Développement de l'astronomie : L'analyse spectrale



En étudiant le spectre de la lumière provenant d'un corps céleste, les astronomes sont capables d'apprendre une énorme quantité de choses sur ce corps. En effet, le spectre d'un objet peut être considéré comme une sorte de carte d'identité : en l'analysant avec soin, on peut déterminer de nombreux paramètres de l'objet, comme sa température, sa composition chimique ou sa vitesse.

Spectre et température

Commençons avec le paramètre le plus important, la température. Imaginons par exemple le cas d'un métal qui s'échauffe. Au début, lorsque le métal est à quelques centaines de degrés, rien n'est visible à l'oeil nu. Néanmoins, il est possible de sentir la chaleur du métal en plaçant la main à proximité. Cette sensation traduit le fait que le métal rayonne une lumière infrarouge qui échauffe la main mais n'est pas visible. Lorsque la température continue à augmenter, le métal se met petit à petit à briller et à devenir incandescent. Sa couleur change également peu à peu, passant du rouge à l'orange puis au jaune. La lumière qui provient d'un corps dépend donc de sa température. A quelques centaines de degrés, le métal émet dans l'infrarouge, à 3000 degrés, il rayonne surtout dans le rouge et à 6000 degrés dans le jaune.

L'étude du spectre d'un objet nous permet, comme pour le métal, de déterminer sa température. Ainsi, comme la surface du Soleil nous apparaît jaune, nous pouvons dire que sa température est de l'ordre de 6000 degrés. La relation entre température et longueur d'onde d'émission maximale a été établie en 1893 par Wilhelm Wien. Elle ne s'applique pas à tous les corps, mais uniquement à une classe d'objets théoriques et parfaits appelés les corps noirs. Heureusement pour nous, il se trouve que les étoiles ont un comportement très semblable à celui des corps noirs. L'étude de leur spectre nous permet donc de déterminer leur température.

Rayonnement fossile
Un exemple de spectre de corps noir : le rayonnement fossile, né quelques centaines de milliers d'années après le Big Bang, avec une température actuelle de 2,725 Kelvins. Crédit : WMAP/NASA

De manière plus générale, les objets solides, les liquides et les gaz denses émettent un rayonnement continu qui obéit relativement bien à la loi de Wien. Ainsi, par exemple, un nuage interstellaire froid de gaz et de poussières rayonne dans l'infrarouge, le Soleil émet surtout dans la partie jaune du spectre visible et le gaz d'un amas de galaxies, chauffé à plusieurs millions de degrés produit principalement des rayons X. Dans tous les cas, c'est l'observation du spectre de ces objets qui nous a permit de déterminer leur température.

Raies spectrales

La situation est différente lorsque l'objet étudié est un gaz peu dense. La découverte en fut faite en 1814 par Joseph von Fraunhofer qui étudiait le spectre des couches superficielles du Soleil. L'astronome, en observant le spectre avec une très grande précision, se rendit compte que celui-ci n'était pas continu, mais présentait une multitude de petites lignes obscures appelées des raies spectrales. Ces lignes correspondaient à des longueurs d'onde qui, pour une raison inconnue à l'époque, étaient absentes du rayonnement solaire.

L'explication de ce mystère fut le fait de Robert Bunsen et de Gustav Kirchhoff, deux physiciens qui construisirent ensemble un spectroscope, c'est-à-dire un instrument destiné à décomposer la lumière en ses longueurs d'onde et à fortement agrandir le spectre obtenu. Ils utilisèrent leur nouvel appareil pour étudier le rayonnement de différents types d'objet, en particulier des gaz. Ils découvrirent alors un phénomène très étrange. Le spectre d'un gaz chaud était en fait un ensemble de raies brillantes, appelées des raies d'émission, sans aucun fond continu. De façon tout aussi mystérieuse, lorsqu'ils observaient la lumière d'un corps noir après le passage dans un gaz froid, le spectre était continu mais parsemé de raies obscures, des raies d'absorption, comme dans le cas du Soleil.

Bunsen et Kirchhoff conclurent de leurs expériences que les constituants d'un gaz ne pouvaient émettre ou absorber de la lumière que pour quelques longueurs d'onde bien définies, contrairement à un corps noir. Lorsqu'ils observaient un gaz chaud, le spectre était constitué de raies d'émission aux longueurs d'onde que ces constituants étaient capables d'émettre. Lorsqu'ils observaient un gaz froid placé devant un corps noir, les constituants du gaz absorbaient la lumière à ces longueurs d'onde, d'où les raies d'absorption superposées au spectre continu du corps noir.

Bunsen et Kirchhoff firent une découverte encore plus importante lorsqu'ils constatèrent qu'à un gaz donné correspondait un ensemble bien défini de raies. Par exemple, le gaz de sodium se caractérisait par deux raies dans la partie jaune du spectre visible. Cette découverte constituait une avancée majeure car, à partie de l'étude du spectre d'un gaz et de ses raies, il devenait possible de déterminer sa composition. Ainsi par exemple, si le spectre d'un gaz inconnu présentait les deux raies jaunes ci-dessus, ce gaz devait contenir du sodium. Il devenait donc possible, grâce à l'analyse spectrale, de déterminer la composition chimique d'un corps à distance, ce qui constituait une possibilité inespérée pour l'étude des corps célestes.



Auteur : Olivier Esslinger

Source : www.astronomes.com/index.html