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11.2. Principes de l’analyse spectrale (1859)
En 1802, l’Anglais WOLLASTON découvre quelques raies noires dans le spectre du Soleil,
mais ne sait pas les interpréter. En 1814, le Bavarois FRAUNHOFER en observe plus de
500, qu’il nomme selon l’alphabet A, B, C, D, ..., a, b, ... Il constate, sans l’expliquer, que
la raie D est la même que celle du sodium.
En 1843, l’Américain DRAPPER obtient la première photographie d’un spectre.
En 1859, les Allemands KIRCHHOFF et BUNSEN formulent les lois de l’analyse spectrale :
– chaque corps chimique émet un spectre caractéristique ;
– tout corps peut absorber les raies qu’il est capable d’émettre.
On observe généralement 3 types de spectres, selon la nature de la source de lumière :
– quand la source est une lampe à incandescence, le spectre est continu, sans raies : on
passe graduellement d’une couleur à l’autre ;
– quand la source est un gaz excité (lampe à vapeur de mercure), le spectre est formé
uniquement de raies fines : c’est un spectre d’émission ;
– quand cette source est entourée d’un gaz moins chaud, on observe un spectre continu
coupé par des raies sombres : certaines couleurs sont absentes, absorbées ; c’est un
spectre d’absorption.
L’intérêt de l’analyse spectrale est considérable : en observant le spectre de la lumière d’un
astre, on peut déterminer la nature chimique des atomes (ou des ions) qui émettent cette
lumière.
Le spectre du Soleil comporte plusieurs milliers de raies caractéristiques de plus de 70
éléments chimiques différents, souvent plusieurs fois ionisés (compte tenu de la température, une étoile est constituée de gaz ionisés, appelé plasma). L’atmosphère solaire
est ainsi constituée de 90 % d’hydrogène, de 10 % d’hélium et de traces de nombreux
éléments (dont carbone et oxygène pour 0,05 %). L’élément hélium a été détecté dans le
spectre solaire en 1868 avant qu’on ne le découvre dans l’atmosphère terrestre en 1895.
Dans le domaine radio, on a pu déceler de nombreuses nébulosités obscures constituées de
grands nuages de gaz neutre (non ionisé) à basse température, renfermant des molécules
et radicaux (CH, HCN, OH, NH 3 ,...). La densité volumique du milieu interstellaire
est de l’ordre de 10
−21 kg/m
3 correspondant à un « vide » refermant seulement 1 million
d’atomes par m
3 (un m
3 d’air ambiant contient ≈ 10
24 molécules).
11.3. Effet Doppler-Fizeau (1848)
Si la source est en mouvement par rapport à l’observateur, on observe que les raies du
spectre sont décalées par rapport à leur position quand la source est au repos. Le décalage
relatif des raies (l‘ − l 0 )/l 0 ne dépend que de la vitesse radiale V r de la source (vitesse
réelle projetée sur la direction d’observation). C’est l’effet Doppler-Fizeau (découvert par
l’Autrichien DOPPLER en 1842 et généralisé par le Français FIZEAU en 1848) :
Dl
l 0
=
V r
c
où l 0 est la longueur d’onde mesurée au repos.
10. ASTRONOMIE
769
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11.2. Principes de l’analyse spectrale (1859)
En 1802, l’Anglais WOLLASTON découvre quelques raies noires dans le spectre du Soleil,
mais ne sait pas les interpréter. En 1814, le Bavarois FRAUNHOFER en observe plus de
500, qu’il nomme selon l’alphabet A, B, C, D, ..., a, b, ... Il constate, sans l’expliquer, que
la raie D est la même que celle du sodium.
En 1843, l’Américain DRAPPER obtient la première photographie d’un spectre.
En 1859, les Allemands KIRCHHOFF et BUNSEN formulent les lois de l’analyse spectrale :
– chaque corps chimique émet un spectre caractéristique ;
– tout corps peut absorber les raies qu’il est capable d’émettre.
On observe généralement 3 types de spectres, selon la nature de la source de lumière :
– quand la source est une lampe à incandescence, le spectre est continu, sans raies : on
passe graduellement d’une couleur à l’autre ;
– quand la source est un gaz excité (lampe à vapeur de mercure), le spectre est formé
uniquement de raies fines : c’est un spectre d’émission ;
– quand cette source est entourée d’un gaz moins chaud, on observe un spectre continu
coupé par des raies sombres : certaines couleurs sont absentes, absorbées ; c’est un
spectre d’absorption.
L’intérêt de l’analyse spectrale est considérable : en observant le spectre de la lumière d’un
astre, on peut déterminer la nature chimique des atomes (ou des ions) qui émettent cette
lumière.
Le spectre du Soleil comporte plusieurs milliers de raies caractéristiques de plus de 70
éléments chimiques différents, souvent plusieurs fois ionisés (compte tenu de la température, une étoile est constituée de gaz ionisés, appelé plasma). L’atmosphère solaire
est ainsi constituée de 90 % d’hydrogène, de 10 % d’hélium et de traces de nombreux
éléments (dont carbone et oxygène pour 0,05 %). L’élément hélium a été détecté dans le
spectre solaire en 1868 avant qu’on ne le découvre dans l’atmosphère terrestre en 1895.
Dans le domaine radio, on a pu déceler de nombreuses nébulosités obscures constituées de
grands nuages de gaz neutre (non ionisé) à basse température, renfermant des molécules
et radicaux (CH, HCN, OH, NH 3 ,...). La densité volumique du milieu interstellaire
est de l’ordre de 10
−21 kg/m
3 correspondant à un « vide » refermant seulement 1 million
d’atomes par m
3 (un m
3 d’air ambiant contient ≈ 10
24 molécules).
11.3. Effet Doppler-Fizeau (1848)
Si la source est en mouvement par rapport à l’observateur, on observe que les raies du
spectre sont décalées par rapport à leur position quand la source est au repos. Le décalage
relatif des raies (l‘ − l 0 )/l 0 ne dépend que de la vitesse radiale V r de la source (vitesse
réelle projetée sur la direction d’observation). C’est l’effet Doppler-Fizeau (découvert par
l’Autrichien DOPPLER en 1842 et généralisé par le Français FIZEAU en 1848) :
Dl
l 0
=
V r
c
où l 0 est la longueur d’onde mesurée au repos.
10. ASTRONOMIE
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