Historique de Marseille
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le 17/08/17
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L’actualité du LAM | Le cours à l’Observatoire Historique de Marseille |
| Mis à jour le 17/08/17 |
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| Spectre solaire | |||||||
Les spectres ci-dessous ont été photographiés à l’aide d’un spectroscope Shelyak Lhires Lite, et d’une webcam Toucam Pro sans objectif. Les images brutes ont tout d'abord été rassemblées en séquences à l’aide de divers logiciels. Elles comportent des défauts horizontaux dus aux inévitables imperfections de la fente du spectroscope. Enfin, une unique ligne de pixels a été sélectionnée en dehors de ces défauts, et dupliquée pour donner la hauteur de l’image définitive. Ce traitement donne un aspect un peu artificiel aux spectres, bien que ceux-ci soient de véritables photos.
Le choix d'une unique ligne de pixels ne permet pas de filtrer le bruit thermique de la caméra. Une amélioration du traitement est en cours, pour remplacer ce choix pas la moyenne d'une colonne de pixels. Le bruit est ainsi considérablement diminué, et les premiers résultats montrent, dans les images produites, toutes les raies détectables à l'œil dans les originaux, et aucun artefact (raies dues à du bruit, ne correspondant à rien de réel). Les nouveaux spectres remplaceront ceux ci-dessous à mesure de leur réalisation. La documentation d'un bien plus grand nombre de raies sera possible. La partie entre 607 à 543 nm a été entièrement traitée à l'aide d'un logiciel écrit spécialement par l'auteur de ces pages.
La définition est de 104 pixels par nanomètre. 545 raies sont référencées.
Les spectres sont tirés de photos prises le 17/02/2012 par L. Ruiz et J. Gispert.
Certaines raies sont repérées par le symbole chimique de l’élément qui les produit, ainsi que la longueur d’onde exprimée en nanomètres. Ces longueurs d’onde sont tronquées à deux décimales, ce qui tombe parfois sur un bord de la raie. Mais les raies spectrales d’un même élément étant discrètes (nettement séparées par un intervale sans lumière), ceci n’introduit pas d’ambiguïté sur l’identité de la raie.
Parfois, des raies de deux éléments différents ont des longueurs d’onde très proches, et sont indicernables à la résolution de la photo. Dans ce cas, un même trait est utilisé pour reprérer toutes ces raies. Exemple : Ca 487,81 - Fe 487,82.
De nombreuses raies du fer sont notées, elles permettent en particulier de se repérer dans le spectre. Mais les raies du fer sont tellement nombreuses, qu’il est impossible de les repérer toutes…
Certaines raies faibles sont repérées, pour mettre en évidence certains éléments plus discrets, mais néanmoins présents.
Le rouge est à gauche, par conséquent les longueurs d’onde décroissent en allant vers la droite.
Cette partie du spectre ne contient pas de raies provenant du Soleil. Mais la lumière qui a réussi à quitter l’atmosphère du Soleil sans encombres doit encore traverser celle de la Terre avant de nous parvenir. Et là, elle subit encore des absorptions. L’atmosphère de la Terre est à basse température, et de nombreuses molécules y sont stables. Elles peuvent donner des raies ou des bandes d’absorption. C’est le cas ici, avec de nombreuses raies de la molécule O2. La série se termine vers la droite par une accumulation qui produit une bande.
La raie Hα de l’hydrogène correspond à la transition 3-2 des niveaux d’énergie. C’est la forte raie d’absorption visible ici au milieu de ce spectre. C’est elle qui produit la lumière de la chromosphère, et lui donne son nom. Elle est aussi responsable de la luminosité des nébuleuses excitées par des étoiles chaudes proches.
Le doublet du sodium est un grand classique des TP de spectroscopie. On le voit ici vers le centre droit de l’image. Il est constitué de deux raies très proches l’une de l’autre. Ces raies sont isolées dans le spectre du sodium, et sont prépondérantes. Lorsque le spectre est en émission, ce doublet très intense donne la coloration jaune-orangé de la lumière émise. Et c’est celle de nombreuses ampoules d’éclairage urbain, bien reconnaissable dans certaines rues. On obtient aussi cette couleur si on jette une petite pincée de sel fin dans la flamme d’une gazinière.
En dehors du doublet, cette partie du spectre est assez pauvre, au moins à cette définition. On y trouve essentiellement des raies du fer. Les plus importantes sont notées. On remarque un aspect cannelé du spectre. Les très nombreuses petites raies qui produisent cet effet sont essentiellement (mais pas exclusivement) des raies de la vapeur d’eau, produites par l’atmosphère terrestre.
Le triplet du magnésium est constitué de trois raies proches, situées dans la partie verte du spectre. Il est caractéristique du magnésium. Il est situé dans une partie où se trouvent de nombreuses autres raies, provenant d’autres éléments. Le triplet est formé des trois raies bien noires situées à la droite de cette première photo. On a à gauche du triplet tout un ensemble de raies de provenances diverses.
Cette dernière photo recoupe la précédente : on y retrouve le triplet du magnésium, situé cette fois à gauche.
Cette photo recoupe aussi la précédente : c’est la partie bleue du spectre, en prolongement du triplet.
En observant ce spectre attentivement, on constate que beaucoup d’éléments n’y sont pas présents. Seraient-ils absents de l’atmosphère du Soleil ?
On peut remarquer autre chose encore en se limitant à un élément donné : le manganèse par exemple. On constate que les raies sont souvent groupées. Pourquoi ? Pour tenter une explication, pensons au spectre le plus simple, celui de l’hydrogène. Il est constitué de quelques séries, Lymann, Balmer, Paschen, Brackett, Pfund… Chacune de ces séries est basée sur un niveau d’énergie, et les raies sont produites par les transitions de l’électron entre un niveau supérieur et celui-ci. Or les niveaux sont d’autant plus proches les uns des autres qu’ils sont plus élevés. Par conséquent, les raies ont tendance à s’accumuler. D’autre part, les diverses séries sont globalement plus ou moins énergétiques : la série de Lymann est dans l’ultraviolet, celle de Balmer dans le visible (en partie au moins), les autres dans l’infrarouge. Pour les autres éléments, les choses sont plus complexes, mais les principes restent les mêmes, et conduisent à une certaine accumulation des raies dans certains domaines de longueurs d’onde.
Si un élément n’a pas de raies dans le visible, ou seulement des raies très faibles, il est tout à fait possible qu’il soit indétectable ici, tout en étant présent dans l’atmosphère du Soleil avec une abondance comparable à d’autres plus visibles ! C’est le cas de l’aluminium par exemple, dont les raies sont comprises entre 226,91 et 396,25 nm, donc dans l’infrarouge jusqu’à la limite inférieure du visible. Pour détecter ces éléments dans l’atmosphère du Soleil, il faut donc étendre le spectre aux domaines limitrophes du visible, l’infrarouge et l’ultraviolet.
L’identification des raies spectrales a été faite à l’aide d’un spectre du Soleil donné par l’Observatoire de Paris-Meudon sous forme de courbe (solar_spect.pdf), et du livre "Tables of Spectral-Line Intensities", de W.F. Meggers & al., National Bureau of Standards Monograph 32.
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