astronomie (suite)

Photographie stellaire

Elle a essentiellement profité des progrès réalisés :
— dans la mise en œuvre d’émulsions dont on connaît bien de nos jours les zones de sensibilité maximale et les diverses caractéristiques ;
— dans l’utilisation de filtres colorés et d’écrans grâce auxquels on peut sélectionner les radiations reçues ;
— dans l’emploi des photographies en couleurs qui donnent des indications sur les températures des objets célestes photographiés, et qui peuvent être obtenues avec des poses bien moindres ;
— dans la possibilité d’obtenir une grande finesse de détails grâce à des poses de très longues durées, rendues possibles du fait que les instruments, installés sur des appareils à monture équatoriale, peuvent suivre les étoiles, entraînées dans le mouvement diurne.

D’une façon générale, l’emploi systématique de documents photographiques permet aux astronomes de travailler sur des documents durables et non plus sur des observations visuelles fugitives.

Analyse spectrale

La photographie d’objets célestes au travers de prismes très dispersifs ou de réseaux permet de distinguer pour un même corps deux sortes de spectres.
1. Lorsque aucun corps ne vient s’interposer entre la source émettrice et la plaque photographique, on obtient le spectre d’émission, ensemble de raies brillantes caractéristiques du corps considéré.
2. Lorsque les rayons lumineux ont dû traverser soit l’atmosphère gazeuse de l’étoile elle-même, soit l’atmosphère terrestre, on observe le spectre d’absorption, qui est l’ensemble des caractéristiques de l’atmosphère traversée. Ces raies correspondent exactement aux mêmes longueurs d’onde que les raies du spectre d’émission de ce même corps.

Les spectres enregistrés sont différents si le corps considéré est plus ou moins ionisé, c’est-à-dire si les atomes de ce corps ont perdu (pour des causes diverses) un ou plusieurs des électrons qui entourent le noyau. On a dans le premier cas un spectre d’arc et dans le second cas des spectres d’étincelle, en principe très différents, qui peuvent être d’ordre I, II, III, etc. On dit que l’on obtient par exemple le spectre de Fe I, Fe II, Fe III, etc. Au prix d’une analyse qui reste très compliquée, on aboutit à des résultats précis concernant l’état dans lequel se trouvent les atomes de tel ou tel corps identifié dans l’atmosphère d’une étoile déterminée. Il y a le plus souvent coexistence des deux sortes de spectres venus se superposer au spectre continu, dû à la partie centrale très chaude de l’étoile, qui émet un spectre aux couleurs de l’arc-en-ciel. Lorsque la température n’est pas suffisante pour que le gaz soit à l’état atomique, il reste à l’état moléculaire : il y a en ce cas formation d’un spectre de bandes, et non plus de raies. On voit apparaître des cannelures, qui, étudiées avec des dispersions suffisantes, peuvent être résolues en une multitude de raies quasiment jointives.

L’étude des spectres des différentes étoiles permet d’établir leur classification spectrale. Le critère essentiel de cette classification est, à première vue, la température des atmosphères stellaires. Le véritable critère est en réalité le degré d’ionisation des atomes ou de dissociation des molécules, caractères dans lesquels la température joue un rôle important, mais non exclusif. En s’en tenant aux classes les plus importantes, on range les étoiles dans sept catégories principales représentées par les lettres O, B, A, F, G, K, M, chacun de ces types spectraux étant lui-même subdivisé en dix sous-types numérotés de 0 à 9. C’est ainsi qu’au type spectral B9 fait immédiatement suite le type A0. En gros, les températures superficielles des étoiles O sont de l’ordre de 25 000 K, et celles des étoiles M de l’ordre de 2 500 K. Les étoiles de type O et B sont des étoiles bleues. De A0 à F5, on a des étoiles blanches ; de F5 à K0 des étoiles jaunes ; de K0 à M9 des étoiles rouges.

• L’effet Doppler-Fizeau correspond à un déplacement des raies observées, tant dans un spectre d’émission que dans un spectre d’absorption, par rapport à leurs positions normales, le décalage Δλ de la longueur d’onde λ étant proportionnel à cette longueur d’onde. Ce décalage, qui implique un déplacement radial de l’objet observé par rapport à l’observateur, est caractérisé par la relation

V_r étant la vitesse radiale de l’objet visé par rapport à l’observateur terrestre et c la vitesse de la lumière dans le vide. La mesure des décalages relatifs

permet ainsi de déterminer V_r, composante radiale du mouvement dans l’espace de l’astre étudié par rapport à l’observateur terrestre, lui-même mobile dans l’espace. Cet élément est essentiel pour l’étude de la dynamique des étoiles à l’intérieur de la Galaxie.

• D’autres effets sont observables sous forme de décalage des raies dans les spectres stellaires :
— l’effet Zeeman, qui renseigne sur le champ magnétique régnant dans une atmosphère stellaire ;
— l’effet Compton, qui tient compte des chocs entre électrons et photons ;
— l’effet Einstein, qui tient compte de la masse centrale de l’étoile, conformément aux conclusions de la relativité généralisée, et qui reste pratiquement insensible pour les étoiles normales.

L’analyse spectrale est une question extrêmement complexe qui reste du domaine d’astronomes spécialisés et très confirmés. Mais le nombre des renseignements qu’elle peut fournir est considérable. Cette étude est favorisée par l’emploi d’instruments auxiliaires spéciaux, parmi lesquels on doit citer :
— la cellule à multiplicateur d’électrons, qui est utilisée dans d’autres domaines de la physique ;
— la caméra électronique d’André Lallemand (né en 1904), qui, remplaçant l’optique habituelle par une optique électronique beaucoup plus sensible, permet de diminuer considérablement les temps de pose.

L’un et l’autre de ces instruments utilise la substitution des électrons aux photons, par effet photo-électrique ; lorsqu’un corps, se présentant sous forme d’une couche très mince, est frappé par un flux de photons, des électrons sont arrachés à la couche réceptrice en nombre légèrement supérieur à celui des photons incidents. Ces électrons, étant des corpuscules chargés en électricité, peuvent être attirés, focalisés, et acquérir une grande énergie, ce qui n’était pas le cas des photons.