La lumière des étoiles, de la spectroscopie au rayonnement du corps noir

By 19 septembre 2015Astronomie

Après avoir parlé de la nature de la lumière (voir article), et des forces qui s’opposent au cœur d’une étoile (voir article), il est temps de parler de la lumière émise par une étoile et de voir ce qu’elle peut nous dire de sa composition.

Le spectre de la lumière blanche

La décomposition de la lumière en spectre peut se faire à travers un prisme. Le principe des lois de la réfraction de Descartes explique la déviation des rayons lumineux en changeant de milieu (ici air/verre/air). Avec la découverte de l’aspect ondulatoire de la lumière, on comprend que cet indice de réfraction est en réalité fonction de la longueur d’onde : les rayons sont donc plus ou moins déviés selon leur longueur d’onde. En utilisant un prisme en verre et des angles d’incidences particulières, on est en mesure de disperser la lumière blanche et d’en voir le spectre, l’ensemble des longueurs d’ondes (et donc des couleurs) qui la compose.

Newton est le premier à réaliser des expériences de décomposition de la lumière blanche à travers un prisme en 1666. Sa vision corpusculaire de la lumière l’empêche cependant de comprendre ce phénomène.

Dispersion de la lumière à travers un prisme. Credit: Wikipedia

Dispersion de la lumière à travers un prisme

Les lois de Kirchhoff

En 1859, Gustav Kirchhoff ( plus connu dans le domaine de l’électricité avec la loi des mailles et des nœuds) découvre que la matière possède la propriété de pouvoir émettre ou absorber de l’énergie sous forme de lumière (la lumière étant un phénomène électromagnétique mais qui ne sera formalisé par Maxwell qu’en 1865, voir article). Il découvre alors les lois qui portent désormais  son nom.

Les lois de Kirchhoff sont énoncées de la façon suivante:

1°. Un corps rayonnant, solide ou liquide, émet de la lumière sur toutes les longueurs d’ondes. Il présentera un spectre continu.

2°. Un gaz lumineux, incandescent, émet de la lumière sous forme de raies brillantes appelées spectre d’émission discontinu ou de raies auquelles se superpose quelquefois un spectre continu.

3°. Si la lumière blanche d’une source lumineuse traverse un gaz, celui-ci peut éteindre certaines longueurs d’ondes du spectre continu et les remplacer par des raies sombres qui se superposent au spectre continu de la source lumineuse, c’est le spectre d’absorption.

A cette époque il n’est toutefois pas possible d’expliquer ces phénomènes, qui se contenteront d’être observés avant l’avènement de la physique quantique au XX ème siècle et la description des phénomènes physiques au sein des atomes.

Lois de Kirchhoff

Lois de Kirchhoff

Le rayonnement du corps noir

En 1862 Kirchhoff introduit le concept de corps noir : il s’agit d’un corps opaque, totalement isolé et à température constante (l’objet commun s’en approchant le plus est le four). Il absorbe toute la lumière qu’il reçoit et ne réfléchit donc rien, d’où son nom de corps « noir ». Ce corps émet donc de la lumière, d’après la première loi de Kirchhoff, dans un spectre continu. La particularité de cet objet idéal, est que le spectre de la lumière émise ne dépend que de sa température.

On sait depuis 1800 grâce a Herschel et Ritter que le spectre de la lumière s’étend au delà du visible avec la découverte du rayonnement infrarouge (1800) et ultra violet (1801). La généralisation de Maxwell à partir de 1860 permet d’étendre la notion de lumière des lois de Kirchhoff et du corps noir à tout le spectre électromagnétique. Le terme lumière ne porte plus désormais que sur le seul domaine visible mais sur l’intégralité du spectre électromagnétique.

Le spectre du rayonnement du corps noir s’étale sur un intervalle de longueur d’onde, avec une intensité qui diffère suivant la longueur d’onde. Plus sa température est élevée, plus son spectre se décale vers de courtes longueurs d’onde. Toutefois la théorie classique pour calculer le rayonnement du corps noir en fonction de la température diverge dès que la température dépasse les 3000K environ. On trouve par exemple qu’un feu de cheminée devrait émettre un rayonnement gamma mortel.

Ce problème est résolu en 1900 par Max Planck qui, en postulant pour la première fois qu’un phénomène physique puisse être discontinu (en l’occurrence l’énergie émise et reçue – prix Nobel en 1918 pour cette découverte), établit la loi exacte du rayonnement du corps noir. La suite est connue, Einstein reprend ce principe en 1905 et invente le concept de photon qui lui vaudra le prix Nobel en 1921. De ces travaux découlera la physique quantique.

Spectre du corps noir

Spectre du corps noir

Un corps noir chauffé à 30°C (300K) émet un rayonnement dans l’infrarouge invisible a l’œil; à 5000K le corps émettra une lumière qui paraîtra rouge à un observateur ; a 5500K la lumière paraîtra blanche car elle émettra autant de rouge que de vert et de bleu.

La lumière des étoiles

Une étoile est assimilée à un corps gris, suivant de façon quasi parfaite la loi du corps noir pour sa température de surface. Son spectre est toutefois discontinu, a cause des raies d’absorption des éléments qui la constituent. En observant le spectre de la lumière émise par une étoile il est donc possible de connaitre sa température de surface et les éléments qui la composent. Plus l’étoile est chaude, plus elle nous paraîtra bleue, moins elle est chaude, plus elle nous paraîtra rouge. Et lorsque la température diminue, dans le cas des naines blanches par exemples, le rayonnement se décale vers l’infrarouge, puis les ondes radio, devenant invisibles à nos yeux.

Le spectre du soleil suit par exemple la loi d’un corps noir pour une température du 5777K, avec des discontinuités notamment dues à l’hydrogène (et d’autres éléments présent sur le soleil) qui est traversé par la lumière se dirigeant vers la terre. Le fait que nos yeux et notre cerveau associent des couleurs aux longueurs d’ondes entre 400 et 800nm (du violet au rouge, la ou la lumière solaire est la plus intense) est une adaptation de l’homme au spectre spécifique de l’étoile qui nous éclaire.

Les nébuleuses célestes possèdent une couleur dominante rouge caractéristique. C’est issu de la deuxième loi de Kirchhoff : de jeunes étoiles chauffent le gaz de la nébuleuse par ionisation, et ce dernier émet ensuite de la lumière dans ses longueurs d’ondes caractéristiques. L’hydrogène est le principal constituant des nébuleuses à 90% et sa principale raie d’émission, Hydrogène Alpha (HA) se situe dans le rouge. Pour distinguer les autres éléments que l’hydrogène on peux observer ces nébuleuses à travers des filtres sur les raies d’émission du souffre (SII – rouge), Oxygène (OIII – vert), et Hydrogène Beta (HB – bleu) moins présents. C’est le principe de l’astrophotographie a bande étroite dont Hubble est friand.

Nébuleuse Pacman (NGC281)

Nébuleuse Pacman (NGC281) à travers des filtres HA, SII et OIII

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  • Schémas: Wikipedia