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Nos outils pour sonder l'univers

La spectroscopie (IV)

En 1666, au cours d’une expérience d'optique qu’il qualifiera ultérieurement de “cruciale”, Newton découvrit le spectre de la lumière en jouant avec un prisme dans une chambre obscurcie. Bien que son expérience sera critiqué par le clergé romain jusqu’au début du XVIIIe siècle pour ses conséquences théologiques (la lumière blanche n'était pas pure, immaculée, mais composite), Newton avait la certitude de détenir la démonstration d’une parmi la multitude des influences divines.

Expert en mathématiques et fier de dire qu’il ne faisait jamais d’hypothèses, en 1672 Newton[8] écrivit au Secrétaire de la Royal Society, Henry Oldenburg, un commentaire qui s’avéra prémonitoire : “C’est une découverte (scientifique) qui m’a amené à faire ledit télescope et dont je ne doute pas qu’elle se montrera plus profitable que la communication de cet instrument, étant à mon jugement la plus étrange sinon la plus importante révélation faite à ce jour des opérations de la Nature”. Trois semaines plus tard il révéla sa découverte : c’était la théorie de la lumière.

Les différents types de spectres de Fraunhofer : continu et similaire à l'arc-en-ciel, d'émission lorsque la lumière traverse un gaz chaud et d'absorption lorsque la lumière traverse un gaz froid. Document T.Lombry.

Grâce à ses expériences, Newton comprit que la lumière blanche, telle celle qui nous vient du Soleil était composée de plusieurs radiations. Parmi celles-ci nous connaissons le spectre visible qui offre les couleurs caractéristiques de l'arc-en-ciel. Une lumière isolée ou radiation monochromatique se caractérise par sa longueur d'onde ou sa fréquence, sa période et son amplitude. Nous savons aussi que ces radiations lumineuses transportent de l'énergie, rappelez-vous vos coups de soleil ! La physique quantique nous apprend qu'une radiation monochromatique transporte cette énergie par quanta, petites particules appelées photons. Paradoxalement dans certaines conditions la lumière se propage telle une onde.

C'est William Wollaston qui découvrit en 1802 que le spectre du Soleil n'apparaissait pas comme une bande colorée continue comme l'avait découvert Newton, mais qu'il était sillonné de raies sombres superposées au spectre continu. C'est à l'opticien allemand Joseph von Fraunhofer que nous devons la première analyse spectrale en 1811.

Quatre ans plus tard Joseph von Fraunhofer expliqua l'origine des raies sombres et leur présente en des endroits bien précis du spectre du Soleil, des étoiles et de la Lune. Ce phénomène était provoqué par l'absorption sélective de la lumière lorsqu'elle passait d'un milieu dans un autre.

En 1842, le mathématicien allemand Christian Doppler précisa que l'onde émise par une source était liée à sa vitesse, mais c'est Sir W.Huggins qui réussit à le démontrer en 1868. Il apporta également la preuve que les raies présentent dans le spectre des autres étoiles correspondaient à celles émises par des substances terrestres, démontrant que les étoiles étaient faites de la même matière que les corps ordinaires et ne pas d'une substance exotique. Ses découvertes ouvrirent la voie à la spectroscopie moderne.

A consulter : Spectre du Soleil en haute-résolution entre 300-1000 nm, J.-M.Malherbe/CNRS

Spectre du Soleil en haute-résolution et en couleur (5 MB), J.-M.Malherbe/CNRS

Le spectre d'absorption du Soleil en basse résolution. Dans la version en haute résolution (voir ci-dessus), on y décompte plus de 26000 raies ! Document Obs.Paris.

En 1859, les Allemands Kirchhoff et Bunsen inventèrent le spectroscope, ce qui permit aux physiciens d'établir avec une très grande précision la longueur d'onde (la raie) émise par tous les atomes dans leurs différents états d'excitation.

C'est le jésuite Angelo Secchi de l'Observatoire du Vatican qui utilisa pour la première fois un prisme pour analyser la lumière des étoiles et les classifia en fonction de leur couleur. Aujourd'hui, grâce au spectroscope les astronomes sont parvenus à identifier quelque 26000 raies dans le spectre du Soleil appartenant à 61 éléments chimiques parmi lesquels l'hydrogène, l'hélium, le calcium et le fer.

Chaque raie spectrale correspond au passage de l'état d'énergie d'un atome dans un autre moins élevé. Ces raies concernent les atomes mais également les nombreuses molécules. On connaît en particulier les relations qui existent entre les raies et l'état physique des corps qui les émettent. De la sorte, en présence d'un corps inconnu et inaccessible, on peut recueillir sa lumière, la faire tomber sur un prisme ou un réseau de diffraction préalablement étalonné et d'après les caractéristiques spectrales (position, intensité, largeur, etc.) déterminer l'état physique et la température du corps analysé.

Base de l'astrophysique et outil indispensable de l'analyse du ciel profond, la spectroscopie a permis aux astronomes d'identifier chaque objet du ciel par la simple analyse de son spectre. Ainsi, un spectre uniformément coloré, dit spectre continu, permet de connaître la température et la densité d'une étoile. Si le spectre est cannelé de raies sombres, l'astronome peut en déduire que certains éléments sont présents dans l'étoile, chacun étant caractérisé par une raie bien déterminée propre à l'état de vibration ou de rotation des éléments. De leur emplacement dans le spectre, il peut déterminer la vitesse de l'objet. Enfin, l'étude d'une raie prise isolément renseigne l'astronome sur la température, la pression et les mouvements de l'atmosphère de cet astre.

A gauche, le grisme (un réseau de diffraction fixé entre deux prismes) utilisé dans le spectrographe VIMOS du VLT et sa monture. A droite, la première image de spectres en haute résolution obtenus en 2002 avec le VIMOS. Il s'agit d'un champ de 221 galaxies. La durée d'exposition est de 900 secondes. A gauche, l'image intégrale en mode MOS (Multi-Object-Spectroscopy), à droite une vue détaillée de la partie située un peu au-dessus à gauche du centre. Ce type de spectre permet d'identifier la nature du gaz et des étoiles dans chacune des galaxies et de déterminer la distance de chaque galaxie avec précision. Documents ESO.

Si aujourd'hui le principe du spectroscope ou du spectrographe n'a pas changé depuis son invention, les ingénieurs ont imaginé de multiples variantes afin d'accélérer et d'optimiser leur travail. Les deux grandes inventions dans ce domaine sont le spectrographe à corrélation et le spectrographe à champ intégral dont voici une courte présentation par l'Académie de Nice.

Bien entendu la spectroscopie est très sensible aux conditions atmosphériques dont la turbulence et le voile engendré par la lumière du ciel nocturne. On y reviendra à propos du choix d'un site d'observation astronomique. Tout comme l'astronomie ultraviolette, cette technique ne sera réellement performante que dans l'espace, à condition d'utiliser des spectrographes à haute résolution (ce qui n'est pas le cas du Télescope Spatial Hubble).

Méthode de calcul du décalage Doppler

Grâce aux grands télescopes de la classe VLT ou Keck, un astronome peut déterminer le décalage Doppler d'objets situés jusqu'à environ 13 milliards d'années-lumière soit z ≈ 7. Au-delà, les objets sont tellement faibles et petits que les astronomes ont dû déployer des trésors d'ingéniosité pour obtenir des spectres exploitables.

Chacun a déjà entendu parlé de galaxies ayant battu le record de distance, d'abord à z8, puis z10, puis z11, etc. On y reviendra dans l'article consacré aux galaxies les plus lointaines. Derrière l'annonce à chaque fois très médiatisée se cache une réalité plus subtile.

1. Spectrographe HR

Il existe deux méthodes pour déterminer le décalage Doppler d'une galaxie lointaine (z > 7). La première et la plus précise appelée le redshift spectroscopique est basée sur la position des raies spectrales observées en haute résolution, par exemple grâce au spectrographe intégral VIMOS du VLT de 8.2 m ou celui du Keck de 10 m. La méthode la plus courante utilise un spectrographe à fente dont le masque est percé de minuscules trous correspondant chacun à la position exacte d'une galaxie. L'inconvénient est que la résolution reste tributaire des conditions d'observation même si elle reste la plus précise.

Comme l'explique cette documentation technique (PDF), l'instrument VIMOS du VLT fonctionne entre 370 et 1015 nm. Chacun des quatre bras est équipé 6 grismes (un réseau de diffraction fixé entre deux prismes) reliés à une caméra CCD de 8K, offrant une dispersion atteignant au mieux 0.6 Å/pixel dans l'infrarouge. La résolution maximale est de 3100 en infrarouge, soit 20 fois supérieure aux spectrographes basse résolution.

A voir : NIRSpec Ligh Path, JWST

Traujectoire des rayons lumineux dans le spectrographe NIRSPec du télescope JWST

A gauche, le spectrographe NIRSpec en cours de montage chez Astrium en 2011 qui sera installé sur le télescope spatial JWST et fonctionnera à -233°C pour protéger les sources émettant dans l'infrarouge. Vu l'exiguïté du télescope et le cahier des charges, l'apparente complexité du NIRSPec n'est pas que virtuelle (voir la vidéo ci-dessus illustrant le trajet des rayons lumineux). A droite, test du NIRSpec sur un champ stellaire. Documents EADS Astrium Photo et ESA.

2. Spectrographe LR

L'alternative consiste à calculer le décalage Doppler au moyen du grisme sans fente embarqué à bord d'Hubble. Mais ce système produit des spectres à très faible résolution (R ~ 70 à 130 entre 300 et 1400 nm) et lorsqu'on l'utilise pour le ciel profond, tous les spectres se chevauchent et les astronomes doivent consentir de gros efforts pour extraire les signaux du bruit de fond.

Des études réalisées par Gabriel Brammer et al. et R.Bouwens et al. dans le cadre du programme UDF d'Hubble utilisant les caméras WFC3 et ACS qui nous ont permis d'obtenir des images très détaillées du ciel profond, ont montré qu'au-delà de z=10, la détection des raies au moyen d'un grisme basse résolution devient problématique, même avec des temps d'exposition de 40.5 ks soit 11.25 heures.

Les résultats étant entâchés d'une grande incertitude, la majorité des astronomes considèrent que les valeurs obtenues par cette technique sont peu fiables (c'est par exemple le cas de GN-z11 découverte en 2016) et que le verdict final ne peut provenir que d'un spectre en haute résolution.

Exemple de spectres obtenus avec le grisme objectif du Télescope Spatial Hubble. Documents NASA/ESA/STScI et Gabriel B.Brammer et al. (2012).

3. Photométrie

Enfin, quand les raies ne sont pas visibles car noyées dans le bruit de fond, les astronomes utilisent le redshift "photométrique" basé sur la couleur de la galaxie. Toutefois, le décalage Doppler ainsi calculé est beaucoup moins précis que la méthode spectroscopique, avec des valeurs de z variant jusqu'à 20% sinon davantage, entraînant des marges d'erreurs pouvant dépasser 150 Mpc soit plus d'un demi-milliard d'années-lumière. C'est par exezmple le cas de MACS0647-JD découverte en 2013. Cette méthode n'est jamais utilisée à "courte distance", car la brillance des objets est suffisante pour y déceler des raies.

Comme Richard Ellis du Caltech (et actuellement à l'ESO) me le précisait à propos des redshift "photométriques", "mes collègues et moi ne sommes pas convaincus que le rapport signal/bruit de ce type de spectre est suffisant pour être à l'abri de toute critique". Du fait que les décalage Doppler obtenus par cette méthode sont imprécis, aucun institut de recherche (NASA, ESO, NOAO, etc) ne cautionne les "records" de distances établis de cette manière qui ne sont donc pas repris dans les publications adressées au public. Mais cela n'empêche pas les chercheurs et notamment Ellis de publier des articles scientifiques basés sur ces valeurs, faute de mesures plus précises.

Les modèles théoriques

Mis à part les télescopes optiques équipés de leurs détecteurs et autres spectrographes, pour mener à bien leurs recherches, les astronomes ont également besoin d'outils théoriques, en particulier de modèles et de fonctions statistiques. En effet, le problème pour un astronome n'est pas seulement de pouvoir observer les objets les plus éloignés de l'Univers pour préciser son évolution mais surtout de pouvoir déterminer leurs paramètres et notamment calculer leur distance, leur luminosité, leur taille, et si possible leur nature.

Spectre du coeur de la galaxie NGC 253 obtenu par ALMA.

La détermination de la distance des galaxies est le passage obligé pour étudier leurs propriétés physiques et statistiques. On doit la connaître pour calculer la luminosité des galaxies et leur taille linéaire qui varient comme on le sait en fonction de la distance. Elle est également nécessaire pour déterminer la distribution des galaxies dans l'univers à différentes époques. Bref, cette fameuse distance intervient dans quantité de formules, de fonctions statistiques et de modèles.

A courte et moyenne distances on peut facilement calculer cette grandeur par comparaison à partir des "échelles standards", des étalons connus depuis des décennies comme la variabilité des Céphéïdes, l'éclat des supernovae de Type Ia, la vitesse de rotation des galaxies spirales (à partir de la largeur de la raie de l'hydrogène HI à 21 cm), la vitesse de dispersion des étoiles dans les galaxies elliptiques ou encore de la relation de Hubble basée sur la vitesse d'expansion de l'univers, cette dernière méthode fonctionnant jusqu'au-delà de 13 milliards d'années-lumière, en fait aussi loin qu'on puisse obtenir un spectre de galaxie exploitable.

Mais pour les objets très distants, au-delà de 13 milliards d'années-lumière soit z~7, tous les astronomes passionnés par le sujet reconnaissent que cette distance est très difficile à calculer en raison de la portée limitée des instruments actuels et de la très faible luminosité de ces galaxies, parfois réduites à quelques pixels et un "glitch" sur les graphiques. De plus, il faut choisir un échantillon représentatif pour ne pas perdre son temps à analyser des astres proches ou des données qui fausseraient les analyses statistiques, tout en veillant à ce que les données ne soient pas contaminées par divers composantes qu'il faut pouvoir identifier mais qui risquent aussi d'être aussi pâles ou moins nombreuses le long de la ligne de visée, grevant le résultat d'une certains marge d'erreur qui peut dépasser 65% pour les galaxies à haut redshift et très pâles.

Malgré ces défis, les astronomes qui sont souvent doublés de compétences très pointues en mathématiques, en statistiques et parfois en programmation, ont développé des outils théoriques très puissants. Nous allons prendre trois exemples concrets d'outils les ayant aidés à réaliser des découvertes majeures ses dernières années.

A lire : Les galaxies les plus lointaines - Les découvertes récentes

A gauche, la fonction de luminosité d'un ensemble de galaxies distantes montre que pour un redshift ou distance donnée (par ex. z=4 en bleu) les galaxies pâles (côté droit du graphique, M~-16) sont jusqu'à mille fois plus nombreuses (Log N~-2) que les galaxies brillantes (côté gauche du graphique et log N~-5.8). Au centre, le relevé des redshifts dans l'amas Abell 2744 de Pandore établit en 2014. Les cercles cyan, magenta et rouges représentent les positions des objets candidats à respectivement z~6 à 7, z~8 et z~9. Les cercles verts indiquent toutes les images multiples utilisées dans le modèle pour déterminer la masse de l'amas qui est estimée à 4000 milliards de soleils. A droite, l'emplacement prédit des images multiples de l'objet HFF1CYJ1 par le modèle de masse développé par M.Ishigaki et ses collègues. Le cercle rouge mesure 0.3" de diamètre et représente la position de l'objet HFF1C-YJ1. Il comprenant deux images, HFF1C-YJ1-2 (au-dessus) et HFF1C-YJ1-3 (en-dessous). Les croix blanches indiquent la position des images HFF1C-YJ1-2 et HFF1C-YJ1-3 calculées pour z = 4, 6, 8, 10 et 12. Sans même devoir le déterminer sur base spectrale, le modèle utilisé prédit que YJ1 présente un décalage Doppler z > 6. Documents Rychard Bouwens, Masafumi Ishigaki et al./U.Tokyo.

L'une des méthodes pour déterminer la distance des galaxies est la fonction de luminosité présentée ci-dessus à gauche. Cet outil statistique mesure le nombre d'objets par intervalle de luminosité dans un volume donné. Il permet de calculer la magnitude absolue, la distance et en corollaire la luminosité des galaxies. Grâce à cet outil qui intervient dans toutes les analyses du ciel profond, on constate par exemple qu'à courtes distances et donc aux époques récentes (par exemple z<4) les galaxies sont plus grandes, plus brillantes et plus massives que dans le passé (par exemple z>7) où nous trouvons principalement des galaxies naines, quelques unes brillant malgré tout beaucoup plus que des galaxies normales situées à la même distance en raison de leur nature différente.

On peut aussi élaborer des modèles mathématiques comme le montrent les deux images présentées ci-dessus au centre et à droite des décalages Doppler prédits dans l'amas Abell 2744 de Pandore. Dans ce cas-ci, c'est un modèle développé par Masafumi Ishigaki et ses collègues de l'Université de Tokyo servant à déterminer la masse d'un amas de galaxies à partir de l'effet généré par les lentilles gravitationnelles dans le cadre du programme "Frontier Field".

Le logiciel est capable de simuler et de prédire l'emplacement des images secondaires et le décalage Doppler des galaxies sans même devoir les identifier et les mesurer ! Bien entendu, toutes ces estimations devront être vérifiées par des mesures sur chacun des candidats sélectionnés, ce qui explique que ces études peuvent rassembler plusieurs dizaines de personnes et s'étendre sur plusieurs années. L'étude en question a mobilisé 6 astronomes pendant près de 6 mois, sans parler des dizaines d'ingénieurs chargés du contrôle et de la maintenance des infrastructures.

Prochain chapitre

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[8] Lettre adressée à H.Oldenburg le 18 janvier 1672, citée in H.W.Turnbull/ J.F.Scott/ A.R.Hall/ L.Tilling, “The correspondance of Isaac Newton” (7 volumes), Cambridge University Press, 1967, Vol.I, p82.


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