèches placées au-dessus des courbes montrant une durée d’une seconde, l’onde de gauche a une fréquence de 5 Hz, celle de droite de 2,5 Hz. Plus la fréquence est grande, plus les ondes sont serrées.
• L'amplitude qui est la hauteur de l’onde. L’amplitude de l’onde en bas à droite est double de celle de gauche.

Lorsque la longueur d’onde double, le nombre d’oscillations par seconde diminue de moitié. Ces deux grandeurs sont donc liées. Pour les ondes électromagnétiques, on a relation très simple entre la longueur d’onde et la fréquence : λ ν = c où c est la vitesse de la lumière.

Josef von Fraunhofer utilise pour la première fois, en 1814, un spectroscope à réseau

La dispersion de la lumière est réalisée par un réseau de diffraction, constitué d’un miroir en verre ou en métal sur lequel ont été gravées un grand nombre de lignes parallèles.

L'apport singulier de Kirchhoff à l'analyse spectrale

S'intéressant alors au spectre de la lumière solaire, il constate que :

Les raies noires de Fraunhofer correspondent exactement à des raies brillantes émises par certains éléments chimiques.

Il comprend alors que :

Spectre continue

Spectre d'émission

Spectre d'absorption

On voit ici l’interaction entre la lumière et différents gaz : l’hydrogène, l'hélium, l'oxygène, le carbone, et l’azote. On voit des lignes verticales. Chaque élément a une empreinte spectrale particulière. C’est un peu comme un code barre. Cela est très intéressant car cela permet de déterminer, à distance la composition chimique des astres à des milliards d’années-lumière de nous.

Plus intéressant encore, si la source qui émet de la lumière est en mouvement. Si l’objet s’éloigne de nous, le spectre, en fait les raies spectrales verticales, vont se déplacer vers le rouge. Elles seront décalées vers le bleu si l’objet se rapproche de nous. On pourra alors déterminer la vitesse et la distance de cet objet.

Raie d'absorption

L'atome, avec ses électrons en mouvement sur des orbites quantifiées, n'est qu'un modèle utile pour visualiser la solution de problèmes et facile à exprimer par le langage. Il s'agit d'un modèle purement conventionnel.

Le noyau de l’atome d'hydrogène est constitué d’une seule particule, nommée proton. Le proton possède une charge électrique unitaire positive.
Un électron (autre particule portant une charge électrique unitaire négative, et 1 840 fois plus légère), est lié par l’attraction électrostatique au proton autour duquel il tourne (attraction entre charges de signes opposés, répulsion entre charges de même signe). Ce modèle planétaire de l’atome d’hydrogène a été proposé par Niels Bohr au début du XXe siècle.

Contrairement aux planètes, qui peuvent circuler à n’importe quelle distance de leur étoile, l’électron n’a à sa disposition que des orbites bien particulières. La plus proche du noyau est appellée orbite fondamentale, ou de niveau 1. La seconde est de niveau 2, etc. Entre les orbites de niveau 1 et 2, il n’y en a pas d’autres possibles.

Chaque orbite est caractérisée par une certaine valeur de l’énergie, qui est d’autant plus grande que l’orbite est plus loin du noyau.

L’électron peut passer sur une orbite plus éloignée (d’énergie supérieure), à condition qu’on lui fournisse l’énergie correspondant à la différence d’énergie entre les deux niveaux. Cette énergie peut lui être communiquée par des chocs avec d’autres atomes, par un champ électrique, ou bien par un photon dont la couleur correspond à cette énergie (rappelez-vous que l’énergie d’un photon est proportionnelle à sa fréquence, donc à sa couleur E = h ν, loi de Planck). Dans ce dernier cas, le photon est absorbé, son énergie ayant été consommée pour déplacer l’électron. C’est là l’origine des raies d’absorption.

Raie d'émission

Puisque les orbites basses sont de moindre énergie que les orbites hautes, elles sont plus stables. L’électron aura donc toujours tendance à retomber vers une orbite basse, en diminuant son énergie. Pour assurer la conservation de l’énergie, il émet un photon dont la couleur est exactement celle qui correspond à la différence d’énergie entre les deux orbites. C’est l’origine des raies d’émission.

Puisque les raies d’émission et d’absorption correspondent à des transitions dans les deux sens entre les mêmes niveaux d’énergie, elles ont nécessairement la même couleur. On peut dire aussi que la même raie pourra se manifester en émission ou en absorption selon les circonstances.

Tout ce que nous venons d’exprimer à propos de l’atome d’hydrogène se transpose pour n’importe quel autre élément. Mais l’atome d’hydrogène est le plus simple de tous. Précisons que le noyau d’un atome quelconque est constitué de protons et de neutrons. Les raies sont dues aux influences électriques de ces particules.

Lorsqu’un électron est excité (placé sur une orbite haute), il va retomber spontanément sur une orbite plus basse. Le temps qu’il passe sur l’orbite haute est très bref, de l'ordre du milliardième de seconde, et pendant ce temps-là il n’arrive en général rien à l’atome. La transition peut donc se produire et la raie est émise.

En fonction de la structure du noyau et donc du nombre d'élecrtons qui peuvennt graviter autour de lui, les orbites possibles sont différentes. Ainsi selon les éléments chimiques, les rayonnement émis ou absorbés sont différents. Chaque élément chimique donne un spectre où apparissent les raies qui le caractérisent. De façon très imagée on peut dire que les spectres sont les "empreintes digitales" des éléments chimiques.

Séries de Lyman et de Balmer

Si l'on considère l'atome d'hydrogène, les transitions de l'unique électron se produisent entre le niveau le plus bas, indiqué par le chiffre "1" sur la figure de gauche et les niveaux supérieurs donnent naissance à des rayonnements ultraviolets, auxquels correspondent dans le spectre les raies dites de la "série de Lyman".

La première de ces raies - celle qui correspond à la transition entre le niveai 1 et 2 s'appelle Lyman α, celle qui correspond à la transition "1" ver "3" s'appelle Lyman β, etc... Selon les sens de la transition on a des raies d'émission ou d'apsorption.

Aux transitions entre les niveaux 2 et supérieurs correspondent les raies de la "série de Balmer". C'est une série particulièrement importante car les différences d'énergie en jeu étant plus petites, les raies sont dans domaine du visible du spectre ou tout au plus dans l'ulraviolet proche. Alors que les raies de la "série de Lyman" correspondent toutes à l'ultraviolet lointain, observables uniquement hors de l'atmostphère et donc depuis les stations d'observations spatiales.

• Aux transitions entre le niveau "2" et "3" correspond la raie H α qui se situe dans le domaine du rouge.
• Aux transitions entre le niveau "2" et "4" correspond la raie H β qui se situe dans le domaine du bleu.
• Aux transitions entre le niveau "2" et "5" correspond la raie H γ qui se situe dans le domaine du violet.
• Aux transitions entre le niveau "2" et "6" correspond la raie H δ qui se situe dans le domaine du violet lointain.
• Les raies suivante : transition 2-7, 2-8 ...se situent toutent dans l'ultraviolet proche.

Dans le cas d'atomes plus complexes que l'hydrogène, et donc possédant plusieurs électrons gravitant autour du noyau, c'est l'électron le plus externe qui absorbe ou ément de l'énergie en passant du'un niveau à un autre. On dit que l'atome est au niveau fondamental lorsque cet électron est sur le plus bas niveau possible, on le dit "excité" lorsqu'il se trouve à un niveau supérieur.

L'utilité de la spectroscopie

L’astronome dispose, grâce à la spectroscopie, de LA solution pour sonder les planètes et les étoiles à distance. La lumière (dans toutes les longueurs d’ondes) est le moyen le plus important de connaissance des astres (on a quelques informations provenant de la physique des particules (neutrinos), et on en obtient maintenant des ondes gravitationnelles ; tout le reste provient de la lumière, et plus généralement des ondes électromagnétiques).
En astronomie, la spectroscopie constitue un outil essentiel pour décrire les milieux lointains d'où provient la lumière : les atmosphères des étoiles et celles des planètes, les nuages interstellaires, le contenu et l'environnement des galaxies, la matière primordiale produite par le big-bang...
Les spectres des rayonnements électromagnétiques que nous captons du ciel témoignent des processus physiques qui se produisent dans le cosmos. Leur étude permet de décrire la constitution et l'évolution des astres.

C’est la lumière qui nous a apporté la plus grande part de ce que nous savons de l’Univers, et principalement par la spectroscopie :

• Température : La couleur générale d’une étoile nous indique sa température. Un morceau de fer chauffé est rouge sombre si sa température reste assez basse, puis rouge vif, puis blanc… ceci à mesure que la température s’élève. Ainsi, en déterminant quelle couleur est la plus brillante dans le spectre d’une étoile, on détermine sa température de surface. Ceci a donné une température de 5 500° C pour la surface visible du Soleil. D’autres étoiles sont beaucoup plus chaudes, jusqu’à 50.000° C. D’autres plus froides, jusqu’à 2.000° C.
• Composition des astres : On photographie dans le laboratoire les spectres de tous les éléments chimiques. Nous avons vu qu’ils étaient tous différents. On photographie ensuite le spectre d’une étoile. On met côte à côte ce spectre et celui de l’hydrogène (pris au laboratoire) ; si les raies spectrales de l’hydrogène se voient sur le spectre de l’étoile, c’est que son atmosphère contient de l’hydrogène.
  
            Spectre du Soleil - Crédit image : ASTROSAUCATS

• Proportion : Si dans l’atmosphère du Soleil un élément est peu abondant, une partie seulement de la lumière correspondant à ses raies spectrales sera absorbée ; la raie dans son spectre sera moins sombre. En mesurant l’assombrissement d’une raie, on arrive donc à mesurer la quantité de l’élément correspondant dans l’atmosphère d’une étoile. On ne se contente pas d’une analyse quantitative (savoir si oui ou non un élément est présent dans l’atmosphère de l’étoile), mais on dispose aussi d’une analyse quantitative, déterminant en quelle proportion il y est.
• Vitesse : Si un objet lumineux se rapproche de nous, son spectre glisse vers le bleu, et si elle s’éloigne, il glisse vers le rouge. Les raies spectrales ne correspondent plus alors à celles mesurées en laboratoire. Pour rétablir la correspondance, il faut faire glisser le spectre photographié au laboratoire par rapport à celui de l’étoile.
  
  La mesure de la vitesse se mesure dans la couleur des galaxies. Par un effet comparable à l’effet Doppler, la lumière d’une galaxie qui s’éloigne subit un décalage vers le rouge qui est lié à sa vitesse d’éloignement. Une galaxie apparaît d’autant plus rouge qu’elle s’éloigne vite. On se base sur les raies d’émission et d’absorption des atomes.
  
  Comme ces raies correspondent à des niveaux de transition de niveaux d’énergie dans les atomes, on connait leurs longueurs d’onde théoriques.
  
  Et si on les observe avec un décalage dans le spectre d’une galaxie cela permet d’estimer la vitesse d’éloignement de la galaxie.
  
  Reproduction comparé du spectre du Soleil ainsi que d’un groupe de galaxies situé à environ un milliard d’années-lumière. On voit les raies d’absorption associées à l’hydrogène, au sodium au fer, au sodium … etc. Et on peut mesurer clairement le décalage et en déduire la vitesse d’éloignement. Ici, environ 20 000 km/s
  
  C’est ainsi qu’on a découvert expérimentalement l’expansion de l’Univers : toutes les galaxies s’éloignant de nous, leurs spectres sont systématiquement décalés vers le rouge. Ce phénomène est nommé décalage spectral. Dans l’Univers proche, il peut se produire vers le rouge ou vers le bleu (le bleu correspondant à une vitesse de rapprochement) par suite de mouvements locaux, tandis que dans l’Univers lointain il est toujours vers le rouge, la vitesse d’expansion étant bien plus élevée que celle des mouvements locaux
  
  Par ce procédé, on a même découvert des planètes autour d’autres étoiles, car leur présence modifie légèrement la vitesse de l’étoile autour de laquelle elles tournent.
• Rotation : Lorsqu’une étoile tourne sur elle-même, l’un de ses bords s’approche de nous alors que l’autre s’éloigne. La différence de vitesse entre les deux bords nous donne la vitesse de rotation de l’étoile.
• Champ magnétique : Si dans le laboratoire on photographie un spectre, mais en plaçant l’expérience dans un champ magnétique, on s’aperçoit que les raies spectrales sont dédoublées. Et d’autant plus que le champ magnétique est plus intense (effet Zeeman). Lorsque les raies spectrales d’une étoile apparaissent ainsi dédoublées, on sait donc qu’elle possède un champ magnétique, et on peut en mesurer l’intensité par l’écartement des raies dédoublées. On sait que les taches solaires, qui traduisent l’activité du Soleil, sont dues à de forts champs magnétiques, car les raies spectrales y sont dédoublées. Par l’analyse spectrale du champ magnétique, on peut donc avoir des indications sur l’activité des autres étoiles.

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