Spectre EM

Le spectre électromagnétique est le classement des rayonnements électromagnétiques par fréquence ou longueur d'onde, les deux grandeurs étant liées par la relation λ = c / n où c est la vitesse de la lumière dans le milieu considéré.

La fréquence n s’exprime en battements par seconde ou Hertz (Hz).

Le spectre s’étend sans rupture de zéro à l’infini. Pour des raisons tant historiques que physiques, on le divise en plusieurs grandes classes, des ondes radio jusqu’aux rayons gamma.

Le domaine visible, entre 380 et 780 nanomètres, occupe donc un petit intervalle de longueurs d’onde (1 nm vaut 10^-9 m). Les bandes IR, visible et UV sont très intéressantes pour étudier la composition des objets observés, c’est l’objet de la spectroscopie. En effet, tous les corps portés à une température supérieure au zéro absolu émettent un rayonnement qui dépend de la composition chimique et de la température T en degrés Kelvin.

Les degrés Kelvin mesurent la température à partir du zéro absolu, quand les atomes sont figés, à -273,15 °C.

Le maximum d’émission d'un corps noir chauffé se situe à λ_max = σ / T où σ = 2,898 × 10^-3 m.K (loi de Wien).

Les astres blancs ou bleus sont donc plus chauds (et généralement plus jeunes) que les astres jaunes ou rouges.

Des raies d’émission caractéristiques des molécules peuvent être observées à des longueurs d’onde précises. Inversement, un milieu absorbant traversé par la lumière va couper certaines longueurs d’onde.

Ces longueurs d’ondes ne dépendent pas de la température, elles « signent » la présence des différents éléments dans la composition des corps émetteurs et des gaz traversés. Par exemple, l’Oxygène atomique émet une raie caractéristique à 557,7 nm (vert) que l'on observe dans la haute atmosphère terrestre (airglow). 

Ces raies correspondent à l’énergie d’un photon créé (ou absorbé) lorsque l'électron d'un atome saute d’un niveau à un autre. La longueur d’onde est directement reliée à l’énergie par la formule E = h.c/λ où h est la constante de Planck et c la vitesse de la lumière. A partir de ces observations, les physiciens Bohr et Rutherford ont élaboré en 1913 un modèle d’atome avec seulement 7 niveaux d’énergie possibles et donné naissance à la mécanique quantique.

A l’extrême, l’électron est arraché à l’atome qui devient alors ionisé. Le degré d’ionisation est noté I (neutre), II (perte d’un électron), III (perte de deux électrons)… Dans le vide spatial, les atomes ionisés par le rayonnement des étoiles ou par le choc avec un atome voisin peuvent subsister dans cet état relativement longtemps ; ils vont absorber et produire de nombreux photons issus des sauts en cascade des électrons entre les différents niveaux. Ces régions de gaz ionisé produisent donc beaucoup de raies par luminescence.

L’atome d’hydrogène est le plus simple (un proton, un électron) et le plus répandu dans l’univers ; l’énergie (donc 1/λ) entre deux niveaux n et p est proportionnelle à (1/n²-1/p²). Les raies correspondant aux sauts des électrons vers le niveau 2 appartiennent au domaine visible, elles sont nommées « série de Balmer » et présentent un grand intérêt pour les astronomes.

NB : Pour les molécules composées d’atomes différents, le calcul des niveaux d’énergie est beaucoup plus complexe.

Les raies peuvent être décalées toutes ensemble par effet Doppler en fonction de la vitesse d’éloignement de l’objet : on obtient ainsi une mesure de sa vitesse radiale. Quand ce décalage varie de manière périodique, on est en présence de deux astres qui tournent autour de leur centre de masse. Ainsi, la spectroscopie permet d’identifier des étoiles doubles qui ne peuvent être résolues spatialement par un télescope.

Quand une source de rayonnement est soumise à un champ magnétique, les niveaux d’énergie possibles des électrons se subdivisent et les raies se séparent en plusieurs composantes, chacune d'elles présentant une certaine polarisation : c’est l’effet Zeeman découvert en 1896 qui a valu le prix Nobel à son découvreur. Cela permet de mesurer le champ magnétique à la surface des étoiles.

Enfin, le domaine de mesure s'étend bien au-delà du spectre visible ; le rayonnement infrarouge lointain et les ondes radio à fréquence plus basse ont l'avantage de ne pas être occultés par les nuages de poussières. En particulier l'atome d'hydrogène émet une raie caractéristique à λ=21cm ce qui permet aux radiotélescopes de cartographier les nuages d'hydrogène autour des nébuleuses et des galaxies.

L’atmosphère des étoiles et surtout celle de la Terre absorbent une partie du spectre. L’ozone atténue fortement les UV et en infrarouge, au-dessus de 800 nm, le CO2 et la vapeur d’eau ne laissent que des fenêtres étroites. Les verres usuels à base de silice sont en général opaques aux infrarouges au-dessus de 4 μm.

La spectroscopie dans le domaine visible est tout à fait accessible à l’astronome amateur. Le filtre Star Analyser est un filtre astronomique 1,25’’ constitué d'un réseau de diffraction de 100 ou 200 lignes par mm, permettant de réaliser simplement des spectres d’étoiles avec les caméras astronomiques standard du marché. Son prix est d’environ 130 €. Plus cher (autour de 800 €), le spectroscope à fente ALPY600 est nettement plus précis.

Les images peuvent être exploitées avec les logiciels gratuits VisualSpec (http://astrosurf.com/vdesnoux/index.html), ISIS (http://www.astrosurf.com/buil/isis-software.html ) ou Demetra (https://www.shelyak.com/logiciel-demetra/). Il faut calibrer les spectres en longueur d’onde et en intensité sur une étoile connue, de préférence chaude (type A ou B).

Pour aller plus loin :

http://www.astrosurf.com/buil/index.html site de Christian Buil

http://www.astronomie-amateur.fr/ site de François Tessier