Les spectroscopes

« mais, aussi complexe que soit le spectre, les raies apparaissent toujours dans la même po­ sition et fournissent une preuve indubitable de la présence du · fer, quelle que soit la sour­ ce produisant la lumière.

Les raisons qui rendent les signatures chimi­ ques aussi distinctes dans un spectre ne sont pas simples.

Elles découlent de la structure détaillée des atomes ainsi que des processus de dégagement d'énergie qui s'y produisent.

Fondamentalement, lorsque l'atome d'un é­ lément atteint un degré suffisant de chaleur, il dégage de l'énergie sous forme de lumière.

Ce phénomène est bien connu.

Nous savons tous qu'une barre de fer placée dans un feu ardent devient rapidement rouge.

Mais nous savons moins bien qu'un élément chauffé ab­ sorbe une lumière de même longueur d'onde que celle qu'il émet généralement.

Ainsi, dans un nuage chaud, formé par des gaz dif­ férents, une certaine quantité de lumière se dégage, tandis qu'une autre est absorbée par divers atomes.

C'est pourquoi un tel nuage produira deux sortes différentes de spectres linéaires.

L'un, appelé spectre d'émission, se compose des raies brillantes qui nous sont fa­ milières; l'autre, nommé spectre d'absorp- 0 10 20 30 -tO 50 60 tion, est constitué de lignes sombres.

Ces raies d'absorption, aussi utiles que les raies d'émission pour identifier les éléments, avaient déjà été remarquées par Wollaston, ainsi que par Fraunhofer, car elles apparais­ sent toujours dans des positions caractéristi­ ques au milieu d'un spectre.

Le spectroscope ne tarda pas à être utilisé pour l'analyse de la composition du Soleil, dont quelque soixante-dix, sur les quatre­ vingt-douze éléments naturels qui le consti­ tuent, ont pu être décelés à l'heure actuelle.

Les techniques de pointe ont également per­ mis d'étudier la lumière provenant d'étoiles éloignées et même d'autres galaxies situées bien au-delà de la nôtre.

L'une des découver­ tes les plus intéressantes, faites lors de re- Ci-dessus: Un spectroscope da­ tant de 1862, fondé sur le modèle utilisé par Kirchhoff.

Il consiste en un collimateur (un tube avec une fente laissant pénétrer la lu­ mière), un télescope de visionne­ ment et ••n tube avec micromètre pour mesurer les lignes spectra­ les.

70 80 90 lOO Ci-dessus: Le spectre du Soleil (en haut) et de Sirius (en bas).

La découverte de Kirchhoff, d'après laquelle chaque substance pure a son propre spectre caractéris­ tique, a été utilisée par les astro­ physiciens comme un instrument permettant non seulement d'ana­ lyser la composition du Soleil, mais aussi d'examiner la lumière en provenance des étoiles et des planètes, afin de déterminer la composition chimique de l'at­ mosphère, l'aspect physique de sa surface et la vitesse à laquelle une étoile se rapproche ou s'éloigne dela Terre.

cherches sur les lointaines galaxies, fut de constater que leur spectre tire plus ou moins sur le rouge, parce que toutes les raies spec­ trales se déplacent de leurs positions présu­ mées, mais par fractions équivalentes.

Nous savons maintenant que cette traînée rouge est le signe que les galaxies s'éloignent par rap- llO 120 130 HO ]50 160 170 port à nous, et l'importance de cette traînée nous renseigne sur la vitesse d'éloignement.

Notre concept moderne d'un univers en ex­ pansion provient de cette découverte.

Aujourd'hui, nous comprenons parfaite­ ment ce qui se passe à l'intérieur des atomes lorsqu'ils produisent un spectre.

Pour cette raison, des études spectroscopiques très dé­ taillées peuvent même nous renseigner sur les différents processus physiques qui se produi­ sent à l'intérieur d'objets astronomiques très éloignés.

De nos jours, la spectroscopie per­ met d'aller au fond de certains des phénomè­ nes qui surviennent très loin dans l'univers et elle fournit aux astronomes les données qui permettront peut-être un jour de dévoiler les secrets les mieux cachés de 1 'univers.

27. »