PREUVE OVNI

Principes de base

Classification des types spectraux

Les spectroscopes

Techniques de photographie

L'étude spectrale des météores

Le spectre du quasar 3C273 au Celestron 8, par Kazuyuki Tanaka

Le spectre-éclair du Soleil

Trichromie du Soleil en hydrogène alpha, par Carey Fuller

Le Soleil en lumière de l'hydrogène alpha, en collaboration avec David H.Hathaway, NASA-MSFC

Le spectre des novae et de Eta Carina

Liens relatifs à la spectroscopie

Qu'avons-nous appris de l'étude spectrale depuis cette époque ? Une lumière isolée ou radiation monochromatique se caractérise par sa longueur d'onde ou sa fréquence, sa période et son amplitude. Nous savons aussi que ces radiations lumineuses transportent de l'énergie, rappelez-vous vos coups de soleil ! La physique quantique nous apprend qu'une radiation monochromatique transporte cette énergie par quanta, petites particules appelées photons. Paradoxalement dans certaines conditions la lumière se propage telle une onde.

C'est l'existence des phénomènes de dispersion et d'interférence qui nous permettent de comprendre l'analyse de la lumière. Ces deux caractéristiques ont permis aux opticiens de mettre au point deux techniques d'analyse : l'emploi du prisme et du réseau de diffraction.

La dispersion : Quand une lumière traverse un milieu dans lequel il y a une dépendance de l'indice de réfraction de la longueur d'onde, on dit que le milieu est dispersif. Ce caractère dispersif est le résultat de l'interaction de la lumière avec la matière au niveau microscopique.

Vu la complexité des calculs au niveau atomique on essaye presque toujours de faire une approche macroscopique, empirique du problème. Retenons que Hartmann (1898) donna une bonne approximation de cette relation.  Cette théorie sera appliquée dans l'emploi des prismes.

L'interférence : Le caractère ondulatoire de la lumière donne naissance au phénomène de la diffraction. La lumière déviée pourra ainsi interférer avec la lumière venue d'autres sources déplacées.

Les décalages de phases provoqués par les différentes distances à parcourir donnent alors des maxima et minima d'intensité lumineuse pour une longueur d'onde bien déterminée, c'est l'expérience de Young.

Des maxima consécutifs sont engendrés selon les différentes longueurs d'ondes existantes, par les différentes conditions de phase qui forment alors le spectre de la source. Cette théorie sera appliquée dans l'emploi des réseaux de diffraction.

Une découverte importante apparaît enfin : tous les éléments existant sur Terre et dans l'univers peuvent présenter un spectre.

Rappel historique

Si le spectre est connu depuis Newton, le spectroscope ne fut inventé qu'en 1802 par William Wollaston qui découvrit que le spectre du Soleil était parcouru de raies sombres mais il crut qu'elles délimitaient les différentes couleurs.

C'est l'opticien allemand Joseph von Fraunhofer qui réalisera la première analyse spectrale en 1811. Fraunhofer répertoria 600 raies dans le spectre du Soleil. En son hommage, le spectre de la photosphère sera baptisé spectre de Fraunhofer. Aujourd'hui on recense plus de 26000 raies dans le spectre solaire dont plus de 6000 raies sont uniquement attribuées au fer !

A lire : Discovery and Description of Lines in the Solar Spectrum, J.Fraunhofer

Réimpression de son article de 1898, PDF de 624 KB

Le premier spectre solaire obtenu par J.von Fraunhofer en 1817 et un spectre contemporain. La courbe représente son estimation de la brillance visuelle relative des différentes couleurs car pour mettre les raies en évidence Fraunhofer dut compresser l'échelle dynamique sans quoi nous n'aurions pas distingué les raies sombres aux extrémités du spectre. Document J.Fraunhofer scanné et composé par l'auteur et CNRS/BASS2000.

C'est en 1813 que des spectres d'étoiles révélèrent également des raies superposées au spectre continu mais la corrélation entre la nature du Soleil et celle des étoiles ne fut pas encore établie. Depuis cette date la lumière de tous les astres a été décomposée car cette technique permet d'en apprendre bien plus sur les astres que la simple observation en lumière blanche.

Au milieu du XIX^eme siècle l'allemand Kirchhoff découvre 3 lois qui porteront son nom et qui postulent l'existence de différents types de spectres selon la nature de la source lumineuse : 

Les trois lois de Kirchhoff (1824-18887)

1°. Un corps rayonnant, solide ou liquide, émet de la lumière sur toutes les longueurs d'ondes. Il présentera un spectre continu.

2°. Un gaz lumineux, incandescent, émet de la lumière sous forme de raies brillantes appelées spectre d'émission discontinu ou de raies auquel se superpose quelquefois un spectre continu.

3°. Si la lumière blanche d'une source lumineuse traverse un gaz, celui-ci peut éteindre certaines longueurs d'ondes du spectre continu et les remplacer par des raies sombres qui se superposent au spectre continu de la source lumineuse, c'est le spectre d'absorption.

A lire : The Absorption Spectrum of the Sun, G.Kirchhoff

Réimpression de son article de 1861, PDF de 344 KB

Causes instrumentales : La largeur de la fente du spectroscope, la diffraction et la diffusion de la lumière élargissent ou diffusent les raies.

Causes naturelles : L'intensité des raies dépend des conditions physiques dans lesquelles se trouvent les atomes qui les émettent ou les absorbent, de la température et de la pression, de la densité électronique, de la masse de l'étoile, de la gravité de l'astre. Toutes ces variables sont intimement dépendantes les unes des autres.

Par ailleurs la position des raies est altérée par les mouvements relatifs des atomes vis-à-vis de l'observateur :

- La largeur naturelle d'une raie est voisine de 0.002 Å.

- L'agitation électronique due à la température du milieu crée un mouvement désordonné des particules vers les courtes et les plus longues fréquences (effet Doppler), ce qui crée un élargissement des raies d'environ 0.01 Å. Un mouvement unidirectionnel de ces atomes aurait seulement déplacé les raies en fréquence.

- La friction entre les électrons élargit considérablement les raies. Ainsi les raies d'une étoile géante sont très fines vis-à-vis des raies d'une étoile naine de même classe spectrale.

- Certains électrons ionisés provoquent un champ électrique (effet Stark) qui modifie les radiations qu'ils émettent. Ici aussi il se produit un élargissement de la raie qui peut atteindre plusieurs angströms.

Le site idéal est un site d'altitude à l'écart de toute source d'humidité où règne un climat sec. Voici par exemple un ensemble de conditions à remplir qui conviennent à la plupart des projets s'intéressant à la partie infrarouge du spectre :

- La qualité d'image. Etant donné que le sujet est étendu dans l'espace, le flux traversant la fente collimatrice est pratiquement insensible aux conditions d'observation. Pour mettre tous les atouts de son côté et maximiser la probabilité de réaliser un bon travail, il faut considérer qu'une image doit présenter une qualité d'au moins 80%. On peut estimer cette qualité en utilisant une échelle de 0 à 10 (10 étant la meilleure), ou selon l'échelle I-V d'Antoniadi (V ou 5 étant la meilleure).

- La transparence du ciel. Il faut distinguer la couverture nuageuse de la présence de vapeur d'eau, de l'humidité. Si la couverture nuageuse est importante, il est vain de planifier un travail d'étude systématique. Si vous désirez effectuer de la photométrie une transparence de 50% suffit. Mais il faudra atteindre au moins 70% de limpidité, quitte à laisser subsister quelques fines traînées de cirrus pour garantir une observation exploitable.

- L'humidité de l'air. Ce facteur de transparence influence différemment les mesures selon la région spectrale que vous analysez. Entre 700 et 760 nm par exemple nous tombons dans les bandes d'absorption des molécules d'eau et de l'oxygène atmosphérique. En-dehors de cette bande, dans le proche infrarouge entre 1 et 1.7 mm (1000-1700 nm) le flux est presque insensible à la présence de vapeur d'eau. Les conditions peuvent donc être plus ou moins "sévères ou libres" en fonction de la fréquence.

- Le fond du ciel. Mis à part les moments de l'aube et du crépuscule où la clarté du ciel empêche toute mesure exploitable, la variation de la concentration des gaz dépend de la région spectrale analysée. Dans la partie proche infrarouge par exemple la variation de l'OH est faible et on peut adopter des conditions minimales de 80%.

- La masse d'air. La température et la densité de la masse d'air sont parfois des critères à considérer car un anticyclone trop important au-dessus de votre région peut réduire la transparence du ciel et influencer la qualité de l'image. On estime que cette extinction peut atteindre 2 magnitudes. En principe dans les sites un peu élevé ce facteur n'est pas significatif.

A lire : Choisir un site d'observation astronomique

Si toutes ces conditions sont remplies pour nos mesures dans le proche infrarouge, statistiquement  notre observation bénéficie d'une qualité d'exploitation de 80% x 50% x 100% x 80% = 32%. On peut estimer qu'il existe certaines corrélations entre ces facteurs et que notre probabilité est donc légèrement sous-estimée. 

Pour un amateur ces 32% signifient qu'il a une chance sur 3 de mener à bien son programme car il peut difficilement attendre que toutes ces conditions soient optimales à l'inverse du temps d'allocation aux instruments professionnels qui ne sont planifiées que lorsque les conditions le permettent. Vous n'aurez par exemple jamais de temps alloué au Pic-du-Midi si les conditions sont insuffisantes pour votre projet de spectroscopie de M82. C'est ici que les amateurs peuvent occasionnellement épauler les professionnels le jour où leur observatoire est plongé dans la brume.