L'hydrogène

Observer

L'hydrogène interstellaire

L'hydrogène neutre est omniprésent dans l'Univers. Dans le milieu interstellaire, sa signature apparaît à diverses fréquence (visible, submillimétriques, radio...). La signature radio correspond à l'inversion du spin de l'électron : sa fréquence au repos vaut 1420 MHz, pour une longueur d'onde de 21 cm.

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Le ciel vu par la raie à 21 cm de l'hydrogène atomique. La signature de la Voie Lactée domine.
Crédit : NRAO

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L'hydrogène stellaire

L'hydrogène est le constituant majoritaire des étoiles. La dépendance en température d'une raie de l'hydrogène apparaît clairement, pour des étoiles de type spectral chaud, beaucoup moins pour des températures d'équilibre plus basses. L'appliquette montre l'intervalle spectral correspondant à la raie H beta de l'hydrogène dans des étoiles de type A6 à K7 (température effective : 8000 à 4000 K). Le flux est normalisé à 1 dans le continu.

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Spectre du quasar GB1759+7539. La double échelle donne les longueurs d'onde observée ainsi qu'au repos. La raie Lyman alpha observée à 492.5 nm correspond à l'émission du quasar. La forêt Lyman alpha est visible entre 121.6 nm (longueur d'onde au repos) et 492.5 nm.
Crédit : Keck/HIRES

Raies en absorption

Des centaines de raies sont visibles dans le spectre d'un quasar éloigné, ce qui signe la présence sur la ligne de visée de matériel absorbant.

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Position et élargissement des raies alpha et beta de l'hydrogène et du deutérium dans la nébuleuse d'Orion. Leurs positions spectrales sont ramenées à une valeur de référence, leur position au repos, ce qui permet de les superposer ; leur décalage est directement compté en vitesse .
Crédit : CFHT

Hydrogène et deutérium

Les raies de Balmer du deutérium apparaissent au voisinage de celles de l'hydrogène. Le décalage entre les raies de H et D est dû à un effet isotopique : l'électron n'a pas la même masse réduite autour du noyau de H (1 proton) et celui de D (de masse double, avec 1 proton et 1 neutron). [Rappel : la masse réduite \mu est définie par \mu = m _{\mathrm{e}}m _{\mathrm{noy}}/(m _{\mathrm{e}}+m _{\mathrm{noy}}), et s'approxime par m _{\mathrm{e}}\ (1-m _{\mathrm{e}}/m _{\mathrm{noy}})].

Apprendre

L'hydrogène : omniprésent dans l'Univers

Comme l'hydrogène représente presque 9 atomes sur 10 dans l'Univers, sa signature spectrale est omniprésente en absorption, en émission, dans diverses gammes du domaine spectral (raies de Balmer, raie à 21 cm...).

L'hydrogène interstellaire

L'hydrogène du milieu interstellaire, sous forme moléculaire ou atomique froide, est à une température variant de 10 à 1000 K. L'hydrogène atomique neutre émet dans une fréquence radio particulière correspondant à la longueur d'onde 21 cm. L'intensité de la raie d'émission dépend de la densité totale d'hydrogène atomique neutre le long de la ligne de visée. La mesure de cette intensité de la raie observée permet donc de connaître la répartition bi-dimensionnelle des nuages d'hydrogène atomique.

Et l'hélium ?

Après l'hydrogène, l'hélium est le deuxième constituant le plus abondant dans l'Univers (environ 25%, par masse, soit 10% en concentration).

Mais la signature spectrale de l'hélium, gaz rare, est fort discrète. Comme l'hélium est difficilement ionisable, il faut une température élevée pour mettre en évidence les raies de l'hélium correspondant au spectre d'ionisation. En l'absence de moment dipolaire, l'atome He ne présente pas de spectre de vibration ni rotation.