Notions de bases :                                             et ici quelques infos pour choisir son spectroscope

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En spectroscopie, pour commencer il faut avoir quelques principes de base, comme dans tous les domaines. Mais ici c’est relativement simple, pour une première approche par les amateurs.

·        Le premier principe à connaître est que tout corps chaud émet un rayonnement électromagnétique, de la lumière dans le visible. Cette lumière peut être décomposée grâce à un spectroscope en fonction de sa longueur d’onde. Du violet pour les ondes les plus courtes 4000 Å (Angström, l’unité la plus utilisée en spectroscopie qui correspond à 0,1nm soit 10−10 mètre), au rouge pour les plus longues 7 500 Å, sur le domaine visible. Une étoile très chaude (10 000°) va émettre plus dans le bleu et une autre plus froide (3 000°) va rayonner plus dans le rouge. C’est comme ça qu’on détermine au premier coup d’œil la température d’une étoile. Par exemple entre Rigel et Betelgeuse, les deux phares de la constellation d’Orion.

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·        Lorsque ceci est fait, on remarque dans le spectre obtenu des raies sombres (absence de couleurs) dites en absorption ou des raies plus brillantes dites en émissions.  Les raies d’absorptions, sont dues à un gaz qui se trouve entre une source très chaude et l’observateur. Dans le cas d’une étoile, la source chaude sera le cœur de l’étoile proprement dit. L’enveloppe de l’étoile constitue une grande partie du gaz qui se trouve sur la ligne de visée. C’est ce qu’on peut voir quand on fait le spectre d’une étoile comme le Soleil. Les raies en émissions, elles nous indiquent qu’il y a uniquement du gaz chaud. C’est ce qu’on peut voir dans un spectre de nébuleuse, comme M42.

 

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·        Ces raies sont très importantes, car c’est elles qui vont nous renseigner sur les conditions physiques des objets à étudier. Qu’elle soit en absorption où en émissions, elles vont nous renseigner sur tous les éléments qui sont entre la source lumineuse et les spectroscopes (atmosphère terrestre comprise). A une raie ou à un groupe de raies, correspond un élément bien précis. Par exemple pour l’hydrogène on va trouver 3 raies principales sur notre spectre. La plus prononcée est à 6563 Å, c’est la raies H alpha. Ensuite, H beta qui est à 4861 Å et H gamma à 4341 Å.

 

 

·        Ceci est valable si la source lumineuse n’a pas de déplacement radial par rapport à l’observateur (sur la ligne de visée). Maintenant si la source se rapproche de nous, on va remarquer que les raies sont déplacées de façon proportionnelle à la vitesse, vers des longueurs d’onde plus courtes, c'est-à-dire vers le bleu. Plus l’objet va vite plus les raies sont déplacées/décalées. Idem si l’objet s’éloigne de nous, mais dans ce cas-là les raies sont décalées vers le rouge, d’où la notion de « Redshift » qu’on utilise régulièrement pour l’éloignement des galaxies. C’est ce qu’on appelle l’effet doppler. Si l’objet se déplace de façon perpendiculaire à la ligne de visée, on ne va pas remarquer d’effet sur les raies spectrales.

 

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Grace à ces 4 principes simples, les astronomes amateurs, pourront faire leurs premiers pas en astrophysique amateur ! Pas besoin de grands calculs pour pouvoir commencer à décoder quelques spectres.

 

 

 

 

 

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