Le spectre lumineux et les raies spectrales
Cet article décrit les principes de base de la spectroscopie et son application à l'astronomie.
Il ne sera pas question ici de discuter de classification spectrale, d'effet Doppler,
etc. Seul un bref survol des applications astronomiques sera fait.
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Le spectre lumineux et les raies spectrales |
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Les découvertes astronomiques se font essentiellement par l'étude de la lumière émise par les astres. Il est possible d'étudier cette lumière comme un tout mais il est aussi possible de la diviser en ses différentes composantes pour mieux connaître la nature de l'objet qui l'a émise.
Nous observons un phénomène spectroscopique depuis l'aube de l'humanité: les arcs-en-ciel. Ceux-ci sont produits par la décomposition de la lumière du Soleil en ses différentes couleurs par la présence de gouttelettes d'eau dans l'air. C'est Isaac Newton (1642-1727) qui, le premier, observa de façon scientifique le phénomène de séparation des couleurs en notant qu'un prisme de verre pouvait diviser un faisceau de lumière blanche en les différentes couleurs de l'arc-en-ciel. Cela se passait vers la fin du XVIIème siècle.
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L'arc-en-ciel est un phénomène atmosphérique où les différentes couleurs composant la lumière blanche provenant du Soleil sont séparées par les gouttelettes d'eau. Photo: James B. Kaler. |
L'observation de Newton ne nous aurait pas permis de sonder la nature de l'univers si elle n'avait été complétée par celle de Joseph von Fraunhofer (1787-1826). Celui-ci observa, en 1814, que l'arc-en-ciel produit par le prisme devient discontinu si la lumière du Soleil pénètre dans se dernier sous la forme d'un faisceau assez mince. En d'autres mots, plutôt que de faire passer directement le rayon de lumière par le prisme, nous le faisons d'abord traverser une mince fente.
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Schéma fonctionnel de l'appareil utilisé par Joseph von Fraunhofer au début du XIXème siècle pour étudier l'arc-en-ciel produit par la lumière du Soleil. |
Isaac Newton n'avait pas pu observer les discontinuités car il n'utilisait pas de fente et laissait entrer un rayon de lumière beaucoup trop gros dans le prisme.
La lumière décomposée en couleurs de l'arc-en-ciel se nomme spectre. Le spectre va du rouge au violet en passant par l'orangé, le jaune, le vert et le bleu. (On découvrira plus tard que d'autres rayons sont aussi présents dans le spectre mais ne peuvent être vus par l'œil: en partant du rouge, il y a l'infrarouge, les micro-ondes, les ondes radio etc. En partant du violet, il y a l'ultraviolet, les rayons X, les rayons gamma, etc.)
Les discontinuités découvertes par von Fraunhofer se nomment raies ou raies spectrales. Le spectre du Soleil observé ressemblait à ceci:
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Exemple de spectre solaire observé par Joseph von Fraunhofer. Nous pouvons y apercevoir une série de raies spectrales sombres sur un fond brillant étalant toutes les couleurs de l'arc-en-ciel. |
Joseph von Fraunhofer effectua un travail de pionnier en identifiant les raies dans le spectre du Soleil. Cependant, il n'avait aucune idée de ce qui pouvait bien les produire. Il fallu attendre les travaux de Robert Bunsen (1811-1899) et de Gustav Kirchoff (1824-1887) pour en comprendre la nature. Ces deux chimistes, par un jeu de hasard et d'intuition, mirent en évidence en 1859 qu'il était possible de reproduire en laboratoire les raies spectrales observées en faisant brûler certains éléments chimiques dans une flamme. Ainsi, en faisant brûler du sel (NaCl), ils parvinrent à identifier la raie du sodium, et ainsi confirmer la présence de sodium dans le Soleil. Cette raie se situe dans la partie jaune du spectre et c'est elle qui illumine dans les lampes dites "au sodium" qu'on retrouve au abords des autoroutes...
Cependant, les raies observées par von Fraunhofer étaient sombres sur un fond brillant alors que celles observées par Bunsen et Kirchoff étaient brillantes sur un fond noir. Était-il possible qu'un même phénomène soit à l'origine des deux types de raies?
Pour répondre à cette question, il fallu d'abord comprendre ce qui, physiquement, produisait les raies. Cette explication est arrivée au début du XXème siècle avec la naissance de la physique atomique et de la physique quantique. Il fut alors démontré que les raies étaient produitent par le changement d'énergie des électrons dans les atomes. Si les électrons absorbent la lumière et gagnent de l'énergie, nous observons une raie sombre dite raie d'absorption. Au contraire, si les électrons émettent de la lumière et perdent de l'énergie, nous observons une raie brillante dite raie d'émission. Les paragraphes suivants expliqueront plus en détails ces phénomènes.
Chaque couleur qui forme un spectre est en réalité formée de lumière possédant une longueur d'onde particulière. Le rouge possède une plus grande longueur d'onde que le jaune qui à son tour en possède une plus grande que le bleu, etc. Les ondes lumineuses peuvent aussi être considérées comme des particules de lumière, les photons. Un photon rouge aura moins d'énergie (plus grande longueur d'onde) qu'un photon bleu, par exemple.
Comme nous l'avons vu précédemment, un spectre est composé de toutes les longueurs d'ondes (toutes les couleurs de l'arc-en-ciel dans la lumière visible) qui forment un fond continu. C'est d'ailleurs ce qu'on appelle le continuum. La plupart des objets émettent de la lumière parce qu'ils sont chauds. Une loi particulière décrit la forme du continuum en fonction de sa température. C'est la loi de Planck. Elle établit qu'un corps chaud émet dans toutes les longueurs d'ondes mais que le maximum de son émission se trouve à une longueur d'onde donnée. Par exemple, la maximum d'émission du Soleil, i.e. là où son continuum est le plus brillant, se trouve dans les longueurs d'ondes de la lumière jaune. C'est pour cela qu'il nous apparaît de cette couleur puisque c'est elle qui domine dans son spectre. Un corps plus chaud aurait une dominance plus bleue et un corps plus froid, une dominance plus rouge.
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Sur cette figure, nous voyons trois sources lumineuses chauffées à 2000°C, 6000°C (comme le Soleil) et 10000°C. Les courbes représentent le profil d'intensité du continuum, les plus courtes longueurs d'ondes (violet) se trouvant à gauche et les plus grandes (rouge) se trouvant à droite. Les spectres de la dernière ligne illustrent l'apparence visuelle des continuums. Nous remarquons donc que plus nous chauffons un corps, plus sa dominante lumineuse se déplace du rouge vers le violet. C'est pourquoi un fer chauffé au rouge passe au jaune puis au blanc (parce que l'œil ne peut plus séparer les couleurs à cette température) lorsqu'on le chauffe davantage. |
La question à laquelle il faut répondre est donc de savoir comment les raies spectrales peuvent se former. Pour comprendre ce phénomène, il faut connaître la nature des atomes. Les atomes sont, de façon simplifiée, composés d'un noyau (lui-même composé de protons chargés positivement et généralement de neutrons sans charge) autour duquel "orbitent" des électrons de charge négative. Nous pouvons donc comparer un atome à un petit système solaire. Cependant, il existe plusieurs différences fondamentales entre un atome et le système solaire:
Les orbites des électrons sont appelées orbitales. Les électrons auront toujours tendances à se trouver sur les orbitales les plus près du noyau afin que l'atome ait le moins d'énergie possible: c'est l'état fondamental. Si un électron gagne (absorbe) de l'énergie, il passera alors dans un état excité et sautera instantanément sur une orbitale supérieure. Un tel électron ne pourra rester longtemps dans cet état et retombera sur son orbitale originale en perdant (émettant) de l'énergie.
Une bonne façon pour un électron de gagner de l'énergie est d'absorber un photon. Il perdra cette énergie en émettant un photon. Comme les orbitales sont bien définies et que les électrons ne peuvent se trouver que sur celles-ci, jamais entre deux, seul un photon possédant exactement la bonne énergie, soit la différence d'énergie entre les deux orbitales, pourra être absorbé par un électron. Il en va de même pour un électron qui passe d'une orbitale à haute énergie à une orbitale à plus faible énergie: il émettra toujours un photon dont l'énergie sera égale à la différence d'énergie entre les deux orbitales.
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L'animation peut prendre quelques instants avant d'apparaître...Cette animation montre ce qui se passe lorsqu'un électron se trouvant sur une orbitale de basse énergie est frappé par un photon (de la lumière) dont l'énergie est exactement celle qu'il faut à l'électron pour gagner l'orbitale suivante. Une fois sur cette orbitale dite excitée, l'atome est instable et l'électron tend à retourner sur son orbitale fondamentale. Il le fera en émettant un photon dont l'énergie est égale à la différence d'énergie des deux orbitale (soit la même énergie que celle du photon qui a excité l'électron au départ). |
Connaissant les faits énoncés aux paragraphes précédents, il est facile d'imaginer comment les raies d'absorption (raies sombres) et les raies d'émission (raies brillantes) peuvent apparaître dans la lumière qui nous parvient des astres. Supposons la présence d'un corps chaud qui émet un continuum de lumière. Prenons l'exemple du cœur d'une étoile. Cette lumière, avant de s'éloigner dans l'espace, doit traverser les couches supérieures de l'étoile, i.e. son atmosphère. Ces couches de gaz sont composées d'atomes divers figurant parmi les éléments de la nature. Les différents photons de cette lumière qui possèdent la bonne énergie pour exciter les électrons des atomes seront absorbés. Il en résultera que certaines longueurs d'ondes qui correspondent aux photons qui ont servi à donner de l'énergie aux électrons manqueront dans le spectre de cette étoile. C'est ce qui sera observé sous le nom de raies d'absorption.
Par exemple, nous savons aujourd'hui que l'atmosphère du Soleil contient du sodium. Certains électrons de cet atome requièrent une longueur d'onde d'environ 589 nm (nanomètre, un milliardième de mètre) pour passer d'une orbitale à l'autre. Ils absorberont donc cette longueur d'onde et cela se traduira par la présence d'une raie sombre à cet endroit dans le spectre. C'est la raie "D" identifiée par Joseph von Fraunhofer.
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Formation des raies d'absorption: un corps chaud (une étoile par exemple) émet un spectre continu. La lumière passe au travers un gaz plus froid (qui est généralement l'atmosphère de l'étoile tout simplement). Celui-ci absorbe les longueurs d'ondes qui correspondent aux éléments chimiques qu'il contient. Ces longueurs d'ondes manquantes s'observent sous la forme de zones noires dans le spectre: les raies d'absorption. |
Les raies d'émission ne sont que rarement observées dans le spectre des étoiles. Nous les observons surtout dans les nébuleuses. Le principe de formation de ces raies est le suivant: une corps chaud (généralement une étoile bleue à près de 50000°C qui émet beaucoup de rayons ultraviolets) excite un nuage de gaz avoisinant. Les atomes de ce nuage, en se désexcitant, i.e. lorsque les électrons retombent sur des orbitales d'énergies plus basses, émettent des photons de longueurs d'ondes particulières. Encore une fois, les photons auront une énergie égale à la différence d'énergie entre deux orbitales. L'observateur ne verra donc de la lumière qu'à quelques longueurs d'ondes, ce qui formera les raies d'émission.
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Formation des raies d'émission: des étoiles très chaudes excitent les atomes d'un nuage de gaz avoisinant. Ces atomes émettent de la lumière lorsque leurs électrons se désexcitent, i.e. retournent sur des orbitales moins énergétiques. Cette lumière ne renferme que les longueurs d'ondes particulières correspondant aux différences d'énergie entre les différentes orbitales des atomes. Ce sont ces longueurs d'ondes qui forment les raies d'émission. |
Les nébuleuses apparaissent généralement rouge sur les photos. Cette couleur caractéristique correspond à la longueur d'onde de 656 nm émise par la désexcitation des atomes d'hydrogène. Nous savons que l'hydrogène est la constituante principale des nébuleuses.
Les raies d'émission sont aussi à la base du phénomène de la fluorescence. Cela signifie que la lumière émise par un tube fluorescent est en fait une ou plusieurs raies d'émission! Les aurores boréales sont aussi des phénomènes de fluorescence, donc des raies d'émission.
Revenons sur la raie "D" du sodium observée par Joseph von Fraunhofer. Les lampes au sodium qui éclairent les autoroutes brillent d'une lumière jaune profond. Si nous regardons de plus près le spectre de ces lampes, nous constaterons qu'il est composé d'une raie jaune brillante (en fait un doublet composée de deux raies collées l'une à l'autre) qui correspond exactement à la raie sombre qu'on retrouve dans le spectre solaire. Cela démontre en fait que les deux phénomènes, raies d'aborption et d'émission, ne sont que les deux faces d'une même médaille. Un élément chimique peut, selon les conditions dans lesquelles il se trouve, produire une ou l'autre des raies.
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Cette figure montre le lien qui existe entre les raies d'absorption et les raies d'émission. En haut, le Soleil, qui contient du sodium, produit une raie d'absorption. En bas, de la vapeur de sodium est excitée par un arc électrique comme dans les lampadaires et produit une raie d'émission. La longueur d'onde des deux raies est évidemment la même puisqu'elles correspondent à la même différence d'énergie qui existe entre les deux mêmes orbitales d'un même atome. Dans le cas de l'absorption l'atome gagne de l'énergie alors que dans le cas de l'émission, il en perd. C'est la seul différence. |
La spectroscopie a, pour ainsi dire, ouvert une nouvelle voie à l'astronomie: l'astrophysique. Alors que l'astronomie demeurait essentiellement une science de position, la spectroscopie a permis de s'intéresser à la nature physique des phénomènes et des astres observés. Dans les paragraphes qui suivent, nous verrons, sans entrer dans les détails, quelques applications intéressantes de la spectroscopie.
Les étoiles ne sont pas toutes semblables. Elles diffèrent par leur masse, leur température, leur contenu chimique, etc. L'étude du spectre des étoiles a permis de les classifier selon les codes suivants: O, B, A, F, G, K et M en partant des plus chaudes (bleues), les O, en allant jusqu'aux plus froides (rouges), les M (moyen mnémotechnique: Oh! Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me!). C'est l'analyse des raies spectrales et du profil du continuum qui permet cette classification. Celle-ci est à la base du diagramme Hertzsprung-Russell (diagramme H-R).
Voici les spectres caractéristiques des différents types spectraux. Le bleu se trouve à gauche.
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O |
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B |
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A |
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F |
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G |
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K |
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M |
Aussi connu sous le nom d'effet Doppler-Fizeau, cet effet est dû à un décalage des raies spectrales en fonction de la vitesse de l'astre observé selon la ligne de visé. Nous pouvons vérifier cet effet lorsqu'un véhicule comme une ambulance s'approche de nous puis s'éloigne. Au début le son est plus aigu (longueur d'onde plus courte) alors que lorsqu'elle s'éloigne, le son est plus grave (longueur d'onde plus longue). Il en va de même pour les étoiles: si l'étoile s'approche de nous, ses raies spectrales sont décalées vers le bleu (courtes longueurs d'ondes) et si elle s'éloigne de nous, ses raies sont décalées vers le rouge (grandes longueurs d'ondes). Lorsqu'on observe des galaxies très éloignées de nous, nous constatons qu'elles s'éloignent toutes de nous. C'est la loi de Hubble qui décrit l'expansion de l'univers. Le décalage vers le rouge est parfois appelé "red shift".
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Exemple de ce que produit l'effet Doppler. Selon la loi de Hubble, plus une galaxie est éloignée de nous, plus elle s'éloigne rapidement. C'est cette vitesse de récession qui produit un décalage des raies spectrales vers le rouge. Un décalage vers le bleu se produirait si les galaxies s'approchaient de nous. Source: Edward L. Wright. |
Voici quelques exemple de spectres d'émission et de spectres d'absorption. Attention: sur ces images, les longueurs d'ondes ne sont pas alignées d'un spectre à l'autre.
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Spectre de l'argon (Ar) en émission. |
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Spectre de l'azote (N) en émission. |
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Spectre du calcium (Ca) en absorption. |
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Spectre du fer (Fe) en absorption. |
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Spectre de l'hélium (He) en émission. |
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Spectre de l'hydrogène (H) en émission. Nous distinguons bien la raie rouge (H-Alpha, 656.3 nm) produisant la couleur caractéristique des nébuleuses. |
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Spectre du mercure (Hg) en émission. |
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Spectre du néon (Ne) en émission. |
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Spectre de l'étoile Altaïr produit par Maurice Gavin. Tout comme le Soleil (en-dessous), Altaïr est une étoile "normale" et présente donc des raies d'absorption causées par les gaz plus froids que contient son atmosphère. |
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Spectre du Soleil produit par Maurice Gavin. C'est le spectre observé par Joseph von Fraunhofer en 1814. |
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Spectre de la nébuleuse planétaire NGC 7662 produit par Maurice Gavin. Les gaz de la nébuleuse sont excités par la naine blanche qui se trouve en son centre et produisent un spectre d'émission par fluorescence. |
Nous avons vu que la spectroscopie est l'étude des différentes longueurs d'ondes qui compose la lumière. Ces différentes longueurs d'ondes portent la trace, ou l'empreinte, des éléments chimiques traversés par la lumière ou qui émettent celle-ci.
La spectroscopie a ouvert un nouveau domaine d'étude: l'astrophysique. Grâce à cette technique d'étude, il est devenu possible de sonder et de comprendre la nature des objets observés, plus seulement leur position et leur aspect.
En plus de la nature intrinsèque des objets, la spectroscopie a aussi fourni un outil puissant pour mesurer, grâce à l'effet Doppler, la vitesse radiale (selon la ligne de visée) des objets, pavant ainsi la voie à d'importantes découvertes comme celle de l'expansion de l'univers.
Aujourd'hui, la spectroscopie fait partie des outils de base de l'astronomie. La plupart des observatoires professionnels possèdent des spectrographes qui permettent de mesurer le spectre des objets célestes.
Les spectres observés peuvent présenter, en plus du continuum, une série de raies sombres ou brillantes. Les raies sombres, dites raies d'absorption, sont produites lorsqu'un gaz froid se trouve entre nous et la source de lumière. Les atomes de ce gaz absorbent certaines longueurs d'ondes particulières et gagnent de l'énergie. Les longueurs d'ondes absorbées apparaissent alors comme des raies sombres dans le spectre. Quant aux raies brillantes, dites raies d'émission, elles se produisent lorsque c'est le gaz lui-même qui émet de la lumière par fluorescence. Dans ce cas, ses atomes perdent de l'énergie en émettant de la lumière à certaines longueurs d'ondes bien précises. Cette lumière forme alors les raies brillantes dans le spectre.
Plusieurs références intéressantes permettant d'approfondir les sujets dont il a été question ici se trouvent mentionnées plus bas. Le lecteur est invité à s'y référer.
| Doppler Shift (en anglais): explication de l'effet Doppler |
| HERMANN, Joachim, "Atlas d'astronomie", Stock, p.34 |
| HIRSHFELD, Alan W., "Starlight Detectives", Sky & Telescope, août 2004, p.44 |
| ROY, Jean-René, "L'astronomie et son histoire", Presses de l'Université du Québec/Masson |
| Spacetech's Orrery (en anglais): description du spectre solaire. |
| SPECTRA (en anglais): page web de James B. Kaler |
| WPO-Amateur Spectroscopy (en anglais): site web sur la spectroscopie par des amateurs |
