Pages mise à jour le 2011-12-11
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Introduction à la spectroscopie
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Introduction à la spectroscopie
1. Comment ça a commencé ?
Depuis la nuit du début des temps de l'astronomie, les astronomes ont toujours voulu étudier les caractéristiques physiques des astres observés. Mais pour cela, il faudrait que les astronomes puissent les scruter de près, les décortiquer pour arriver à les analyser. En bref ce que l'on peut faire avec des objets que l'on a sous la main !
Or, les étoiles et les astres en général ne sont pas atteignables et seul leur rayonnement parvient à nous. Les astronomes ont donc dû se résoudre à faire parler la lumière. Ils ont donc été rapidement amenés à se poser la question suivante: pourquoi un astre est-il lumineux ? Quelle est la relation entre la matière et la lumière ?
2. Comment obtenir des spectres ?
De nos jours, la majeure partie de nos connaissances sur les astres découlent de la spectroscopie. Cette dernière regroupe l'étude de la répartition de l'énergie lumineuse (la lumière) selon la longueur d'onde. La lumière est une onde qui se propage dans les milieux transparents (l'eau, l'air, le vide ...). Elle se propage tout en ayant son intensité qui oscille. La période L de ces oscillations dans l'espace correspond à la longueur d'onde (par suite, notée lambda λ).
La longueur d'onde.
La lumière blanche est formée de la superposition de toutes les couleurs :
D'autre part, la matière rayonne certaines couleurs plutôt que d'autres, c'est pourquoi les feuilles des arbres sont vertes et le ciel de couleur bleue. Pour disséquer les différentes composantes d'une lumière il faut un dispositif disperseur: un réseau en est un. Ainsi, le montage optique pour décortiquer la lumière pourra être :
Nous avons tous remarqué un jour que lorsque nous chauffons un bout de métal il se mettait à rougir et produisait spontanément de la lumière. Puis si nous continuons, il passe de la couleur rouge à blanche quand il est extrèmement chaud.
Les physiciens établirent alors une loi du "bout de métal chaud" dont la généralisation est la loi du corps noir : la couleur renseigne sur la température.Aussi, entendons-nous "couleur" au sens large car l'ultra-violet et l'infrarouge ainsi que le rayonnement radio en sont. Ainsi il été associé à chaque "couleur" une longueur d'onde λ souvent exprimée en Angströms (1 Å = 10-10 mètres).
D'autre part, une seconde grande idée permet de constituer la théorie qui fait la relation entre la matière et la lumière: c'est la quantification des niveaux d'énergie d'un atome. C'est-à-dire qu'un atome ne peut avoir que certaines valeurs pour son énergie; on dit qu'elle est quantifiée.
Lorsque des électrons de cet atomes se trouve dans une "orbite" plus haute que dans son état initial, l'énergie de l'atome est grande. Comme les "orbites" sont bien définies, les électrons "sautent" d'une couche à une autre, donc l'énergie prend des valeurs par "palliers".
Lorsqu'un électron passe d'une "orbite" basse à une plus haute, il y a un absorption d'un photon (particule transportant la lumière) possédant une longueur d'onde (donc une couleur) proportionnelle à la différence d'énergie entre les deux "orbites".
Réciproquement, en passant dans une "orbite" plus basse, il y émission d'un photon.
Ainsi, on parlera de spectre d'émission ou d'absorption. Un nuage gazeux chaud (comme le noyau du soleil) apparaîtra à travers un réseau comme un ensemble de traits colorés: c'est un spectre d'émission. Un gaz chauffé par une source située à son voisinage (par exemple, une nébuleuse gazeuse) absorbera les longeurs d'onde de la lumière de la source.
Celles absorbées correspondent aux raies noires verticales sur un fond coloré (lumière décomposée de l'étoile) : c'est un spectre d'absorption.
3. Petite récapitulation
D'autre part, selon la température de l'astre, la pression à laquelle il est soumis ou au déplacement qu'il a par rapport à nous, le spectre sera modifié: élargissement des raies, déplacement, etc... On pourra donc en tirer moultes informations scientifiques sur l'astre jusque là mystérieux...
Les astronomes sont donc parvenus à leur but initial: l'analyse à distance de l'astre.
Pour pouvoir obtenir un spectre, il faut disposer d'un spectroscope (voir la figure du montage) derrière l'oculaire du télescope. Aussi faut-il mettre à la place de l'écran représenté dans la figure du montage, un appareil photo ou une caméra CCD, ce qui permet l'enregistrement de l'image du spectre.
D'autre part, il faut aussi "photographier" le spectre d'une lampe étalon qui permettra par la suite d'avoir une échelle de longueur d'onde pour se repérer dans notre image. Voici, par exemple, le montage d'images obtenu pour le spectre de la nébuleuse planétaire NGC 6543:
Spectre de NGC 6543 Profil de raie du spectre de NGC 6826
Après traitement informatique des défauts de l'image du spectre, on trace grâce au logiciel approprié le profil de raie. Les raies du spectre sont les taches blanches (car la photo est en noir et blanc) et allongées verticalement (car il y a une fente verticale positionnée en entrée du spectroscope).Le profil de raie est donc le contour que dessine l'intensité des raies le long du spectre: on aura des pics plus ou moins larges et hauts.
5. Conclusion
Comme vous avez pu le constater, la matière et la lumière possèdent des relations très particulières que la science a mis 200 ans à comprendre.
Mais la richesse apportée par l'information contenue dans les spectres n'a d'égale que la beauté des nébuleuses et galaxies ainsi mises à nue.
Un spectroscope permet aux astronomes amateurs que nous sommes de faire quelques pas dans le monde de la science.
Actualités spectrales
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- 07/2006 : première lumière du spectrographe SOPHIE à l'OHP.
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- 05/2006 : Les messages de la lumière, la mesure de grandeurs physiques grâce à la spectroscopie.
- 06/2005 : La spectro, késako ?, exposé pédagogique sur la spectroscopie et ses utilisations astrophysiques.
- 04/2005 : Spectroscopie des nébuleuses à émission et des étoiles, opus d'astrophysique appliqué à l'analyse spectrale [en cours d'achèvement].
- 04/1999 : La spectroscopie appliquée aux nébuleuses planétaires, tout est dans le titre (diaporama en pdf).
- 03/1999 : La distribution des différentes espèces chimiques dans les nébuleuses planétaires.
- 05/1997 : Projet d'étude spectrale des NP à l'Observatoire de la Sinne, opus des savoirs et méthodes en spectroscopie et applications astrophysiques aux NP.
Compte rendus de survey
spectroscopiques
- 08/2006 : mise en oeuvre du spectroscope haute résolution LHIRES III.
- 13/08/2005 : étude des effets de la rotation des étoiles sur les raies spectrales lors du stage de spectroscopie à l'OHP édition 2005.
- 01/08/2005 : mission "Spectroscopie à 360°" au T60 du Pic du Midi.
- 12/12/2004 : spectres des comètes Gehrels et Machholz C/2004 Q2 aux Journées de la Commission des Comètes à l'OHP.
- 1ier trimestre 2004 : études spectrales diverses au T80 de l'OHP : PPN, étoiles Be, étoiles froides, NP.
- 18/09/2004 : étude spectrale de l'étoile β Lyrae de type Be.
- 13/11/2004 : étude photométrique de la comète Gehrels 78P et de V838.
- 07/2004 : étude spectrale de quelques étoiles Be lors du stage de spectroscopie de l'OHP édition 2004. (compte-rendu à venir).
- Nuit du 30/07/2004.
- Nuit du 31/07/2004.
- 09/2003 : étude spectroscopique pleine ouverture par François COLAS et Christian BUIL avec le D300 Canon.
- 04/1999 : conférences sur la spectroscopie appliquées aux nébuleuses planétaires : npspectro.pdf.
- 11/1995 : étude spectrale des nébuleuses planétaires menée à l'Observatoire de Nice (06) : dailysp2.pdf.
