Spectroscopie
La spectroscopie, ou l'art de regarder les photons selon leur couleur, fut introduite à la fin du XIXe siècle, profitant de l'essor de la photographie.
Spectre de l'étoile
du Cocher, observé à l'Observatoire de Paris en 1892 (pose de 1h20 !). Remarquer la juxtaposition d'un spectre de référence en émission.
Crédit :
Bibliothèque de l'Observatoire de Paris
Spectre du soleil à haute résolution
Le spectre du soleil observé à très haute résolution spectrale présente de très nombreuses raies d'absorption. On remarque entre autres que la densité de raies spectrales est plus élevée dans le bleu que dans le rouge ; des raies telluriques dues à l'absorption dans l'atmosphère terrestre, se superposent aux raies stellaires, mais restent minoritaires.
Le spectre solaire à haute résolution spectrale.
Crédit :
NOAO
Le dioxygène tellurique présente une belle signature spectrale dans le rouge, caractéristique d'un spectre moléculaire de molécule diatomique symétrique, qui se superpose au spectre observé.
Crédit :
ASM
Signatures spectrales et abondances
La modélisation d'un spectre nécessite la compréhension des conditions thermodynamique (température), mécanique (pression, en réponse au champ gravitationnel) et chimique (abondances) dans la photosphère stellaire, d'où sont issus les photons.
Toute la puissance de la spectrométrie réside dans cette finesse d'analyse, p.ex. pour aller dénicher à haute résolution spectrale de fines raies, et en sachant les interpréter.
Spectre de Saturne dans l'infrarouge moyen, et interprétation proposée.
Crédit :
ESA/ISO
Découverte d'un motif spectral dû à l'uranium, à 385.957 nm, dans un spectre stellaire (étoile géante CS 31082-001) très peu métallique. L'ajustement du profil de raie permet de mesurer l'abondance relative d'uranium, comparée à celle de l'hydrogène atomique.
Crédit :
UVES/VLT, Observatoire de Paris
Prospective
Un exemple illustre la puissance de l'information spectroscopique : une preuve de vie exoplanétaire serait apportée via l'étude spectrale IR, sensible à la présence d'ozone. L'ozone est liée à la présence d'oxygène, et donc à une chimie particulière qui est, au-moins dans un cas connu, propice à la vie.
Une signature spectrale attendue : celle de l'ozone dans un spectre exoplanétaire, signant la présence de vie.
Crédit :
ASM
Objectifs
Un cours complet de transfert de rayonnement, nécessaire pour comprendre les tenants et aboutissants du bon usage des données spectrométriques, est ici hors de propos, car trop complexe. Contentons-nous de récapituler quelques-uns des ingrédients qui permettent de comprendre un spectre.
Signatures
- Contexte thermodynamique : Les propriétés du gaz dépendent de la température et de la pression. Cette dernière va s'adapter au champ gravitationnel local.
- Contexte mécanique : La gravité et la température déterminent l'équilibre hydrostatique des couches atmosphérique.
- Contexte chimique : La signature spectrale d'un élément sera d'autant plus marquée que cet élément est abondant.
On en déduit que l'interprétation d'un spectre apporte des informations sur les grandeurs qui précèdent : température, gravité, abondance des éléments.
Superposition des profils de raies : la largeur naturelle est très fine devant les élargissements possibles dus à la température (agitation thermique, élargissement Doppler) ou aux chocs (élargissement par pression). Cette dernière cause d'élargissement conduit à des ailes de raies très marquées.
Crédit :
ASM
Largeur des raies
Dans l'atmosphère stellaire, deux phénomènes contribuent essentiellement à élargir les raies, conduisant à des largeurs bien supérieures à la largeur naturelle.
- L'agitation thermique dans une atmosphère stellaire de température élevée conduit à l'élargissement des raies spectrales par effet Doppler. La distribution des vitesses des atomes en mouvement conduit à un profil de raie typiquement gaussien.
- La pression au sein du milieu peut conduire à une fréquence de chocs plus rapide que la désexcitation naturelle des raies. Le profil de raie dû aux atomes qui interagissent par choc est alors typiquement lorentzien. Ceci conduit à des raies un peu plus larges et de forme différente.
Si l'étoile est en rotation rapide, le profil de vitesse rotationnel est source d'un nouvel élargissement des raies, encore par effet Doppler .
Élargissement des raies spectrales
Difficulté : ☆☆☆
Temps : 20 min
Question 1)
Déterminer la durée moyenne 
entre deux collisions, en fonction du libre parcours moyen 
(la distance moyenne entre 2 collisions) et de la vitesse moyenne des atome 
.
[1 points]
Ce n'est qu'un peu de cinématique.
On peut s'en sortir par simple analyse dimensionnelle.
Question 2)
Déterminer le libre parcours moyen 
d'un atome en fonction de la section efficace de collision 
et de la densité particulaire 
. En déduire que le libre parcours moyen varie comme l'inverse de la masse volumique dans l'atmosphère de l'étoile.
[3 points]
Question 3)
On suppose que l'élargissement de la raie par pression 
varie comme 
, inverse de la durée moyenne entre 2 collisions. En déduire la dépendance de 
en fonction de la température et de la masse volumique :
[2 points]
Il suffit de se servir des résultats précédents exprimant 
en fonction des autres paramètres.
Question 4)
Montrer que, si l'élargissement des raies par pression est sensible, il permet, à type spectral donné, de distinguer les différentes classes stellaires.
[1 points]
Le type spectral étant fixé, la température effective est également fixée.
, déterminer le volume moyen offert à un atome, et l'exprimer en fonction de 
et 
.