LUMIERE ET SPECTROGRAPHIE

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1 LUMIERE ET SPECTROGRAPHIE Le soleil et plus généralement tous les corps lumineux ou non de l'univers, émettent de façon continue ou accidentelle la totalité des rayonnements électromagnétiques depuis les ondes radioélectriques jusqu'aux rayons X en passant par la lumière visible. C'est naturellement dans le domaine du visible que l'aspect du soleil nous est le plus familier. En outre le Soleil peut émettre des particules matérielles telles que protons, électrons, noyaux d'hélium etc... Ces particules constituent le vent solaire pour celles qui ont la plus faible énergie ; celles qui ont l'énergie la plus élevée sont dites rayons cosmiques solaires (vitesse de quelques dizaines de milliers de km/sec). Le travail de l'astrophysicien consiste à interroger ces subtils messagers pour en découvrir leurs propriétés et leur provenance. A la base de ce travail se place l'analyse spectrale de la lumière et autres rayonnements qui permet de déterminer la composition chimique de la matière et les conditions physiques dans lesquelles cette matière se trouve. HISTORIQUE DE LA SPECTROGRAPHIE Après la découverte de NEWTON sur la décomposition de la lumière blanche par un prisme, vers 1660 environ, il faut attendre WOLLASTON qui reprend cette expérience en 1802 en interposant sur le faisceau lumineux qui éclaire le prisme, une fente très fine et un objectif collimateur qui donne une image nette de cette fente. Il observe alors que le spectre du soleil n'est pas rigoureusement continu mais présente au contraire de très nombreuses raies sombres (images de la fente). Peu après en 1815, l'habile opticien FRAUNHOFER ré-observe ces «raies spectrales» les catalogue et leur donne une dénomination (ex : raie D du sodium), puis BUNSEN et KIRCHHOFF découvrent dans la lumière émise par les flammes et les étincelles des raies qui sont caractéristiques des corps chimiques contenus dans la source de lumière. Par exemple, une pincée de sel de cuisine mise dans la flamme d'une bougie provoque l'apparition d'une belle raie jaune dans le spectre de la lumière émise. Chacune de ces raies a sa longueur d'onde propre, immuable, qui peut être mesurée avec précision. Donc, une application importante de la spectrographie consiste à rechercher des éléments chimiques d'après leurs raies caractéristiques. Ainsi KIRCHHOFF et BUNSEN avaient déjà en 1860 affirmé l'existence de métaux nouveaux peu abondants et difficilement séparables du du potassium à cause de leurs analogies. CROOKES découvre en 1861 le thallium et LECOCQ de BOISBAUDREN découvre, lui, le gallium et l'indium (raie indigo). KIRCHHOFF énonce en 1860 la loi qui porte son nom et d'après laquelle un gaz absorbe toujours les radiations qu'il est susceptible d'émettre : ainsi, lorsqu'on trouve dans le spectre solaire une raie noire correspondant exactement à une raie brillante d'un certain élément en laboratoire, c'est que cet élément existe dans l'atmosphère solaire. DESCRIPTION D'UN SPECTROGRAPHE Un spectrographe se compose schématiquement d'une fente la plus fine possible qui va «sélectionner» les longueurs d'onde de la lumière à étudier, d'un prisme ou d'un réseau (type CD Rom) qui va étaler la lumière donnée par la fente,

2 SCHEMA d'un SPECTROGRAPHE (SIMPLIFIE) EXEMPLE DE SPECTRE D'EMISSION EXEMPLE DE SPECTRE D'ABSORPTION

3 et d'un écran ou plaque photo (maintenant caméra CCD). Le prisme qui utilise la réfraction est maintenant abandonné au profit du «réseau» plus dispersif et qui utilise la diffraction : celle-ci est fonction du nombre de traits gravés sur le réseau à l'instar d'un CD ou DVD que tout le monde connaît. LES LOIS DE KIRCHHOFF Indispensables pour comprendre l'analyse spectrale : Ainsi le cœur du soleil ( de Kelvins) peut être assimilé à un gaz chaud à haute pression : il émet un rayonnement continu qui contient toutes les couleurs! La photosphère peut être considérée comme un gaz froid (5800 Kelvins) et va absorber certaines couleurs produisant des raies d'absorption! Illustration des lois de KIRCHHOFF

4 Dans le troisième cas, le gaz froid absorbe les électrons émis par ce même gaz excité (chauffé) par la source de lumière blanche d'où les raies sombres! Ainsi, les astrophysiciens disposent d'un outil unique pour identifier à distance la composition et la température des différents corps de l'univers qui émettent des ondes électromagnétiques. LE DECALAGE SPECTRAL ou «REDSHIFT» Tout le monde a eu l'expérience du décalage spectral du son : le même son émis par un objet en mouvement nous semble plus aigu lorsque l'objet se rapproche de nous et plus grave lorsqu'il s'éloigne! Il en est de même pour la lumière : lorsque l'objet spectrographié s'éloigne de nous, le cas le plus courant, son spectre tout entier est décalé vers le rouge ce qui fut mis en évidence par Hippolyte FIZEAU en Ce décalage fut interprété et mesuré en 1929 par Edwin HUBBLE. Ce décalage ou redshift est lié à l'expansion de l'univers. La fameuse loi de HUBBLE permet donc de calculer la distance d'un objet céleste par son décalage spectral. Une galaxie située à 1 mégaparsec (3,26 millions d'années lumière) s'éloigne de nous à la vitesse de 70 km/sec. Cette loi peut s'écrire ainsi :

5 c.z = H 0.d où : c est la vitesse de la lumière z le décalage spectral H 0 la valeur de la Constante de HUBBLE d la distance $$$$$$$$$$

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