La SPECTROMETRIE

 

http://www.astrosurf.com/luxorion/menu-spectroscopie.htm

La Spectrométrie est untilisée pour analyser les compositions des étoiles et cela est idéal pour connaître la composition des OVNI lumineux

 

La spectroscopie

L'analyse de la lumière

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

La spectroscopie

Principes de base (I)

"J'ai réfracté le rayon coloré avec des prismes et reflété avec des corps qui à la lumière étaient de nuances différentes... Et pourtant je n'ai jamais pu en obtenir de nouvelles couleurs [...] Cette découverte [est] à mon jugement la plus étrange sinon la plus importante révélation faite à ce jour des opérations de la Nature". Isaac Newton, 1666.

Grâce à ses expériences, Newton comprit que la lumière blanche, telle celle qui nous vient du Soleil était composée de plusieurs radiations. La meilleure preuve nous est offerte par les couleurs caractéristiques de l'arc-en-ciel dont la formation fut également expliquée par Newton.

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.

 

Dispersion par prisme

Interférence par réseau

Transmission

bon (0.8 - 0.6)

Plusieurs ordres

Dispersion

Faible

Plus importante

Linéarité

Non

"Oui"

Etalonnage

Difficile

"Linéaire"

Montage

Déviation minimale

Délicat

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 XIXeme 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

Les différents types de spectres

Document T.Lombry

L'importance de ces lois vient du fait que nous pouvons dès lors conclure qu'à chaque corps correspond un spectre caractéristique et que chaque atome ou molécule peut absorber ou émettre certaines longueurs d'ondes qui les caractérisent.

Aspect des raies spectrales

La lecture des spectres montre que les raies sont à des longueurs d'ondes différentes les unes des autres, mais même les plus fines sont mesurables. Néanmoins la largeur et la position de chacune d'elles varient en fonction de propriétés instrumentales et naturelles.

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.

Ci-dessus, le spectre d'absorption du Soleil comparé à celui d'émission de l'argon excité par des décharges électriques (ci-dessous). Il s'étend de 380 à 700 nm. Le spectre intégral de ces deux corps est très différent. Le Soleil nous paraît jaune pâle, tandis que les raies bleues brillantes de l'argon expliquent la couleur bleue de la flamme du chalumeau oxygaz (soudures de l'inox). Tous deux sont des "corps gris" car la température du corps noir est altérée par les propriétés du milieu traversé ou excité. Documents The Yes I Can!/York University et J.Köppen/Obs.Strasbourg.

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.

En pratique, lorsque nous analysons un spectre par des moyens photoélectriques, en balayant une sonde tout au long du spectre (microphotomètre ou microdensitomètre) et que nous mesurons l'intensité lumineuse des raies à différentes longueurs d'ondes, le profil des raies varie. Pour avoir une base de mesure fiable nous devons définir une "largeur équivalente", celle d'une raie hypothétique de profil rectangulaire.

Cette bande passante uniforme est prise à partir du niveau du continuum jusqu'à la moitié de l'intensité de la raie. Ainsi pour la raie de l'hydrogène alpha présente dans le spectre du Soleil et de la plupart des étoiles, la largeur ou demi-bande passante de la raie est de 1.5 Å.  C'est cette valeur qui caractérise la "demi-bande passante" d'un filtre, terme qui déroute parfois les amateurs lorsqu'ils doivent acheter un filtre interférentiel (c'est pour cette raison que certains constructeurs parlent parfois uniquement de "bande passante").

 

La spectroscopie

Les conditions d'observation (II)

Les conditions d'observation pour effectuer de la spectroscopie sont relativement contraignantes si on souhaite analyser les paramètres physiques des objets étendus comme les galaxies. 

Si les programmes scientifiques sont distincts et requièrent chacun un ensemble de conditions appropriées, à condition de ne pas observer en bordure de mer ou dans les villes qui ruineraient toutes nos tentatives, à partir de 300 à 500 m d'altitude un amateur peut réaliser un programme de spectroscopie ou de photométrie

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

Longueur d'onde

(nm)

Extinction

(magn./masse d'air)

310

320

340

360

380

400

450

500

550

600

650

700

800

900

1.37

0.82

0.51

0.37

0.30

0.25

0.17

0.13

0.12

0.11

0.11

0.10

0.07

0.05

Cette courbe d'extinction optique doit être ajoutée à la courbe de réponse spectrale des détecteurs CCD ou des films utilisés pour calculer le temps d'intégration.

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.

La température de couleur des étoiles

Nous parlons bien de température de couleur et non pas de température effective car la différence se voit pour ainsi dire à l'oeil nu et concerne deux phénomènes différents.

Lorsque nous observons les étoiles depuis la surface de la Terre, même le Soleil, la couleur de ces astres ne dépend pas seulement de leur type spectral, de la distribution d'énergie dans leur spectre. 

Coucher de Soleil à La Panne (B). Document T.Lombry.

En effet, leur réponse maximale dans le spectre visible est influencée par l'extinction atmosphérique pour certaines longueurs d'ondes. La réfraction atmosphérique joue ici un rôle important ainsi que je l'explique dans le dossier consacré à la couleur du ciel et au rayon vert.

Les astronomes étudiant l'évolution des étoiles connaissent bien la relation qui existe entre la couleur d'une étoile et sa température effective; cette relation constitue même l'un des deux axes de coordonnées qui permet de construire le diagramme HR.

Cette relation est toutefois altérée lorsqu'on observe les étoiles près de l'horizon où la température de couleur de ces astres est très faible et doit être corrigée.

Notre atmosphère modifie la relation habituelle qui relie l'indice de couleur (B-V) à la température de couleur comme suit:

et

Mph étant la magnitude photographique, la magnitude visuelle Mv étant mesurée à l = 5500 Å.

Pour un observateur situé au niveau de la mer et observant le Soleil à travers une atmosphère claire et peu turbulente, k = 0.756 au zénith, 0.822 à 45°, 1.20 à 25° et 2.41 à 4.4° au-dessus de l'horizon.

Si le Soleil présente une température effective de 5770 K au zénith, le rendant jaunâtre, près de l'horizon sa température de couleur tombe à 2500 K; il devient rouge (orange). Toutefois, après correction, son indice de couleur (I.C.) vaut (7200/5770) - 0.64 = 0.608, ce qui le place au début de la classe spectrale G. Ainsi, malgré des apparences parfois trompeuses, le Soleil est donc bien une étoile jaune.

Indice de couleur (B-V) =

 

Log Température =

 

Température effective =

  K

 De la même manière, une étoile très chaude qui présente un indice de couleur (B-V) = -0.05 présente une température effective d'environ 10000 K qui diminue apparemment au fur et à mesure que l'astre décline sur l'horizon. Ainsi, Sirius qui est blanche avec une légère dominante bleue (spectre A1 V), présentant une température effective de 10500 K, devient jaune-rosée voire orangée quand elle descend sur l'horizon pour présenter une température de couleur de 4 à 5000 K.

L'atmosphère joue un rôle très important dans l'aspect des étoiles : la couleur bleu-pâle observée dans Sirius, Véga ou Spica est non seulement lié à la couleur intrinsèque de l'étoile mais la vapeur d'eau contenue dans notre atmosphère accentue ce phénomène en dispersant sa lumière. Enfin les irrégularités dans la réfraction lumineuse (turbulence) produit le fameux scintillement chromatique qui a perturbé bien des astronomes aux temps jadis (cfr la couleur de Sirius).

Citons également les effets physiologiques et optiques liés à l'interprétation des couleurs et notamment l'altération des couleurs du fait de la trop forte ou trop faible intensité lumineuse. On en reparlera à propos de la vision des couleurs.

L'aspect des étoiles change également quand on compare des étoiles rouges et oranges-jaunes entre elles : Bételgeuse, orangée (classe M) paraît plus rose lorsqu'on la compare à Capella par exemple (classe F).

Enfin, des étoiles carbonées comme R Leporis, dont la température n'atteint pas 2000 K, paraissent orange ou rouge-orange dans un grand télescope. En revanche, traitées sur ordinateur leur coloration est plus pâle. C'est la présence des raies d'absorptions dans leur spectre qui est à l'origine de ce phénomène.

Pour plus d'information

Download (Articles historiques à télécharger, section "Historical Scientific Works")

Some paradoxes, errors, and resolutions about human vision, D.Lynch et al. (PDF de 127 KB)

La vie des étoiles (sur ce site)

Du corps noir aux étoiles (sur ce site)

La vision des couleurs (sur ce site)

Site web de Christian Buil

Gateway to Spectroscopy

Physics of rainbow (applet java), Fu-Kwun Hwang

Stars and their Spectra, James B. Kaler, CUP, 1989/1997

 

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LIENS SUR LA SPECTROMETRIE :

Spectroscopy

An Atlas of Stellar Spectra (Caltech)

Baader spektroskop

China Daheng Group (CDH Corp.)
Christian Buil

Edmund Optics

Jobin Yvon
Jeulin
Oriel

Physics demonstrations at ISU

Questar QMAX
Rainbow Optics (Astrovid)
SpecLab (CLEA)
Schott glass
SIVO spectrometer

SBIG spectrometer (Self-Guiding)
ThorLabs

Visual Spec (Valerie Desnoux)
Zeiss

 

 



24/07/2007
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