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en développement: LISA
Shelyak Instruments révèle les premiers essais du spectrographe basse résolution - le LISA
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Rencontres BAA
Les 3-5 septembre 2010, l'association astronomique britanique (BAA) tient ses rencontres hors de Londres à l'observatoire Norman Lockyer Observatory à Sidmouth, sur la côte anglaise au sud.
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OHP 2010
Atelier pratique de Spectroscopie à l'OHP
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IAUS 272
Symposium sur les étoiles actives OB
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RCE 2010
A noter sur vos agenda: les 12-14 novembre 2010: les RCE - Rencontres du Ciel et de l'Espace.
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Share Astronomy
Un entretien avec Olivier Thizy sur la spectroscopie est disponible sur Share Astronomy
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Accueil / Historique

Historique

Historique

Les débuts
La spectroscopie a vraiment débuté vers 1666 quand Isaac Newton étudia la décomposition de la lumière du Soleil par un prisme. Mais c'est en 1802 que William Wollaston découvrit des raies sombres (raies d'absorption) dans le spectre solaire; raies étudiées ensuite par Joseph von Fraunhofer qui en catalogua plusieurs centaines en 1815. On a aujourd'hui recensé des milliers de raies de Fraunhofer dans le Soleil.

En 1849, Léon Foucault étudia les raies d'émission produites par une lampe au Sodium et Gustav Kirchoff et Robert Bunsen identifièrent les même raies dans le spectre solaire en 1857.



Les différents types de spectres
La spectrographie consiste à analyser la lumière émise par les astres. Elle permet l'étude des compositions chimiques, des conditions de température et de pression, et des mouvements.

On classe en trois catégories les spectres, selon les lois de Kirchoff:

   1. Spectre continu: il est émis par tout corps gazeux ou solide sous haute pression soumis à une haute température. Les étoiles sont en première approximation des corps noirs dont le spectre continu révèle une forme particulière caractéristique de leur température de surface.
   2. Spectre de raies d'absorption: un gaz à basse pression et à basse température traversé par une lumière continue absorbe certains photons; le spectre est constitué de raies noires se détachant sur le fond coloré du spectre de la lumière continue.
   3. Spectre de raies d'émission: un gaz, à basse pression et à température élevée, émet une lumière constituée d'un nombre restreint de radiations, propriétés des atomes du gaz qui émettent ces radiations. Chaque élément chimique à l'état gazeux possède son propre spectre de raies, véritable carte d'identité de sa composition et de son état.


La propriété importante de ces spectres de raies d'absorption et d'émission est que ces raies se produisent aux même longueur d'onde: le gaz absorbe les radiations qu'il est capable d'émettre quand il est chaud.


Le langage de la lumière
La spectroscopie s'étendit à l'étude des étoiles et des nébuleuses dans lesquelles de nouveaux éléments furent découverts. Sir Norman Lockyer et Jules Janssen décrouvrirent en 1868, pendant une éclipse totale de Soleil, un nouvel élément qui ne fût identifié sur Terre qu'en 1895: l'hélium.

Johann Balmer développa une formule empirique en 1885 portant sur la position des raies visibles d'hydrogène (Ha, Hb, Hg...). Cette formule fut étendue à d'autres éléments par Johannes Rydberg. Mais c'est Niels Bohr qui apporta en 1820 une explication à la formation des raies spectrales. Le modèle de Bohr repose sur la théorie de la physique quantique et des nuages électroniques autour des noyaux atomiques.

L'astronomie venait de se révolutionner et d'évoluer vers l'astrophysique - le langage de la lumière venait d'être décrypté!

L'information codée est riche d'informations sur:

    * la température effective de surface (loi de Wien)
    * les mouvement radial, de rotation et d'expansion (effet Doppler)
    * la densité stellaire et la pression
    * la composition chimique


Température effective de surface et types spectraux
Les étoiles se comportent à peu près comme des corps noirs. Elles émettent de l'énergie à toute les longueurs d'onde sous la forme d'un spectre continu. L'intensité du spectre suit une courbe dite de Planck dont le maximum dépend directement de la température du corps noir (donc la température effective de la surface de l'étoile), c'est la loi de Wien.


Notre Soleil a une température effective de surface de 6000K environ et les étoiles visibles dans notre ciel ont des température entre 3000K et 20000K.

Les étoiles sont classées par température décroissante, historiquement avec les lettres O, B, A, F, G, K, M. Les étoiles de type O sont les plus chaudes et celles de type M les plus froides. On retient la séquence avec la fameuse phrase: "Oh Be A Fine Girl (Guy), Kiss Me". S'ajoutent maintenant les types R, S, et N ("Right Now Sweetheart"!).

Annie Jump Cannon était l'une des plus célèbre "calculatrice" de l'équipe dirigée par Edward Charles Pickering à Harvard. Elle était une experte en classification stellaire et a classé plus de 300000 étoiles pour le catalogue Henry Drapper - un record de productivité!
Classes spectrales

Si le type spectral caractérise la température de surface des étoiles, une classification plus précise doit tenir compte de leur luminosité. A Yerkes, William Morgan, Philip Keenan, et Edith Kellman (MMK) ont établi la classification I à V qui tient compte de la forme de certaines raies spectrales, indicateur de la force de gravité. Les étoiles de classe I sont des astres super-géants tandis que celles de classe V (comme le Soleil) sont des sous-géantes.

Les astrophysiciens ont l'habitude de positionner les étoiles dans un graphe selon leur température effective de surface et leur luminosité. C'est le diagramme de Hertzsprung-Russell.


Composition chimique et métallicité
Deux étoiles de même classe et type spectraux peuvent avoir une histoire, une "généalogie", différente. On désigne la métallicité Z la proportion d'atomes plus lourd que l'Hélium. On peut classer les étoiles dans un diagramme HR-Z en trois dimensions: température, luminosité et métallicité.

On classe les étoiles en deux populations:

    * Population I: étoiles riches en métaux, souvent de seconde ou troisième génération. Un partie de leur matière a été formée lors de l'explosion d'une supernova. Le Soleil et la matière qui nous constitue est un bon exemple.
    * Population II: étoiles pauvres en métaux, très ancienne. On les trouve par exemple dans les amas globulaires.


L'effet Doppler
L'effet Doppler, expliqué par Christian Doppler en 1842, est le décalage entre la longueur d'onde de la lumière émise par un astre et la longueur d'onde reçue par l'observateur lorsque les deux sont en mouvements l'un par rapport à l'autre. S'ils s'approchent, le décalage se fait vers le bleu; s'ils s'éloignent, il se fait vers le rouge (ex: décalage vers le rouge ou "redshift" des galaxies).

L'effet Doppler permet de mesurer les vitesses radiales, les vitesses de rotation et les vitesses d'expansion. Il est la clef pour l'étude de systèmes binaires dont l'apothéose a été la découverte spectroscopique d'exoplanète en 1995 par des techniques Doppler.

Les profils de raies sont aussi modifiés par des mouvements d'onde à la surface des étoiles. Leur étude, l'astérosismologie, permet de mieux comprendre la structure au coeur des étoiles. Ainsi, mêmes si nous ne résolvons pas la surface de ces étoiles optiquement, leur lumière nous porte un message riche d'enseignement.


Conclusion
La spectrographie se rapproche de l'archéologie ou de l'enquête policière. Avec les indices contenus dans les spectres, l'astrophysicien tente de remonter à l'origine des phénomènes. La plupart des observations professionnelles se font en spectrographie aujourd'hui. Les grands télescopes sont équipés de spectrographes puissants permettant d'analyser tous le domaine spectral et parfois de plusieurs objets en même temps. Mais aujourd'hui la spectrographie se développe aussi dans le monde de l'astronomie amateur. Jusqu'à présent cantonnée à la faible résolution ou aux bons bricoleurs, la spectrographie - et donc le message des étoiles - est désormais accessible à tous avec les spectrographes Shelyak Instruments.