Notes sur le développement de l'astronomie: l'analyse spectrale, Notes de Astronomie
Caroline_lez
Caroline_lez9 January 2014

Notes sur le développement de l'astronomie: l'analyse spectrale, Notes de Astronomie

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Notes d'astronomie sur le développement de l'astronomie: l'analyse spectrale. Les principaux thèmes abordés sont les suivants: Spectre et température, Raies spectrales.
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En étudiant le spectre de la lumière provenant d'un corps céleste, les astronomes sont capables

d'apprendre une énorme quantité de choses sur ce corps. En effet, le spectre d'un objet peut

être considéré comme une sorte de carte d'identité : en l'analysant avec soin, on peut

déterminer de nombreux paramètres de l'objet, comme sa température, sa composition

chimique ou sa vitesse.

Spectre et température

Commençons avec le paramètre le plus important, la température. Imaginons par exemple le

cas d'un métal qui s'échauffe. Au début, lorsque le métal est à quelques centaines de degrés,

rien n'est visible à l'oeil nu. Néanmoins, il est possible de sentir la chaleur du métal en plaçant

la main à proximité. Cette sensation traduit le fait que le métal rayonne une lumière infrarouge

qui échauffe la main mais n'est pas visible. Lorsque la température continue à augmenter, le

métal se met petit à petit à briller et à devenir incandescent. Sa couleur change également peu à

peu, passant du rouge à l'orange puis au jaune. La lumière qui provient d'un corps dépend donc

de sa température. A quelques centaines de degrés, le métal émet dans l'infrarouge, à 3000

degrés, il rayonne surtout dans le rouge et à 6000 degrés dans le jaune.

L'étude du spectre d'un objet nous permet, comme pour le métal, de déterminer sa

température. Ainsi, comme la surface du Soleil nous apparaît jaune, nous pouvons dire que sa

température est de l'ordre de 6000 degrés. La relation entre température et longueur d'onde

d'émission maximale a été établie en 1893 par Wilhelm Wien. Elle ne s'applique pas à tous les

corps, mais uniquement à une classe d'objets théoriques et parfaits appelés les corps noirs.

Heureusement pour nous, il se trouve que les étoiles ont un comportement très semblable à

celui des corps noirs. L'étude de leur spectre nous permet donc de déterminer leur

température.

Un exemple de spectre de corps noir : le rayonnement fossile, né quelques centaines de milliers

d'années après le Big Bang, avec une température actuelle de 2,725 Kelvins. Crédit : WMAP/NASA

De manière plus générale, les objets solides, les liquides et les gaz denses émettent un

rayonnement continu qui obéit relativement bien à la loi de Wien. Ainsi, par exemple, un nuage

interstellaire froid de gaz et depoussières rayonne dans l'infrarouge, le Soleil émet surtout dans

la partie jaune du spectre visible et le gaz d'unamas de galaxies, chauffé à plusieurs millions de

degrés produit principalement des rayons X. Dans tous les cas, c'est l'observation du spectre de

ces objets qui nous a permit de déterminer leur température.

Raies spectrales

La situation est différente lorsque l'objet étudié est un gaz peu dense. La découverte en fut faite

en 1814 par Joseph von Fraunhofer qui étudiait le spectre des couches superficielles du Soleil.

L'astronome, en observant le spectre avec une très grande précision, se rendit compte que

celui-ci n'était pas continu, mais présentait une multitude de petites lignes obscures appelées

des raies spectrales. Ces lignes correspondaient à des longueurs d'onde qui, pour une raison

inconnue à l'époque, étaient absentes du rayonnement solaire.

L'explication de ce mystère fut le fait de Robert Bunsen et de Gustav Kirchhoff, deux physiciens

qui construisirent ensemble un spectroscope, c'est-à-dire un instrument destiné à décomposer

la lumière en ses longueurs d'onde et à fortement agrandir le spectre obtenu. Ils utilisèrent leur

nouvel appareil pour étudier le rayonnement de différents types d'objet, en particulier des gaz.

Ils découvrirent alors un phénomène très étrange. Le spectre d'un gaz chaud était en fait un

ensemble de raies brillantes, appelées des raies d'émission, sans aucun fond continu. De façon

tout aussi mystérieuse, lorsqu'ils observaient la lumière d'un corps noir après le passage dans

un gaz froid, le spectre était continu mais parsemé de raies obscures, des raies d'absorption,

comme dans le cas du Soleil.

Bunsen et Kirchhoff conclurent de leurs expériences que les constituants d'un gaz ne pouvaient

émettre ou absorber de la lumière que pour quelques longueurs d'onde bien définies,

contrairement à un corps noir. Lorsqu'ils observaient un gaz chaud, le spectre était constitué de

raies d'émission aux longueurs d'onde que ces constituants étaient capables d'émettre.

Lorsqu'ils observaient un gaz froid placé devant un corps noir, les constituants du gaz

absorbaient la lumière à ces longueurs d'onde, d'où les raies d'absorption superposées au

spectre continu du corps noir.

Bunsen et Kirchhoff firent une découverte encore plus importante lorsqu'ils constatèrent qu'à

un gaz donné correspondait un ensemble bien défini de raies. Par exemple, le gaz de sodium se

caractérisait par deux raies dans la partie jaune du spectre visible. Cette découverte constituait

une avancée majeure car, à partie de l'étude du spectre d'un gaz et de ses raies, il devenait

possible de déterminer sa composition. Ainsi par exemple, si le spectre d'un gaz inconnu

présentait les deux raies jaunes ci-dessus, ce gaz devait contenir du sodium. Il devenait donc

possible, grâce à l'analyse spectrale, de déterminer la composition chimique d'un corps à

distance, ce qui constituait une possibilité inespérée pour l'étude des corps célestes.

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