Comprendre la lumière pour faire de belles observations

La lumière est l’alliée de l’astronome, c’est elle qui nous permet d’appréhender l’univers pourtant situé à des distances inaccessibles. Ses propriétés sont utilisées pour détecter et mesurer des émissions reçues parfois à des niveaux très faibles. Cependant, divers phénomènes doivent être corrigés pour effectuer des observations précises. Nous allons détailler ici  comment la lumière interagit avec la matière en raison de son caractère ondulatoire.

Rappelons que la lumière est une onde électromagnétique qui se propage dans le vide à la vitesse de c₀ = 299 792 458 mètres par seconde (environ 300 000 km/s), quelle que soit la vitesse de déplacement de l’observateur. La longueur d'onde l (en mètres) est liée à la fréquence f (en Hertz) par la formule l = c / f.

Nous nous intéressons à la partie visible du spectre électromagnétique, soit des longueurs d’onde comprises entre 380 et 780 nanomètres (du bleu-indigo au rouge sombre). La lumière reçue des étoiles (y compris notre Soleil) est une superposition de rayons de différentes longueurs d’onde, les plus intenses déterminant la couleur de l’ensemble par synthèse additive.

La lumière est à la fois une onde et une particule sans masse (le photon). L’aspect particulaire explique certains mécanismes quantiques comme l’effet photo-électrique ou le spectre d’émission des atomes ; à l’échelle macroscopique cependant, le caractère ondulatoire prédomine. Celui-ci se manifeste dans les phénomènes classiques de diffusion, réflexion, réfraction et diffraction présentés ci-après.

1. La diffusion

Quand la lumière pénètre dans un milieu solide, liquide ou gazeux, les ondes interagissent avec les molécules selon divers mécanismes en fonction de la taille de ces dernières par rapport à la longueur d’onde. Le milieu peut bloquer complètement certaines fréquences ou couleurs (absorption) et en laisser passer d’autres ; il se comporte alors comme un filtre coloré. Les particules rediffusent la lumière dans toutes les directions, avec parfois des fréquences privilégiées.

Ainsi, les molécules de l’atmosphère diffusent mieux les petites longueurs d’onde ce qui explique la couleur bleue du ciel. Les gouttes d’eau en suspension sont beaucoup plus grosses et diffusent tout le spectre, en particulier la lumière de la Lune ou la pollution lumineuse venant du sol.

2. La réflexion

La réflexion sur un miroir est utilisée dans les télescopes pour concentrer les rayons lumineux. Par ailleurs, nous voyons les corps qui n’émettent pas de lumière propre comme les planètes ou les astéroïdes parce qu’ils réfléchissent la lumière d’une étoile proche. La surface réfléchissante est caractérisée par son albédo (0 = absorption totale de la lumière incidente, 1 = miroir parfait).

La réflexion et la diffusion dans certains milieux polarisent la lumière : elles renvoient majoritairement des ondes dont les variations de champ électromagnétique s’effectuent dans un plan privilégié (polarisation plane). Ainsi, un filtre polarisant convenablement orienté peut atténuer fortement des reflets parasites, ou assombrir le bleu du ciel.

3. La réfraction

La lumière est déviée quand elle passe d’un milieu transparent à un autre : c’est le phénomène de réfraction. En effet, dans un milieu transparent aux longueurs d’onde visibles, la vitesse de front d’un flash lumineux vaut toujours c₀ mais en raison de la résonance des molécules du milieu, la vitesse de phase du signal est diminuée (valeur c < c₀). Tout se passe comme si la lumière était « ralentie » par rapport à sa propagation dans le vide.

On définit l’indice du matériau comme le rapport n = c₀/c, toujours supérieur à 1. Pour l’air, l’eau et le verre, cet indice est respectivement de 1,0003, 1,33 et 1,5 à 1,7. Ce sont des valeurs moyennes car l’indice de réfraction augmente généralement quand la longueur d’onde diminue.

Quand un rayon lumineux frappe une surface délimitant deux régions d’indice différent, ce rayon est dévié selon la loi de Snell-Descartes : n1 x sin i1 = n2 x sin i2.

Le phénomène de réfraction est utilisé dans les lentilles.

 

Par ses variations de densité, l’atmosphère courbe également les rayons lumineux d’autant plus que l’objet observé est proche de l’horizon. Par exemple, un objet sur l’horizon apparaît un demi-degré plus haut qu’il n’est en réalité : ainsi, quand le bord inférieur du Soleil tangente l’horizon, ce dernier est en fait déjà couché ! Par ailleurs son disque paraît un peu aplati. Ce phénomène augmente la durée du jour de 2 mn le matin et autant le soir.

La formule approchée est  : Correction r en minutes d’arc = 1,02/tan(h + 10,3/(h+5,11)) où h est la hauteur de l'astre en °.

Cette formule est valable au niveau de la mer à P = 1010 hPa et T = 10°C ; la déviation augmente avec la pression et diminue avec la température. Des tables fournissent les corrections à appliquer.

En brassant des masses d’air de températures différentes, la turbulence fait varier la réfraction ce qui fait scintiller les étoiles et estompe les détails de la Lune ou des planètes. Il faut choisir des périodes d’atmosphère calme avec peu de vent en altitude, et privilégier les directions de visée les plus verticales possibles. Le tube de l'instrument doit être à température uniforme pour éviter les mouvements de convection.

La variation d’indice du milieu en fonction de la longueur d’onde induit une déviation différente pour chaque couleur (le bleu est plus ralenti quand l'indice augmente, donc plus dévié que le rouge). Un prisme, ou une goutte d’eau, décomposent la lumière blanche : c’est l’arc-en-ciel bien connu. Dans un dispositif à lentilles, cela produit des franges colorées appelées aberrations chromatiques. Outre l’aspect inesthétique, les différentes couleurs ne convergent pas sur le même point focal et la netteté de l’image est dégradée. On corrige ces aberrations en utilisant deux lentilles convergente-divergente en verres « Crown » et « Flint » d’indices différents : voir l’article de ce blog sur le chromatisme. Sur les lunettes astronomiques haut de gamme, l’optique frontale est un triplet apochromatique encore plus performant pour faire converger les rayons sur le foyer.

De même, quand les étoiles ou les planètes sont basses sur l’horizon, l’atmosphère se comporte comme un prisme et le disque lumineux de chaque objet est affecté de franges colorées, bleues en haut et rouges en bas. Il faut utiliser un ADC (atmospheric dispersion corrector) composé de deux prismes réglables en rotation pour appliquer une dispersion inverse et réaligner les couleurs.

4. La diffraction

La diffraction résulte d’un phénomène d’interférences lorsque la lumière rencontre un obstacle, comme un diaphragme optique. C’est une conséquence de la nature ondulatoire de la lumière : les bords de l'obstacle se comportent comme des sources ponctuelles dont les rayons se superposent en s'additionnant ou en s'annulant selon le décalage de phase.

Ainsi, l’image d’une source ponctuelle au centre d’un télescope de diamètre D n’est pas un point mais une tache entourée d’anneaux concentriques appelée figure d’Airy. Le rayon de la tache centrale (son angle Q en radians) vaut 1,22.l/D. Le télescope ne peut donc pas différencier deux sources plus proches que cet angle, soit en minutes d’arc 0,254.l/D avec λ exprimé en nm et D en mm.

Il faut donc un diamètre d’optique le plus grand possible pour augmenter la résolution ; celle-ci est meilleure aux courtes longueurs d’onde car le diamètre de la tache est réduit (d'un facteur 2 quand on passe du rouge au bleu).

La diffraction à travers un réseau de lignes très serrées produit aussi une décomposition de la lumière comme la réfraction mais avec ce dispositif, ce sont les plus grandes longueurs d’onde qui sont les plus déviées. On observe plusieurs faisceaux colorés autour de la direction principale. Le premier faisceau est utilisé dans les spectroscopes pour analyser le spectre de la lumière reçue, i.e. l’intensité pour chaque couleur.

Nous avons vu que les quatre phénomènes cités plus haut sont exploités pour concevoir et optimiser les instruments d’observation. L’atmosphère reste le facteur le plus limitant : il faut réduire au maximum la couche d’air traversée, éviter les nébulosités, la turbulence et la pollution lumineuse. C’est pour cette raison que tous les grands télescopes sont construits aujourd’hui sur des sites en altitude au milieu des déserts. L’idéal bien sûr est de placer l’instrument dans l’espace, bien que le diamètre soit contraint par la taille du lanceur qui le mettra en orbite.

Nous étudierons une autre conséquence de la nature ondulatoire de la lumière : l’effet Doppler, qui est décrit dans un autre article.