Historique de Marseille
| liens |
le 18/08/17
|
L’actualité du LAM | Le cours à l’Observatoire Historique de Marseille |
| Mis à jour le 18/08/17 |
|||
| La spectroscopie astronomique | |||||||
La spectroscopie est la décomposition de la lumière en ses différentes longueurs d’onde. Certaines sources émettent une lumière composée d’un petit nombre de couleurs très précises, bien distinctes les unes des autres. D’autres produisent toutes les couleurs sans discontinuïté. D’autres encore une lumière continue, mais marquée de raies sombres. Tous ces comportements donnent des informations sur l’objet qui a émis la lumière, et permettent d’en comprendre la physique.
Ce schéma montre un corps chaud (du fer ici) qui émet un rayonnement de corps noir (spectre continu, obtenu par le prisme côté droit). Du côté gauche, la lumière émise traverse un gaz , qui absorbe certaines couleurs. Eventuellement, vous pourriez consulter le chapitre qui traite de tout cela.
La spectroscopie est utilisée dans de nombreux domaines scientifiques. Mais en astronomie, elle est l’unique source d’information dans la plupart des cas. Sa place est donc capitale dans ce domaine.
On appelle spectre l’ensemble des couleurs décomposées par un appareil (prisme ou réseau), et qui donne l’intensité de chaque couleur composant la lumière considérée. Vous pouvez voir un bel exemple, le spectre du soleil.
Tout commence au laboratoire. Lorsqu’on fait une expérience, on maîtrise tous les paramètres : la composition de la matière, sa température, sa pression… En fixant ces paramètres (par exemple de l’hydrogène à 100 K et pression normale), on définit une expérience. Son résultat est un spectre particulier.
On constate :
Il est donc légitime de penser qu’un spectre identique produit par un astre nous indique que cet astre a la même composition et les mêmes conditions physiques que l’expérience qui produit son jumeau.
Ainsi, l’examen d’un spectre permet de remonter aux conditions qui règnent dans l’astre étudié :
Bien sûr, on ne se limite pas aux données expérimentales : on ne peut multiplier les expériences en faisant varier les paramètres pour atteindre la richesse des environnements célestes. Il faut donc développer des théories, et utiliser les modèles qu’elles produisent pour pouvoir interpréter les spectres. Mais ces théories sont toujours établies sur une bonne base expérimentale, et elles permettent de chiffrer les données. Par exemple de mesurer la température du soleil !
Nous allons voir les caractéristiques spectrales les plus importantes qui permettent de comprendre le fonctionnement des astres, leur composition etc.
Bien des mécanismes physiques sont capables de produire de la lumière. Le soleil, le feu, les éclairs d’orage, les vers luisants… nous sont bien connus. Nous utilisons parfois les mêmes mécanismes, sans le savoir forcément (lampes à incandescence : corps chaud comme le soleil ; tubes fluorescents : principe semblable au ver luisant ; diodes laser ou LED…). Les astres que nous étudions utilisent ces divers mécanismes pour produire de la lumière, et l’analyse de cette dernière peut nous renseigner sur la source.
La spectroscopie astronomique s’étend même aujourd’hui à tout le domaine électromagnétique : des ondes radio (raie à 21 cm) jusqu’aux rayons gamma… Mais nous nous limitons essentiellement ici au spectre visible. Les mécanismes concernés sont les mêmes.
Il convient donc de commencer par envisager les mécanismes de production de lumière, et les caractéristiques de la lumière qu’ils produisent. Elles nous permettront de remonter aux propriétés physiques des astres, ce qui permet à l’astrophysique d’exister !
Ce paragraphe est un rappel des mécanismes présentés dans le chapitre sur la lumière.
Les expérience de laboratoire montrent que la lumière émise par un four bien isolé, et à température constante (donc bien en équilibre), présente toutes les couleurs avec une intensité variable selon la longueur d’onde. L’intensité passe par un maximum pour une longueur d’onde moyenne du spectre. La longueur d’onde à laquelle on observe ce maximum ne dépend que de la température du four, non de la composition chimique de ce qu’il contient, ni de la pression. C’est ce qu’on appelle un spectre de corps noir ou spectre thermique.
Un corps noir est donc un corps en équilibre thermique, dont le bilan énergétique avec le milieu extérieur est nul.
L’équilibre produit une répartition bien précise des photons, avec un maximum à la longueur d’onde qui correspond à la température du corps. Autour de cette longueur d’onde, se répartissent les autres, avec une intensité d’autant plus faible qu’on s’éloigne davantage du maximum.
Le spectre produit a donc une forme en cloche bien caractéristique. Le maximum de cette courbe donne directement la température du corps qui l’a émis.
Bien que chaque photon soit émis à une longueur d’onde très précise, celle-ci dépend de la vitesse des particules en interaction. Donc les photons sont produits essentiellement dans un intervalle de longueurs d’onde, correspondant à l’intervalle des vitesses des particules. Et ces vitesses dépendent de la température. Un photon émis subit ensuite des interactions avec d’autres particules, qui modifient son énergie, donc sa longueur d’onde.
Tout corps chaud (c’est-à-dire au-dessus de 0 K), émet donc un rayonnement. C’est la source principale de lumière des étoiles, mais les planètes rayonnent aussi à une longueur d’onde bien plus importante, dans l’infrarouge, puisqu’elles sont bien moins chaudes.
La luminescence est un mécanisme quantique. Elle est produite au niveau de chaque atome, par son cortège d’électrons périphériques.
La luminescence est produite par le rayonnement d’un électron lié à un atome à un certain niveau d’énergie, et qui cède une partie de cette énergie sous forme d’un photon émis. L’électron se retrouve alors lié à l’atome à un niveau d’énergie plus bas. Les niveaux d’énergie d’un atome donné (selon sa nature chimique, c’est-à-dire selon le nombre de protons que contient son noyau), sont quantifiés, c’est-à-dire que leur énergie possède une valeur très précise. Les niveaux d’énergie des électrons autour d’un noyau atomique varient donc par sauts, et non continuement.
Normalement, l’électron se place au niveau d’énergie le plus bas (ceci est une loi physique très générale, qui se vérifie dans les équilibres). Lorque l’électron est à un niveau d’énergie supérieur (on dit que l’atome est excité), il est instable, et tend à se débarrasser de l’excédent d’énergie en émettant un photon. Cette désexcitation se fait spontanément, au bout d’un certain temps !
On distingue deux sortes de luminescence, selon la rapidité de la desexcitation. Si celle-ci se produit en moins d’un dix-millionième de seconde (10-8 s), on parle de fluorescence (c’est ce qu’il se passe dans les tubes fluorescents…) ; si le délai est plus long, on parle de phosphorescence (parce qu’elle a été étudiée d'abord sur le phosphore).
Le soleil produit une certaine luminescence dans son atmosphère, mais elle est noyée, dans les conditions habituelles, dans le rayonnement thermique.
Pour produire une luminescence, il faut exciter un atome. Pour cela, on doit lui communiquer de l’énergie sous une forme quelconque : par un photon de couleur appropriée, par choc… Les vers luisant utilisent une forme chimique d’énergie : c’est par une réaction d’oxydation qu’ils produisent l’énergie capable d’exciter les atomes constituant leurs molécules luminescentes. On appelle cela la chimioluminescence. On connaît aussi la triboluminescence, produite par une excitation mécanique lors d’un écrasement des molécules.
Le rayonnement synchrotron est le rayonnement d’une particule chargée (électron), qui se déplace dans un champ magnétique. Par mouvement inertiel, la particule se déplace le long d’une ligne droite. Mais le champ magnétique lui impose une accélération perpendiculaire à sa vitesse et au champ magnétique, qui l’amène à spiraler autour des lignes de champ. De rectiligne uniforme, le mouvement devient accéléré (ce qui ne veut pas forcément dire qu’elle va plus vite ; une accélération correspond à une augmentation ou diminution du module de la vitesse -les kilomètres/seconde-, à un changement de direction, ou les deux à la fois).
Le rayonnement synchrotron a été découvert et analysé auprès des premiers accélérateurs de particules, dans lesquels des électrons étaient accélérés par un champ magnétique variable, dont la fréquence augmente avec le temps (pour les accélérer). Dans ces conditions, les électrons tournent autour de l’axe de la machine, et donc produisent un rayonnement. Les photons sont émis dans la direction instantanée de la vitesse des électrons, leur direction est donc tangente à la spirale que ces derniers décrivent.
Effet maser : On connait bien (?) le LASER (Light Amplification of Stimulated Emission of Radiation). L’idée vient… d’Einstein. Considérons un atome d’hydrogène (pour expliquer plus simplement). Imaginons que son électron soit au niveau 3 par exemple. Eclairons-le avec une lumière Hα. Il va recevoir un photon ayant exactement l’énergie de la transition 3-2 qui produit la raie Hα. On constate qu’au passage du photon (il n’y a pas d’absorption, simplement une influence), l’électron va effectuer la transition 3-2, en émettant un nouveau photon Hα. Mais ce qui est extraordinaire, est que ce photon a les mêmes propriétés que celui qui l’a induit. Même état, et même direction. Résultat : un photon en a produit un second identique. En fait, ce résultat ne devrait pas nous surprendre, car les photons sont des bosons, et ils se placent normalement dans le même état quantique. Ce qui reproduit donc l’état du photon incident.
Le principe laser est de placer de nombreux électrons au niveau 3 (pompage optique, qui produit une inversion de population). Puis d’envoyer un faible faisceau Hα (dans l’exemple donné…). Des électrons au niveau 3 vont être concernés, chacun par un photon incident, et produire de nouveaux photons. Leur nombre est donc doublé, c’est l’émission stimulée. Dans un laser, on place deux miroirs face à face sur les parois, qui renvoient le faisceau dans la cavité, pour être sûr de balayer tous les électrons du niveau 3. Enfin, on laisse un petit trou dans le miroir de sortie pour laisser passer les photons, tous rigoureusement identiques, et tous dans le même état. C’est une cavité résonnante, pour amplifier.
Cette digression était utile, car le MASER est le même mécanisme. MASER signifie (Microwave Amplification of Stimulated Emission of Radiation). Les mauvaises langues prétendent qu’en vérité, cela signifierait : Means of Acquiring Support for Expensive Research. Mais il se place dans les micro-ondes. Et il se produit naturellement dans l’espace. L’énergie étant bien plus basse (puisque la longueur d’onde est plus importante), ce ne sont plus les niveaux électroniques qui sont concernés, mais les énergies de vibration des molécules. Par conséquent, il faut déjà que le milieu soit assez froid pour que des molécules y soient énergétiquement stables. Ceci se réalise dans de nombreux objets astronomiques.
Un maser de laboratoire est constitué comme un laser, et comprend un résonnateur (la cavité). Dans le milieu aturel, cette cavité n’existe pas, et le phénomène n’est pas amplifié ainsi. Pour qu’il le soit, il faut que les photons produits rencontrent sur leur chemin de nombreux atomes, pompés au niveau d’énergie concerné. Mais encore faut-il donc, que les atomes sur le chemin se déplacent tous à la même vitesse, sans quoi le décalage Doppler interdirait le déclenchement de nouveaux photons.
Le proton, noyau d’un atome d’hydrogène, possède un spin (moment magnétique de rotation). Ce spin est quantifié, et ne présente que deux valeurs distinctes qu’on nomme haut et bas. L’électron de l’atome neutre possède lui aussi un spin, pareillement quantifié.
Alors, deux situations sont possibles : soit le proton et l’électron ont leurs spins parallèles, soit ils sont antiparallèles. Ces deux configurations n’ont pas exactement la même énergie, et l’atome se place spontanément dans l’état de plus basse énergie.
Si un mécanisme quelconque (absorption, choc…), fait passer l’atome dans l’état de plus haute énergie, il retombera en émettant un photon correspondant à la différence d’énergie entre les deux états. La différence d‘énergie étant très faible, le photon émis est de grande longueur d’onde, tellement qu’il se trouve dans le domaine radio. Sa longueur d’onde est de 21 cm. C’est cette raie qui permet d’observer les nuages d’hydrogène neutre, qui ne produisent aucune autre lumière…
Puisque le rayonnement thermique comprend toutes les couleurs, un spectre thermique contient donc toutes les couleurs, ce qui fait qu’on passe continuement d’une couleur à une autre. Mais il présente un maximum d’intensité, qui lui confère une couleur dominante particulière C’est pourquoi les géantes nous apparaissent rouges, alors que les étoiles massives et chaudes nous semblent bleues. La forme en cloche de la courbe d’intensité permet de conclure à une origine thermique du rayonnement.
Les raies correspondent à une absorption ou à une émission selon que l’électron d’un atome gagne ou perd de l’énergie. Bunsen et Kirchhoff ont montré qu’un rayonnement continu (thermique, produit par la photosphère d‘une étoile par exemple), est en partie absorbé s’il traverse un gaz froid (atmosphère de l’étoile). L’absorption est proportionnelle à la quantité d’atomes absorbants, donnant ainis le moyen de faire, outre l’analyse qualitative, une analyse quantitative. C’est ainsi que l’on a déterminé la composition chimique des étoiles.
Dans des conditions différentes, lorsque les atomes reçoivent de l’énergie (par absoprtion, par chocs…), ils sont excités. Ils se désexcitent spontanément en émettant un spectre de raies. C’est le cas par exemple de la chromosphère du soleil, qui est rouge par la raie Hα de l’hydrogène.
Certaines nébuleuses sont excitées par le rayonnement ultraviolet d’étoiles chaudes voisines, et leurs atomes portés à un haut niveau d’excitation. De là, ils se désexcitent en cascade, en émettant successivement plusieurs photons, dont la somme des énergies est égale à l’énergie du photon UV excitateur. C’est ainsi que les régions H II brillent en rouge (raie Hα) tandis que d’autres brillent en vert (raie de l’oxygène).
Considérons une source de particules chargées accélérées. Le mécanisme d’accélération permet d’atteindre un certain niveau d’énergie maximum. Aucun électron plus énergétique ne sera produit.
Considérons maintenant un flux de particules ainsi accélérées, qui doit traverser un milieu magnétisé. Dans ce champ, les électrons sont forcés de spiraler et de rayonner, perdant ainsi de l’énergie. Plus ils perdent d’énergie, plus les photons émis sont de grande longueur d’onde (moins d’énergie). Par conséquent, un tel rayonnement possède une signature spectrale claire : aucun photon n’est émis à une énergie supérieure à celle des électrons. Donc le spectre est noir jusque-là. Ensuite, on a une continuité des couleurs, avec une décroissance de l’intensité.
D’après ce que nous avons vu sur la production de ces photons, on a un spectre de raies particulières, correspondant aux états métastables de la molécule considérée. C’est donc un spectre avec un petit nombre de raies.
Ces divers spectres sont bien distincts l’un de l’autre, et ne peuvent être confondus. Un premier examen du spectre permet donc de caractériser le type d’émission et le mécanisme qui l’a produit.
Nous allons voir maintenant comment ces spectres peuvent être modifiés.
Un champ magnétique appliqué à des atomes excités modifie leurs niveaux d’énergie. On montre qu’il se produit un dédoublement des raies : à la place d’une raie normale, on en trouve deux écartées, avec souvent la raie affaiblie au centre.
Ce spectre montre une raie d’absorption du Soleil dédoublée par effet Zeeman sur une tache. En haut et en bas, le spectre est pris sur la photosphère, où le champ magnétique est faible. Au centre, la fente coupe une tache solaire. La raie y est fortement dédoublée, ce qui est caractéristique de l’effet Zeeman produit par un fort champ magnétique. L’écartement des deux ailes de la raie permet de mesurer l’intensité du champ magnétique.
Si une étoile s’éloigne de nous, la lumière qu’elle émet est entraînée avec elle, et sa longueur d’onde augmente. Elle est donc décalée vers le rouge. A l’inverse, si elle se rapproche sa lumière est décalée vers le bleu.
La mesure du décalage, obtenue précisément par comparaison avec un spectre de lampe immobile au laboratoire, permet de déterminer directement la vitesse radiale de l’étoile. En fait sa composante radiale, la vraie vitesse nous restant inconnue… puisqu’on ne peut mesurer la composante tangentielle.
A l’œil nu, on distingue Mizar et Alcor. Mizar elle-même est une étoile double, et chacune de ses composantes est une double spectroscopique. Ces spectres correspondent à la composante la plus brillante de Mizar. Celle-ci est donc formée de deux étoiles si proches que l’on ne peut les séparer. Comment alors savoir qu’elles sont deux ?
Les deux étoiles orbitent l’une autour de l’autre. Au cours de cette révolution, elles se déplacent parfois perpendiculairement à la ligne de visée. Alors, leur distance à la Terre reste constante, leur mouvement étant tangentiel. Elles ont donc toutes deux la même vitesse par rapport à nous, et les raies d’absorption sont confondues (elles présentent le même décalage spectral, dû à la vitesse d’ensemble du couple par rapport à nous). Cette configuration donne le spectre du bas.
Un quart d’orbite plus tard, les étoiles se meuvent le long de la ligne de visée, l’une se rapprochant de nous et l’autre s’éloignant. Ainsi, les raies spectrales de la première sont décalées vers le bleu, celles de l’autre ver le rouge. Les deux systèmes de raies, qui étaient superposés, se séparent, et leur éloignement permet de mesurer la vitesse des deux étoiles.
Lorsqu’on prend le spectre d’une étoile, on constate qu’il ressemble beaucoup à un spectre de corps noir, si ce n’est qu’il est en général strié de raies sombres. En faisant abstraction de ces raies, et en considérant l’enveloppe du spectre, on peut rechercher le spectre de corps noir qui s’en approche le plus, c’est-à-dire celui dont le maximum est à la même longueur d’onde. La température de ce corps noir donne la température de l’étoile.
Il est inutile de disposer de nombreux spectres de corps noir pour cela. On a établi une théorie qui indique que le maximum d’intensité de la matière produite par un corps noir est :
λm = 2.898 / T T en Kelvins, λ en micromètres (c’est la loi de Wien)
On détermine donc la longueur d’onde du maximum, et la formule donne directement la température effective de l’étoile.
C’est la première donnée physique que l’on obtient sur l’étoile, et elle est capitale.
Chaque élément chimique possède sa propre signature spectrale. Les raies d’émission et d’absorption sont produites par les transitions de niveaux des électrons autour du noyau, et dépendent donc des propriétés électriques de ces noyaux. En définitive, du nombre de protons, et de leur arrangement dans l’espace. Pour l’atome d’hydrogène, les choses sont simples.
La lumière de l’étoile est émise par la photosphère, qui est pratiquement un corps noir. Mais pour nous parvenir, elle doit traverser l’atmosphère de l’étoile. Celle-ci est un gaz sous faible pression, dont les atomes peuvent absorber certains rayonnements. Les longueurs d’onde absorbées par les atomes d’un gaz sont caractéristiques de ce gaz. Par conséquent, on ne peut pas confondre celles produites par des atomes d’oxygènes de celles produites par de l’azote, par exemple. Si on détermine au laboratoire quelles sont les couleurs émises (ou absorbées) par un gaz donné, on pourra en reconnaître le spectre dans la lumière d’une étoile, à condition qu’il y soit présent. Ceci donne un moyen extraordinaire de faire l’analyse chimique de l’étoile, fut-elle située à des centaines d’années-lumière de nous.
Classer les étoiles en fonction de la composition de leur atmosphère est donc pertinent. La première classification a été établie par Pickering, selon les raies d’absorption de l’hydrogène (série de Balmer, dans le visible). Les étoiles ayant les raies de Balmer les plus apparentes sont de classe A, ensuite B, C etc., selon l’ordre alphabétique.
Annie Jump Cannon a montré que cette classification correspondait en gros à la température effective de l’étoile (donc qu’il y a un lien entre la température effective et la composition chimique de l’atmosphère, ou tout au moins ce que l’on en voit…). Dès lors, elle a entrepris de classer les étoiles par ordre de température décroissante. Elle a constaté que la classse O, placée en dernier par Pickering, devait au contraire être en tête. De même, la classe B devait passer devant A. Son étude précise ayant montré que de nombreuses classes étaient superflues, ou dues à des erreurs de mesure, elle les a supprimées.
La classification obtenue, OBAFGKM, semble curieuse, mais son histoire l’explique. Elle apporte une grande cohérence dans la progression des raies spectrales de l’une à l’autre.
Pourtant, à première vue, cette nouvelle classification peut sembler erronée : pourquoi des étoiles plus chaudes ont-elles moins de raies de l’hydrogène ? Cette question est simplement celle de l’interprétation physique des spectres, et par conséquent ici des classes spectrales. En réalité, les choses sont très logiques et très claires :
Considérons d’abord les étoiles les plus froides, de type M. La température effective y est de l’ordre de 3.000 K, et les atomes d’hydrogène y sont dans leur état fondamental (dans l’atmosphère bien sûr, électron au niveau d’énergie le plus bas). Puisque les raies d’absorption de Balmer (dans le visible) sont celles produites à partir du niveau 2, il ne peut y en avoir. Quelques raies de Lyman pourraient se produire (dans l’ultraviolet), mais l’énergie est bien basse pour cela.
Passons à des étoiles de température plus élevée. Quelques atomes d’hydrogène vont être au niveau 2, leur électron se trouvant sur cette seconde orbitale à cause de chocs plus violents entre atomes (effet de la température). Dès lors, ces électrons pourront absorber des photons Hα et produire une raie d’absorption de l’hydrogène. Evidemment, ces raies sont faibles, puisqu’un petit nombre d’atomes seulement sont dans cet état.
Avec une nouvelle élévation de la température, les chocs entre atomes sont plus violents, et le peuplement du niveau 2 plus important. Les raies de Balmer en seront plus intenses. Par conséquent, en montant dans l’échelle des températures (donc des classes spectrales), on observe des raies de Balmer de plus en plus importantes.
Mais tout a une fin ! Lorsque la température dépasse la dizaine de millier de degrés, l’énergie des atomes se trouve vers les 13,6 eV, énergie d’ionisation de l’hydrogène, ou au-delà. Quelques atomes vont perdre leur électron… et bien sûr toute possibilité de produire des raies d’absorption. C’est pourquoi les étoiles très chaudes ne présentent que peu, ou pas de raies de Balmer, leurs atomes d’hydrogène ayant perdu leur électron. Et d’autant moins qu’elles sont plus chaudes. Ceci explique que Pickering ait placé les étoiles O en fin de son classement, à cause de leur déficit en raies de Balmer.
Les raies de Balmer apparaissent le mieux dans les étoiles A0, comme Véga :
Ces considérations de température (et d’énergie par conséquent), expliquent également les raies des autres éléments.
L’énergie de première ionisation du calcium est de 6,1 eV, plus de 2 fois plus faible que celle de l’hydrogène (13,6 eV). Le calcium donne donc de fortes raies à basse température. Mais au-dessus de 5.000 K, les atomes s’ionisent partiellement, par la perte de leur premier électron. Le numéro atomique du calcium est 20, il lui reste donc 19 électrons. Ceux-ci donnent une nouvelle structure électronique, et donc de nouvelles raies spectrales. On note CaII le calcium une fois ionisé. Dès la classe G, on note donc les raies du calcium ionisé, en particulier les raies H et K de Fraunhoffer.
Le comportement des autres éléments est semblable, dicté par les énergies d’ionisation correspondantes.
Dans les atmosphères des étoiles M, la température est assez basse pour autoriser la formation de quelques molécules, en particulier l’oxyde de titane TiO2. On y observe donc les raies correspondantes.
Dans les étoiles chaudes, les métaux sont ionisés. Or les raies qu’ils produisent sont essentielement dans l’ultraviolet. De ce fait, les spectres des étoiles chaudes sont bien pauvres, montrant seulement les raies de l’hydrogène (pour les moins chaudes d’entre elles), et de l’hélium.
Mesure Imaginons une atmosphère dans laquel il n’y aurait pas d’atomes de calcium (par exemple). Les raies d’absorption du calcium y seraient totalement absentes. Supposons maintenant qu’il y ait quelques atomes de calcium ; ils pourront absorber quelques photons correspondant aux raies du calcium, mais il restera beaucoup de lumière dans les raies. Elles seront faibles. Imaginons enfin une atomsphère en calcium pur. Aucun photon des raies du calcium ne lui échapperait. Les raies seraient totalement noires.
Cette discussion montre que l’intensité d’une raie (le pourcentage de lumière absorbée) dépend de la quantité d’atomes absorbants présents. Il est donc possible, à partir de cette mesure, de déterminer l’abondance de l’atome dans l’atmosphère de l’étoile.
En résumé, l’analyse spectrale permet la détermination des éléments présents dans une atmosphère stellaire (analyse qualitative), et la mesure de leur abondance (analyse quantitative).
La mesure des vitesses radiales est un autre moyen très puissant de l’analyse spectrale. La vitesse d’un astre est dirigée dans une direction quelconque. Il est très rare qu’elle soit dirigée juste vers la Terre. Alors, on peut décomposer cette vitesse en deux composantes : l’une dirigée vers la Terre, et l’autre perpendiculaire, donc dans le plan du ciel (tangentielle). Un mouvement tangentiel n’a pas d’influence sur les rayonnements émis par l’astre, puisque celui-ci reste à distance constante de la Terre. Par contre, la radiale modifie la distance de l’astre à la Terre. S’il s’approche, les ondes sont comprimées et donc décalées vers le bleu ; s’il s’éloigne, les ondes sont dilatées et donc décalées vers le rouge. La mesure du décalage permet ainsi de mesurer la vitesse radiale de l’astre par rapport à la Terre. La vitesse tangentielle n’est pas mesurable.
Cette méthode a de nombreuses applications :
Vitesse des étoiles dans la galaxie. L’exemple pris ci-dessus est celui-ci. On prend le spectre d’une étoile (et conjointement celui d’une lampe spectrale au labo) ; on mesure le décalage z entre les raies de la lampe et celles de l’étoile ; ce décalage donne directement la vitesse radiale de l’étoile par la relation v = c z. Mais seulement cette composante. Il faut donc ajouter une autre information pour déterminer la vitesse réelle. Si on a observé l’étoile pendant 10 ou 20 ans, à condition qu’elle soit assez proche, on peut mesurer son déplacement tangentiel, et donc obtenir la vitesse réelle. Mais pour toutes les autres étoiles, il est nécessaire de s’appuyer sur un modèle théorique de la galaxie pour conclure.
Vitesse de rotation du Soleil. Le Soleil seulement parce qu’on profite de sa proximité. Son disque est visible, et on peut prendre un spectre de deux bords opposés le long de l’équateur (l’équateur est déterminé approximativement par le mouvement des taches). Dans la rotation, l’un des bords se rapproche de nous pendant que l’autre s’éloigne. Le décalage spectral qui s’ensuit entre les deux bords permet de mesurer la vitesse de rotation. Si on fait une erreur sur la position de l’équateur, la vitesse mesurée est inférieure à la vitesse de rotatio réelle. Il suffit de faire plusieurs mesures pour déterminer le maximum mesuré. Et l’angle sous lequel cette mesure maximale a été faite indique la position précise de l’équateur.
Expansion de l’univers. Il ne s’agit plus de mesurer le décalage spectral d’une étoile particulière, mais d’une galaxie entière. Pour les galaxies lointaines, la quantité de lumière reçue est faible, et l’obtention d’un spectre devient difficile. On doit se contenter d’une faible dispersion. Les raies possibles sont la série de Balmer de l’hydrogène (essentiellement Hα), les raies H et K du calcium ionisé, le doublet du sodium et le triplet du magnésium. Le doublet et le triplet ne sont pas résolus, mais apparaissent comme une seule raie. Etant donné que la vitesse devient importante devant celle de la lumière, il faut utiliser la version relativiste de la formule donnant la vitesse :
L’élargissement des raies a de nombreuses causes. La première est de nature quantique, et limite la finesse de toute raie. On la nomme élargissement naturel. Elle est due à la stabilité des états excités : si la durée de vie de l’état excité est ΔT, le principe d’incertitude implique que ΔT×ΔE > h. Par conséquent, si ΔT est très court, ΔE doit être grand pour satisfaire cette contrainte. La dispersion d’énergie ΔE implique donc un flou dans la raie. Deux atomes émetteurs ne produisent pas exactement la même raie, mais des raies pouvant être décalées par rapport à la valeur centrale en fonction de ΔE. L’accumulation de toutes les raies produites par de nombreux atomes donne donc une raie cumulée élargie. Ce phénomène étant quantique, se produit toujours. De plus, l’élargissement est inversement proportionnel à la durée statistique de l’état excité. Les états métastables, de longue durée, présentent donc des raies très étroites.
De nombreux mécanismes peuvent par ailleurs élargir les raies.
La rotation des étoiles. Même problème que pour le Soleil, mais le disque de l’étoile n’est pas résolu. Il n’est pas possible de prendre des spectres séparés des deux bords, mais seulement un spectre global. Dans ce spectre, les raies produites par tous les points de l’étoile se superposent. Considérons celles provenant du centre du disque comme référence (elles sont toutes affectées du mouvement global de l’étoile, comme toute la lumière de celle-ci). Les raies provenant du bord en approche sont décalées vers le bleu, plus ou moins selon leur distance à l’axe de rotation de l’étoile. Celles provenant de l’autre bord sont décalées vers le rouge, symétriquement. La superposition de toutes ces raies produit une raie élargie, dont la largeur est une mesure du décalage spectral entre les deux bords du disque. On peut ainsi mesurer la vitesse de rotation par le même principe que pour le Soleil.
Rotation de Saturne et de ses anneaux. Pour Saturne, le problème est très semblable à celui de la rotation du Soleil. On place la fente d’un spectroscope le long du grand axe des anneaux (tels que vus depuis la Terre). L’image étant résolue, la contribution de points à des distances diverses du centre de la planète donne des fragments de raies avec des décalages correspondant à la distance à l’axe (i.e. à la vitesse de rotation en ce point). On a donc des raies inclinées, dont l’inclinaison représente la vitesse de rotation. Pour les anneaux, plus loins de l’axe et tournant moins vite, l’inclinaison est bien plus faible.
Dans un gaz à température T donnée, les atomes s’agitent à une vitesse moyenne qui dépend de la température. Mais ils n’ont pas tous cette vitesse moyenne, et s’en écartent en respectant une loi statistique : plus on s’éloigne de la vitesse moyenne, en plus ou moins, moins on trouve d’atomes animés de cette vitesse. Chacun de ces atomes contribue à l’absorption, et la couleur absorbée dépend de sa vitesse réelle. Donc, une majorité d’atomes absorbent la couleur correspondant à la vitesse moyenne. Ceux qui vont un peu moins vite absorbent une couleur proche, mais légèrement décalée vers le rouge. Et ceux qui s’éloignent absorbent une couleur légèrement décalée vers le bleu. Plus la vitesse de l’atome s’écarte de la vitesse moyenne, plus l’absorption faiblit, puisqu’il y a moins d’atomes animés de cette vitesse. La raie présente donc une largeur non nulle. Elle est forte au centre, et faiblit sur les ailes. On montre que l’élargissement des raies par effet Doppler est proportionnel à la longueur d’onde (Δλ = λ v / c). Cet élargissement proportionnel à la longueur d’onde est une caractéristique de l’affet Doppler, et signe donc un mouvement de matière.
Une enveloppe en expansion qui absorbe la lumière de son étoile produit un effet Doppler. Les différentes parties de cette enveloppe ont des vitesses différentes par rapport à l’observateur.
P Cyg a été découverte par Blaeu en 1600, comme une nova. Elle est maintenant classée comme une variable bleue lumineuse (LBV, Luminous Blue Variable).
Les Wolf-Rayet présentent des raies de même nature, produites par une enveloppe en expansion rapide (1.000 km/s) et massive (10-5 M).
Voir profil P-Cygni.
Observation des chromosphères. Les étoiles entre F et M montrent des raies du CaII larges et profondes. Mais la chromosphère produit des raies du Ca en émission, qu’on voit par-dessus. Ceci produit donc un renforcement du contraste et permet l’observation des chromosphères.
Exploration de la Terre et des planètes par des satellites. Application à l’agriculture sur Terre. Détermination des zones géologiquement intéressantes sur Mars.
L’observation de la Terre permet maintenant de caractériser les espèces cultivées depuis l’espace, de déterminer les cultures en bon état sanitaire, et éventuellement les problèmes liés à des parasites, ou à la sécheresse. Ces observations ont un réel impact économique.
Transposées sur d’autres planètes, ces méthodes permettent des études géologiques. Chaque minéral a sa propre signature spectroscopique, qui permet de l’identifier. La difficulté vient de la complexité des spectres, car ce sont des molécules qui absorbent la lumière. Leurs bandes d’absorption sont parfois difficles à interprêter, et ceci ne se fait pas toujours sans ambiguïtés.
Ces méthodes sont applicables sur les planètes sans atmosphère, ou possédbt une atmosphère suffisamment transaprente (Mars principalement). Dans le cas de Mars, les satellites ont permis d’établir une carte géologique à grande échelle, que les robots au sol tentent de préciser localement.
Par des rovers au sol, qui analysent chaque roche individuellement. Détermination du genre igné ou sédimentaire des roches. Présence plus ou moins longue d’eau de surface.
Une méthode très importante est la construction de spectres synthétiques. Pour cela, on modélise des conditions physiques (pression, composition chimique, température…), et on calcule d’après un modèle, l’intensité de la lumière émise en fonction de la longueur d’onde. Bien sûr, une partie de la lumière produite par certains phénomènes (corps noir, rayonnement synchrotron…) peut être absorbée par d’autres mécanismes.
En faisant varier certains paramètres, on peut créer non pas un, mais toute une famille de spectres synthétiques. La méthode consiste alors a déterminer quel spectre synthétique approche le mieux un spectre naturel observé. La meilleure correspondance permet alors de trouver les paramètres qui caractérisent l’astre produisant ce spectre.
Un exemple de cela est la détermination des distances par l’observation d’un spectre stellaire, fonction de la métallicité de l’étoile. Selon cette dernière, la luminosité de l’étoile est plus ou moins forte, à ??? égale. L’ajustement du spectre observé à un spectre synthétique permet de déterminer la luminosité de l’étoile, et par comparaison à sa luminosité apparente (magnitude), d’en déduire la distance.
Tout corps chaud (au-dessus du zéro absolu) émet un rayonnement. S’il est en équilibre thermique (c’est en général le cas dans les étoiles), ce rayonnement est lune rayonnement de corps noir. Il est continu : toutes les couleurs sont présentes. Il montre un maximum d’intensité pour une longueur d’onde bien précise, qui ne dépend que de la température, et non de la composition chimique du corps. La forme du spectre est caractéristique de son mode de production. En l’observant, on connait donc le mécanisme d’émission qui l’a produite.
Cette continuité du spectre provient de la thermalisation du rayonnement, les photons gagnant ou perdant de l’énergie par interaction avec les particules chargées qui s’agitent dans le milieu.
Exemple de spectre thermique : le spectre du soleil.
Raies électroniques : Les raies particulières que l’on observe dans certains spectres sont produites par un mécanisme d’émission/absorption par les électrons entourant l’atome responsable. Elles correspondent à des transitions d’un électron périphérique de l’atome, entre deux niveaux d’énergie différents. Ces niveaux ont des énergies bien précises, et la couleur du photon émis ou absorbé est définie par la différence entre les énergies des deux niveaux concernés. Pour pus de détails, voir le chapitre sur la lumière.
Transition de spin : L’atome d’hydrogène possède un seul électron, il est plus facile de décrire les phénomènes à son propos. L’électron est un fermion, qui possède dans son état quantique, un moment cinétique de rotation nommé spin. Contrairement à ce que la Mécanique Classique admettrait, le spin ne peut prendre que deux valeurs distinctes, nommées par rapport au spin du proton (le noyau d’hydrogène) : parallèle et antiparallèle. Ces deux états n’ont pas exactement la même énergie. L’état parallèle, un peu plus énergétique que l’autre, est donc instable. Au bout d’un temps caractéristique, l’électron va donc basculer dans l’état de plus faible énergie, en émettant un photon ayant exactement la différence d’énergie entre ces deux états. Celle-ci étant très faible, l’énergie du photon le sera aussi,ce qui le place dans le domaine radio avec une longueur d’onde de 21 cm ! C’est la fameuse raie à 21 cm des radioastronomes, qui apporte des données extraordinaires sur les milieux froids (nuages atomiques éloignés d’une étoile chaude).
Le breemstrhalung (en allemand : rayonnement de freinage) est produit lorsqu’un électron est freiné en passant près d’un noyau, en perdant un peu d’énergie. Cette énergie est rayonnée, car l’électron subit une accélération (changement de vitesse, que ce soit en module ou en direction).
Dans un plasma, les électrons accélérés en général par un champ magnétique, subissent ce freinage, et produisent des photons. L’énergie de ces photons dépend de la vitesse des électrons : plus celle-ci est élevée, plus énergétiques sont les photons.
Un même électron peut subir plusieurs freinages successifs (c’est très probable si le milieu a une certaine densité). Or lors du second, il est moins rapide, donc le photon émis sera plus rouge. Lors du troisième, il sera encore plus rouge… Ainsi, un faisceau d’électrons incident produit des photons correspondant au freinage initial, et des photons de plus en plus rouges. Le spectre correspondant est donc un spectre continu, mais avec une origine : la couleur correspondant aux électrons 'frais'. Rien n’apparaît aux couleurs plus bleues. Ce genre de spectre ne peut donc se confondre avec un spectre thermique. Son observation indique que des électrons sont en mouvement rapide dans un milieu contenant des particules chargées lourdes (noyaux atomiques).
Le rayonnement synchrotron procède lui aussi de l’accélération communiquée à un électron. Son nom provient d’un accélérateur de particules constitué de deux électro-aimants semi-circulaires, entre lesquels un faisceau d’électrons est accéléré. Le mouvement des électrons est conditionné par l’alternance du champ magnétique produit, avec lequel il est synchrone. On peut avoir un tel rayonnement naturel si une source produit des électrons, qui sont ensuite accélérés est piégé dans un champ magnétique autour des lignes de champ duquel ils sont forcés de tourner..
Pour qu’une raie d’émission se produise, à partir d’un niveau n >= 1, il faut que ce niveau soit peuplé (que des atomes aient leur électron à ce niveau). Il faut pour cela que de l’énergie ait été communiquée à l’atome, par un rayonnement, ou par chocs… Il faut donc que le milieu soit assez chaud. A partir de là, l’instabilité des niveaux produit la descente des électrons vers un niveau inférieur.
Par exemple, pour la raie Hα de l’hydrogène, il faut que des atomes aient leur électron au niveau 3, pour qu’il puisse redescendre au niveau 2. Si le milieu est froid, les électrons seront tous au niveau fondamental 0, et cette raie sera impossible. C’est le cas dans les étoiles de TS M, dont l’atmosphère est trop fraîche (!) pour amener l’hydrogène à cet état d’excitation. C’est pourquoi les ries de l’hydroège (Hα et les autres), sont absentes de ces spectres alors que l’hydrogène représente 90 % des atomes présents. Dans ces conditions, la série de Lyman peut être présente, mais elle est dans l’UV.
On voit apparaître les raies de Balmer dans les étoiles à partir du TS K, et jusqu’au type A où elles sont très intenses. Au-delà,
---=OO=---