5 : Rayonnement et spectres
- Page ID
- 191983
L'étoile la plus proche est si éloignée que le vaisseau spatial le plus rapide construit par les humains mettrait près de 100 000 ans à s'y rendre. Pourtant, nous voulons vraiment savoir de quelle matière est composée cette étoile voisine et en quoi elle diffère de notre propre Soleil. Comment pouvons-nous en savoir plus sur la composition chimique des étoiles que nous ne pouvons pas espérer visiter ou échantillonner ?
En astronomie, la plupart des objets que nous étudions sont totalement hors de notre portée. La température du Soleil est si élevée qu'un vaisseau spatial serait frit bien avant qu'il ne l'atteigne, et les étoiles sont bien trop éloignées pour être visitées de notre vivant avec la technologie actuellement disponible. Même la lumière, qui se déplace à une vitesse de 300 000 kilomètres par seconde (km/s), met plus de 4 ans à nous atteindre depuis l'étoile la plus proche. Si nous voulons en savoir plus sur le Soleil et les étoiles, nous devons nous appuyer sur des techniques qui nous permettent de les analyser à distance.
- 5.1 : Le comportement de la lumière
- James Clerk Maxwell a montré que chaque fois que des particules chargées modifient leur mouvement, comme c'est le cas dans chaque atome et molécule, elles émettent des vagues d'énergie. La lumière est l'une des formes de ce rayonnement électromagnétique. La longueur d'onde de la lumière détermine la couleur du rayonnement visible. La longueur d'onde (λ) est liée à la fréquence (f) et à la vitesse de la lumière (c) par l'équation c = λf. Le rayonnement électromagnétique se comporte parfois comme des ondes, mais d'autres fois, il se comporte comme s'il s'agissait d'une particule, appelée photon.
- 5.2 : Le spectre électromagnétique
- Le spectre électromagnétique comprend les rayons gamma, les rayons X, les rayons ultraviolets, la lumière visible, les rayons infrarouges et les rayonnements radio. Nombre de ces longueurs d'onde ne peuvent pas pénétrer les couches de l'atmosphère de la Terre et doivent être observées depuis l'espace, tandis que d'autres, telles que la lumière visible, la radio FM et la télévision, peuvent pénétrer jusqu'à la surface de la Terre. L'émission du rayonnement électromagnétique est intimement liée à la température de la source.
- 5.3 : Spectroscopie en astronomie
- Un spectromètre est un appareil qui forme un spectre en utilisant souvent le phénomène de dispersion. La lumière provenant d'une source astronomique peut être constituée d'un spectre continu, d'un spectre d'émission (ligne claire) ou d'un spectre d'absorption (ligne foncée). Comme chaque élément laisse sa signature spectrale dans la configuration des raies que nous observons, les analyses spectrales révèlent la composition du Soleil et des étoiles.
- 5.4 : La structure de l'atome
- Les atomes sont constitués d'un noyau contenant un ou plusieurs protons chargés positivement. Tous les atomes, à l'exception de l'hydrogène, peuvent également contenir un ou plusieurs neutrons dans le noyau. Des électrons chargés négativement gravitent autour du noyau. Le nombre de protons définit un élément (l'hydrogène a un proton, l'hélium en a deux, etc.) de l'atome. Les noyaux contenant le même nombre de protons mais un nombre différent de neutrons sont des isotopes différents du même élément.
- 5.5 : Formation de raies spectrales
- Lorsque les électrons passent d'un niveau d'énergie supérieur à un niveau d'énergie inférieur, des photons sont émis et une raie d'émission est visible dans le spectre. Les raies d'absorption sont visibles lorsque les électrons absorbent des photons et se déplacent vers des niveaux d'énergie plus élevés. Comme chaque atome possède son propre ensemble de niveaux d'énergie, chacun est associé à un motif unique de raies spectrales. Cela permet aux astronomes de déterminer quels éléments sont présents dans les étoiles et dans les nuages de gaz et de poussière entre les étoiles.
- 5.6 : L'effet Doppler
- Si un atome se déplace vers nous lorsqu'un électron change d'orbite et produit une raie spectrale, nous voyons cette raie légèrement décalée vers le bleu de sa longueur d'onde normale dans un spectre. Si l'atome s'éloigne, nous voyons la ligne se déplacer vers le rouge. Ce décalage est connu sous le nom d'effet Doppler et peut être utilisé pour mesurer les vitesses radiales d'objets distants.
Miniature : Cette photographie du Soleil a été prise à différentes longueurs d'onde d'ultraviolets, que nos yeux ne peuvent pas voir, puis codée par couleur afin de révéler une activité dans l'atmosphère de notre Soleil qui ne peut être observée en lumière visible. C'est pourquoi il est important d'observer le Soleil et les autres objets astronomiques dans des longueurs d'onde autres que la bande visible du spectre. Cette image a été prise par un satellite depuis la surface de l'atmosphère terrestre, ce qui est nécessaire puisque l'atmosphère de la Terre absorbe une grande partie de la lumière ultraviolette provenant de l'espace. (source : modification des travaux de la NASA).