5.3 : Spectroscopie en astronomie
- Page ID
- 192014
Objectifs d'apprentissage
À la fin de cette section, vous serez en mesure de :
- Décrire les propriétés de la lumière
- Expliquer comment les astronomes apprennent la composition d'un gaz en examinant ses raies spectrales
- Discutez des différents types de spectres
Le rayonnement électromagnétique transporte de nombreuses informations sur la nature des étoiles et d'autres objets astronomiques. Pour extraire ces informations, les astronomes doivent toutefois être en mesure d'étudier en détail les quantités d'énergie que nous recevons à différentes longueurs d'onde de lumière. Examinons comment nous pouvons y parvenir et ce que nous pouvons apprendre.
Propriétés de la lumière
La lumière présente certains comportements qui sont importants pour la conception des télescopes et autres instruments. Par exemple, la lumière peut être réfléchie par une surface. Si la surface est lisse et brillante, comme dans le cas d'un miroir, la direction du faisceau lumineux réfléchi peut être calculée avec précision à partir de la connaissance de la forme de la surface réfléchissante. La lumière est également courbée, ou réfractée, lorsqu'elle passe d'un type de matériau transparent à un autre, par exemple de l'air vers une lentille en verre.
La réflexion et la réfraction de la lumière sont les propriétés de base qui rendent possibles tous les instruments optiques (appareils qui nous aident à mieux voir les choses), des lunettes aux télescopes astronomiques géants. Ces instruments sont généralement des combinaisons de lentilles en verre, qui déforment la lumière selon les principes de la réfraction, et de miroirs incurvés, qui dépendent des propriétés de réflexion. Les petits appareils optiques, tels que les lunettes ou les jumelles, utilisent généralement des lentilles, tandis que les grands télescopes dépendent presque entièrement de miroirs pour leurs principaux éléments optiques. Nous aborderons plus en détail les instruments astronomiques et leurs utilisations dans la section Instruments astronomiques. Pour l'instant, nous passons à un autre comportement de la lumière, essentiel au décodage de la lumière.
En 1672, dans le premier article qu'il a soumis à la Royal Society, Sir Isaac Newton a décrit une expérience au cours de laquelle il a laissé passer la lumière du soleil à travers un petit trou puis à travers un prisme. Newton a découvert que la lumière du soleil, qui nous paraît blanche, est en fait composée d'un mélange de toutes les couleurs de l'arc-en-ciel (Figure\(\PageIndex{1}\)).
La figure\(\PageIndex{1}\) montre comment la lumière est divisée en différentes couleurs à l'aide d'un prisme, un morceau de verre en forme de triangle avec des surfaces réfractaires. En pénétrant dans une face du prisme, la trajectoire de la lumière est réfractée (courbée), mais toutes les couleurs ne sont pas courbées de la même manière. La courbure du faisceau dépend de la longueur d'onde de la lumière ainsi que des propriétés du matériau. Par conséquent, différentes longueurs d'onde (ou couleurs de lumière) sont courbées de différentes quantités et suivent donc des trajectoires légèrement différentes à travers le prisme. La lumière violette est plus courbée que la lumière rouge. Ce phénomène s'appelle dispersion et explique l'expérience arc-en-ciel de Newton.
En quittant la face opposée du prisme, la lumière est à nouveau courbée et dispersée davantage. Si la lumière sortant du prisme est focalisée sur un écran, les différentes longueurs d'onde ou couleurs qui composent la lumière blanche sont alignées côte à côte, comme un arc-en-ciel (Figure\(\PageIndex{2}\)). (En fait, un arc-en-ciel est formé par la dispersion de la lumière à travers les gouttes de pluie ; voir l'encadré The Rainbow.) Comme cette gamme de couleurs est un spectre de lumière, l'instrument utilisé pour disperser la lumière et former le spectre est appelé spectromètre.
La valeur des spectres stellaires
Lorsque Newton a décrit les lois de réfraction et de dispersion en optique et observé le spectre solaire, il n'a pu voir qu'une bande continue de couleurs. Si le spectre de la lumière blanche émise par le Soleil et les étoiles n'était qu'un arc-en-ciel continu de couleurs, les astronomes ne s'intéresseraient guère à l'étude détaillée du spectre d'une étoile une fois qu'ils auraient appris sa température moyenne de surface. En 1802, cependant, William Wollaston a construit un spectromètre amélioré qui comprenait une lentille pour focaliser le spectre du Soleil sur un écran. Avec cet appareil, Wollaston a constaté que les couleurs n'étaient pas réparties uniformément, mais que certaines gammes de couleurs manquaient, apparaissant sous forme de bandes sombres dans le spectre solaire. Il a attribué à tort ces lignes à des frontières naturelles entre les couleurs. En 1815, le physicien allemand Joseph Fraunhofer, après un examen plus approfondi du spectre solaire, a découvert environ 600 lignes sombres de ce type (couleurs manquantes), ce qui a amené les scientifiques à écarter l'hypothèse des limites (Figure\(\PageIndex{3}\)).
Plus tard, les chercheurs ont découvert que des raies sombres similaires pouvaient être produites dans les spectres (« spectres » est le pluriel de « spectre ») des sources de lumière artificielle. Pour ce faire, ils ont fait passer leur lumière à travers diverses substances apparemment transparentes, généralement des récipients contenant juste un peu de gaz fin.
Ces gaz se sont révélés ne pas être transparents à toutes les couleurs : ils étaient assez opaques à quelques longueurs d'onde bien définies. Quelque chose dans chaque gaz ne devait absorber que quelques couleurs de lumière et aucune autre. Tous les gaz ont fait cela, mais chaque élément a absorbé un ensemble de couleurs différent et a donc montré des lignes sombres différentes. Si le gaz contenu dans un récipient était composé de deux éléments, alors la lumière qui le traversait n'avait pas les couleurs (lignes foncées) des deux éléments. Il est donc devenu évident que certaines raies du spectre « vont de pair » avec certains éléments. Cette découverte a été l'une des plus importantes avancées de l'histoire de l'astronomie.
Que se passerait-il s'il n'y avait pas de spectre continu permettant à nos gaz d'éliminer la lumière ? Et si, au lieu de cela, nous chauffions les mêmes gaz fins jusqu'à ce qu'ils soient suffisamment chauds pour briller de leur propre lumière ? Lorsque les gaz ont été chauffés, un spectromètre n'a révélé aucun spectre continu, mais plusieurs raies lumineuses distinctes. C'est-à-dire que ces gaz chauds n'émettaient de la lumière qu'à certaines longueurs d'onde ou couleurs spécifiques.
Lorsque le gaz était de l'hydrogène pur, il émettait un motif de couleurs ; lorsqu'il s'agissait de sodium pur, il émettait un motif différent. Un mélange d'hydrogène et de sodium a émis les deux séries de raies spectrales. Les couleurs que les gaz émettaient lorsqu'ils étaient chauffés étaient exactement les mêmes que celles qu'ils avaient absorbées lorsqu'une source de lumière continue se trouvait derrière eux. À partir de telles expériences, les scientifiques ont commencé à constater que différentes substances présentaient des signatures spectrales distinctes permettant de détecter leur présence (Figure\(\PageIndex{4}\)). Tout comme votre signature permet à la banque de vous identifier, le motif de couleurs unique pour chaque type d'atome (son spectre) peut nous aider à identifier quel élément ou quels éléments se trouvent dans un gaz.
Types de spectres
Dans ces expériences, il y avait donc trois types de spectres différents. Un spectre continu (formé lorsqu'un gaz solide ou très dense émet un rayonnement) est un réseau de toutes les longueurs d'onde ou de toutes les couleurs de l'arc-en-ciel. Un spectre continu peut servir de toile de fond à partir de laquelle les atomes d'un gaz beaucoup moins dense peuvent absorber la lumière. Une raie foncée, ou spectre d'absorption, est constituée d'une série ou d'un motif de lignes sombres (couleurs manquantes) superposées au spectre continu d'une source. Une ligne claire, ou spectre d'émission, apparaît sous la forme d'un motif ou d'une série de raies lumineuses ; elle est constituée de lumière dans laquelle seules certaines longueurs d'onde discrètes sont présentes. (La figure\(\PageIndex{4}\) montre un spectre d'absorption, tandis que la figure\(\PageIndex{3}\) montre le spectre d'émission d'un certain nombre d'éléments communs ainsi qu'un exemple de spectre continu.)
Lorsque nous avons un gaz chaud et mince, chaque élément chimique ou composé produit son propre schéma caractéristique de raies spectrales : sa signature spectrale. Il n'existe pas deux types d'atomes ou de molécules qui présentent les mêmes motifs. En d'autres termes, chaque gaz particulier ne peut absorber ou émettre que certaines longueurs d'onde de la lumière propre à ce gaz. En revanche, les spectres d'absorption se produisent lors du passage de lumière blanche à travers un gaz frais et fin. La température et les autres conditions déterminent si les raies sont claires ou sombres (si la lumière est absorbée ou émise), mais les longueurs d'onde des raies pour chaque élément sont les mêmes dans les deux cas. C'est la configuration précise des longueurs d'onde qui rend la signature de chaque élément unique. Les liquides et les solides peuvent également générer des raies ou des bandes spectrales, mais elles sont plus larges et moins bien définies, et donc plus difficiles à interpréter. L'analyse spectrale peut toutefois s'avérer très utile. Il peut, par exemple, être appliqué à la lumière réfléchie par la surface d'un astéroïde voisin ainsi qu'à la lumière provenant d'une galaxie lointaine.
Les lignes sombres du spectre solaire indiquent donc que certains éléments chimiques entre nous et le Soleil absorbent ces longueurs d'onde de la lumière solaire. Comme l'espace entre nous et le Soleil est assez vide, les astronomes se sont rendu compte que les atomes absorbants devaient se trouver dans une mince atmosphère de gaz plus frais autour du Soleil. Cette atmosphère extérieure n'est pas si différente du reste du Soleil, elle est juste plus fine et plus fraîche. Ainsi, nous pouvons utiliser ce que nous apprenons sur sa composition comme indicateur de la composition de l'ensemble du Soleil. De même, nous pouvons utiliser la présence de raies d'absorption et d'émission pour analyser la composition d'autres étoiles et nuages de gaz dans l'espace.
Une telle analyse des spectres est la clé de l'astronomie moderne. Ce n'est qu'ainsi que nous pourrons « échantillonner » les étoiles, trop éloignées pour que nous puissions les visiter. Des informations claires sur la composition chimique de ces objets sont codées dans le rayonnement électromagnétique des objets célestes. Ce n'est qu'en comprenant de quoi étaient faites les étoiles que les astronomes pouvaient commencer à formuler des théories sur ce qui les faisait briller et sur leur évolution.
En 1860, le physicien allemand Gustav Kirchhoff est devenu le premier à utiliser la spectroscopie pour identifier un élément du Soleil lorsqu'il a découvert la signature spectrale du sodium gazeux. Dans les années qui ont suivi, les astronomes ont découvert de nombreux autres éléments chimiques dans le Soleil et les étoiles. En fait, l'élément hélium a d'abord été trouvé dans le Soleil à partir de son spectre et n'a été identifié que plus tard sur Terre. (Le mot « hélium » vient de helios, le nom grec du Soleil.)
Pourquoi y a-t-il des lignes spécifiques pour chaque élément ? La réponse à cette question n'a été trouvée qu'au XXe siècle ; elle a nécessité le développement d'un modèle pour l'atome. Nous passons donc à un examen plus approfondi des atomes qui composent toute la matière.
L'arc-en-ciel
Les arcs-en-ciel sont une excellente illustration de la dispersion de la lumière solaire. Vous avez de bonnes chances de voir un arc-en-ciel chaque fois que vous êtes entre le soleil et une averse, comme illustré sur la figure. Les gouttes de pluie agissent comme de petits prismes et introduisent la lumière blanche dans le spectre des couleurs. Supposons qu'un rayon de soleil rencontre une goutte de pluie et y passe. La lumière change de direction (elle est réfractée) lorsqu'elle passe de l'air à l'eau ; la lumière bleue et violette est réfractée davantage que la lumière rouge. Une partie de la lumière est ensuite réfléchie à l'arrière de la goutte et réapparaît par l'avant, où elle est de nouveau réfractée. En conséquence, la lumière blanche est étalée dans un arc-en-ciel de couleurs.
Notez que la lumière violette se trouve au-dessus de la lumière rouge lorsqu'elle émerge de la goutte de pluie. Cependant, lorsque vous regardez un arc-en-ciel, la lumière rouge est plus haute dans le ciel. Pourquoi ? Regardez à nouveau Figure\(\PageIndex{5}\). Si l'observateur regarde une goutte de pluie qui se trouve haut dans le ciel, la lumière violette passe au-dessus de sa tête et la lumière rouge entre dans son œil. De même, si l'observateur regarde une goutte de pluie qui se trouve au plus bas du ciel, la lumière violette atteint son œil et la goutte apparaît violette, tandis que la lumière rouge provenant de cette même goutte touche le sol et n'est pas visible. Les couleurs de longueurs d'onde intermédiaires sont réfractées vers l'œil par des gouttes situées à une altitude intermédiaire entre les gouttes qui apparaissent violettes et celles qui apparaissent rouges. Ainsi, un arc-en-ciel a toujours du rouge à l'extérieur et du violet à l'intérieur.
Concepts clés et résumé
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.
Lexique
- spectre d'absorption
- une série ou un motif de lignes sombres superposées sur un spectre continu
- spectre continu
- un spectre de lumière composé d'un rayonnement d'une gamme continue de longueurs d'onde ou de couleurs, plutôt que de certaines longueurs d'onde discrètes
- dispersion
- séparation de différentes longueurs d'onde de lumière blanche par réfraction de différentes quantités
- spectre d'émission
- une série ou un motif de raies lumineuses superposées sur un spectre continu
- spectromètre
- instrument permettant d'obtenir un spectre ; en astronomie, généralement attaché à un télescope pour enregistrer le spectre d'une étoile, d'une galaxie ou d'un autre objet astronomique