La spectrographie c'est quoi?

La spectrographie c'est quoi? En 1835 Auguste Comte affirmait: "Nous ne saurons jamais étudier par aucun moyen la composition chimique des étoiles" à peine 30 ans plus tard deux savants lui donnaient tort. La spectrographie est l'art de tirer des informations de la lumière reçue des objets célestes. C'est un peu comme si on pouvait isoler chaque instrument d'un orchestre symphonique pour l'étudier séparément. Ces informations permettent de trouver les conditions physiques, la composition chimique des étoiles, des nébuleuses, de mesurer leur distance, leur température, de les comprendre... de les voir vivre et bouger! Le spectre le plus connu est l'arc-en-ciel qui décompose la lumière du Soleil : il nous montre que le «blanc» de notre étoile est en fait un mélange de toutes les couleurs. On n'observe plus directement l'image de l'objet mais la décomposition de sa lumière en un arc-en-ciel. Cette décomposition se fait grâce à un instrument appellé spectrographe. Cette décomposition est transformée en courbe qui permet l'étude de l'objet. L'objet observé : la nébuleuse M 42 Le spectrographe : MonA sur le RC 600 Le résultat : une courbe graphique À chaque couleur son nombre : Le spectre visible va de 3500 Å (violet) à 7000 Å (rouge) Chaque couleur est donc repérée par un nombre qui est sa longueur d'onde notée par la lettre majuscule grecque «lambda» λ. L'unité de la longueur utilisée par les astronomes est l'angström de symbole : Å. (1/10.000.000 de mm) Il y a une correspondance entre la fréquence de l'onde lumineuse et sa longueur d'onde : ultraviolet 3500 Å 7000 Å Mais le spectre visible n'est qu'une toute petite partie de tout le spectre électromagnétique! λ = c/f (dans le vide), c = 300000 km/s (vitesse de la lumière dans le vide) f : fréquence infrarouge

Emission ou absorbtion? Un spectre peut présenter deux types de raies : en absorbtion ou en émission : En absorbtion lorsque la lumière est «filtrée» par des gaz, les longueurs d'onde sont absorbées et le spectre présente des raies sombres. En émission : les éléments sont excités et émettent de la lumière, aux mêmes longueurs qu'en absorbtion. On appelle «corps noir» un corps chauffé qui émet dans toutes les longueurs d'onde : son spectre ne présente ni raies brillantes ni raies sombres. Spectre de corps noir chauffé = lumière blanche La lumière «blanche» par exemple une lampe à incandescence ne présente pas de raies : c'est (à peu près» un corps noir. La couleur de cette lumière dépend de la température. Spectre d'émission : La lumière émise par une ampoule fluorescente type «économie d'énergie» n'émet que des raies dues aux atomes excités, souvent du mercure... Spectre d'absorbtion : La lumière «blanche» émise par un corps chaud est «filtrée lors de son passage à travers des gaz, c'est le cas de la lumière du Soleil : le «cœur» est chaud et l'atmosphère «filtre». On connait ainsi les éléments présents dans notre étoile. Spectre de différentes étoiles (absorbtion) Spectre d'une nébuleuse (raies en émission au milieu) les raies verticales sont dues à la pollution lumineuse! (mercure, sodium = éclairage public) Reconnaître les longueurs d'onde : Comme pour accorder un instrument de musique avec un diapason, l'astronome se sert de lampes dites de calibration : ce sont des lampes fluorescentes qui émettent des raies de longueurs d'onde connues (ampoules au néon, à l'argon.. mais aussi au fer ou au thorium) Exemple : le quasar 3C273 : ( observation réalisée au télescope de Mars par le CAM) Le spectre du quasar 3C273, le quasar est au milieu, les raies verticales sont dues au ciel... une tache blanche à droite est l'émission hydrogène alpha, très décalée vers le rouge... Spectre de la lampe au néon ayant servi à la calibration. (Raies en émission : néon ionisé) Superposition des deux graphiques : les raies rouges (néon) servent à calibrer le quasar (bleu) On connaît les longueurs d'onde, on peut en déduire les autres... Le spectre calibré en longueur d'onde : les étiquettes marquent la position de l'hydrogène alpha : 6562.8 «au repos» (fond de ciel) et 7402.3 dans le quasar. Le calcul montrera que cet objet est éloigné d'un peu plus de 2 milliards d'années lumière... Le quasar 3C273, situé à 2 milliards d'années lumière...

Sur quoi nous renseigne un spectre? Reconnaitre les éléments: Chaque élément est caractérisé par des raies spectrales pouvant être en absorbtion ou émission, on pourrait dire un «code barre». Sion connait ce «code» il est alors possible de dire quels sontles éléments composant l'objet! Certaines raies n'apparaîssent que dans certaines conditions physiques : température, pression, degré d'ionisation... Sur ce spectre du Soleil réalisé par Olivier Garde nous trouvons les principales raies de notre étoile avec les éléments correspondants. Ces éléments sont présents dans la chromosphère et «filtrent» la lumière provenant du centre. On peut donc reconnaître les éléments d'une étoile faisant mentir Auguste Comte qui affirmait: "Nous ne saurons jamais étudier par aucun moyen la composition chimique des étoiles"

La température : Lorsqu'on chauffe un objet au début on ne voit rien, mais on sent la chaleur (rayonnement infrarouge) puis il devient d'abord rouge sombre, en chauffant encore sa couleur devient de plus en plus jaune... on peut même chauffer «à blanc». Si on continuait à monter en température (mais sur Terre on ne peut pas) il deviendrait bleu puis émettrait dans l'ultraviolet... De même font les étoiles : plus elles sont chaudes plus elles sont bleues cela se voit à l'oeil : toutes n'ont pas la même couleur! Les rouges sont plutôt «froides» (3000 d ) les bleues très chaudes! (50 000 d ) Certaines ne sont visibles qu'en infrarouge : leurs réactions thermonucléaires sont faibles... d'autres brûlent très vite leur combustible leur pic d'émission se situe dans l'ultraviolet. La loi de Wien permet de trouver la température de l'étoile lorsqu'on peut observer le maximun d'intensité du spectre. Une formule assez simple permet de la calculer : λ max. T = 2.89.106 d'où T = 2.89.106 / λ max où : λ max est la longueur d'onde du pic d'émissivité, exprimée en nanomètres (nm) ; T en d Kelvin La courbe de Planck permet aussi de calculer la température : c'est la courbe qui s'ajuste le mieux à celle du spectre de l'étoile. Les conditions de pression : Certaines raies ne peuvent être émises que dans des conditions de vide extrème! C'est le cas des raies «interdites» de l'oxygène qui donnent leur si belle couleur verte aux nébuleuses gazeuses et planétaires. Ces raies ne peuvent pas être obtenues sur Terre : nous ne savons pas faire un vide aussi parfait! La nébuleuse d'orion (M42) nous paraît bien poussièreuse... en réalité elle est plus vide que le meilleur vide terrestre! Plus vide que le tube de l'accélérateur de particules du CERN où il n'y a pourtant pas grand chose! D'autres mesures permettent de calculer les densités en mesurant les rapports de certains éléments...

La vitesse de l'objet : L'effet Doppler Fizeau : Lorsqu'une auto de pompiers s'approche le son de la sirène est plus aigu, plus grave lorsqu'elle s'éloigne. Si on mesure la fréquence apparente et que l'on connaît la fréquence à l'arrêt on peut en déduire la vitesse du véhicule. Le camion se rapproche : son plus aigu, s'éloigne : son grave une application bien connue... Cette loi s'applique aussi à la lumière. (fréquence électromagnétique) On en déduira la vitesse de l'objet : V= C / Z (C est la vitesse de la lumière) A noter que lorsque cette vitesse est grande il vaut mieux utiliser les équations relativistes (guère plus compliquées) Exoplanètes : Sa distance : Le redshift, ou décalage vers le rouge (en français) Il permet de mesurer la vitesse d'éloignement de l'objet. Appellé Z c'est le rapport entre le décalage de la fréquence observée et la fréquence au repos. A noter que si l'objet se rapproche le décalage est vers le bleu. (cas de la galaxie d'andromède M31) Lorsqu'on étudie une étoile de notre galaxie on parle plutôt de vitesse radiale. Z= (F observé F repos) / F repos La constante de Hubble : (pour des objets très lointains...) Mesurée par Hubble vers 1930 elle confirme l'idée de Georges Lemaître : l'univers est en expansion. En mesurant le décalage vers le rouge de galaxies dont la distance était connue Hubble en a déduit une loi : Plus c'est loin, plus c'est décalé et plus ça s'éloigne vite! Une constante en a été déduite: la constante de Hubble notée : H. De nos jours, après de nouvelles mesures (satellites) elle est estimée à 70 km/s par mégaparsec. (1 Parsec vaut environ 3 années-lumière donc un mégaparsec mesure environ 3 millions d'années lumière) Nous diviserons donc la vitesse observée par la constante de Hubble pour connaître la distance de l'objet :

D(mégaparsec,Mpc)= v(km/s)/h D= V/H (distance trouvée en mégaparsecs, on peut ensuite traduire en années-lumières) Moralité :