LA SPECTROGRAPHIE OU POURQUOI IL EST SI IMPORTANT D ÉTUDIER LE SPECTRE DES ÉTOILES

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1 LA SPECTROGRAPHIE OU POURQUOI IL EST SI IMPORTANT D ÉTUDIER LE SPECTRE DES ÉTOILES Par Jean-Pierre MARTIN jpm.astro astro@wanadoo.fr ASSOCIATION D ASTRONOMIE VÉGA PLAISIR Les animations ne sont visibles que sous Power Point 1 UN BRIN D HISTOIRE Au début fut Newton (encore lui) En 1666 il montre que la lumière blanche se décompose en une multitude de radiations 2 1

2 Herschel en 1800 montre à l aide de thermomètres judicieusement placés qu il y a d autres radiations invisibles du côté rouge du spectre Dans les années qui suivirent on montra (par méthode photographique) qu il y avait quelque chose du côté du violet 3 En 1817 Joseph von Fraunhofer découvre des raies noires en étudiant le spectre du Soleil plus précisément avec un prisme de meilleure qualité Elles furent appelées les lignes de Fraunhofer POURQUOI???? 4 2

3 Ces lignes montrent que certaines longueurs d onde sont absorbées par les gaz de l atmosphère solaire C est Kirchhoff et Bunsen (celui qui a du bec!) qui ont expliqué le pourquoi en étudiant le spectre de différents corps brûlant dans un bec (Ex Sodium 5890 Å : jaune à faire dans sa cuisine sur le gaz) Les lignes émises par le soleil sont les mêmes que celles émises par des gaz chauffés Par contre lorsque de la lumière passe au travers de ce même gaz, le spectre produit des lignes d absorption similaires voir figure 5 LES DIFFÉRENTS TYPES GAZ CHAUD GAZ FROID Lombry 6 3

4 ÉMISSION OU ABSORPTION SONT COMPLÉMENTAIRES H émission absorption COSMIC PERSPECTIVE 8 SPECTRE = EMPREINTE DIGITALE D UNE ÉTOILE 9 4

5 LE SPECTRE ÉLECTROMAGNÉTIQUE 10 4 VUES DE NOTRE GALAXIE λ ÉNERGIE

6 BLACK IS BLACK On définit en physique un corps parfait qui émet des rayonnements : le corps noir black body en anglais C est par exemple une enceinte fermée portée à une certaine température et percée d un petit trou qui laisse passer les radiations PLANCK a démontré que les radiations émises dépendaient de la température 13 LOI DE PLANCK Plus T augmente plus la longueur d onde diminue et plus l énergie augmente Plus on va vers les UV Un corps froid émet dans l IR Un corps chaud émet dans l UV UV visible IR λm

7 La courbe représentative de la loi de Planck, à température constante, passe par un max, ce qui veut dire qu un corps noir bien qu il rayonne dans toutes les fréquences, émet dans une zone préférentielle à λm WIEN a démontré que le maximum d émission était fonction de la température suivant la formule suivante: λm. T = 2900 µk Pour 300 K, on voit que le max est à approx 10µ, soit nm donc dans le lointain IR, c est pour cela que l on peut détecter la présence humaine avec un détecteur IR 15 SPICA UV visible IR ANTARES 1 nm = 10-9 m = 10-3 µ = 10 Å

8 DONC COULEUR =TEMPÉRATURE 18 ATTENTION En astronomie, les couleurs c est l inverse de la plomberie!! Le BLEU c est CHAUD (et jeune) Ex : Rigel (20.000K) Le ROUGE c est FROID (et vieux) Ex : Bételgeuse (3000K) Le Soleil (6000K) émet son max dans le vert là où l œil a son max de sensibilité, mais la quantité de lumière émise dans toutes les fréquences est suffisante pour qu on le voit jaune

9 SUR CE SITE VOUS POUVEZ SIMULER TOUTES LES COURBES EN FONCTION DE LA TEMPÉRATURE 20 Le spectre de l Hydrogène ERA University

10 Les transitions dans l atome d Hydrogène ERA University 22 La même chose en énergie ERA University

11 IL FAUT SE SOUVENIR QUE POUR H La raie Hα H est égale à : 6563 Å soit nm (visible) Pourquoi l Hydrogène est-il si important? Car l Univers est composé en majorité d Hydrogène On retrouve sa signature dans toutes les étoiles 24 H Si vous voulez connaître toutes les raies de tous les éléments connectez vous sur ce site, vous pouvez en cliquant sur chaque case visualiser les raies CONNECTEZ VOUS!

12 Fe En cliquant sur chaque raie, sa valeur en nm s affiche, c est tout simplement super On peut choisir aussi émission ou absorption 26 Spectres de différents corps

13 TOUT CECI A DONNÉ DES IDÉES À CERTAINS Classer les étoiles en fonction de leur couleur et de leur température C est Hertzsprung et Russel qui les premiers indépendamment l un de l autre ont eu cette idée, Depuis on l appelle le diagramme HR Il est FONDAMENTAL pour l étude des étoiles Nous en parlerons plus en détails une prochaine fois 28 H-R Classification des étoiles en fonction de leurs couleur/ température La plupart des étoiles : 72% H 25%He 3% reste

14 EN PRATIQUE On utilise plutôt un réseau de diffraction (diffraction gratings) ) à la place du prisme Plus facile à utiliser Bien meilleure qualité de spectres 30 Reflection grating geometry α β a sin β a sin α a Path difference = a (sin α + sin β) (β is negative in this case)

15 Equation d un réseau α β a mλ = a(sin α + sin β) m = order of diffraction, most often ±1 D après Roberston Uni of Sydney 32 DONC LE SPECTRE CARACTÉRISE L ÉTOILE Oui mais, attention, tout bouge Les étoiles et galaxies s éloignent de nous pour la plupart mais certaines se rapprochent de nous (par exemple M31 fonce vers nous à 200km/s) donnant naissance au phénomène de: Décalage de fréquence due à l effet Doppler Analysons ce phénomène brièvement

16 Le décalage (shift) n est qu une impression de mesure S éloignent : redshift Se rapprochent : blueshift 34 LE DÉCALAGE DU SPECTRE 400 nm 700 nm

17 DÉCALAGE = VITESSE Dans le cas de vitesse non relativiste : V r /c = λ /λ 0 Vr est la vitesse radiale de la galaxie ou de l objet C C = vitesse lumière = m/s λ est le décalage de longueur d onde mesuré λ 0 est la longueur d onde de base 38 UN EXEMPLE Stellar Spectrum Sodium Magnesium Galaxy Spectrum Calcium Spectre (bleu) d une étoile proche et d une galaxie (rouge) L étoile est proche, donc presque au repos La galaxie est distante et fonce dans l espace à km/s D après Joe Mohr Uni of Chicago DÉCALAGE DE SPECTRE approx 200 Å correspond bien à km/s

18 DONC Étudier le spectre d une étoile ou d une galaxie c est : Déterminer sa composition (en partie) Déterminer sa température et donc le type d étoile de la courbe HR Déterminer sa vitesse par rapport à nous et donc en gros sa distance car plus elles vont vite plus elle sont loin (loi de Hubble) 40 BIBLIOGRAPHIE Voici quelques livres généraux qui comportent une partie intéressante sur la spectroscopie : Méthodes de l Astrophysique par L. Gouguenheim chez Hachette CNRS (chaudement recommandé pour les plus scientifiques d entre vous) Astronomie et Astrophysique par Séguin et Villeneuve chez Masson (un grand classique de l astro, bien structuré, à l américaine, normal c est du Québec) Measuring the Universe par S. Webb chez Springer (en anglais, superbe)