Introduction

Introduction

L'analyse détaillée de la lumière provenant des astres constitue le plus puissant des outils de l'astrophysique. Cette étude, qui nous permet de connaître les conditions physiques régnant dans la région observée, s'appelle la spectroscopie. Le Soleil est l'étoile la plus proche de nous ce qui nous permet d'observer avec une bonne résolution spatiale le spectre de la photosphère qui est la couche solaire qui nous envoie l'essentiel du rayonnement visible.

Les différentes raies de ce spectre sont dues aux changement de l'orbite des électrons au sein des atomes et des ions présents à la surface du soleil. Un changement d'orbite est lié à l'émission d'un photon si le niveau d'arrivée est d'énergie plus basse que le niveau de départ. Inversement, l'électron passera sur une orbite d'énergie supérieure par absorption d'un photon. À l'équilibre thermodynamique, les deux processus d'émission et d'absorption se compensent exactement et dans ce cas on observe un spectre de rayonnement électromagnétique qui ne dépend que de sa température absolue T.

Dans l'atmosphère du Soleil, cela n'est pas vrai car il y a une variation de la température : les transitions entre les niveaux atomiques ne se compensent pas ce qui fait apparaître le spectre de raies solaires (en émission ou en absorption). Ce spectre contient donc la "signature" des éléments chimiques présents dans le Soleil. Si la température est décroissante avec l'altitude, comme c'est le cas pour la photosphère, les raies qui se forment sont des raies d'absorption : l'intensité au centre de la raie est inférieure à celle du continu.