4- Spectres stellaires

 Ils donnent des informations sur la nature chimique des corps mais aussi la température, la pression, la gravité et permettent des mesures de vitesses radiales.

4.1. Raies spectrales.

On distingue des raies en émission, brillantes, et des raies en absorption, sombres.

Formation des raies de l’atome d’hydrogène.

Cet atome est le plus simple et le plus abondant dans les étoiles. Il est formé d’un proton et d’un électron (Z=1). Les relations proton-électron déterminent des niveaux d’énergie nécessaire pour « déplacer » l’électron par rapport au proton.

Une source d’énergie déplace l’électron, l’éloigne du proton. Lorsque cet effet cesse, l’électron se déplace sur un niveau inférieur ; il émet alors un photon dont l’énergie est égale à celle qui a été nécessaire pour le déplacer à un niveau supérieur.

Ce déplacement à partir du niveau de base ou excitation est en général produit par une élévation de température. Pour un niveau n (nombre quantique principal), l’énergie à produire est E_n = - E₀/n² où E₀ est égal à 13,60583 eV (électron-volt). 1 eV correspond à l’énergie d’un électron placé dans un champ électrique de 1 Volt. Ainsi, 1 eV = 1,6022. 10^-12 Joules.

•       Le passage d’un niveau excité m à un niveau inférieur n produit un photon.

•       L’énergie du photon émis est E_mn = E_m – E_n = hν

•       Calculons:

•       hν = E_m – E_n  = - E₀/m²  - (- E₀/n² ) = E₀ (1/n² - 1/m²) d’où ν = E₀/h (1/n² - 1/m²)

•       La longueur d’onde de la raie émise est donnée par la formule :

= E₀/hc ( - )  car = c / ν

•       R : la constante de Rydberg = E₀/hc , et m et n les niveaux d’arrivée et de départ de l’électron.

 

On distingue différentes raies : Balmer, Lyman, Paschen :

 

Seules les raies de Balmer sont dans le domaine visible :

Hα = 656.3 nm

Hβ = 486,1 nm

Hγ = 434,0 nm

Hδ = 410,2 nm

Les autres sont dans l’UV.

 

Les raies de Balmer

 

Lorsque l’énergie est suffisante (la température très élevée) l’électron peut être éjecté : c’est l’ionisation. Pour l’hydrogène l’énergie nécessaire, à partir du niveau fondamental, est de 13,6 eV.

Une autres raie pour l’atome d’hydrogène est celle due à la transition hyperfine (spins de l’électron et du proton) qui donne la raie correspondant à la longueur d’onde de 21 cm détectée en radioastronomie (ν = 1 420,4 MHz et ΔE = 10^-6 eV).

Autres corps présents dans les étoiles : Hélium et métaux. Les atomes ionisés sont notés I (neutre), II (ionisé une fois), III … Plus le degré d’ionisation est élevé, plus il faut fournir de l’énergie.

Molécules : très complexe ; les raies très serrées apparaissent en bandes. Ceci est dû à la complexité des niveaux d’énergie.

Raies interdites : transitions peu probables (états métastables), notées entre crochets []. Par exemple [OIII]. L’électron est proche du niveau fondamental, « entre deux niveaux » mais il peut passer au moindre choc vers l’un ou l’autre niveau. Le nom « interdite » vient du fait que dans les conditions du laboratoire (et non de l’espace interstellaire), les chocs sont fréquents et le rayonnement dû au passage de l’état métastable au niveau inférieur n’a pas le temps d’émettre une radiation ; ce qui n’est pas le cas dans l’espace.

 

4.2. Effet Doppler :

z = où λ₀ est la longueur d’onde au laboratoire et λ celle mesurée sur le spectre de l’objet ; z est le décalage spectral.

La vitesse radiale est ensuite donnée par Vr = c z

 

 

La largeur des raies est augmentée par effet Doppler ou du fait de la pression : conditions observées dans le milieu émetteur.

Superposition des profils de raies : la largeur naturelle est très fine devant les élargissements possibles dus à la température (agitation thermique, élargissement Doppler) ou aux chocs (élargissement par pression). Cette dernière cause d'élargissement conduit à des ailes de raies très marquées. Il faut citer en outre l’élargissement dû à la rotation des étoiles.

4.3. Autres sources de rayonnement :

Ionisation lié-libre : les électrons libres sont captés par des ions.

Ionisation libre-libre de freinage (Bremsstrahlung) par passage des électrons libres du milieu chaud près des protons : ce freinage entraîne l’émission d’une raie. La longueur d’onde dépend de la température. Le spectre est continu car toutes les longueurs d’onde sont émises.

Synchrotron : spectre continu formé par les électrons rapides qui spiralent le long des lignes du champ magnétique (pulsars).

Effet Zeeman d’un champ magnétique qui décompose une raie en deux composantes de part et d’autre de la raie initiale.