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spectroscopie spectre étoile alpha Centauri ultra-violet raie d'émission raie d'absorption spectre solaire

Spectre du soleil en ultra-violet lointain

Marie-Christine Artru

Centre de recherche d'astrophysique de Lyon, ENS Lyon

Catherine Simand

23/03/2009

Résumé

Un article du dossier « La spectroscopie en astronomie ». Intérêt de la spectrographie dans l'UV lointain, spectres ultra-violet lointains du soleil et de l'étoile α Centauri.


L'atmosphère terrestre est totalement opaque pour les rayonnements ultra-violets de longueur d'onde inférieure à 200 nm. C'est donc grâce aux satellites astronomiques qu'à partir des années 1970, on observe les raies des astres en ultra-violet lointain.

La figure ci-dessous montre un extrait du spectre détaillé du soleil, comparé à celui de l'étoile α Centauri, entre les longueurs d'ondes 128,7 et 130,7 nm.

L'étoile α Centauri est la plus brillante de la constellation du Centaure du ciel de l'hémisphère sud (magnitude -0,01). Elle est de même type G2V que le soleil. C'est en réalité une étoile double, mais son compagnon est plus faible et plus froid.

Le spectre du soleil a été enregistré par le spectrographe SUMER embarqué sur le satellite SOHO lancé en 1995. Le spectre de l'étoile α Centauri fut enregistré par le spectrographe STIS couplé au télescope spatial Hubble.

Figure 1. Extraits des spectres détaillés du soleil et de l'étoile α Centauri, entre les longueurs d'ondes 128,7 et 130,7 nm

Extraits des spectres détaillés du soleil et de l'étoile α Centauri, entre les longueurs d'ondes 128,7 et 130,7 nm

Légende originale : Comparison of the FUV irradiance spectrum of α-Cen A and of the quiet Sun radiance spectrum at disk centre in the range from 1270 Å to 1310 Å. The stellar spectrum (courtesy: HST-STIS consortium) has been degraded to the SUMER resolution by a convolution with a Gaussian of standard deviation σ = 80 mÅ.

Source : The SUMER spectral atlas of solar-disk features, W. Curdt, P. Brekke, U. Feldman, K. Wilhelm, B. N. Dwivedi, U. Schühle, et P. Lemaire, Astronomy & Astrophysics, 375, 591, 2001


L' atlas du spectre solaire est accessible en ligne : Base de données Solaire Sol BASS2000, spectre solaire.

Intérêt de la spectrographie dans l'UV lointain

Par rapport aux spectres du domaine visible, les observations en ultra-violet lointain permettent le diagnostic de milieux astrophysiques très chauds. Selon la loi du corps noir, aux températures supérieures à 14 500 K, le maximum de l'émission thermique se situe à des longueurs d'onde inférieures à 200 nm.

La chaleur modifie aussi les milieux observés qui sont des plasmas, gaz constitué d'électrons libres et d'ions positifs. Selon la température locale, les atomes sont partiellement ou totalement ionisés. Par exemple, dans une atmosphère stellaire, si la température locale est supérieure à environ 10 000 K, l'hydrogène existe sous la seule forme d'ion H+ de charge +1, c'est-à dire de proton. Au dessus de 15 000 K, l'hélium se présente sous la forme d'ion He+, ou même d'ions He+2. Les autres atomes perdent aussi des électrons, en nombre d'autant plus grand que la température du plasma local est élevée. Les spectres ultra-violet sont nécessaires pour le diagnostic des régions ionisées, car les raies intenses des ions sont situées d'autant plus loin dans l'ultra-violet que leur charge électrique est grande (cf. note 1).

1. Un électron extérieur de l'ion atomique de charge +p est d'autant plus fortement lié au « cœur » atomique (de charge p+1) que la charge p est grande (en unité de charge élémentaire, soit -1 pour l'électron). C'est pourquoi les énergies des niveaux électroniques, ainsi que le domaine des énergies hν des photons absorbés ou émis, augmentent avec le degré d'ionisation p. La dépendance des énergies est globalement proportionnelle à p2, car l'attraction de l'électron par le cœur dépend à la fois de sa charge électrique et du rayon moyen de l'orbite électronique.

Pourquoi les raies apparaissent-elles en émission ?

Dans le domaine visible les raies observées dans le spectre du soleil apparaissent en absorption, tandis qu'ici en ultra-violet lointain on observe des raies d'émission. Il en est de même pour un grand nombre d'étoiles qui sont de nature similaire au soleil, ce qu'on déduit de leurs caractéristiques telles que température effective, masse, rayon, similitude confirmée par l'analyse des spectres...

Dans le visible on reçoit l'émission d'arrière-plan des couches profondes, denses et très chaudes de l'atmosphère qui produisent un rayonnement continu de « corps noir ». Celui-ci est modifié par la traversée de couches superficielles plus diluées et moins chaudes, là où se situent des atomes et ions qui absorbent les photons à leurs longueurs d'onde caractéristiques. Le rayonnement visible est donc constitué d'un fond lumineux continu sur lequel apparaissent des zones noires étroites, les raies d'absorption. Les premières observations de bandes noires dans le spectre du soleil par Fraunhofer (1814) correspondent aux raies de la série de Balmer de l'atome d'hydrogène.

Quant au rayonnement ultra-violet émis par les couches profondes, pour l'essentiel, il n'émerge pas directement de l'atmosphère. La raison est que les photons correspondants ont assez d'énergie pour ioniser les atomes neutres rencontrés et disparaissent par « photo-ionisation ». On comprend que l'absorption par photo-ionisation (continue) est plus efficace que la photo-excitation (absorption pour des valeurs discrètes d'énergie de photon, caractéristiques de l'espèce ionique). Dans l'ultra-violet lointain le rayonnement continu est donc peu intense. On voit alors des raies qui sont émises dans des couches extérieures de la photosphère. La densité y est assez faible pour que les photons émis par les atomes ou ions excités émergent directement.

Raies d'émission dans le spectre ultra-violet lointain du soleil et de l'étoile α Centauri

La figure compare les deux spectres aux longueurs d'ondes comprises entre 128 et 131 nm. La plupart des raies intenses du spectre du soleil « calme » (note 2) se retrouvent dans le spectre de l'étoile α Centauri. Elles proviennent d'ions de charge +1 ou +2 (Fe II, Si III) ou de quelques atomes neutres (C I, O I).

Chacune des raies identifiée est caractéristique d'une transition électronique entre deux états d'énergie quantifiée de l'atome ou de l'ion. Le détail des identifications est donné dans un tableau de l'atlas (note 3).

2. La légende spécifie que la figure montre le spectre du soleil « calme ». L'atlas complet présenté dans l'article montre aussi le spectre de régions « actives » à la surface du soleil, zones de phénomènes violents ou explosifs. On peut en effet sélectionner sur le disque solaire la zone d'émission du rayonnement à analyser et caractériser ainsi les processus magnéto-hydro-dynamiques responsables des taches, éruptions et trous coronaux. D'autres raies intenses apparaissent alors, par exemple celles d'ions multiples fortement chargés tels que Fe+9, Mg+7 , Si+10.

3. Par exemple on donne ci-dessous l'identification des trois raies les plus intenses observées sur la figure. Elles sont dues à un « triplet » caractéristique du spectre de l'atome d'oxygène O I. La forte émission de l'oxygène neutre du spectre solaire s'explique parce que c'est un élément très abondant. Du fait de la température élevée, les atomes d'oxygène sont majoritairement ionisés dans la photosphère du soleil. Un nombre suffisant d'atomes restent cependant à l'état neutre, mais dans un état excité (1s2 2s2 2p3 3s 3S1) à partir duquel se produit la transition responsable de l'émission.

L'identification des trois raies du multiplet est donnée avec la notation spectroscopique usuelle des deux états, inférieur et supérieur de la transition :

λ = 130,217 nm - O I

1s2 2s2 2p4 3P2 – 1s2 2s2 2p3 3s 3S1

λ = 130,486 nm - O I

1s2 2s2 2p4 3P1 – 1s2 2s2 2p3 3s 3S1

λ = 130,603 nm - O I

1s2 2s2 2p4 3P0 – 1s2 2s2 2p3 3s 3S1

Les 8 électrons de l'atome d'oxygène sont soit dans l'état quantique « fondamental » 1s2 2s2 2p4, soit dans l'état « excité » 1s2 2s2 2p3 3s. La structure détaillée en « triplet » 3P ou 3S indique comment se décompose l'énergie selon l'orientation relative du spin de l'électron.

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