LA SPECTROGRAPHIE OU POURQUOI IL EST SI IMPORTANT …planetastronomy.com/presentations/spectrographie.pdf · 2019. 12. 26. · de la plomberie!! Le BLEU c’est CHAUD (et jeune) Ex

La spectrographiepar Jean Pierre MARTIN

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© Jean-Pierre MARTIN

Par JeanPar Jean--Pierre MARTINPierre MARTINjpmjpm..astroastro@@wanadoowanadoo..frfr

ASSOCIATION ASSOCIATION D’ASTRONOMIE D’ASTRONOMIE VÉGA PLAISIR VÉGA PLAISIR 7837078370

LA SPECTROGRAPHIE OU POURQUOI IL EST SI

IMPORTANT D’ÉTUDIER LE SPECTRE DES ÉTOILES

Les animations ne sont visibles que sous Power PointLes animations ne sont visibles que sous Power Point

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UN BRIN UN BRIN D’HISTOIRED’HISTOIREAu début fut Newton Au début fut Newton (encore lui)(encore lui)En 1666 il montre que la En 1666 il montre que la lumière blanche se décompose lumière blanche se décompose en une multitude de radiationsen une multitude de radiations



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Herschel en 1800 montre à l’aide de Herschel en 1800 montre à l’aide de thermomètres judicieusement placés thermomètres judicieusement placés qu’il y a d’autres radiations invisibles qu’il y a d’autres radiations invisibles du côté rouge du spectredu côté rouge du spectre

Dans les années Dans les années qui suivirent on qui suivirent on montra (par montra (par méthode méthode photographique)photographique)qu’il y avait qu’il y avait quelque chose quelque chose du côté du violetdu côté du violet

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En 1817 Joseph En 1817 Joseph von von Fraunhofer découvre Fraunhofer découvre des raies noires en étudiant le spectre du des raies noires en étudiant le spectre du Soleil plus précisément avec un prisme de Soleil plus précisément avec un prisme de meilleure qualitémeilleure qualitéElles furent appelées les lignes de Elles furent appelées les lignes de FraunhoferFraunhofer

POURQUOI ????POURQUOI ????



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Ces lignes montrent que certaines longueurs Ces lignes montrent que certaines longueurs d’onde sont absorbées par les gaz de d’onde sont absorbées par les gaz de l’atmosphère solairel’atmosphère solaireC’est Kirchhoff et Bunsen (celui qui a du bec!) C’est Kirchhoff et Bunsen (celui qui a du bec!) qui ont expliqué le pourquoi en étudiant le qui ont expliqué le pourquoi en étudiant le spectre de différents corps brûlant dans un spectre de différents corps brûlant dans un bec (Ex Sodium 5890 bec (Ex Sodium 5890 ÅÅ : jaune à faire dans sa : jaune à faire dans sa cuisine sur le gaz)cuisine sur le gaz)Les lignes émises par le soleil sont les mêmes Les lignes émises par le soleil sont les mêmes que celles émises par des gaz chauffésque celles émises par des gaz chauffésPar contre lorsque de la lumière passe au Par contre lorsque de la lumière passe au travers de ce même gaz, le spectre produit travers de ce même gaz, le spectre produit des lignes d’absorption similaires voir figuredes lignes d’absorption similaires voir figure

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LES DIFFÉRENTS TYPESLES DIFFÉRENTS TYPES

GAZ CHAUDGAZ CHAUD

GAZ GAZ FROIDFROID

© © LombryLombry



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ÉMISSION OU ABSORPTION ÉMISSION OU ABSORPTION SONT COMPLÉMENTAIRESSONT COMPLÉMENTAIRES

COSMIC COSMIC PERSPECTIVEPERSPECTIVE

émissionémission

absorptionabsorption

HH

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SPECTRE = EMPREINTE SPECTRE = EMPREINTE DIGITALE DIGITALE D’UNE D’UNE ÉTOILEÉTOILE



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LE SPECTRE LE SPECTRE ÉLECTROMAGNÉTIQUEÉLECTROMAGNÉTIQUE

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4 VUES DE NOTRE GALAXIE4 VUES DE NOTRE GALAXIE

λλÉNERGIEÉNERGIE



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BLACK BLACK IS IS BLACKBLACK

On définit en physique un corps parfait qui On définit en physique un corps parfait qui émet des rayonnements : le corps noirémet des rayonnements : le corps noirblack body en anglaisblack body en anglaisC’est par exemple une enceinte fermée C’est par exemple une enceinte fermée portée à une certaine température et portée à une certaine température et percée d’un petit trou qui laisse passer les percée d’un petit trou qui laisse passer les radiationsradiationsPLANCK a démontré que les radiations PLANCK a démontré que les radiations émises dépendaient de la températureémises dépendaient de la température

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Plus T augmente Plus T augmente plus la longueur plus la longueur d’onde diminue d’onde diminue et plus l’énergie et plus l’énergie augmenteaugmentePlus on va vers Plus on va vers les UVles UVUn corps froid Un corps froid émet dans émet dans l’IRl’IRUn corps chaud Un corps chaud émet dans émet dans l’UVl’UV

LOI DE LOI DE PLANCKPLANCK

UV visible UV visible IRIR

λλMM



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La courbe représentative de la loi de Planck,La courbe représentative de la loi de Planck,à température constante, passe par un à température constante, passe par un maxmax, ,

ce qui veut dire qu’un corps noir bien qu’il ce qui veut dire qu’un corps noir bien qu’il rayonne dans toutes les fréquences, émet dans rayonne dans toutes les fréquences, émet dans une zone préférentielle à une zone préférentielle à λλMM

WIEN a démontré que le maximum d’émission WIEN a démontré que le maximum d’émission était fonction de la température suivant la était fonction de la température suivant la formule suivante:formule suivante:

λλMM . T = 2900 µK. T = 2900 µKPour 300°K, on voit que le Pour 300°K, on voit que le max max est à est à approx approx 10µ, soit 10.000 nm donc dans le lointain 10µ, soit 10.000 nm donc dans le lointain IRIR, , c’est pour cela que l’on peut détecter la c’est pour cela que l’on peut détecter la présence humaine avec un détecteur présence humaine avec un détecteur IRIR

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1 nm = 101 nm = 10--99 m = 10m = 10--33 µ = 10 µ = 10 ÅÅ

SPICASPICA

ANTARESANTARES

UV visibleUV visible IRIR



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DONC DONC COULEUR =TEMPÉRATURECOULEUR =TEMPÉRATURE

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ATTENTIONATTENTIONEn astronomie, les couleurs c’est l’inverse En astronomie, les couleurs c’est l’inverse de la plomberie!!de la plomberie!!Le BLEU c’est CHAUD (et jeune)Le BLEU c’est CHAUD (et jeune)Ex : Ex : RigelRigel (20.000K)(20.000K)Le ROUGE c’est FROID (et vieux)Le ROUGE c’est FROID (et vieux)Ex : Ex : Bételgeuse Bételgeuse (3000K)(3000K)Le Soleil (6000K) émet son Le Soleil (6000K) émet son maxmax dans le vert dans le vert là où l’œil a son là où l’œil a son max max de sensibilité, mais la de sensibilité, mais la quantité de lumière émise dans toutes les quantité de lumière émise dans toutes les fréquences est suffisante pour qu’on le voit fréquences est suffisante pour qu’on le voit jaune jaune



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http://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/light/planck.htmlhttp://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/light/planck.html

SUR CE SITE VOUS POUVEZ SIMULER TOUTES LES SUR CE SITE VOUS POUVEZ SIMULER TOUTES LES COURBES EN FONCTION DE LA TEMPÉRATURECOURBES EN FONCTION DE LA TEMPÉRATURE

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Le Le spectre spectre de de l’Hydrogènel’Hydrogène

ERA UniversityERA University

http://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/light/planck.html



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Les transitions Les transitions dans l’atome dans l’atome d’Hydrogèned’Hydrogène


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La La même même chose en chose en énergie énergie




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IL FAUT SE SOUVENIR IL FAUT SE SOUVENIR QUE POUR HQUE POUR H

La raie HLa raie Hα α est égale à : 6563 est égale à : 6563 ÅÅ soitsoit656.3 nm (visible)656.3 nm (visible)Pourquoi l’Hydrogène estPourquoi l’Hydrogène est--il si important?il si important?Car Car l’Univers l’Univers est composé en majorité est composé en majorité d’Hydrogène d’Hydrogène On retrouve sa signature dans toutes les On retrouve sa signature dans toutes les étoilesétoiles

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http://javalab.uoregon.edu/dcaley/elements/Elements.htmlhttp://javalab.uoregon.edu/dcaley/elements/Elements.html

Si vous voulez connaître toutes les raies de tous les Si vous voulez connaître toutes les raies de tous les éléments connectez vous sur ce site, vous pouvez en éléments connectez vous sur ce site, vous pouvez en

cliquant sur chaque case visualiser les raiescliquant sur chaque case visualiser les raies

HH

CONNECTEZ VOUS!CONNECTEZ VOUS!

http://javalab.uoregon.edu/dcaley/elements/Elements.html



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En cliquant sur chaque raie, sa valeur en nm En cliquant sur chaque raie, sa valeur en nm ss ’affiche, c’est tout simplement super’affiche, c’est tout simplement super

On peut choisir aussi émission ou absorptionOn peut choisir aussi émission ou absorption

FeFe

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Spectres de différents corpsSpectres de différents corps



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TOUT CECI A DONNÉ TOUT CECI A DONNÉ DES IDÉES À CERTAINSDES IDÉES À CERTAINS

Classer les étoiles en fonction de leur Classer les étoiles en fonction de leur couleur et de leur températurecouleur et de leur températureC’est HertzsprungC’est Hertzsprung et Russel qui les et Russel qui les premiers indépendamment l’un de l’autre premiers indépendamment l’un de l’autre ont eu cette idée, ont eu cette idée, Depuis on l’appelle le diagramme Depuis on l’appelle le diagramme HRHRIl est FONDAMENTAL pour l’étude des Il est FONDAMENTAL pour l’étude des étoilesétoilesNous en parlerons plus en détails une Nous en parlerons plus en détails une prochaine foisprochaine fois

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HH--RRClassification Classification des étoiles en des étoiles en fonction de fonction de leurs couleur/ leurs couleur/ températuretempératureLa plupart des La plupart des étoiles :étoiles :72% H72% H25%25%HeHe3% reste3% reste



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EN PRATIQUEEN PRATIQUE

On utilise plutôt un réseau de diffraction On utilise plutôt un réseau de diffraction (diffraction (diffraction gratingsgratings) à la place du prisme) à la place du prismePlus facile à utiliserPlus facile à utiliserBien meilleure qualité de spectresBien meilleure qualité de spectres

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Reflection grating geometryReflection grating geometry

α

β

Path difference = a (sin α + sin β)(β is negative in this case)

a

a sin α

a sin |β|



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Equation d’un Equation d’un réseau réseau

mλ = a(sin α + sin β)

α

β

a

m = order of diffraction, most often ±1D’après D’après Roberston Roberston Uni of SydneyUni of Sydney

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DONC LE SPECTRE DONC LE SPECTRE CARACTÉRISE L’ÉTOILECARACTÉRISE L’ÉTOILE

Oui mais, attention, tout bougeOui mais, attention, tout bougeLes étoiles et galaxies s’éloignent de nous Les étoiles et galaxies s’éloignent de nous pour la plupart mais certaines se rapprochent pour la plupart mais certaines se rapprochent de nous (par exemple M31 fonce vers nous à de nous (par exemple M31 fonce vers nous à 200km/s) donnant naissance au phénomène 200km/s) donnant naissance au phénomène de:de:Décalage de fréquence due à l’effet DopplerDécalage de fréquence due à l’effet DopplerAnalysons ce phénomène brièvementAnalysons ce phénomène brièvement



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S’éloignent : S’éloignent : redshiftredshift

Se rapprochent : Se rapprochent : blueshiftblueshift

Le décalage (shift) n’est Le décalage (shift) n’est qu’une impression de mesurequ’une impression de mesure

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LE DÉCALAGE DU SPECTRELE DÉCALAGE DU SPECTRE400 nm400 nm 700 nm700 nm



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DÉCALAGE = VITESSEDÉCALAGE = VITESSEDans le cas de vitesse non relativiste :Dans le cas de vitesse non relativiste :

VVrr/c = /c = ∆λ /λ∆λ /λ00

Vr Vr est la vitesse radiale de la galaxie ou de est la vitesse radiale de la galaxie ou de l’objetl’objetC = vitesse lumière = 3 10C = vitesse lumière = 3 1088 m/sm/s∆λ∆λ est le décalage de longueur d’onde mesuréest le décalage de longueur d’onde mesuréλλ00 est la longueur d’onde de baseest la longueur d’onde de base

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Spectre Spectre (bleu) (bleu) d’une d’une étoile proche étoile proche et et d’une d’une galaxie galaxie (rouge)(rouge)–– L’étoile est procheL’étoile est proche, ,

donc presque donc presque au au reposrepos

–– La La galaxie est galaxie est distante distante et et fonce fonce dans l’espace dans l’espace à à 12.000 km/s12.000 km/sCalcium

Magnesium

Sodium

Galaxy Spectrum

Stellar Spectrum

D’après D’après Joe Mohr Joe Mohr Uni of ChicagoUni of Chicago

UN EXEMPLEUN EXEMPLE

DÉCALAGE DE SPECTRE DÉCALAGE DE SPECTRE approx approx 200 200 ÅÅcorrespond bien à 12.000km/scorrespond bien à 12.000km/s



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DONCDONCÉtudier le spectre d’une étoile Étudier le spectre d’une étoile

ou d’une galaxie c’est :ou d’une galaxie c’est :Déterminer sa composition (en partie)Déterminer sa composition (en partie)Déterminer sa température et donc le type Déterminer sa température et donc le type d’étoile de la courbe d’étoile de la courbe HR HR Déterminer sa vitesse par rapport à nous et Déterminer sa vitesse par rapport à nous et donc en gros sa distance car plus elles vont donc en gros sa distance car plus elles vont vite plus elle sont loin (loi de Hubble)vite plus elle sont loin (loi de Hubble)

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BIBLIOGRAPHIEBIBLIOGRAPHIEVoici quelques livres généraux qui comportent Voici quelques livres généraux qui comportent une partie intéressante sur la spectroscopie :une partie intéressante sur la spectroscopie :Méthodes de Méthodes de l’Astrophysique l’Astrophysique par L. par L. Gouguenheim Gouguenheim chez Hachette CNRSchez Hachette CNRS(chaudement recommandé pour les plus (chaudement recommandé pour les plus scientifiques d’entre vous)scientifiques d’entre vous)Astronomie et Astrophysique par Séguin et Astronomie et Astrophysique par Séguin et Villeneuve chez Masson (un grand classique de Villeneuve chez Masson (un grand classique de l’astro l’astro , bien structuré, à l’américaine, normal , bien structuré, à l’américaine, normal c’est du Québec)c’est du Québec)Measuring the UniverseMeasuring the Universe par S. Webb chez par S. Webb chez Springer (en anglais, superbe)Springer (en anglais, superbe)

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