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La spectroscopie

Les conditions d'observation (II)

Les conditions d'observation pour effectuer de la spectroscopie sont relativement contraignantes si on souhaite analyser les paramètres physiques des objets étendus comme les galaxies.

Si les programmes scientifiques sont distincts et requièrent chacun un ensemble de conditions appropriées, à condition de ne pas observer en bordure de mer ou dans les villes qui ruineraient toutes nos tentatives, à partir de 300 à 500 m d'altitude un amateur peut réaliser un programme de spectroscopie ou de photométrie.

Le site idéal est un site d'altitude à l'écart de toute source d'humidité où règne un climat sec. Voici par exemple un ensemble de conditions à remplir qui conviennent à la plupart des projets s'intéressant à la partie infrarouge du spectre :

- La qualité d'image. Etant donné que le sujet est étendu dans l'espace, le flux traversant la fente collimatrice est pratiquement insensible aux conditions d'observation. Pour mettre tous les atouts de son côté et maximiser la probabilité de réaliser un bon travail, il faut considérer qu'une image doit présenter une qualité d'au moins 80 %. On peut estimer cette qualité en utilisant une échelle de 0 à 10 (10 étant la meilleure), ou selon l'échelle I-V d'Antoniadi (V ou 5 étant la meilleure).

- La transparence du ciel. Il faut distinguer la couverture nuageuse de la présence de vapeur d'eau, de l'humidité. Si la couverture nuageuse est importante, il est vain de planifier un travail d'étude systématique. Si vous désirez effectuer de la photométrie une transparence de 5 0% suffit. Mais il faudra atteindre au moins 70 % de limpidité, quitte à laisser subsister quelques fines traînées de cirrus pour garantir une observation exploitable.

- L'humidité de l'air. Ce facteur de transparence influence différemment les mesures selon la région spectrale que vous analysez. Entre 700 et 760 nm par exemple nous tombons dans les bandes d'absorption des molécules d'eau et de l'oxygène atmosphérique. En-dehors de cette bande, dans le proche infrarouge entre 1 et 1.7 mm (1000-1700 nm) le flux est presque insensible à la présence de vapeur d'eau. Les conditions peuvent donc être plus ou moins "sévères ou libres" en fonction de la fréquence.

- La lumière du ciel nocturne. Mis à part les moments de l'aube et du crépuscule où la clarté du ciel empêche toute mesure exploitable, la variation de la concentration des gaz (sodium, oxygène, hydroxyle) dans la haute atmosphère dépend de la région spectrale analysée. Dans la partie proche infrarouge par exemple la variation de l'OH est faible et on peut adopter des conditions minimales de 80 %. Toutefois l'intensité de cette lumière dépend du cycle de l'activité solaire et du lieu d'observation. Lire également cet article sur le sujet.

- La masse d'air. La température et la densité de la masse d'air sont parfois des critères à considérer car un anticyclone trop important au-dessus de votre région peut réduire la transparence du ciel et influencer la qualité de l'image. On estime que cette extinction peut atteindre 2 magnitudes. En principe dans les sites un peu élevé ce facteur n'est pas significatif.

A lire : Choisir un site d'observation astronomique

Longueur d'onde

(nm)

Extinction

(magn./masse d'air)

310

320

340

360

380

400

450

500

550

600

650

700

800

900

1.37

0.82

0.51

0.37

0.30

0.25

0.17

0.13

0.12

0.11

0.11

0.10

0.07

0.05

Cette courbe d'extinction optique doit être ajoutée à la courbe de réponse spectrale des détecteurs CCD ou des films utilisés pour calculer le temps d'intégration.

Si toutes ces conditions sont remplies pour nos mesures dans le proche infrarouge, statistiquement  notre observation bénéficie d'une qualité d'exploitation de 80 % x 50 % x 100 % x 80 % = 32 %. On peut estimer qu'il existe certaines corrélations entre ces facteurs et que notre probabilité est donc légèrement sous-estimée. 

Pour un amateur ces 32 % signifient qu'il a une chance sur 3 de mener à bien son programme car il peut difficilement attendre que toutes ces conditions soient optimales à l'inverse du temps d'allocation aux instruments professionnels qui ne sont planifiées que lorsque les conditions le permettent. Vous n'aurez par exemple jamais de temps alloué au Pic-du-Midi si les conditions sont insuffisantes pour votre projet de spectroscopie de M82. C'est ici que les amateurs peuvent occasionnellement épauler les professionnels le jour où leur observatoire est plongé dans la brume.

La température de couleur des étoiles

Nous parlons bien de température de couleur et non pas de température effective car la différence se voit pour ainsi dire à l'oeil nu et concerne deux phénomènes différents.

Coucher de Soleil à La Panne (B). Document T.Lombry.

Lorsque nous observons les étoiles depuis la surface de la Terre, même le Soleil, la couleur de ces astres ne dépend pas seulement de leur type spectral, de la distribution d'énergie dans leur spectre. En effet, leur réponse maximale dans le spectre visible est influencée par l'extinction atmosphérique pour certaines longueurs d'ondes. La réfraction atmosphérique joue ici un rôle important ainsi que je l'explique dans le dossier consacré à la couleur du ciel et au rayon vert.

Les astronomes étudiant l'évolution des étoiles connaissent bien la relation qui existe entre la couleur d'une étoile et sa température effective; cette relation constitue même l'un des deux axes de coordonnées qui permet de construire le diagramme HR.

Cette relation est toutefois altérée lorsqu'on observe les étoiles près de l'horizon où la température de couleur de ces astres est très faible et doit être corrigée.

Notre atmosphère modifie la relation habituelle qui relie l'indice de couleur (B-V) à la température de couleur comme suit:

et

Mph étant la magnitude photographique, la magnitude visuelle Mv étant mesurée à λ = 5500 Å.

Pour un observateur situé au niveau de la mer et observant le Soleil à travers une atmosphère claire et peu turbulente, k = 0.756 au zénith, 0.822 à 45°, 1.20 à 25° et 2.41 à 4.4° au-dessus de l'horizon.

Si le Soleil présente une température effective de 5770 K au zénith, le rendant jaunâtre, près de l'horizon sa température de couleur tombe à 2500 K; il devient rouge (orange). Toutefois, après correction, son indice de couleur (I.C.) vaut (7200/5770) - 0.64 = 0.608, ce qui le place au début de la classe spectrale G. Ainsi, malgré des apparences parfois trompeuses, le Soleil est donc bien une étoile jaune.

Indice de couleur (B-V) =

 

Log Température =

 

Température effective =

  K

 De la même manière, une étoile très chaude qui présente un indice de couleur (B-V) = -0.05 présente une température effective d'environ 10000 K qui diminue apparemment au fur et à mesure que l'astre décline sur l'horizon. Ainsi, Sirius qui est blanche avec une légère dominante bleue (spectre A1 V), présentant une température effective de 10500 K, devient jaune-rosée voire orangée quand elle descend sur l'horizon pour présenter une température de couleur de 4 à 5000 K.

L'atmosphère joue un rôle très important dans l'aspect des étoiles : la couleur bleu-pâle observée dans Sirius, Véga ou Spica est non seulement lié à la couleur intrinsèque de l'étoile mais la vapeur d'eau contenue dans notre atmosphère accentue ce phénomène en dispersant sa lumière. Enfin les irrégularités dans la réfraction lumineuse (turbulence) produit le fameux scintillement chromatique qui a perturbé bien des astronomes aux temps jadis (cfr la couleur de Sirius).

Citons également les effets physiologiques et optiques liés à l'interprétation des couleurs et notamment l'altération des couleurs du fait de la trop forte ou trop faible intensité lumineuse. On en reparlera à propos de la vision des couleurs.

L'aspect des étoiles change également quand on compare des étoiles rouges et oranges-jaunes entre elles : Bételgeuse, orangée (classe M) paraît plus rose lorsqu'on la compare à Capella par exemple (classe F).

Enfin, des étoiles carbonées comme R Leporis, dont la température n'atteint pas 2000 K, paraissent orange ou rouge-orange dans un grand télescope. En revanche, traitées sur ordinateur leur coloration est plus pâle. C'est la présence des raies d'absorptions dans leur spectre qui est à l'origine de ce phénomène.

Pour plus d'informations

Sur ce site

Une façon de vivre propre aux étoiles

Du corps noir aux étoiles

La pollution lumineuse (page 2, les filtres LPR)

La vision des couleurs

Download (articles historiques)

Livres

Guide pratique pour débuter en spectroscopie astronomique, Collectif, EDP Sciences, 2016

Spectroscopie moléculaire : Structures moléculaires et analyse spectrale, E.Biémont, de boeck, 2008

Atomic Astrophysics and Spectroscopy, A. Pradhan & S. Nahar, Cambridge University Press, 2011/2015

Astronomical Spectroscopy, J.Tennyson, World Scientific Publishing, 2005/2011

Astronomical Spectroscopy for Amateurs, Ken M. Harrison, Springer-Verlag, 2011

Astronomical Spectrography for Amateurs, s/dir. J.P. Rozelot/C.Neiner, ESP Sciences, 2011

Stars and their Spectra, James B. Kaler, Cambridge University Press,1989/1997

Logiciels

Spectres, Michel Delabaere

Visual Spec, Valérie Desnoux

SpecLab, CLEA

Ressources

Some paradoxes, errors, and resolutions about human vision, D.Lynch et al. (PDF de 127 KB)

Site web de Christian Buil

Site web de Philippe Boeuf

A guide to spectra, A.Riedel/GSU

Spectroscopy, Regulus Astro

STI-i Spectrograph SBIG

Spectromètres, Interlabs

Spectromètres, Ocean Optics

Rainbow Optics

Edmund Optics

Spectrographes Shelyak

Spectrographe pédagogique Shelyak, Optique Unterlinden

Calibration of a eShel spectrograph, Regulus Astro

Oriel

Zeiss

Gateway to Spectroscopy

Physics of rainbow (applet java), Fu-Kwun Hwang.

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