Utilisateur:Meodudlye/Spectroscopie astronomique
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La spectroscopie est l'un des moyens principaux pour les astrophysiciens pour étudier l'Univers. En 1835, Auguste Comte disait dans son Cours de philosophie positive que parmi les choses qui resteraient à jamais hors de portée de la connaissance humaine figurait la composition chimique du Soleil. Il ne vécut pas assez longtemps pour voir en 1865 deux savants allemands, Robert Bunsen et Gustav Kirchhoff analyser pour la première fois la lumière du Soleil et permettre la détermination de la composition chimique de celui ci. Depuis cette date, la spectroscopie astronomique n'a cessé de progresser et les spectrographes font désormais partie intégrante de tous les observatoires astronomiques du monde.
L'analyse d'un spectre nous apporte une grande quantité d'information sur la source qui a émis la lumière, mais aussi sur la matière se trouvant entre la source et nous.
[modifier] Les différents spectrographes
Les premiers spectrographes utilisés en astronomie étaient des spectrographes dits spectrographes longue fente qui sont identiques à ceux que l'on utilise dans les autres sciences.
Puis, les astronomes ont voulu utiliser au maximum l'espace dipsonible tout d'abord sur leurs plaques photos et ensuite sur leurs détecteurs électroniques. un spectre longue fente n'utilise qu'une toute petite partie de cet espace. Les astronomes ont alors inventé le spectrographe échelle qui permet de replier un spectre sur lui même en quelque sorte, et ainsi d'utiliser au maximum l'espace disponibl sur le detecteur.
Puis, avec l'arrivée de la fibre optique dans les instruments astronomiques, il est devenu possible de faire des spectroscopes qui observent non pas un seul objet a la fois, mais des centaines, voire des milliers d'objets à la fois.
[modifier] Liens externes
| Comment connaître la température et la composition des étoiles ? | ||||||||||||||
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| Analyser la lumière qui nous parvient des étoiles, est la seule façon d’obtenir des renseignements sur leur composition. Pour cela il faut décomposer la lumière stellaire en différentes raies : c'est la spectroscopie. | ||||||||||||||
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| Le procédé n’est pas nouveau car, depuis Newton, on sait que la lumière solaire à une composition résultant de la superposition des sept couleurs de l’arc-en-ciel. En 1814, un physicien allemand, Joseph von Fraunhofer, remarque la présence de raies très sombres dans le spectre continu du soleil. Il mesure leurs positions relatives, à l’aide d’un spectroscope de son invention, et désigne les principales d’entre elles par des lettres de l’alphabet, encore en usage de nos jours. En 1859, un autre physicien allemand, Gustav Kirchhoff démontre que ces raies sombres sont caractéristiques des éléments chimiques ; la raie double ‘’D’’ du sodium est la plus connue. | ||||||||||||||
| Le principe de fonctionnement est le suivant : | ||||||||||||||
| On éclaire à l’aide de la source à étudier une fente étroite ; une première lentille collimatrice rend parallèle le faisceau lumineux tombant sur la face d’entrée du prisme, ou du réseau ; après dispersion de la lumière, une seconde lentille donne sur un écran une suite d’images juxtaposées de la fente, chacune correspond à une longueur d’onde. Cette série d’images, les raies, constitue le spectre de la source lumineuse. Exemple : | ||||||||||||||
| -La lumière blanche est décomposée en bandes colorées aux couleurs de l’arc-en-ciel, c’est un spectre continu | ||||||||||||||
| -Un gaz porté à l’incandescence donne des raies brillantes de longueurs d’onde spécifiques, c’est un spectre d’émission dont la disposition des raies est caractéristique de ce gaz. | ||||||||||||||
| -Le même gaz froid interposé devant la source de lumière blanche absorbe certaines des radiations émises par cette source ; à l’emplacement des raies brillantes du spectre précédent, on observe des raies sombres. C’est un spectre d’absorption. | ||||||||||||||
| On a très vite compris que l’on avait là un formidable outil d’investigation pour analyser la composition des étoiles. Grâce à la spectroscopie le premier catalogue stellaire a vu le jour en 1887 à Harvard. Complété en 1918 et 1924, ce prodigieux travail regroupe 265 000 étoiles classées en 10 groupes selon leur température de surface, c’est à dire suivant leur type spectral. Ces 10 groupes portent comme nom les lettres suivantes : O, B, A, F, G, K, M, R, N, S, donnés dans l’ordre décroissant de température. L’adjonction d’un chiffre 1, 2, 3… permet de définir des sous types (ainsi le soleil est classé G2 avec ses 5770 K). Il est facile de mémoriser cette suite grâce à la phrase suivante : « Oh! Be A Fine Girl, Kiss Me Right Now, Sweetheart! » (« Oh ! sois une gentille fille, embrasse-moi maintenant, chérie ! ») | ||||||||||||||
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