|
|
|
La spectroscopie
La classification de Millman (II) Une classification des spectres fut proposée par Millman en 1958, basée à l'origine sur le spectre des météores dans leur spectre d'émission maximale. Le point de départ de cette identification sont les raies les plus intenses dans les deux parties du spectre, à 5000-6000 Å et 3500-4500 Å. Millman a définit quatre principaux types de spectres : - Type Y : Les raies H et K du calcium sont les plus brillantes dans la région bleu-violette - Type X : Si le type Y est absent, soit la raie D du sodium ou la raie du Na I et du Mg I à 5180 Å ou 3835 Å sont les plus apparentes dans les deux régions du spectre - Type Z : Si les types Y et X sont absents, les raies du Fe I ou du Cr I sont les plus fortes dans la région vert-orange et violette-bleue du spectre - Type W : si les types Y, X et Z sont absents. Cette classification a également une signification physique : le type Z regroupe les spectres ne contenant aucun des éléments que l'on trouve normalement dans les météorites et les essaims de météores. Le type W contient des spectres très faibles et pour la plupart desquels la résolution en raies distinctes n'est pas suffisante. Il est frappant de constater que le type Y (raies Ca H et K) est très fréquent dans les essaims rapides (>60 km/s). Dans les essaims de météores plus lents (30-40 km/s) le type X est la plupart du temps dominant mais le type Y apparaît quelquefois. Les météores les plus lents présentent tous le type spectral X ou Z. Une relation peut ainsi s'établir entre le type spectral et la vitesse de l'essaim :
Analyse des raies d'émission L'analyse statistique des raies permet de différencier les météores. On apprend ainsi que le manganèse et le chrome forment un groupe à part. Ces éléments sont communs dans 75% des météores sporadiques contre 50% dans les spectres d'essaims. On trouve des éléments ionisés dans tous les spectres des météores lents (V < 25 km/s) et leur quantité augmente rapidement avec les météores plus rapides. Pour un spectre type, les raies les plus significatives peuvent être celles du Ca II, Na I, Mg I, Fe I, Cr I ou N II. Globalement et pour les spectres de météores rapides, c'est le doublet du Ca II dans le proche UV qui est le plus lumineux. Les Géminides sont exceptionnelles. Dans 30% des spectres, le Mg II est la raie la plus intense ce qui indique un pourcentage élément de cet élément dans cet essaim. Les météores sporadiques présentent la plupart du temps la raie brillante du Na I suivie par le Mg I, mais le fer prédomine. Un phénomène fréquent dans les spectres de météores brillants et des bolides est un accroissement du degré d'ionisation durant l'entièreté de leur apparition dans le ciel : le doublet jaune du Na I peut-être très intense au début alors que les raies violettes du Ca II et le Mg I deviennent plus brillantes à la fin de la trajectoire. Cet effet conduit à un changement progressif de la couleur du météore comme en témoigne la magnifique photographie présentée ci-dessous. De façon générale les météores deviennent plus brillants au fur et à mesure qu'ils deviennent bleus.
Raie verte et aurore La présence dans les spectres de météores de la "raie oubliée" du multiplet de l'O I à 5577 Å, souvent appelée "la raie verte des aurores" (green auroral) est très intéressante. La raie verte fut identifiée pour la première fois dans les spectres de météores par Halliday qui en trouva trace dans 12 spectres enregistrés à l'Observatoire de Meanook-Newbrook entre 1956-1961. Cette raie fut reconnue plus tard dans de nombreux autres spectres, où elle était quelquefois la raie la plus brillante ! Dans la plupart des cas cette raie d'émission s'affaiblit graduellement avant que les autres raies n'aient atteint leur intensité maximale.
Halliday remarqua en 1960 que les météores qui présentaient cette raie verte étaient en général très rapides et que la raie apparaissait à de plus hautes altitudes que le reste du spectre. Il suggéra alors que cette raie spectrale ne pouvait apparaître que durant les périodes d'activité solaire maximale. Grâce à de récentes observations il est apparu qu'une telle relation existe, bien que de nouveaux clichés soient encore nécessaires pour connaître le mécanisme exact de ce rayonnement et l'altitude exacte de sa manifestation. En fait un bon spectre montrant la raie verte depuis 2 stations photographiques serait l'idéal. Avis aux participants du réseau All-Sky. Sur base des clichés déjà réalisés il découle que la raie verte apparaît à une altitude de 112 km et disparaît vers 98 km. L'intensité maximale du météore étant alors à 90 km d'altitude. Pour enregistrer cette raie verte associée aux aurores polaires les observateurs doivent utiliser un obturateur rotatif frontal n'affectant pas la raie verte (filtre sélectif). Le temps que met l'électron à redescendre de l'état S de l'oxygène O I produisant le multiplet à 5577 Å atteint 1 seconde selon les estimations effectuées par M.Garstang en 1955. Il se peut aussi que cette raie puisse expliquer les traces plus courtes que l'on observe souvent dans les essaims les plus rapides des Perséides, des Orionides ou des Léonides. Ce mécanisme de rayonnement n'étant pas encore très bien compris, les amateurs sont invités à participer à cette étude. A l'instar de la raie verte, l'oxygène atomique [O I] présent dans la haute atmosphère se manifeste également à 6300.2 Å et 6363.9 Å comme en témoigne le spectre présenté ci-dessus à gauche. Ces deux raies apparaissent principalement lorsque des aurores rouges apparaissent aux latitudes moyennes, comme ce fut le cas dans le sud de la France le 20 novembre 2003. Ces deux raies rouges sont beaucoup plus brillante que la raie verte.
Les traînées persistantes Ainsi que nous l'avons expliqué à propos de l'observation visuelle des météores, les traînées persistantes - jusqu'à 15 minutes - sont d'un type tout à fait différent. Pour produire un bon spectre la traînée doit confirmer deux conditions : elle doit être très brillante et disparaître immédiatement après, sinon les détails du spectre seront évasifs. Ainsi que nous l'avons déjà fait remarqué, dans la majorité des cas il y a une différence entre les spectres de la tête d'un météore et celui de sa traînée car les éléments ionisés sont absents dans cette dernière. En lieu et place nous observons des raies métalliques relativement intenses telles que les éléments neutre Ca I, Mg I et Fe I. Un exemple nous est donné par le spectre d'une Céphéide photographiée en août 1975 depuis Esloo (PB) sans système de guidage et identifiée comme étant du type Yb. Le multiplet du Ca II est très intense dans la tête du spectre (encore visible dans le 6e ordre) mais sont totalement absents dans la traînée, entre les interruptions faites par le secteur. A l'inverse, la raie du Na I est très vive dans la traînée. Celle-ci a brillé durant plus de 15 secondes à la magnitude -1 et disparut rapidement ensuite. De telles conditions sont idéales pour obtenir des spectres de qualité.
L'avenir Bien sûr tout n'a pas été dit ici concernant cette intensive et intéressante application de spectrographie des météores. Les mécanismes possibles de radiation sont actuellement étudiés. Parmi les données expérimentales obtenues, la théorie quantique et l'électrodynamisme jouent un rôle d'une importance toujours croissante. Expérimentalement des progrès sont également faits. Les photomultiplicateurs d'images, les caméras CCD sensibles aux faibles lumières et les APN ont ouvert de nouveaux horizons qui étaient encore méconnus dans les années 1980. Des amateurs de la Dutch Meteor Society construisent des timer photoélectriques pour automatiser la photographie des spectres des météores. Cet instrument est basé sur deux rayonnements intenses présents dans la plupart des spectres, les régions bleu-violette et jaune-orangée. La combinaison de cette technique avec des photoamplificateurs sensibles à ces rayonnements offre aux amateurs de nouvelles perspectives. Si cette dernière activité vous a mis l'eau à la bouche, sachez que la British Meteor Society avait diffusé un long article sur ce sujet voici quelques années dans la revue "Meteoros". Aujourd'hui la British Astronomical Association a repris le flambeau. Enfin n'oublions pas qu'il existe depuis 1982 un centre international de données sur les météores à l'Observatoire de Lund en Suède qui centralise tous les documents et permet leur diffusion dans la communauté scientifique. De tout cela il est clair que la spectrographie demande beaucoup plus de la part de l'observateur et de ses instruments qu'une simple photographie du ciel. Une autre exigence est un peu de patience et de persévérance, et dans des circonstances normales ce n'est qu'après une longue période d'observation que l'on est récompensé. Rappelez-vous que la photographie d'un spectre parfait donne toujours une grande satisfaction. Pour plus d'informations Radian, Journal of the Dutch Meteor Society (DMS) Section "Meteor", British Astronomical Association (BAA) Meteor Spectroscopy Project, American Meteor Society (AMS) Meteor Spectroscopy with transmission diffraction gratings, Halliday/Harvey, RASC Journal of the Vereniging Voor Sterrekunde (VVS) Meteoros, Journal of the British Meteor Society, BMS Journal of Geophysical research, Harvey IAU Symposium 33, Physics & dynamics of meteors, Millman/Kresak Meteorites research, Millman Particle track studies and the origin of gaz-rich meteorites, Wilkening Observe meteors, S.Edberg. Retour aux Météores et bolides
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
