Quasar 95

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• Quasar 95
• Club dastronomie de VALMONDOIS

Ce que nous apprend la lumière
Jean-Pierre Maratrey - décembre 2008
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• Au menu

Généralités
Lastrométrie
La photométrie
La spectrométrie
3

• Généralités

La matière a cette propriété remarquable de
pouvoir émettre ou absorber de lénergie sous
forme de photons, c'est-à-dire sous forme de
rayonnement électromagnétique, sous forme de
lumière1 au sens large (dans toutes les longueurs
dondes, et pas uniquement dans le domaine
visible).
De cette caractéristique de la matière sont nées
trois principales branches de lastronomie
observationnelle 
Lastrométrie qui étudie la position des astres,
leur distance et leur mouvement, autrement dit
lorigine et la variation dans lespace de
lémission lumineuse.
La photométrie qui étudie la quantité
(luminosité) et de la qualité (couleur) de la
lumière émise et leurs variations dans le temps.
La spectrométrie qui étudie à partir de quoi est
formée la lumière émise en la décomposant.
1 La lumière (G. Debionne)
4

• Généralités

Létude de la lumière, cette obscure clarté qui
tombe des étoiles2  est une des rares sources de
renseignement de lastrophysicien. Il dispose
également (mais à dose  homéopathique ) de
létude dautres particules que les photons,
comme les neutrinos ou les rayons cosmiques.
On ne peut pas faire dexpériences sur les
étoiles ou les nuages de gaz. En astronomie,
lexpérimentation est remplacée par lobservation
de lexistant. Heureusement, les étoiles, les
nuages de gaz et de poussières, les galaxies à
différents stades de leur évolution ne manquent
pas
Cest donc lobservation qui, confrontée avec les
théories, permet davancer dans la compréhension
de lunivers.
2 Corneille
5

• Lastrométrie

Lastrométrie (ou astronomie de position) est
peut-être la plus ancienne branche de
lastronomie. De tous temps, les Hommes ont
étudié la position des astres et leur variation
selon lheure et les saisons3.
Cette discipline existait dans lantiquité4,
puisque Hipparque a réalisé le catalogue5
détoiles le plus ancien connu (à noter quil a
également inventé léchelle des magnitudes, et
est par conséquent un pionnier de la photométrie).
Lastrométrie est loutil fondamental de la
mécanique céleste, par létude de la position, de
la distance et du déplacement des astres6, en
particulier des planètes.
3 Lhistoire de lastronomie avant Copernic
4 Larchéo-astronomie
5 Les catalogues dobjets
6 Eléments de mécanique céleste
6

• Lastrométrie

Cest par létude des positions de la planète
Mars (réalisée par Tycho Brahé, sans instrument
doptique, au cours du XVIème siècle) que Kepler
a pu énoncer les trois lois fondamentales qui
portent son nom7, et qui ont ensuite été
explicitées par la théorie de la gravitation de
Newton8.
Pour faire progresser lastrométrie, il a été
nécessaire de faire progresser parallèlement la
mesure du temps9, caractéristique entrant en
ligne de compte dans la mesure des vitesses, donc
des mouvements des astres.
7 Les lois de Kepler
8 Issac Newton Cosmologie newtonnienne
9 Le temps
7

• Lastrométrie

Les premiers instruments de mesure pour
lastrométrie furent 
Les cadrans solaires pour la mesure du temps
Les astrolabes puis les sextants pour la mesure
des angles10
Dautres outils ont été développés, comme par
exemple le repérage dans le ciel par des systèmes
de coordonnées11, la géométrie sphérique (la
voûte céleste nest pas plane), et les
mathématiques12 en général, puis les instruments
doptique13.
10 La navigation astronomique
11 Les systèmes de coordonnées
12 Initiation aux maths
13 Instruments dobservation
8

• Lastrométrie

Côté mesure du temps, on est passé en 2 000 ans
du cadran solaire à lhorloge atomique14.
Plusieurs logiciels existent au niveau amateur
pour faire des  réductions astrométriques ,
cest-à-dire repérer précisément les étoiles sur
une astrophoto. On peut citer Iris, Prism,
Astrometrica et LagoonAstrométrie.
Il existe également un remarquable ouvrage de
Yann Duchemin   Eléments dastrométrie
moderne , téléchargeable à ladresse suivante 
http//yann.duchemin.free.fr/astro/studies/eleme
nts.pdf
14 Le système GPS
9

• Lastrométrie

Les distances
Concernant les mesures de distances
astronomiques15, tout a commencé avec
lestimation de la distance de la Terre au Soleil
par Aristarque de Samos au IIIème siècle avant JC.
Aujourdhui, les distances des étoiles proches
sont mesurées très précisément par leur
parallaxe. Entre 1989 et 1993, le satellite
européen Hipparcos a mesuré la parallaxe de plus
de 100 000 étoiles proches avec une précision
dun millième de seconde darc. Cette méthode a
permis de positionner très précisément les
étoiles présentes jusquà 3 000 al.
Pour les objets plus éloignées, des méthodes
indirectes sont utilisées  céphéides,
Tully-Fisher ou étude des supernovas Ia.
15 Les mesures de distances en astronomie Les
échelles de distance dans lunivers
10

• Lastrométrie

Les vitesses de déplacement
Leffet Doppler-Fizeau16 permet de connaître la
vitesse dune étoile, dune galaxie, dans laxe
de visée. En complétant par la mesure de la
vitesse radiale, perpendiculaire à la vitesse
dans la ligne de visée, on en déduit la valeur et
la direction de la vitesse réelle.
Pour évaluer la vitesse radiale, il faut faire
des mesures de position des étoiles à différents
moments. Cela nest possible avec suffisamment de
précision que pour les étoiles proches, ou les
objets se déplaçant très vite dans ce sens.
Pour les galaxies éloignées, le  mouvement
propre  est négligeable devant la vitesse
déloignement dans la ligne de visée. Cest ainsi
que la mesure du Red Shift des galaxies
lointaines a incité Hubble à énoncer sa célèbre
loi qui implique lexpansion de lunivers17.
16 Le Red Shift

• Les preuves du Big-Bang
• La cosmologie

11

• Lastrométrie

Pour conclure
Les résultats de lastrométrie sont très
importants. On peut citer 

• Mouvement des planètes mécanique céleste18
• La position et le mouvement des étoiles, des
  galaxies
• Mouvement des étoiles multiples les unes autour
  des autres
• Mouvement des bras des galaxies spirales
• Expansion de lunivers
• Structure de lunivers à grande échelle
  (superamas, murs, bulles)

• Cours de mécanique
• Eléments de mécanique céleste

12

• La photométrie

Les anciens grecs nous ont appris à évaluer la
quantité de lumière que nous recevons des
étoiles. Les étoiles qui apparaissaient les
premières au crépuscule, les plus brillantes,
étaient les étoiles de première grandeur, puis
venaient les étoiles de deuxième grandeur et
ainsi de suite jusquà la sixième grandeur pour
les étoiles les plus faibles visibles à lœil nu.
Il faut rappeler que dans ces temps reculés, la
pollution lumineuse et la pollution chimique de
latmosphère nexistaient pas. Heureux hommes
Beaucoup plus tard, les astronomes ont conservé
ces  grandeurs , en leur attribuant une
définition plus scientifique. Cest léchelle des
magnitudes19. Les étoiles de magnitude 1 (et
moins, une magnitude pouvant être négative)
apparaissent les premières, puis viennent les
étoiles de magnitude 2, et ainsi de suite jusquà
la magnitude 6, considérée en moyenne comme
léclat des plus faibles étoiles visibles à lœil
nu.
19 Les magnitudes
13

• La photométrie

Mais lapparition des instruments doptique fait
que nous pouvons, grâce à eux, observer des
étoiles encore plus faibles. Léchelle des
magnitudes sétend bien au-delà de la magnitude 6.
Les plus gros instruments professionnels20
détectent aujourdhui des étoiles de magnitude
supérieure à 30. Léchelle des magnitudes est
logarithmique. Une étoile de magnitude 1 est
2,512 fois plus lumineuse quune étoile de
magnitude 2. Une étoile de magnitude 10 est 100
fois moins lumineuse quune étoile de magnitude 5
(5 magnitudes couvrent un facteur 2,5125 100 en
luminosité).
Notons au passage que plus létoile est brillante
dans le ciel, plus le nombre représentant sa
magnitude est petit.
20 Les télescopes professionnels
14

• La photométrie

Léchelle de magnitude sert aussi à mesurer la
luminosité dautres objets que les étoiles, comme
la Lune, les planètes, les nuages de gaz et de
poussière, les galaxies Contrairement aux
étoiles, ces objets ne sont pas ponctuels, et il
faut tenir compte de leur surface dans la mesure
de leur magnitude.
La magnitude du soleil à midi est de lordre de
-26, celle de la pleine lune est de -12. Létoile
Véga a une magnitude de 0. Létoile la plus
proche du soleil, Proxima du Centaure, a une
magnitude de 11 et est par conséquent invisible à
lœil nu, et même avec des jumelles (des jumelles
7 x 50 mènent à la magnitude de 9 environ).
Létude photométrique nous en apprend beaucoup
sur le fonctionnement dune étoile. La physique
et surtout la physique nucléaire permettent de
modéliser ce qui se passe à lintérieur des
étoiles21, et de prédire leur luminosité. Les
prédictions de ces théories sont confrontées à la
photométrie expérimentale, ce qui permet
dajuster les modèles aux observations.
21 Le modèle stellaire
15

• La photométrie

Lhélio-sismologie étudie les très faibles
pulsations de la luminosité du soleil. Ces
pulsations sont la traduction en surface de ce
qui se passe en profondeur dans notre étoile.
Comme la sismologie, qui permet de modéliser
lintérieur de la terre, cette science vient
compléter nos connaissances de lintérieur du
soleil.
On sait donc, sans jamais y être allé, que le
centre du soleil contient un noyau très dense et
très chaud où des réactions nucléaires ont lieu.
Ce noyau est entouré dune couche radiative, puis
dune couche convective en contact avec la
 surface , la photosphère.
Ces connaissances concernant le soleil peuvent
être étendues avec précautions aux autres étoiles.
16

• La photométrie

LHomme ne vit pas assez longtemps pour observer
et étudier le cycle complet de vie dune étoile.
Une centaine dannées contre plusieurs milliards,
le compte ny est pas !
Lobservation de la luminosité et de la couleur
de différentes étoiles à différents stades de
leur vie permet de reconstituer leur évolution
temporelle, de même quen observant une
population dêtres humains de tous âges à un
moment donné unique, on serait capable de
reconstituer une vie entière.
On sait ainsi par ces études que plus la masse
dune étoile (en dehors des stades de début et de
fin de vie) et est grande, plus sa température
sera élevée, et plus sa durée de vie sera courte.
17

• La photométrie

On sait également quen fin de vie, quand le
combustible nucléaire (lhydrogène) sépuise,
létoile entre dans une phase de  géante
rouge   son diamètre augmente, sa température
de surface diminue, mais son cœur est de plus en
plus chaud, fait lobjet de réactions nucléaires
de plus en plus vives, jusquà lexplosion, douce
pour les petites étoiles comme le soleil, en
supernova violente pour les plus massives22.
En mesurant la magnitude, donc la luminosité des
étoiles dans différentes longueurs dondes, on
obtient une bonne idée de sa couleur, qui
elle-même nous renseigne sur sa température. En
connaissant le stade dévolution de létoile, on
peut en déduire sa masse et son rayon.
On voit que la mesure des magnitudes dans
différentes longueurs dondes apporte son lot
important de renseignements.
Le même type détude sur les étoiles dun amas
globulaire par exemple nous donne en plus une
approximation de son âge23.
22 Vie et mort des étoiles Naines blanches et
pulsars
23 Lâge de lunivers
18

• La spectrométrie

En astronomie, la spectrométrie24 est létude du
spectre de la lumière émise par un objet
astronomique.
Un spectre est la décomposition de la lumière
émise par lastre, à laide dun système
dispersif (prisme ou réseau de diffraction) qui
va séparer les composantes de la lumière selon
leur couleur (longueur donde). Larc en ciel est
un bon exemple naturel dun spectre du soleil
formé au travers des fines gouttelettes deau qui
forment un nuage.
Il existe trois types de spectres  Le spectre
continu Le spectre en émission Le spectre en
absorption
24 La spectroscopie et la classification des
étoiles
19

• La spectrométrie

On doit au physicien allemand Gustav Kirchhoff,
en collaboration avec R. Bunsen (tous deux
thermodynamiciens25 et fondateurs de la
spectroscopie), lénoncé en 1859 de trois lois.
Gustav Kirchhoff est aussi l  inventeur  du
corps noir en 1860.
1ère loi de Kirchhoff Un spectre continu est
caractéristique dune émission dans toutes les
longueurs dondes. Toutes les couleurs sont
présentes. Une lampe à filament de tungstène (une
ampoule électrique ordinaire) émet un spectre
continu. Plus généralement, émettent un spectre
continu, les gaz à pression élevée, un liquide ou
un solide sils sont chauffés.
25 La thermodynamique
20

• La spectrométrie

2ème loi de Kirchhoff Un spectre démission est
formé lorsque des atomes (dun gaz généralement)
sont excités par une source dénergie externe.
Les atomes émettent alors des photons dans des
longueurs dondes caractéristiques de leur
nature. Cest le cas des lampes à vapeur de
sodium de certains lampadaires, des tubes néon,
qui émettent des raies caractéristiques des
éléments qui compose le gaz excité
électriquement. Plus généralement, produisent un
spectre démission les gaz chauffés, à basse
pression).
21

• La spectrométrie

3ème loi de Kirchhoff Un spectre dabsorption
est formé lorsque la lumière dun spectre continu
traverse un milieu gazeux. Les atomes du gaz
absorbent les photons correspondant aux longueurs
dondes caractéristiques des atomes du gaz. Le
résultat est un spectre continu dans lequel
apparaît des raies noires correspondant aux
longueurs dondes caractéristiques des atomes du
gaz absorbant. Le spectre du soleil est un bon
exemple de spectre dabsorption. Plus
généralement, un spectre dabsorption est généré
lorsquun rayonnement continu traverse un gaz
froid à basse pression.
22

• La spectrométrie

Ces lois décrivent lobservation, mais nen
donnent pas dexplication physique. Cette
explication arrivera plus tard, vers 1920/1930,
avec lavènement de la mécanique quantique.
La première application de la spectrométrie est
donc létude chimique des astres26, ou plus
exactement de leur atmosphère. Les raies
dabsorption du spectre du soleil sont le signe
de la présence, entre lémission et
lobservateur, datomes particuliers au dessus de
la  surface  du soleil (la photosphère qui émet
le spectre continu)  la couronne solaire et
latmosphère terrestre.
26 Lastrochimie
23

• La spectrométrie

Mais la composition chimique des astres nest pas
le seul renseignement contenu dans leur spectre.
Citons 
Le décalage des raies permettent de mesurer la
vitesse de déplacement de lobjet sur la ligne de
visée (Effet Doppler-Fizeau).
Lélargissement des raies, toujours par effet
Doppler-Fizeau, indiquent une vitesse de rotation
dune étoile.
Dans le cas dune galaxie, lélargissement de
certaines bandes dabsorption fournit la vitesse
de rotation de cette galaxie, et par déduction
donne sa distance
La présence ou labsence de certaines raies dans
un spectre dabsorption permet sa classification,
laquelle fournit sa température, puis sa
luminosité et sa couleur, puis son rayon, en
appliquant les lois de la thermodynamique.
On pourrait ajouter à cette liste la
détermination du champ magnétique dune étoile,
la densité dune nébuleuse
24

• En résumé

Lobservation des mouvements de la planète
Saturne, létude de sa luminosité, de son spectre
et une connaissance minimum de lastrophysique et
de la thermodynamique nous donnent à distance 
Sa vitesse de rotation (différentielle entre
léquateur et les pôles) et son aplatissement
Sa structure interne (avec encore des
incertitudes liées aux modèles)
Linclinaison de son axe de rotation
La nature, la composition, la densité des anneaux
La vitesse de rotation de ses anneaux
Sa luminosité
Sa distance au Soleil
Sa production interne dénergie
Sa durée de révolution et tous ses éléments
orbitaux comme linclinaison de lorbite,
lexcentricité
Sa masse
Son rayon
Sa composition chimique
Sa densité
Sa température de surface
Son champ magnétique

Bref, la lumière nous apprend beaucoup sur les
astres.
25
www.astrosurf.com/quasar95