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La spectroscopie en astronomie : comment sonder les propriétés physiques des astres ?

Marie-Christine Artru

Centre de recherche d'astrophysique de Lyon, ENS Lyon

Catherine Simand

05/11/2008

Résumé

Introduction du dossier « La spectroscopie en astronomie ». 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. A titre d'exemples préliminaires, cet article rappelle brièvement comment 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...

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. La plupart des télescopes sont couplés à des spectrographes, même si les instruments et les performances diffèrent beaucoup selon le domaine spectral et le type d'objets observés.

Figure 1. Le télescope de 1,93m de l'Observatoire de Haute-Provence auquel a été intégré le spectrographe SOPHIE.

Le télescope de 1,93m de l'Observatoire de Haute-Provence auquel a été intégré le spectrographe SOPHIE.

CNRS Photothèque/INSU/OHP - Photo n° 2006N02045

Au-delà de la détection et de la caractérisation des planètes extrasolaires, ce spectrographe de nouvelle génération, installé au foyer du télescope de 1,93 m de l'OHP, est également dédié à trois autres domaines de recherche : l'étude de l'intérieur des étoiles, la physico-chimie des atmosphères stellaires et l'étude dynamique de notre galaxie.

© CNRS Photothèque/INSU/OHP


Au delà de la lumière visible, l'astronomie spatiale a ouvert les nouvelles fenêtres de l'infra-rouge et de l'ultra-violet lointain, jusqu'aux rayons X. Depuis quelques décennies, l'instrumentation connaît des progrès fantastiques, portant notamment sur la sensibilité des récepteurs, tandis que l'expansion des moyens informatiques décuple la puissance de collecte et d'analyse des données. On dispose de spectres de plus en plus précis et complets pour des astres de plus en plus nombreux et éloignés.

L'interprétation des spectres astronomiques utilisent des modèles théoriques, fondés sur les lois de la physique : c'est le domaine de l'astrophysique, science fortement couplée aux progrès de la physique fondamentale (théories quantique, statistique, relativiste…) qui profite de la montée en puissance des simulations numériques.

A titre d'exemples préliminaires, rappelons brièvement comment un spectre est un indicateur a) de température ; b) de composition chimique ; c) de vitesse.

a) Un indicateur de température : On sait que la « couleur » de la lumière reçue d'une étoile révèle sa température extérieure, celle de son atmosphère. Une étoile plus chaude apparaît plus bleue. Ceci vient du fait qu'un milieu incandescent émet de la lumière à des longueurs d'onde d'autant plus courtes qu'il est chaud (loi du rayonnement thermique). A partir du spectre observé, on peut déduire une température « effective » de l'étoile. La détermination quantitative précise tient compte du « transfert » du rayonnement dans les différentes couches extérieures de l'étoile qui constituent son atmosphère, car les photons qui nous arrivent ont interagi avec la matière stellaire traversée. C'est en général un milieu gazeux, rarement immobile, souvent un plasma d'ions et d'électrons, dans lequel les photons peuvent être absorbés, diffusés et émis...

b) Un indicateur de composition chimique : Les longueurs d'ondes des raies spectrales sont caractéristiques de l'élément responsable de l'absorption ou de l'émission des photons. Des catalogues de données spectroscopiques ont été élaborés par l'analyse de spectres produits en laboratoire. Ils permettent d'identifier l'origine des raies observées (en absorption ou en émission) dans les spectres astronomiques. L'hydrogène, principal composant du soleil, fut reconnu en 1862 par Ångström grâce à l'identification des fortes raies d'absorption observées par Fraunhofer dès 1814. Leur interprétation atomique intervint ultérieurement, explication empirique de la série de Balmer en 1885, puis confirmation magistrale de la théorie quantique au début du 20ème siècle.

Figure 2. Spectres solaires avec l'identification de quelques raies de Fraunhofer

Spectres solaires avec l'identification de quelques raies de Fraunhofer

BASS2000

Le spectre en couleur provient de la © BAse de données Solaire Sol BASS2000 - Observations Systématiques du Soleil

Page web : http://bass2000.obspm.fr/solar_spect.php

Le tracé est tiré de la base des spectres standards du Space Telescope Science Institute

Page web : http://www.stsci.edu/resources/software_hardware/specview


Actuellement la plupart des éléments chimiques présents sur terre sont aussi détectés dans le cosmos, sous forme d'atomes, d'ions ou de molécules. En mesurant l'intensité relative des raies caractéristiques des espèces détectées et avec l'appui de modèles théoriques, on peut déterminer la composition chimique de l'atmosphère de chaque étoile. On caractérise usuellement la concentration d'un élément dans le gaz stellaire par le rapport du nombre d'atomes ou ions de l'élément considéré au nombre d'hydrogène dans le même volume.

Par exemple l'abondance de fer dans l'atmosphère du soleil est caractérisée par le rapport NFe/NH = 0,32 x 10-7.

c) Un indicateur de vitesse : On utilise fréquemment l'effet Doppler pour mesurer des vitesses. Le décalage Doppler Δλ des raies observées permet de déterminer la vitesse dite « radiale » d'un astre, c'est-à-dire la projection de sa vitesse d'éloignement sur la ligne de visée v = c Δλ/λ.

Moyennant des intermédiaires de modélisation, on peut aussi exploiter l'effet des décalages Doppler sur les profils observés des raies. On peut ainsi déterminer les vitesses de rotation propres des astres, les fréquences de pulsations des atmosphères. On peut aussi détecter les vents, turbulences et autres mouvements plus ou moins violents qui agitent les gaz du cosmos.

Les exemples détaillés dans ce dossier montrent des applications actuelles de l'observation des spectres en astronomie. Les explications et commentaires s'appuient sur des figures originales, tirées de publications scientifiques récentes et choisies pour illustrer différents aspects de l'analyse des raies spectrales. Soulignons la qualité des mesures obtenues et la variété des diagnostics physiques réalisés, montrant ainsi la puissance de l'outil que constitue la spectroscopie en astrophysique.

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