Le spectre électro-magnétique, la spectrographie

L'astronomie, depuis les origines, ne s'était jamais fondée que sur la lumière visible qui nous venait des corps et objets célestes. Ce n'est que récemment qu'elle s'est intéressée aux autres longueurs d'onde. La lumière visible et les autres longueurs d'onde forment ce que l'on appelle le "spectre électro-magnétique". Celui-ci s'étend des ondes radio, d'un côté, aux rayons gamma, de l'autre. La lumière visible, ainsi, n'est donc que la partie centrale du spectre électro-magnétique. La spectroscopie commença en 1802 avec l'Anglais Willima Hyde Wollaston, qui remarqua que la lumière solaire, dispersée à l'aide d'un prisme, présentait de mystérieuses lignes noires. En 1817, le physicien bavarois Joseph von Fraunhofer rédécouvrit indépendamment le phénomène et commença d'enquêter. Enfin, en 1859 le physicien allemand Gustav Kirchhoff découvrit que chaque élément produisait un ensemble unique de lignes spectrales, ce qui lança l'usage de la spectrographie comme outil pour déterminer la composition des objets stellaires

Théorie

Le concept de spectre électro-magnétique, théoriquement, est lié à celui d'énergie: l'énergie se définit comme le travail produit par un système donné lorsque ce système subit un changement. L'énergie, par ailleurs, peut être transportée d'un point à un autre par, entre autres, les ondes électro-magnétiques; l'énergie, dans ce cas, devient une perturbation en mouvement, c'est-à-dire une onde; cette onde lie les deux points considérés. L'énergie, ainsi, peut être transmise -par exemple à un corps- ou être convertie. Le spectre électro-magnétique est, ainsi, l'ensemble des ondes électro-magnétiques. D'un autre point de vue, les ondes électro-magnétiques sont à la fois un champ électrique, et un champ magnétique, qui sont en continuelle interaction

Semblable aux vagues des mers et des océans, une onde est constituée de crêtes et de creux. La distance entre deux crêtes, ou deux creux successifs d'une onde s'appelle la "longueur d'onde". Le nombre de couples de crêtes et de creux, qui passent à un même point pendant l'intervalle de temps d'une seconde est appelé la "fréquence" d'une onde. Deux ondes peuvent se superposer. Le résultat peut en être positif: les crêtes et les creux des deux ondes coïncident, les ondes s'ajoutent en termes d'énergie et elles produisent une onde plus forte; ou négatif: les crêtes et les creux ne sont pas en phase et les deux ondes s'annulent l'une l'autre. Les différentes couleurs dont est composée la partie visible du spectre, la lumière visible (ou lumière blanche) -cela est révélé par, par exemple, l'arc-en-ciel ou, plus scientifiquement, par un prisme, sont tout simplement dues au fait que les différentes parties qui compose la lumière visible portent différents niveaux d'énergie: le rouge est la partie de la lumière blanche qui a le moins d'énergie; le violet celle qui en a le plus. Les différentes couleurs qui composent la lumière visible sont également dues au fait qu'elles ont des longueurs d'onde différentes. La lumière visible, résultante de toutes ses composantes, est, ainsi, une onde composite, formée de plusieurs ondes

De façon encore plus avancée, les ondes électro-magnétique -dont, donc, la lumière visible- sont, dans le même temps, une onde et une particule. On sait bien, maintenant, que l'énergie prend une forme particulière, celle des photons. Les photons sont des particules qui sont créées, au niveau atomique, par le corps qui crée l'énergie. Cela fut découvert par un savant allemand, Max Planck (1858-1947), spécialisé en physique. Lorsqu'ils arrivent à l'autre bout de l'onde, au point où l'onde arrive, les photons interagissent de nouveau au niveau atomique, de façon à transmettre l'énergie dont ils ont été porteurs. Les photons quittent le corps qui donne naissance à l'énergie (à l'onde) de façon discontinue; d'où qu'on les trouve, au long du parcours de l'onde, à des points aléatoires. La plus frappante conséquence de ce fait est que l'énergie, lorsqu'elle se déplace entre deux objets ou corps, ou, par exemple, d'un point de l'Univers à l'autre, prend la forme, à la fois, d'une particule -les photons, dont il vient d'être question- et d'une onde -l'onde électro-magnétique porteuse de l'énergie! Les photons présentent un caractère discontinu alors que l'onde a un caractère continu. Le spectre électro-magnétique, ainsi, par le biais du concept de photons peut aussi être vu comme les niveaux différents d'énergie des photons qui transportent l'énergie produit par un corps. Les photons, dans le mécanisme, enfin, sont affectés par la longueur d'onde de l'énergie

La lumière, en général, peut être décrite comme une onde de champs électriques et magnétiques qui vibrent à angle droit les uns des autres et de la direction de la lumière. Par ailleurs, ces champs peuvent, habituellement, vibrer dans toutes les directions. Cependant, s'ils vibrent préférentiellement dans certaines directions, la lumière est dite "polarisée". Des filtres permettent d'absorber cette lumière polarisée (ainsi des lunettes de Soleil polarisées éliminent les reflets du Soleil). Dans l'espace, la lumière venant des étoiles, du gaz et de la poussière peut également être polarisée de diverses façons fonction des champs magnétiques

L'aspect du spectre électro-magnétique

Lorsqu'un matériau est chauffé à de hautes températures, il émet de l'énergie sous la forme de lumière; le type -ou longueur d'onde- de cette lumière est fonction du matériau ainsi que de sa température. Pratiquement, le spectre électro-magnétique, la plupart du temps, est présenté sous la forme d'un schéma au long duquel on décrit les différentes ondes du spectre, fonction de leur longueur d'onde et de leur fréquence. Le schéma part, à gauche, des ondes radio pour aller, jusqu'à gauche, aux rayons de haute-énergie (les rayons-X, les rayons gamma); les longueurs d'onde plus courtes de la lumière possèdent plus d'énergie alors que les plus longues ont une énergie plus faible

Chacune des longueurs du spectre électro-magnétique, en astronomie, permet une forme d'observation: les ondes radio sont le domaine de la radio-astronomie, la radiation de fond du Big Bang, elle, est étudiée dans la gamme des micro-ondes (laquelle est également utilisée par les radars). L'infra-rouge permet l'étude des corps et objets célestes que l'on peut étudier surtout parce qu'ils dégagent de la chaleur (c'est, ainsi, le cas d'objets qui peuvent être dissimulés à l'observation directe par des nuages de gaz et de poussière); l'infra-rouge, ainsi, va devenir la longueur d'onde dans laquelle on observera le plus dans les décennies à venir car il permettra d'aller encore plus loin vers les premiers objets et les premiers temps de l'Univers. Le proche infrarouge, la partie de l'infrarouge qui est la plus proche du visible, permet l'accès aux étoiles rouges froides et traverse les nuages de poussière; le moyen infrarouge, qui est plus loin sur le spectre, donne accès aux planètes, comètes et astéroïdes, aux nuages de poussière chauffés par la lumière stellaire ou aux disques proto-planétaires. L'ultra-violet permet l'étude des étoiles qui viennent de naître car celles-ci émettent essentiellement dans cette longueur d'onde. Les rayons-X sont le domaine des évènements astronomiques très énergétiques et d'interaction, ainsi les jets polaires de particules ou les vents stellaires qui viennent heurter les gaz ou les matériaux environnants. Les rayons gamma sont, eux, dûs aux évènements les plus énergétiques qui peuvent se produire dans l'Univers: ainsi les supernovas, les trous noirs et les explosions rayons-gamma. Les rayons X et les rayons gamma sont les manifestations de quelques-uns des phénomènes les plus extrêmes de l'Univers: explosions stellaires, sursauts puissants ou trous noirs se nourrissant de ce qui les environne. Le ciel vu dans les hautes énergies à une vue très dynamique où des sources vacillantes changent de luminosité de façon importante en quelques minutes ou d'autres en années ou décennies. Toutes ces longueurs n'atteignent pas la Terre, cependant. Seule la lumière visible et les ondes radio le peuvent. Les autres longueurs d'onde, aussi, doivent donc être observées à des altitudes situées au-dessus du point en-dessous duquel elles ne pénètrent pas, soit par des ballons, des avions, des fusées-sondes et jusqu'à des satellites

Pour ce qui est de la couleur des objets, sur Terre, elle dépend de comment l'objet interagit avec la lumière, laquelle est composée d'une série de couleurs: rouge, orange, jaune, vert, bleu, indigo, violet. L'interaction lumière-objet peut être de différents types: la réflexion (la lumière est réfléchie par l'objet), la dispersion (la lumière est réfléchie sur les côtés), la transmission (la lumière traverse l'objet) et, enfin, l'absorption (la lumière perd son énergie au profit de l'objet). Sur Terre, la couleur d'un objet dépend donc de quelle couleur de la lumière il réfléchit (toutes les autres couleurs étant absorbées): une pomme verte, par exemple, est verte parce qu'elle réfléchit le vert et absorbe toutes les autres couleurs du spectre visible

La spectrographie

La spectrographie est née au XIXème siècle en tant que science qui permettait de trouver, dans la lumière émise par un élément donné, les caractéristiques distinctives de cet élément. Du fait que, comme nous l'avons vu, la lumière est une onde composite, elle peut donc être dissociée entre ses différents composants. Cela se réalise par le biais d'un prisme, lequel renvoie les différentes longueurs d'onde de la lumière blanche à différents angles. Les deux côtés du visible peuvent aussi être décomposés, par la spectrographie mais par des techniques plus avancées. Kirchhoff, qui fut l'un des premiers savants, dans la seconde moitié du XIXème siècle, à développer, de façon approfondie, la spectrographie, a formulé trois lois en la matière:

• le spectre émis par le rayonnement d'un corps -soit un liquide, soit un gaz sous haute pression- est un spectre continu, composé d'un série ininterrompue de longueurs d'onde
• le spectre produit par un gaz raréfié est un "spectre d'émission": le spectre ne montre que des séries de longueurs d'onde isolées et aléatoires. Celles-ci, pratiquement, ont l'aspect de lignes colorées brillantes. On appelle ces lignes des "lignes d'émission". Chaque ensemble de lignes est unique, et caractéristique de l'éléments qui les émet
• le spectre émis par le rayonnement d'un corps -qui, comme nous l'avons dit juste ci-dessus, est un spectre continu- voit, lorsqu'il passe à travers un gaz plus froid, certaines de ses longueurs d'onde être enlevées du spectre par ce gaz. Les longueurs d'onde retirées du spectre correspondent aux caractéristiques du gaz en question. Le spectre, alors, montre une série de lignes noires sur fond coloré. On appelle ces lignes des "lignes d'absorption"

En astronomie, pratiquement, tout corps céleste émet l'un de ces spectres, lesquels permettent donc des études précises des objets de l'Univers. On notera que, paradoxalement, des objets comme le Soleil ou les étoiles n'émettent que des spectres d'absorption car l'énergie qui vient de leur centre ne nous parvient qu'après avoir traversé leurs couches de surface. Les lignes que l'on voit lorsque l'on étudie le Soleil, ou une étoile, en spectrographie, sont donc des lignes sombres sur fond coloré et elles montrent quels sont les éléments présents à la surface du corps. La spectroscopie, d'une façon générale, permet non seulement d'analyser la composition des objets célesstes mais aussi de mesurer leur distance

L'effet Doppler

L'effet Doppler est provoqué par le déplacement relatif de l'observateur et de la radiation qu'il observe. Si l'observateur est en déplacement par rapport à une onde d'énergie qui vient vers lui, ou si, à l'inverse, une onde est en déplacement par rapport à un observateur immobile, on constate un décalage de l'onde (de la longueur d'onde)

• si la source et l'observateur se rapprochent l'un de l'autre, la longueur de l'onde se raccourcit et l'onde devra parcourir, ainsi, un chemin plus grand entre l'objet qui l'émet et l'observateur
• si la source et l'observateur sont en éloignement l'un de l'autre, la longueur d'onde s'accroît et, donc, l'onde n'aura qu'un plus petit parcours à effectuer

La quantité par laquelle la longueur de l'onde se réduit ou s'accroît est fonction de la vitesse relative entre la source de l'onde et l'observateur. Le "redshift", ce décalage célèbre des objets du fin fond de l'Univers ("redshift", en anglais, signifie "décalage vers le rouge"), est un décalage de l'ensemble de leur lumière visible: si l'objet -en particulier les galaxies lointaines- s'éloigne de l'observateur, ses longueurs d'onde, dans leur ensemble, deviennent plus grandes. Comme, ainsi qu'on l'a vu, le spectre électro-magnétique s'étend des ondes ayant une grande longueur d'onde (à gauche du spectre, du côté du rouge de la lumière visible) à celles qui ont une petite longueur d'onde (à droite du spectre, du côté du violet de la lumière visible), cela signifie donc qu'un objet astronomique en éloignement de l'observateur, qui voit toutes les longueurs d'onde de sa lumière visible augmenter, a donc cette lumière décalée vers le rouge du spectre visible! Le redshift des galaxies est essentiellement dû à l'expansion de l'Univers. A l'opposé, si le corps céleste se rapproche de l'observateur, toutes les longueurs d'onde de sa lumière visible deviennent plus courtes. Sa lumière est donc décalée, cette fois, vers le bleu (d'où d'ailleurs le terme "blueshift", "décalage vers le bleu" qui, cependant, est moins utilisé). Le redshift d'un objet permet de calculer sa vitesse et donc sa distance à l'observateur puisque plus un objet est loin de nous dans l'Univers, plus il se déplace rapidement

Une bonne page sur le spectre électro-magnétique est (malheureusement seulement en anglais) celle-ci: http://imagers.gsfc.nasa.gov/ems/ems.html