Compte-rendu de l'atelier découverte "spectroscopie" créé à l'occasion des Rencontres Astronomiques de Classun 2008
et animé par Anne-Laure et Corinne
Pourquoi s’intéresser à la spectroscopie ?
L’histoire de la spectroscopie
Qu’est-ce que la lumière ?
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Qu’est-ce qu’un spectre ?
Comment réaliser un spectroscope ? Comment l’utiliser ? Quelques exemples d’étude concrets
Les limites de la spectrométrie
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Pourquoi s’intéresser à la spectroscopie ?
L’étude des spectres permet de connaître en détail la composition des sources lumineuses.
On comprend donc aisément qu’il s’agit d’une science incontournable pour les astronomes : elle informe ces derniers de la composition chimique des rayonnements visibles depuis notre Terre et ceci quelque soit leur éloignement de notre planète.
Chaque objet du ciel étant observable soit à partir de la lumière qu’il réfléchit soit à partir de la lumière qu’il émet, il apparaît fondamental pour les scientifiques de savoir quelles lois physiques la régissent.
L’histoire de la spectroscopie.
NEWTON entreprit d’étudier les propriétés des prismes. Ce fut lui, qui le premier en 1666, mit en évidence l’idée étrange, pour l’époque, que la lumière blanche était constituée de l’ensemble des couleurs de l’arc-en-ciel.
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Isaac NEWTON
Woolsthorpe, Lincolnshire, 1642 — Londres, 1727 |
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Il réussit à démontrer ce fait en faisant passer à travers un prisme de verre la lumière solaire issue d’un trou pratiqué dans un volet de sa chambre. |
La projection de cette lumière sur le mur donna un éventail de couleurs qui se chevauchaient, allant du rouge au violet en passant par l’orangé, le jaune, le vert, le bleu et l’indigo. |
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Il appela cette découverte «Spectrum » (qui veut dire en latin : Spectre ou apparition)
Il fallut attendre le 19ème siècle pour que la théorie de NEWTON soit reprise par un opticien allemand de talent :
Joseph VON FRAUNHOFER.
En 1814, avec une lunette de sa fabrication, il étudia un rai de lumière solaire qui pénétrait dans son laboratoire par une fente étroite pratiquée dans un de ses volets. A travers l’oculaire, il observa le spectre formé par le prisme qu’il avait monté sur sa lunette.
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Il écrira plus tard que l’arc-en-ciel apparut comme prévu mais qu’il vit aussi ;
« Une multitude de lignes lumineuses, tantôt intenses, tantôt faibles.
Ces dernières apparaissant plus sombres que le reste de l’image colorée et certaines étaient carrément noires ».
Ces raies sombres furent appelées « raies d’absorption de FRAUNHOFER ».
Il entreprit de les étudier minutieusement. Il en dénombra 600 dans le spectre solaire. (Aujourd’hui, on en compte plus de 20 000)
Chaque spectre constitue donc l’empreinte digitale de l’étoile correspondante (« codes-barres ») qui va permettre de l’identifier à distance et la distinguer des autres.
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Dès 1823, J. HERSCHEL et W.H. FOX TALBOT montrent que chaque élément chimique est caractérisé par un ensemble de raies bien déterminé.
Une autre date déterminante est 1859 ; quand deux autres savants allemands, KIRCHHOFF et BUNSEN, unirent leurs connaissances pour identifier les corps chimiques à partir des couleurs qu’ils dégagent en brûlant.
Grâce au bec Bunsen, ils firent brûler des éléments chimiques à l’état gazeux qui engendrèrent à travers un prisme des raies spectrales parfaitement nettes.
Après ses expériences sur les spectres, KIRCHHOFF pensa que la lumière solaire ou émanant d’autres corps stellaires devait, avant de nous parvenir, traverser une atmosphère de gaz froids entourant ces astres ; et pour en déterminer la nature, il mit au point un télescope sur lequel il adapta un spectroscope à 4 prismes qui lui permettait de comparer les raies sombres du spectre solaire et les raies d’émission de 30 corps différents. |
Déchiffrant la composition de l’atmosphère solaire, il y découvrit du sodium, du fer, du calcium, du magnésium, du nickel, du chrome et un nouvel élément inconnu sur terre qu’il appela Hélium ( du grec : HELIOS)
Dotés de ce nouvel appareil, les scientifiques étudièrent un grand nombre d’étoiles en tenant compte de leur luminosité, de leur couleur et de leur signature spectrale.
Toutes ces étoiles furent classées selon leurs caractéristiques intrinsèques.
Pour chaque élément chimique, ils établirent une carte de visite spectrale.
Les trois lois de Kirchhoff (1824-1887)
1°. Un corps rayonnant, solide ou liquide, émet de la lumière sur toutes les longueurs d'ondes. Il présentera un spectre continu.
2°. Un gaz lumineux, incandescent, émet de la lumière sous forme de raies brillantes appelées spectre d'émission discontinu ou de raies auquel se superpose quelquefois un spectre continu.
3°. Si la lumière blanche d'une source lumineuse traverse un gaz, celui-ci peut éteindre certaines longueurs d'ondes du spectre continu et les remplacer par des raies sombres qui se superposent au spectre continu de la source lumineuse, c'est le spectre d'absorption.
Ces découvertes permirent par la suite la classification des étoiles selon des catalogues aux formes et aux noms variables qui seront par la suite uniformisés dans un premier temps sous le nom de catalogue HD (Henri Draper) puis enrichi en 1953 sous le nom de système M.K.K (Morgan, Keenan, Kellmann).
Les travaux en ce domaine ne sont pas achevés, mais on notera que les recherches utilisent encore les travaux de Hertzsprung suivis par ceux de Russell qui élabora un graphique dans lequel on peut comparer les étoiles selon leur luminosité (données placées en ordonnées) et selon leur type spectral (données placées en abscisses).
Ce « diagramme HR » également utilisé pour identifier les différents stades de l’évolution stellaire.
Enfin pour conclure provisoirement ce résumé historique, notons que la spectroscopie a dû élargir encore son champ d’investigation depuis la découverte en 1968 des pulsars et des étoiles à neutrons.
Qu’est-ce que la lumière ?
Sources lumineuses :
primaires (soleil, gaz soumis à des tensions électriques, réactions chimiques ou biochimiques).
secondaires (objet qui réfléchissent –surface lisse - ou qui diffusent –surface rugueuse- la lumière).
Propagation de la lumière :
Rectiligne et à vitesse constante dans le vide et dans milieu transparent et homogène.
Lois Snell- Descartes (XVIIème siècle) :
Les deux physiciens découvrent de façon indépendante les lois de réflexion et de réfraction de la lumière.
Réflexion : lorsque la lumière frappe une surface lisse et est renvoyée dans une direction déterminée.
Réfraction : passage de la lumière d’un milieu transparent dans un autre, il y a alors changement de la direction de propagation de la lumière.
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SI : rayon incident |
i1 : angle d’incidence |
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IR : rayon réfléchi |
r : angle de réflexion |
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IR’ : rayon réfracté |
i2 : angle de réfraction |
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Schéma Réflexion et Réfraction |
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Lois de réflexion :
Le rayon réfléchi est dans le plan d’incidence. L’angle de réflexion est égal à l’angle d’incidence.
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Lois de réfraction :
Le rayon réfracté est dans le plan d’incidence. Les angles d’incidence et de réfraction sont liés par la relation : n1 sin i1 = n2 sin i2
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Rayonnement électromagnétique :
Rayonnement : se répand dans tout l’espace de manière uniforme.
Rayonnement composé de deux grandeurs physiques : champ électrique et champ magnétique.
Ces deux grandeurs interagissent l’une sur l’autre en permanence, ce qui provoque une oscillation (c’est donc une onde) et la propagation à la vitesse de 300 000km/s.
Rappel historique sur la nature de la lumière :
bataille entre théories corpusculaires et ondulatoires avant la coexistence des deux modèles.
La lumière est un flux de photons.
Théorie ondulatoire (Huygens):
Comme le son, la lumière est une onde : elle est de nature ondulatoire.
Comme le son, elle transporte de l’énergie : l’énergie lumineuse.
A la différence du son, la lumière se propage aussi dans le vide.
Théorie corpusculaire (N. Bohr - Planck - Einstein):
Tout d’abord, quelques rappels sur la structure des atomes .
Le photon :
Particule de masse nulle, non chargée se déplaçant à la vitesse de la lumière et transportant un quantum d’énergie E.
E = h . v = h .c /λ ( h : constante de Planck= 6,626.10-34 J.s/ )
La puissance d’un faisceau lumineux monochromatique dépend de sa fréquence et du nombre N de photons transportés par seconde.
P = N.h.v
Composition de la lumière
Spectre de la lumière blanche : spectre continu du rouge au violet (arc-en-ciel).
Spectre monochromatique ou polychromatique : une ou plusieurs raies sur le spectre.
En passant d’une orbite à l’autre, les électrons émettent de la lumière (apparition d’une raie brillante) ou l’absorbent (apparition d’une raie sombre) ; la longueur d’onde dépend de la différence d’énergie entre les deux orbites.
Fréquences : chaque source lumineuse monochromatique est caractérisée par sa fréquence. Les fréquences de la lumière visible s’étendent de 3,75.10 14Hz à 7,5 .10 14Hz
Longueur d’onde λ : se calcule (comme pour le son)
λ = c/f (c: célérité de la lumière = 3,0. 108m.s-1 )
Les longueurs d’ondes lumineuses visibles dans le vide (ou l’air) s’étendent de 400nm à 800 nm.
1 nm = 10-9 m
Les infrarouges :
Produits par les corps chauds (> aux longueurs d’onde des lumières visibles)
Les ultraviolets :
Produits par le Soleil et de nombreuses sources (<aux longueurs d’onde des lumières visibles)
Les rayons X :
Pénètrent la matière (radiographies) (<aux longueurs d’onde des lumières visibles)
Les rayons γ (gamma) :
Produits au cours de certains désintégrations radioactives. (<aux longueurs d’onde des lumières visibles)
Qu’est-ce qu’un spectre ?
Un spectre est l’image du gain ou de la perte d'énergie liée à une perturbation électronique.
Intéressons-nous au rayonnement dans le visible qui est celui qui nous permet de voir et d’étudier les étoiles.
Le spectre visible comprend une nuance de 7 couleurs ; le ROUGE, l’ORANGE, le JAUNE, le VERT, le BLEU, l’INDIGO et le VIOLET.
Nous avons vu précédemment l’origine de l’émission de particules à partir d’un atome excité.
Dans le cas d’un gaz chaud et dense du cœur d’une étoile, les violentes et fréquentes collisions envoient un grand nombre d'électrons à différents niveaux d’énergie.
Une multitude d’atomes sont concernés, ce qui produit un spectre à large bande où toutes les raies se fondent.
On dit que c’est un SPECTRE CONTINU
Dans le cas d’un gaz chaud mais moins dense que l’atmosphère d’une étoile, les collisions entre atomes sont moins nombreuses et ne provoquent que des transitions électroniques vers un niveau d’énergie défini.
Puis, tandis que l’atome se désexcite, il y a émission de photons d’une longueur d’onde correspondant à la différence d’énergie entre les deux niveaux.
Les atomes d’un corps donné créent alors un SPECTRE D’ÉMISSION.
Quand la lumière émise par l’intérieur chaud d’une étoile traverse l’enveloppe gazeuse froide qui l’entoure, une partie des photons est absorbée par les électrons, qui effectuent des transitions bien définies.
Ce mécanisme engendre des raies sombres dans le spectre continu, à des longueurs d’ondes correspondant aux couples de niveaux d’énergie concernés.
On parle alors de SPECTRE D’ABSORPTION.
NATURE DES COMPOSANTS DE L’OBJET
Comme nous l’avons vu précédemment, chaque atome possède ses propres niveaux d’énergie et par conséquent sa propre série de raies d’émission ou d’absorption.
C’est donc cette carte de visite qui nous permet, après décryptage d’un spectre reçu, de connaître les différents composants ayant modifié le spectre original qui est un spectre connu.
VITESSE PAR RAPPORT A L’OBSERVATEUR
Le décalage en fréquence des raies par rapport à celles obtenues en laboratoire nous transmet l’information de rapprochement ou d’éloignement de l’objet par rapport à nous.
VITESSE DE ROTATION DE L’OBJET
Le mouvement de rotation propre de l’objet induit, à cause de l’effet DOPPLER, des élargissements plus ou moins importants des raies du spectre.
TEMPÉRATURE DE L’OBJET
La mesure de la longueur d’onde du pic le plus émissif nous donne la couleur dominante de l’objet mais nous permet aussi de déterminer sa température
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DENSITÉ DE L’OBJET
La pression a pour effet d’élargir les raies du fait des fréquentes collisions atomiques induites qui estompent les délimitations entre les niveaux d’énergie.
MESURE DU CHAMP MAGNÉTIQUE
En fonction de l’intensité du champ magnétique de l’objet, il y a dédoublement des raies spectrales.
L’amplitude de ce dédoublement augmente avec l’augmentation de l’intensité du champ magnétique.
Le prisme reste un moyen classique pour observer la décomposition de la lumière. Mais les astronomes amateurs préfèrent utiliser les réseaux (surfaces planes, finement striées : plusieurs centaines de traits par millimètre). Certains sont utilisés en réflexion ( la lumière est dispersée après avoir subit une réflexion : reflet d’un CD par exemple) ; d’autres sont traversés par la lumière (réseaux en transmission) , nous avons utilisé ces derniers au cours de l’atelier.
La réalisation d’un spectroscope pour l’Astroclub fut lancée dès le départ dans un but pédagogique ; en effet comment mieux comprendre le fonctionnement d’un appareil sinon en le construisant de ses propres mains.
Il faut bien avouer que le mérite revient surtout à Yves (le Président du Club) qui a fait les recherches documentaires et qui a suivi nos premières tentatives (peu concluantes) avant de réaliser lui-même le spectroscope « maison » utilisé lors de l’atelier.
Le principe reste simple et reprend pour beaucoup l’expérience faite pendant le rassemblement et schématisée ci-dessous : un projecteur envoie une lumière incandescente qui passe par une fente afin de ne conserver qu’une mince source lumineuse qui est diffractée par le réseau, les ordres du spectre (ordre 1 et ordre-1) de cette lumière apparaissent alors sur l’écran respectivement placés à droite et à gauche de la lumière blanche de la fente.
Comment réaliser un spectroscope ?
La réalisation du spectroscope dépend surtout de l’usage que l’on veut en faire. S’il s’agit seulement d’observer différentes sources lumineuses à l’œil nu , le montage se limite à faire passer la lumière à travers une fente, puis un réseau, l’œil servant directement d’écran.
Si l’on souhaite comparer des objets en étudiant leur spectre, on emploiera logiquement un appareillage plus pointu.
Le choix du club fut de réaliser, sans prétention, un appareil utilisable par tous (voire réalisable par tous) et permettant de s’essayer à cette science fondamentale en astronomie qu’est la spectroscopie. Pour ce faire, il fut décidé d’adapter une petite caméra (type webcam) qui permet non seulement de projeter le spectre sur écran par vidéo projecteur, mais aussi d’affiner le réglage des raies grâce au logiciel qui lui est associé.
Orientation du réseau et ordre du spectre
Si le faisceau lumineux est normal au plan du réseau, suite au phénomène de diffraction, l'intensité lumineuse sera maximale dans les directions faisant avec la normale au plan du réseau un angle a tel que :
sin a = k * l * n
avec k l'ordre du spectre (1, -1, ....), n le nombre de traits par unité de longueur et l la longueur d'onde que l'on veut observer.
A partir de cette équation, nous pouvons déterminer l'étendue du spectre visible en fonction du type de réseau utilisé. Bien entendu, selon le type d'étude que nous désirons effectuer, spectre complet ou partiel, nous utiliserons un type de réseau différent. Mais, la visualisation complète d'un spectre entraînera une baisse du pouvoir séparateur.
De plus, dans le cas de notre spectrographe, nous pourrons positionner angulairement notre module d'acquisition en fonction de l'ordre du spectre recherché.
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Bloc avant |
Socle bloc arrière |
Bloc arrière |
Fente | Objectif | Réseau (530 traits /mm) |
Spectroscope installé sur pied | Caméra |
Quelques exemples d’étude concrets.
Nous avons choisi de montrer quatre types spectraux de lumière artificielle (l’atelier étant organisé dans des locaux fermés) en fonction des points communs et des différences qu’ils pouvaient avoir entre eux.
Le premier , celui d’une lampe à incandescence, permit de voir un spectre continu très semblable à celui du Soleil. Le public pouvait alors le comparer aux photos de spectre solaire grâce à la projection de l’image captée par la caméra mais également grâce aux spectroscopes distribués individuellement.
Spectre lampe à incandescence du commerce
Spectre solaire
Le deuxième , celui d’une lampe à économie d’énergie à base de mercure laissait apercevoir les raies d’émission propre à cet élément chimique comme chacun a pu le voir sur le tableau de référence.
Spectre lampe à économie d'énergie du commerce
Le troisième, celui d’une lampe au mercure était très semblable au précédent, il différait de part son intensité et son nombre de raies.
Le dernier, celui d’un néon, se présentait très différemment et montrait bien que le spectre était complètement lié aux éléments chimiques qui compose sa source de lumière.
Tableau de référence
Élément chimique |
Longueurs d’onde l en nm de certaines raies caractéristiques |
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Hydrogène |
H |
410,3 |
434,2 |
484,1 |
556,3 |
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Sodium |
Na |
589,0 |
589,6 |
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Magnésium |
Mg |
470,3 |
516,7 |
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Calcium |
Ca |
396,8 |
422,7 |
458,2 |
526,2 |
527,0 |
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Fer |
Fe |
438,3 |
489,1 |
491,9 |
495,7 |
532,8 |
537,1 |
539,7 |
Titane |
Ti |
466,8 |
469,1 |
498,2 |
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Manganèse |
Mn |
403,6 |
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Nickel |
Ni |
508,0 |
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Les limites de la spectrométrie
Dès 1932, Jan Oort découvre une anomalie dans le mouvement des astres de notre Voie Lactée. Plus tard, l'étude de la Galaxie d'Andromède , M31, puis, des amas de galaxies met à jour le problème d'une "matière manquante", mais les données recueillies ne suffisent pas pour que la communauté scientifique se penche sur ce nouveau questionnement.
Il faut attendre la décennie 70 et des instruments plus performants pour que de nouvelles observations du mouvement de rotation des galaxies soient entreprises. On découvre alors que si l'on se réfère aux lois de gravitation, la masse (qui doit rester proportionnelle à la distance du centre galactique) est supérieure à ce que la luminosité des galaxies ne le laisse voir.
Les recherches antécédentes sont reprises et l'idée d'une matière noire ou dark matter est acceptée.
à suivre...