|
|
|
La spectroscopie
L'étude spectrale des météores (I) Que peut-on apprendre du spectre d'un météore ? Cette technique permet de connaître la vitesse de ces particules dans notre atmosphère, le mécanisme exact du rayonnement qui suit la désintégration et leur constitution chimique. Nous sommes déjà parvenu à y déceler des traces de nombreux métauxtels que K, Ca, Mg, Na, Si, Fe, Cr, Co, Mn, Mi, ce qui correspond bien aux débris analysés au microscope. Rappel historique Historiquement c'est le 18 juin 1897 que fut photographié le premier spectre d'un météore sur une plaque de l'Observatoire d'Harvard. Mais il n'était pas prévu : son enregistrement fut obtenu accidentellement durant une étude sur les spectres stellaires. Le premier programme fructueux de spectroscopie des météores fut organisé à Moscou en 1904, mais en 1930 soit plus de 25 ans plus tard il n'existait encore que 8 spectres de météores ! En 1932, Millman enregistra les premiers spectres de météores sur des plaques sensibles au bleu. Par la suite, avec l'avènement des plaques orthochromatiques sensibilisées au jaune et au vert, puis en 1934 avec les plaques panchromatiques, la quantité de spectres obtenus par Millman augmenta en même temps que la qualité des émulsions. En 1952, on enregistra les premiers résultats dans l'infrarouge. Mais cette branche particulière de l'astronomie n'était pas encore très populaire et les applications incertaines. En 1946, il n'y a avait que 100 spectres de météores et en 1958 Millman dressa difficilement une liste de 318 spectres réalisés à travers le monde. Cette liste a toutefois servit de base pour élaborer une méthode de classification qui est encore utilisée de nos jours et dans laquelle les différents groupes sont étroitement liés par la composition chimique comme nous allons le découvrir.
La difficulté de cette étude résidait dans le fait qu'aucun résultat spectaculaire n'était obtenu parce qu'il n'y avait que quelques astrophotographes occasionnels en activité qui s'attachaient également à d'autres domaines de l'astronomie. Dans les années 1970 les professionnels s'intéressèrent enfin au sujet. La NASA finança un projet pour obtenir plus de renseignements sur la dimension des météores afin de déterminer les risques de dommages potentiels pour les vaisseaux spatiaux. En parallèle elle proposa une convention pour les risques de dommages qui seraient occasionnés par le lancement malchanceux d'un engin spatial. Le projet de la NASA s'articula autour de 21 caméras Maksutov moyen format installées en différentes stations et équipées d'optique jusque 200 mm de focale et d'un rapport d'ouverture compris entre f/0.83 et f/1.3 munies de réseau de diffraction. Le projet se poursuit et on totalise aujourd'hui plusieurs milliers de spectres bien que le Centre Langley de la NASA ne fasse plus de recherche sur les météores. Appel aux amateurs Un bon spectre de météore peut être d'une grande valeur, non seulement pour l'amateur qui a réalisé le cliché mais aussi pour le professionnel; le mécanisme de radiation qui se produit lors de la désintégration des météores n'est en effet pas totalement compris. Voyons quelles sont les activités accessibles aux amateurs dans ce domaine et comment construire un spectrographe pour étudier les météores.
Quel matériel photographique faut-il utiliser ? Ainsi que nous l'avons expliqué dans les pages consacrées aux spectroscopes, le prisme a souvent été utilisé pour obtenir des spectres. Cependant depuis quelques décennies les réseaux de diffraction sont privilégiés; ils sont beaucoup plus faciles à fixer sur une optique et donnent un spectre beaucoup plus riche, offrant une résolution et une dispersion supérieure aux prismes. Pour cette activité nous utiliserons de préférence un boîtier moyen format équipé d'un objectif dit "longue focale", par exemple l'objectif d'un photocopieur, d'une caméra aérienne ou d'une chambre photographique professionnelle. Il est très important que le champ couvert par cet objectif ne soit pas trop étroit afin de capturer la trace complète des météores qui s'étend parfois sur plus de 90°. C'est pourquoi si vous utilisez des appareils réflex de 35mm, nous vous conseillons d'utiliser des optiques de courtes focales entre 28 et 35mm f/2.8 ou f/3.5. Dans les années 1980 ans les amateurs avertis utilisaient couramment les anciens boîtiers 6x9 Bellow camera équipés d'objectifs de 105 mm et les chambres à plaques 4x5" munies d'optiques de 135 ou 200 mm acceptant le format 9x12 ou 12x18cm. Aujourd'hui les boîtier moyens-formats (6x6 Hasselblad et autre Mamyia) sont exposés dans les vitrines et les musées et se sont vus détrônés par les APN reflex, compacts et les hybrides (sans miroir) offrant une souplesse d'utilisation inégalée. L'utilisation du prisme Ainsi que nous l'avons expliqué à propos des spectroscopes utilisant des prismes objectifs, pour les amateurs préférant utiliser un prisme plutôt qu'un réseau de diffraction, notre choix se portera sur un prisme offrant un grand angle de déviation, de 60°, réalisé dans un verre dense de type Flint, mais ceux-ci sont chers. Pour un prix plus raisonnable nous pouvons trouver un compromis en utilisant un prisme en verre Crown offrant une déviation de 45°. Pour un prisme Crown, dont l'hypothénuse vaut une à deux fois le diamètre de l'objectif, nous pouvons calculer la dimension du spectre pour la lumière visible selon la longueur focale de l'optique :
Ces valeurs s'appliquent au centre du champ de réfraction car la longueur focale est légèrement plus élevée sur les bords du champ où l'optique présente en général une aberration de coma. Vu la taille des spectres, il est recommandé d'utiliser un APN équipé d'un téléobjectif d'au moins 300 mm très lumineux fixé sur une monture équatoriale (ou sur un mini-équatorial) robuste.
Comment fixer le prisme ? Ainsi que nous l'avons expliqué à propos du prisme objectif le prisme devra être suffisamment large pour couvrir complètement l'objectif de façon à ce qu'aucune image stellaire directe ne puisse tomber sur le film. A cette fin l'hypothénuse du prisme doit mesurer deux fois le diamètre de l'objectif. Ces prismes sont donc lourds et encombrants. La position du prisme est telle que la bissectrice du faisceau incident correspond avec l'angle du faisceau réfracté dans le prisme, soit environ 25° pour un prisme Crown. Pour éviter toute lumière parasite on peut placer le prisme dans une petite boîte qui sera maintenue devant l'objectif, éventuellement accompagnée d'une résistance pour éviter la formation de buée durant la nuit. Nous devons aussi veiller à l'angle que forme le rayon incident avec l'hypothénuse du prisme. Ainsi le centre du champ de l'appareil photographique sera orienté à 60° au-dessus de l'horizon si l'axe optique est dirigé vers le zénith. La magnitude limite de notre système dépend de la longueur focale de l'optique et du temps d'exposition. Contrairement à la photographie directe, l'insertion d'un prisme dans une optique signifie une perte de 3 à 4 magnitudes. Par conséquent nous ne pourrons photographier dans cette première application que les bolides, c'est-à-dire les météores qui atteignent les premières magnitudes et les magnitudes négatives. Aussi l'utilisation des réseaux de diffraction offre-t-elle de nouvelles perspectives pour la photographie du spectre des météores et bien entendu pour toute la spectroscopique en général. A lire : Le prisme objectif Boutiques en ligne : Prisme en acrylique ImaginaScience - Prismes Edmund Optics L'utilisation du réseau de diffraction Comme nous l'avons expliqué dans le dossier consacré au réseau objectif et référencé ci-dessous, un réseau de diffraction consiste en une surface optique dans laquelle on a tracé jusqu'à 2000 sillons parallèles par millimètre. Pour notre application nous avons utilisé un réseau de Rowland présentant une constante de 591 lignes/mm. Il donne une décomposition correcte de la lumière avec une résolution supérieure à 1 Å/mm. En pratique les réseaux offrant une petite constante (50 à 100 lignes/mm) sont adaptés aux optiques de moyens et grands formats utilisant des objectifs longues focales entre 100 et 200 mm, tandis que les réseaux offrant une constante plus élevée (300-1200 traits/mm) équiperont les réflex de 35 mm munis d'objectifs grands-angles. A lire : Le réseau objectif Boutiques en ligne : Réseau de diffraction Edmund Optics Avant l'invention des caméras CCD et des APN, les caméras aériennes combinées avec des réseaux de 50 à 100 lignes/mm formaient d'admirables instruments, spécialement les caméras F-24 (203 mm f/2.9) et K-24 (185 mm f/2.5). Elles utilisaient du film au format 13x13 cm disponible en bandes de 6.10 m (40 clichés). Aujourd'hui rien de tel qu'un APN reflex ou hybride voire d'une caméra CCD munie d'un téléobjectif lumineux. Pour apprécier la vitesse relative du météore nous utiliserons la méthode de l'obturateur rotatif que nous avons décrite pour photographier les météores. Cet obturateur est en général fabriqué en duralumin ou en aluminium de 0.2 mm d'épaisseur et dispose d'au moins deux secteurs évidés. Il est animé d'une vitesse d'environ 300 rpm afin d'effectuer une dizaine d'interruption par seconde, avec un minimum de 100 rpm. En évaluant la longueur moyenne des traînées à 7.3°, la vitesse idéale est de 48 obturations par seconde (1400 rpm pour un bisecteur). L'obturateur frontal offre aussi l'avantage de réduite la brillance de la traînée en évitant de la surexposer. Elle permet également de doubler le temps de pose en réduisant les effets du voile occasionné par la lumière du ciel et la pollution lumineuse. A l'époque des films argentiques, le temps d'exposition était compris entre 20 minutes et 1 heure pour les longues focales et entre 5 et 20 minutes pour les optiques de 35 mm qui sont plus sensibles au voile lumineux du ciel. Etant donné la haute sensibilité des capteurs photosensibles des APN, des expositions de 1 à 5 minutes à haute sensibilité (800-6400 ISO selon les modèles) sont suffisantes. L'avantage avec un APN est qu'il suffit de prendre quelques photos pour rapidement déterminer la bonne exposition. Exploitation La qualité des spectres individuels est très variable. Quelques-uns montrent une ou deux raies tandis que d'autres, cas exceptionnels, en présentent 150 ou plus. Aussi est-il d'usage de faire une première distinction dans les spectres des météores. La méthode traditionnelle est basée sur les statistiques de Millman faites en 1961 reprises dans le tableau suivant :
Bien qu'il soit préférable d'enregistrer les spectres lors des périodes à essaims les plus favorables plutôt qu'à tout autre époque, les moyennes montrent qu'on obtient 1 spectre de météore pour 30 minutes d'observation, par caméra, ce qui est très faible. Le spectre que nous enregistrons à plusieurs origines : - Le rayonnement lumineux du corps incandescent produit le le spectre de fond continu - Les ions émis par le météore lors du retour à l'état stable des électrons produit le spectre de raies - Un spectre de raies s'y superpose produit par les atomes ionisés de l'air, les molécules d'ozone, d'oxygène et d'azote, mais également par des éléments plus rares présents dans la haute atmosphère, entre 300 et 500 km d'altitude. Les spectres des météores présentent normalement un spectre d'émission. Si une structure en bande est visible c'est souvent la conséquence d'une juxtaposition d'un grand nombre de raies photographiées avec une résolution insuffisante. Il existe toutefois des spectres qui présentent de réelles bandes moléculaires, principalement les débris d'aérolites (chondrites carbonées) et de mésosidérites (pallasites). Un point fondamental différencie enfin le spectre de la traînée d'un météore de celle du météore lui-même. Dans le premier cas les raies des éléments ionisés sont totalement absentes, il y a relativement plus d'éléments neutres. Dans la traînée les raies du Na I ou Mg I peuvent être visibles alors que la raie du Ca II qui est souvent la plus intense raie des spectres est complètement absente. Deuxième partie
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||
