La spectroscopie - Le Repaire des Sciences

S. Bourdreux – Initiation à l’astronomie
La spectroscopie
Partie 1 : Un peu d’histoire
En 1801, le physicien Thomas Young démontre clairement que la lumière se propage comme une onde,
c'est-à-dire un peu comme une succession de vagues et de creux à la surface de l'eau. L'idée n'est pourtant
pas nouvelle puisque le physicien hollandais Christiaan Huygens l'avait proposée à l'époque de Newton
(1678). Cependant, Young observe les motifs créés par le passage d'un faisceau lumineux à travers des
fentes et, grâce à cette expérience, il parvient à convaincre la communauté scientifique de son époque de
la nature ondulatoire de la lumière.
Fait étonnant, Young arrive même à estimer la longueur d'onde des lumières rouge et violette, c'est-à-dire
la distance entre deux crêtes ou deux creux de vagues successifs. Pour la lumière rouge, il obtient 7
millièmes de millimètres et pour la violette, 4 millièmes de millimètres. De ces mesures et à la lueur des
travaux de Newton, il apparaît donc que la lumière de grande longueur d'onde est moins déviée que celle
de courte longueur d'onde.
À la même époque, vers 1802, le chimiste britannique William Hyde Wollaston remarque un fait
surprenant : le spectre de la lumière solaire n'est pas continu. En effet, de nombreuses raies noires
entrecoupent les couleurs du spectre. Malheureusement, il n'y porte pas une grande attention et aucune
tentative n'est avancée pour expliquer leur présence.
Quelques années plus tard, en 1814, l'opticien
allemand Josef von Fraunhofer remarque les
mêmes raies noires dans le spectre de la
lumière solaire. Ignorant leur signification, il
se met quant même à mesurer leurs positions
et en catalogue 324.
En 1859, le chimiste allemand Robert Wilhelm Bunsen (qui améliora et popularisa le brûleur qui porte
son nom) utilise un moyen d'analyse plutôt original : il introduit des sels minéraux dans la flamme de son
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brûleur et observe les couleurs générées par le gaz produit. Il parvient ainsi à déduire si un constituant est
présent ou non dans un minéral en observant la couleur qui, selon lui, le caractérise.
Gustav Robert Kirchhoff, un physicien allemand et ami de Bunsen, propose plutôt de disperser la lumière
produite par le gaz avec un prisme de façon à générer un spectre. Les deux chercheurs font alors une
découverte majeure : ils constatent que chaque élément chimique génère une série de raies spectrales qui
le caractérise de façon unique, comme une empreinte digitale.
Une nouvelle technique analytique, la spectroscopie, vient ainsi d'être inventée et, grâce à elle, plusieurs
nouveaux éléments chimiques sont découverts dans les années qui suivent.
S'intéressant alors au spectre de la lumière solaire, Kirchhoff constate que les raies noires de Fraunhofer
correspondent exactement à des raies brillantes émises par certains éléments chimiques. Il comprend alors
que la lumière blanche produite depuis la surface chaude du Soleil est en partie absorbée par certains
éléments chimiques présents dans son atmosphère qui elle, est plus froide, ce qui génère les raies noires.
Poussant plus loin ses recherches, Kirchhoff déduit qu'il existe trois types de spectres :
Le spectre continu, produit par un solide ou un gaz chaud et opaque ; c'est un spectre composé d'un
étalement de couleur continu allant du rouge au violet. C'est le cas d'un fer chauffé à blanc ou de la
surface d'étoiles ayant très peu ou pas d'atmosphère, comme certaines naines blanches ou les restes de
supernovae (pulsars).
Le spectre d'émission, produit par tout gaz chaud et transparent ; c'est un spectre composé de raies étroites
et brillantes de lumière sur un fond noir, lesquelles sont caractéristiques des éléments chimiques contenus
dans le gaz. C'est le cas d'un gaz produit par un brûleur ou d'une nébuleuse, par exemple. Une nébuleuse
n'est en effet rien de moins qu'un nuage plus ou moins chaud de gaz et de poussières.
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On distingue toutefois les nébuleuses diffuses (ou régions HII, poches de gaz contenant principalement de
l’hydrogène ionisé) et les nébuleuses planétaires (issues de la fin de vie d’une étoile)
Messier 42, la célèbre nébuleuse diffuse de la constellation d’Orion
Messier 17, la nébuleuse diffuse Oméga dans la constellation
du Sagittaire
NGC 7293, la nébuleuse Helix, est une magnifique
nébuleuse planétaire à 650 a.l. de nous (c’est la plus
proche), dans la constellation zodiacale du Verseau.
Le spectre d'absorption, où un gaz froid et transparent absorbe une partie de la lumière émise par une
source chaude émettant un spectre continu, ce qui produit dans ce dernier une série de raies noires
caractéristiques des éléments chimiques présents dans le gaz froid.
Certaines nébuleuses, dites à absorption, présentent ce type de spectre. C’est le cas de Barnard 33, la
nébuleuse de la Tête de Cheval, dans la constellation d’Orion.
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La nébuleuse obscure de la Tête de Cheval est constituée
d’une poche de gaz qui absorbe l’essentiel du rayonnement
d’une nébuleuse en émission, rougeâtre, située en arrière-plan
(nébuleuse IC434).
Grâce à ces découvertes, Kirchhoff ouvre toutes grandes les portes de la spectroscopie à l'astronomie.
Pour leur plus grand bonheur, les astronomes sont désormais capables de connaître la composition
chimique des étoiles et des nébuleuses et même, en mesurant l'intensité des différentes raies spectrales et
en employant quelques notions de physique, d'en déterminer la température, la distance, la vitesse et l'âge.
Ainsi, la lumière nous permet donc en quelque sorte de « toucher aux étoiles », chose que plusieurs
pensaient impossible compte tenu des distances qui nous en séparent.
Un problème demeure cependant sans réponse pour Kirchhoff : il n'arrive pas à expliquer comment la
matière peut émettre ou absorber de la lumière. D'autres chercheurs parviendront à résoudre l'énigme une
cinquantaine d'années plus tard.
Partie 2 : Quand la matière produit de la lumière
Tout matériau, lorsqu'il est chaud, a tendance à émettre de la lumière. On peut facilement s'en rendre
compte de nos jours avec l'élément d'une cuisinière, le filament de métal d'une ampoule électrique ou le
Soleil, par exemple.
Spectre d’un ampoule à filament de tungstène (ampoule à
incandescence)
Spectre d’une ampoule à économie d’énergie… A quoi
correspondent ces zones sombres ?
Plus le corps est chauffé, et plus le spectre obtenu s’enrichit de couleurs violettes.
température
croissante
À la fin des années 1800, les scientifiques observent également le phénomène en chauffant des substances
dans leurs laboratoires, mais ignorent comment l'expliquer. Ils savent néanmoins décomposer la lumière
émise par un gaz en un spectre dont les raies sont caractéristiques des éléments chimiques qu'il contient.
En 1859, le physicien allemand Gustav Robert Kirchhoff baptise d'ailleurs ce type de spectre, « spectre
d'émission ».
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Plusieurs chercheurs vont tenter d'expliquer comment de la matière peut générer un
spectre d'émission mais sans succès. C'est en 1900 que le physicien allemand Max
Planck va fournir une partie de la réponse.
Planck constate d'abord qu'en utilisant la physique de l'époque, il est impossible de venir
à bout du problème. Il élabore alors une théorie révolutionnaire qui va marquer rien de
moins que le début de la physique moderne et la fin de la physique qui l'a jusqu'alors
précédée.
Dans sa théorie, Planck affirme que la lumière ne peut être émise que par petits paquets
d'énergie qu'il nomme « quanta » et qu'on rebaptisera un peu plus tard « photons ». Une
telle proposition est contraire à tout ce que l'on sait de la lumière à l'époque.
En effet, la lumière est alors considérée comme une forme d'énergie continue qui se propage sous
l'apparence d'une onde électromagnétique et non comme une forme d'énergie discontinue, telle que le
suppose l'existence des photons (qui sont des particules).
Entre alors en scène le physicien allemand Albert Einstein ; nous
sommes en 1905. Non seulement donne-t-il raison à Planck, mais il va
plus loin : il propose qu'en plus de se comporter à l'occasion comme
une particule (un photon), la lumière garde un caractère ondulatoire et
qu'il faut véritablement la considérer à la fois comme une particule et
comme une onde.
De plus, Einstein établit que l'énergie d'un photon est reliée à la
longueur d'onde de sa radiation. Ainsi, selon lui, les ondes ayant de
grandes longueurs d'onde (comme la lumière rouge) transportent peu
d'énergie, tandis que celles qui ont de courtes longueurs d'onde (comme
la lumière violette) véhiculent plus d'énergie.
En 1913, le physicien danois Niels Henrik David Bohr intègre
les avancées de Planck et Einstein à son nouveau modèle de
l'atome et explique comment la matière peut émettre de la
lumière sous forme de particules. Selon Bohr, l'atome est fait
d'électrons chargés négativement qui orbitent autour d'un
noyau chargé positivement. Cependant, les orbitales des
électrons sont situées à des distances bien spécifiques du
noyau.
L'électron se trouvant sur une orbite proche du noyau a
relativement peu d'énergie; il est en effet solidement retenu
par le noyau positif qui l'attire. On devra donc lui fournir
beaucoup d'énergie pour le faire passer à une orbitale
supérieure. L'électron qui occupe une position éloignée a
quant à lui beaucoup d'énergie car, pour demeurer en orbite,
il doit compenser pour la grande distance le séparant du
noyau qui cherche à exercer sur lui sa force d'attraction. On
devra donc lui fournir peu d'énergie pour le faire passer à une
orbitale supérieure.
D'après Bohr, lorsqu'un corps est chauffé, certains de ses
électrons absorbent de l'énergie et ont tendance à passer
rapidement d'une orbitale rapprochée à une orbitale plus
éloignée du noyau atomique. Chaque électron revient ensuite
de lui-même à son orbitale d'origine, située proche du noyau,
en réduisant son contenu en énergie de façon à le faire
correspondre exactement à celui de son orbitale d'origine.
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Bohr propose que c'est sous la forme de petits « paquets d'énergie » tels que décrits par Planck et Einstein,
c'est-à-dire sous la forme de photons et donc de lumière, qu'un électron se débarrasse de son surplus
d'énergie.
Comme chaque élément chimique possède un noyau atomique de charge positive distincte, les orbitales
de ses électrons ont par conséquent toutes des contenus énergiques différents. En passant d'une orbitale
éloignée à une orbitale plus rapprochée, l'électron d'un élément chimique donné émet un photon qui lui
est caractéristique et dont l'énergie correspond à la longueur d'onde de la lumière observée dans son
spectre d'émission.
Compte tenu du fait que plusieurs sauts d'orbitales sont possibles au sein d'un atome, chaque élément
chimique possède son propre spectre de raies d'émission qui lui est unique.
La figure suivante montre le spectre d'émission de quelques éléments chimiques. Il est facile de constater
que tous ont des raies d'émission qui leur sont caractéristiques, comme un code-barre ou une empreinte
digitale.
Partie 3 : Quand la matière absorbe de la lumière
La matière peut émettre de la lumière. Le contraire est également vrai : la matière peut absorber de la
lumière. En astronomie, c'est souvent le cas lorsque de la lumière blanche, peu importe sa source (ce peut
être la surface du Soleil ou d'une étoile quelconque), traverse un mince nuage de gaz ou de poussière.
Ainsi, au lieu de voir un spectre continu allant du rouge au violet, les astronomes observent un spectre
auquel il manque plusieurs raies de couleur ; des raies sombres prenant leurs places.
C'est vers 1802 que le chimiste britannique William Hyde Wollaston remarque
pour la première fois que le Soleil est dans cette situation. Le spectre solaire est,
en effet, discontinu et de nombreuses raies noires entrecoupent l'étalement de ses
couleurs. Wollaston ignore cependant pourquoi il en est ainsi.
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En 1814, l'opticien allemand Josef von Fraunhofer remarque aussi les mêmes raies noires dans le spectre
de la lumière solaire. Ignorant leur signification, il se met quand même à mesurer leurs positions et en
catalogue 324.
Ce n'est qu'en 1859 que le physicien allemand Gustav Robert Kirchhoff comprend que les raies noires de
Fraunhofer correspondent exactement à des raies brillantes émises par certains éléments chimiques. Selon
lui, les raies noires sont dues à des éléments chimiques spécifiques qui, présents dans l'atmosphère du
Soleil, absorbent certaines raies spectrales émises depuis sa surface.
Kirchhoff appelle ce genre de spectre un « spectre d'absorption ». Malheureusement, il ne comprend pas
comment la matière peut absorber de telles raies spectrales.
En 1860, l'astronome italien Giovanni Battista Donati a l'idée de coupler un spectroscope à son télescope.
Il étudie les spectres d'une quinzaine d'étoiles et publie ses résultats en 1863. Il est suivi en 1862 par
l'astronome amateur britannique William Huggins, l'astronome américain Lewis Morris Rutherfurd et
l'astronome italien Angelo Secchi qui travaillent indépendamment sur le Soleil, les planètes, la Lune et les
étoiles.
Ces chercheurs sont les premiers à extraire de l'information à partir de la lumière émise depuis des étoiles,
ce qui constitue une révolution en soi. Ils sont rapidement suivis par d'autres astronomes et l'étude des
spectres d'émission devient la branche d'étude principale de l'astronomie. Malgré ces progrès,
l'explication de l'absorption de lumière par la matière est toujours manquante.
La réponse nous parvient en 1913 du physicien danois Niels Henrik
David Bohr. Bohr crée un nouveau modèle atomique dans lequel
l'atome est fait d'électrons négatifs qui occupent des orbitales bien
spécifiques autour d'un noyau positif.
Selon lui, au fur et à mesure qu'un électron occupe des orbitales de plus en plus éloignées du noyau, son
contenu en énergie devient de plus en plus élevé car, pour demeurer en orbite, il doit compenser pour la
distance de plus en plus grande le séparant du noyau qui l'attire.
Ainsi, lorsqu'un corps froid est chauffé, certains de ses
électrons ont tendance à passer d'une orbitale rapprochée
du noyau (et peu énergétique) à une orbitale plus
éloignée (et plus énergétique). Pour y arriver, chaque
électron doit augmenter son contenu en énergie de façon
à le faire correspondre exactement à celui de l'orbitale
qu'il va occuper.
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Bohr propose que c'est sous la forme de petits « paquets d'énergie » tels que décrits par Planck et Einstein,
c'est-à-dire sous la forme de photons et donc de particules de lumière, qu'un électron absorbe son surplus
d'énergie.
Une telle situation se rencontre dans l'espace lorsque la lumière émise depuis la surface d'une étoile
(comme le Soleil) traverse les gaz de l'atmosphère plus froide qui la surplombe. L'atmosphère absorbe en
effet une partie de la lumière blanche émise depuis l'étoile, ce qui produit un spectre de couleurs marqué
de raies noires ou d'absorption, qui sont caractéristiques des éléments chimiques présents dans les gaz.
L'étude du spectre d'une étoile nous renseigne donc sur la composition chimique de son atmosphère…
Partie 4 : Application à l’astrophysique
L’étude du spectre des étoiles permet donc d’obtenir des informations précieuses sur la température et la
composition de leur photosphère (couches externes traversées par le rayonnement de cœur). Les diverses
populations stellaires peuvent être rassemblées en groupes ou types spectraux par l’analyse de leur
spectre.
type spectral
étoile
Classe
température
couleur
raies d'absorption
O
> 25 000 K
bleue
B
10 000 - 25 000 K
bleue-blanche
A
7 500 - 10 000 K
blanche
F
6 000 - 7 500 K
jaune-blanche
G
5 000 - 6 000 K
jaune
K
3 500 - 5 000 K
jaune-orange
métaux et oxyde de titane
M
< 3 500 K
rouge
métaux et oxyde de titane
azote, carbone, hélium et oxygène
hélium, hydrogène
hydrogène
métaux: fer, titane, calcium, strontium et magnésium
calcium, hélium, hydrogène et métaux
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On ajoute à cette classification (dite classification de Harvard) un chiffre indiquant la température de
l’étoile dans la classe (0 pour les moins chaudes à 9 pour les plus chaudes), ainsi qu’un chiffre romain
pour indiquer le stade de l’évolution stellaire.
Le Soleil est une étoile de type G2-V : c’est une étoile naine jaune située sur la séquence principale du
diagramme de Hertzsprung-Russel.
Spectre du Soleil dans le domaine visible
Le diagramme de Hertzsprung-Russel (HR) recense les
étoiles en fonction de leur magnitude absolue visible MV
(magnitude apparente de l’objet s’il était placé à 10 parsecs)
et de leur indice de couleur B-V (différence de magnitude
apparente entre la bande spectrale Bleue-436 nm et Visible545 nm).
Sur ce diagramme apparaît également la classification de
Harvard de façon assez naturelle.