Vendrdei 17 février 2012...La Spectroscopie...
La spectroscopie EN ASTRONOMIE...
En 1802, William Hyde Wollatson est le premier à repérer des raies sombres dans le spectre du Soleil. Mais ce n'est qu'en 1814 que le physicien allemand Joseph von Fraunhofer commence à étudier en détails ces raies. Il arrive à en decompter plus de 500 (avec les techniques actuelles, on peut en trouver plusieurs milliers). En 1850, Gustave Kirchhoff et Robert Busen découvrent que chaque élement donne naissance à une unique série de raies d'absorption. Ils calculent la longueur d'onde de plusieurs milliers de ces raies dans le spectre du Soleil et observent qu'elles coïncident avec celles des éléments chimiques. Ils en déduit ainsi que le Soleil est majoritairement composé d'hydrogène et d'hélium mais aussi de calcium, de cuivre, de fer, de zinc etc... C'est de ces deux physiciens qu'est née la spectroscopie, l'étude des spectres chimiques.
Les spectres des rayonnements électromagnétiques que nous captons du ciel témoignent des processus physiques qui se produisent dans le cosmos. Leur étude permet de décrire la constitution et l'évolution des astres. Un spectre est un indicateur a) de température ; b) de composition chimique ; c) de vitesse
En astronomie, la spectroscopie constitue un outil essentiel pour décrire les milieux lointains d'où provient la lumière : les atmosphères des étoiles et celles des planètes, les nuages interstellaires, le contenu et l'environnement des galaxies, la matière primordiale produite par le big-bang...
La décomposition consiste à décomposer en ces différentes longueurs d'ondes une source de lumière. La lumière blanche est la fusion de toutes les longueurs d'onde (une longueur d'onde correspond à une couleur) visibles par l'oeil humain.
Le prisme dispersif
Le prisme est le système le plus connu pour disperser la lumière. Les expériences de Newton avec un prisme sont restées célèbres, et dans les expériences de démonstration, on utilise souvent des prismes qui sont de bons système dispersifs.
Dispersion de la lumière à travers un prisme
Le réseau diffractif
Très pratique et très utilisé par les astronomes, le réseau n'utilise pas un phénomène de dispersion mais un phénomène de diffraction pour décomposer une lumière. Les réseaux sont des plaques transparentes rayées par de nombreuses stries (plusieurs centaines par mm) ce qui est équivalent à des fentes. Une lumière passant par un réseau donne donc également un spectre lumineux.
En décomposant la lumière par un prisme ou un réseau, on obtient ce qu'on appelle un spectre lumineux.
Le spectre continu d'émission
Ce spectre est le résultat de la décomposition de la lumière blanche. Il est constitué d'une bande colorée s'étendant du rouge au violet et contenant toutes les longueurs d'onde (ou couleurs) visibles par l'oeil humain.
Spectre continu d'émission, il contient toutes les couleurs du rouge au violet. On voit que les longueurs d'onde augmentent en se rapprochant du rouge et diminuent en se décalant vers le violet
Les spectres d'émission
Un gaz excité sous faible pression émet de la lumière (exemple : néon). Si on décompose la lumière qu'il émet, on obtient un specte constitué de quelques raies colorées sur un fond noir. Ainsi le spectre de la lumière émise par une lampe contenant du mercure gazeux sous faible pression est constitué de quelques raies lumineuses. C'est un spectre de raies d'émission, il n'est pas continu. Chaque entité chimique a son propre spectre de raies d'émission. On parle de signature du gaz.
Partie du spectre de raies d'émission du mercure.
Les spectres d'absorption
Lorsqu'on fait passer une lumière blanche à travers un gaz, certaines longueurs d'onde (ou couleurs) sont abosrbées. Ces absorptions se traduisent dans le spectre par des raies sombres. Ce sont des raies d'absorption. En comparant le spectre d'émission et le spectre d'absorption d'un même élement, on remarque que les raies se trouvent exactement à la même place. En effet, une entité chimique ne peut absorber que les radiations qu'elle est capable d'émettre.
Spectre de raies d'absorption (en haut) et de raies d'émission (en bas) duMercure. On observe que les raies
sont situées exactement au même endroit.
Certaines raies ne sont pas visibles car elles sont situées dans l'ultraviolet ou dans l'infrarouge (longueurs d'ondes invisibles à l'oeil humain).
En observant le position des raies dans un spectre d'absorption, on peut donc déduire quel gaz la lumiere a traversé. Ainsi, en étudiant le spectre d'absorption du Soleil, on découvre des raies qui sont la signature des éléments présents dans l'atmosphère du Soleil. Cette méthode est très précise mais très compliquée car lorsqu'une lumière traverse plusieurs gaz, les raies se cumulent et le spectre devient presque illisible sans ordinateur.
Pour résumer :
Dans ce cas-là, une lumière blanche traverse un gaz, à sa sortie, certaines longueurs d'ondes ont été absorbées d'où l'origine des raies noires dans le spectre.
Un gaz chaud émettant certaines couleurs n’émet que dans certaines longueurs d'onde
à l'origine des bandes lumineuses. Les raies d'absorption et d'émission d'un gaz sont situées au même endroit.
Un spectre continu d'émission contient toutes les couleurs du rouge au violet.
Influence de la température
L'allure globale du spectre dépend beaucoup de la température du corps qui l'émet. Plus le corps est chaud, plus le spectre s'enrichit dans les longueurs d'onde bleues et violettes.
Températures des étoiles définies par le Schéma de Hertsprung Russell. ( grâce au travail acharné d'Henrietta Leavitt)
On peut ensuite classer les étoiles selon différentes classes du bleu au rouge en fonction de leur température :
| Classe | Température en °C |
| O | > 24 700 |
| B | 9700 -24 700 |
| A | 7200-9700 |
| F | 5700-7200 |
| G | 4700-5700 |
| K | 3200-4700 |
| M | < 3200 |
Un observateur immobile observe un décalage du spectre quand la source du rayonnement se déplace par rapport à lui. Or les objets célestes se déplacent constamment. Les astronomes mesurent donc les décalages spectraux qui en résultent. Lorsqu'un objet s'éloigne par rapport à nous, ses raies spectrales se décalent vers des longueurs d'onde plus grandes, vers le rouge. Au contraire, lorsque celui-ci se rapproche de nous, ses raies se décalent vers les longueurs d'ondes plus petites, vers le bleu. Plus la source se déplacent rapidement, plus le décalage est important. C'est l'effet Doppler-Fizeau.
Ce schéma montre bien qu'un objet s'éloignant aura des raies spectrales qui se décalent vers le rouge
alors qu'un objet se rapprochant aura des raies spectrales décalées vers le bleu.
Les Galaxies lointaines révèlent d'importants décalages vers le rouge, ce qui veut dire qu'elles s'éloignent de nous à grande vitesse : c'est le décalage vers le rouge cosmologique.
La soirée s'est achevée par une démonstration de réparation de fibre optique et détection des cassures possibles sur des centaines de Kms par Olivier spécialiste en la matière.
Très instructive soirée animée de main de maître comme d'habitude par notre président Hervé Le Hénaff.
À Bientôt.
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