Astronomie

Longueurs d'onde des objets observés - émis ou observés ?

Longueurs d'onde des objets observés - émis ou observés ?

L'engin WISE (Widefield Infrared Survey Explorer) surveille le ciel dans 4 bandes de longueur d'onde; 3.4, 4.6, 12 et 22 $mu$m. Lorsqu'il observe un objet avec un décalage vers le rouge estimé (donné par

$z = frac{lambda_{obs} - lambda_{emit}}{lambda_{emit}}$

de Wikipedia) de, disons, 0,373 (le décalage vers le rouge le plus bas pour l'un des objets que j'étudie), la longueur d'onde dans laquelle il est vu serait-elle sa longueur d'onde observée ? Je suis intéressé par le calcul de la longueur d'onde réellement émise par l'objet.


Si le décalage vers le rouge est de $z$, alors la longueur d'onde de la lumière que vous observez est à une longueur d'onde qui est 1+z$ fois plus longue que la longueur d'onde émise dans le cadre de référence de la galaxie.

Dans ce cas, $z = 0,373$, donc lorsque vous observez la lumière centrée sur, disons, la bande de 3,4 microns, la lumière a été émise à une longueur d'onde de 3,4/1,373 microns.


L'engin WISE (Widefield Infrared Survey Explorer) surveille le ciel dans 4 bandes de longueur d'onde; 3.4, 4.6, 12 et 22 $mu$m.

Ils n'utilisent que 3,4 et 4,6 depuis que le liquide de refroidissement s'est épuisé. Source : FAQ "The Near-Earth Object Wide-field Infrared Survey Explorer at IPAC".

Lorsqu'il observe un objet avec une estimation décalage vers le rouge de, disons, 0,373 (le plus faible redshift pour l'un des objets que j'étudie), la longueur d'onde qu'il voit serait-elle dans sa longueur d'onde observée ?

Oui, tant qu'il se situe dans la très large bande passante des filtres de l'imageur, il sera observable à un si petit décalage vers le rouge (tant que vous n'avez pas besoin des 12 et 22 $mu$bandes m, voir spectre ci-dessous).

Sources/Preuve :

  • "Identifications optiques des amas de galaxies à fort décalage vers le rouge du relevé de Planck Sunyaev-Zeldovich" (13 janvier 2018), par RA Burenin, IF Bikmaev, IM Khamitov, IA Zaznobin, GA Khorunzhev, MV Eselevich, VL Afanasyev, SN Dodonov, JA Martín, N. Aghanim et RA Sunyaev, page 2 :

    "Les clusters situés à des décalages vers le rouge inférieurs à z ≈ 0,6 peuvent être identifiés à l'aide des données de l'enquête SDSS (Rykoff et al., 2014), en utilisant des données supplémentaires de SAGE relevé dans tout le ciel, il est possible d'identifier des amas de galaxies à plus haut décalages vers le rouge, jusqu'à z ≈ 0,7 (Burenin, 2017). Pour identifier les clusters à des décalages vers le rouge encore plus élevés, des données d'imagerie directe plus profondes dans les bandes rouges et proches de l'IR sont nécessaires.".

  • "Une extension du catalogue de l'amas de galaxies de Planck" (20 mars 2017), par R. A. Burenin, page 3 :

    "Pour les observations d'amas de galaxies, la bande photométrique de 3,4 µm est la plus utile. Dans cette bande, les amas de galaxies éloignés sont bien détectés à des décalages vers le rouge jusqu'à z 1-2 (par exemple, Burenin, 2015).".

Source : « IV. Traitement des données WISE - 4. Modules de science du pipeline » :

Figure 5a - Les courbes de réponse relative du système (RSR) basées sur le QE (réponse par photon) normalisées à une valeur maximale de l'unité, sur une échelle logarithmique.


Équations de l'effet Doppler pour la lumière

le Équations de l'effet Doppler pour la lumière montrer le changement de la longueur d'onde ou de la couleur observée par rapport à celle émise par une source en mouvement.

Noter: Typiquement, la fréquence observée est mesurée dans l'effet Doppler. Cependant, dans les mêmes cas, le changement de longueur d'onde est mesuré.

La source de lumière ou de rayonnement électromagnétique doit se déplacer à grande vitesse pour que l'effet Doppler provoque un décalage observable de la longueur d'onde. Comme la vitesse de la lumière est bien supérieure à la vitesse de la source, une équation approximative peut être utilisée pour déterminer le décalage du rayonnement.

Le décalage de longueur d'onde est utilisé en astronomie pour indiquer quand une galaxie ou une étoile lointaine se déplace vers la Terre (décalage bleu) ou s'éloigne (décalage rouge). Des équations sont disponibles pour déterminer la nouvelle fréquence et longueur d'onde, ainsi que la vitesse de la source.

Les questions que vous pourriez avoir incluent :

  • Quelles sont les équations pour calculer la fréquence ?
  • Comment calculez-vous le décalage de longueur d'onde?
  • Quelles sont les équations de la vitesse ?

Cette leçon répondra à ces questions. Outil utile : Conversion d'unités


  • Fluctuation périodique de l'intensité des champs électriques et magnétiques couplés.
  • L'onde voyage dans le vide à la vitesse de la lumière.
  • N'a pas besoin d'un support pour « onduler » dans.

Cette vitesse est indépendante de la longueur d'onde ou de la fréquence de la lumière !

Comme les autres ondes, les ondes lumineuses ont une fréquence, une longueur d'onde et une amplitude, généralement symbolisées par ν, λ, et UNE, respectivement.

La longueur d'onde et la fréquence des ondes lumineuses sont reliées par


Longueurs d'onde des objets observés - émis ou observés ? - Astronomie

Pendant la plus grande partie de l'histoire, la lumière visible était la seule partie connue du spectre électromagnétique. Les anciens Grecs reconnaissaient que la lumière se déplaçait en ligne droite et étudiaient certaines de ses propriétés, notamment la réflexion et la réfraction. En 1666, Sir Issac Newton observe que le spectre des couleurs sortant d'un prisme crée un arc-en-ciel. En 1670, il démontra que le spectre multicolore produit par un prisme pouvait être recombiné en lumière blanche par une lentille et un second prisme.


La dispersion de la lumière blanche à travers un prisme

Aujourd'hui, nous savons maintenant que la lumière visible n'est qu'une petite partie de ce qu'on appelle le spectre électromagnétique. Continuez à en savoir plus ci-dessous et cliquez également sur cette source d'apprentissage compagnon de la NASA.

Infrarouge

La première découverte de rayonnement électromagnétique autre que la lumière visible date de 1800, lorsque William Herschel découvrit le rayonnement infrarouge. Il étudiait la température de différentes couleurs en déplaçant un thermomètre à travers la lumière divisée par un prisme. Il a remarqué que la température la plus élevée était au-delà du rouge. Il a théorisé que ce changement de température était dû à des "rayons calorifiques" qui seraient en fait un type de rayon lumineux qui ne pourrait pas être vu. Ce n'est qu'à la fin du 20e siècle que nous avons pu construire des détecteurs infrarouges d'imagerie pour visualiser l'univers. La région infrarouge du spectre est divisée en infrarouge proche, moyen et lointain.

La constellation d'Orion vue en lumière visible et infrarouge

La nébuleuse d'Orion en lumière infrarouge et visible

Les molécules ont tendance à absorber l'énergie infrarouge, les faisant vibrer en fonction de leur structure atomique. Dans l'espace, de nombreuses régions sont cachées aux télescopes optiques car elles sont enfouies dans des régions denses de gaz et de poussière. Cependant, le rayonnement infrarouge, dont les longueurs d'onde sont beaucoup plus longues que la lumière visible, peut traverser des régions poussiéreuses de l'espace sans être diffusé. Cela signifie que nous pouvons étudier des objets cachés par le gaz et la poussière dans l'infrarouge, que nous ne pouvons pas voir dans la lumière visible, comme le centre de notre galaxie et les régions des étoiles nouvellement formées. De nombreux objets dans l'univers qui sont beaucoup trop froids et faibles pour être détectés dans la lumière visible, peuvent être détectés dans l'infrarouge. Ceux-ci incluent les étoiles froides, les galaxies infrarouges, les nuages ​​de particules autour des étoiles, les nébuleuses, les molécules interstellaires, les naines brunes et les planètes.

La lumière infrarouge est absorbée à de nombreuses longueurs d'onde par la vapeur d'eau dans l'atmosphère terrestre, de sorte que la plupart des télescopes infrarouges se trouvent à des altitudes élevées dans des endroits secs, au-dessus de la plus grande partie possible de l'atmosphère. La NASA exploite des télescopes infrarouges en orbite tels que WISE et dispose d'un aéronef équipé de télescopes infrarouges appelés SOFIA. Un peu plus de la moitié de l'énergie totale du Soleil arrive sur Terre sous forme de lumière infrarouge. L'équilibre entre le rayonnement infrarouge absorbé et émis a un effet critique sur le climat de la Terre.

Savais-tu? Nous pouvons ressentir la lumière infrarouge sous forme de chaleur mais ne pouvons pas la voir. Les lampes chauffantes d'un fast-food qui gardent vos frites au chaud émettent la plupart de leur lumière dans l'infrarouge.

Ultra-violet

En 1801, le physicien allemand Johann Wilhelm Ritter a fait l'observation caractéristique que les rayons invisibles juste au-delà de l'extrémité violette du spectre visible assombrissent le papier imbibé de chlorure d'argent plus rapidement que la lumière violette elle-même. Il les a appelés rayons « oxydants » ou « chimiques » pour souligner la réactivité chimique et les distinguer des « rayons thermiques », découverts l'année précédente à l'autre extrémité du spectre visible.


Messier 51 en lumière visible et ultraviolette

Les objets très chauds émettent des rayons UV. Dans M51, les jeunes étoiles chaudes apparaissent bien dans l'ultraviolet, mais la galaxie compagne ne montre aucune nouvelle formation d'étoiles. Dans notre système solaire, le Soleil est une source du spectre complet du rayonnement ultraviolet, qui est généralement subdivisé en UV-A, UV-B et UV-C. Ce sont les classifications les plus utilisées en sciences de la Terre. Les rayons UV-C sont les plus nocifs et sont presque entièrement absorbés par notre atmosphère. Les rayons UV-B sont les rayons nocifs qui causent les coups de soleil. L'exposition aux rayons UV-B augmente le risque d'endommagement de l'ADN et d'autres cellules chez les organismes vivants. Heureusement, environ 95 pour cent des rayons UV-B sont absorbés par l'ozone dans l'atmosphère terrestre.


Savais-tu? Bien que les ondes UV soient invisibles à l'œil humain, certains insectes, comme les bourdons, peuvent les voir.

Rayons X

En 1895, Wilhelm Röntgen remarqua un nouveau type de rayonnement émis lors d'une expérience avec un tube sous vide soumis à une haute tension. Il a appelé ces radiations des rayons X et a découvert qu'elles étaient capables de traverser des parties du corps humain mais qu'elles étaient réfléchies ou arrêtées par une matière plus dense comme les os. Bientôt, de nombreuses utilisations ont été trouvées pour eux dans le domaine de la médecine. La première tentative d'astronomie aux rayons X a été menée à White Sands Missile Range en janvier 1949 lorsqu'un détecteur a été soulevé par une fusée suborbitale V-2.



Messier 51 en lumière visible et rayons X

Le Soleil émet des rayons X donnant des indices sur la température de la couronne. Une image en direct du Soleil en rayons X peut être vue sur la page "Planètes" de l'AAG. Recherchez les images en direct du Soleil et celle à l'extrême droite (jaune) montre à quoi ressemble notre Soleil en rayons X.

Savais-tu? La lumière des rayons X nous montre certains des phénomènes les plus énergétiques de l'univers, tels que les restes de supernova, les systèmes d'étoiles binaires avec des naines blanches, les étoiles à neutrons et les trous noirs.

Rayons gamma

La dernière portion du spectre électromagnétique a été remplie avec la découverte des rayons gamma. En 1900, Paul Villard étudiait les émissions radioactives du radium lorsqu'il a identifié un nouveau type de rayonnement qu'il pensait d'abord composé de particules similaires aux particules alpha et bêta connues, mais avec le pouvoir d'être beaucoup plus pénétrantes que les deux. Une découverte en astronomie gamma a eu lieu à la fin des années 1960 et au début des années 1970 à partir d'une constellation de satellites de défense militaire. Les détecteurs à bord des satellites Vela, conçus pour détecter les éclairs de rayons gamma provenant des explosions de bombes nucléaires, ont commencé à enregistrer des rafales de rayons gamma provenant de l'espace lointain plutôt que du voisinage de la Terre.


Des observations récentes du télescope spatial Fermi suggèrent de grandes bulles de rayons gamma émanant de notre noyau galactique

Les rayons gamma ont les longueurs d'onde les plus petites et le plus d'énergie de toutes les ondes du spectre électromagnétique. Ils sont produits par les objets les plus chauds et les plus énergétiques de l'univers, tels que les étoiles à neutrons et les pulsars, les explosions de supernova et les régions autour des trous noirs. Sur Terre, les ondes gamma sont générées par les explosions nucléaires, la foudre et l'activité moins dramatique de la désintégration radioactive.


Savais-tu? Les satellites Vela tentaient de voir si l'Union soviétique testait des armes nucléaires derrière la Lune.

Radio et micro-ondes

Dans les années 1860, le scientifique écossais James Clerk Maxwell a développé une théorie scientifique pour expliquer les ondes électromagnétiques. Il a noté que les champs électriques et les champs magnétiques peuvent se coupler pour former des ondes électromagnétiques. La détection initiale des ondes radio d'un objet astronomique a été faite dans les années 1930, lorsque Karl Jansky a observé un rayonnement provenant de la Voie lactée. Des observations ultérieures ont identifié un certain nombre de sources différentes d'émissions radio. Ceux-ci incluent les étoiles et les galaxies, ainsi que des classes d'objets entièrement nouvelles, telles que les radiogalaxies, les quasars, les pulsars et les masers. La découverte du rayonnement de fond cosmique micro-ondes, considéré comme une preuve de la théorie du Big Bang, a été faite par radioastronomie.

Messier 51 en lumière visible et radio

La radioastronomie détecte principalement les électrons capturés dans les champs magnétiques. La radioastronomie a conduit à une augmentation substantielle des connaissances astronomiques, en particulier avec la découverte de plusieurs classes de nouveaux objets, y compris les pulsars, les quasars et les radiogalaxies. C'est parce que la radioastronomie nous permet de voir des choses qui ne sont pas détectables en astronomie optique. De tels objets représentent certains des processus physiques les plus extrêmes et énergétiques de l'univers. Le rayonnement de fond cosmique micro-ondes a également été détecté pour la première fois à l'aide de radiotélescopes. Cependant, les radiotélescopes ont également été utilisés pour étudier des objets beaucoup plus proches de chez nous, y compris des observations du Soleil et de l'activité solaire, et la cartographie radar des planètes.

Savais-tu? Un four à micro-ondes "cuit" les aliments en rayonnant à une fréquence de 2,45 GHz, qui est la fréquence d'oscillation naturelle des molécules d'eau.

Le spectre électromagnétique

Savais-tu? Si vous pouvez imaginer que le spectre électromagnétique couvre la distance de Los Angeles à New York, la partie visible à l'œil humain couvre la largeur d'un centime.

Les effets de l'atmosphère terrestre

Pendant des siècles, les astronomes n'ont examiné que la partie visible du spectre électromagnétique. L'atmosphère terrestre bloque efficacement les ondes radio à basse fréquence, la plupart des rayons infrarouges et ultraviolets et toutes les sources de rayons X et gamma. Désolé Marconi, vos signaux radio ne seront jamais captés par les extraterrestres - l'ionosphère de la Terre les a reflétés vers la surface.


Filtrage du spectre EM par l'atmosphère terrestre

L'Univers nous envoie de la lumière à toutes les longueurs d'onde du spectre électromagnétique. Cependant, la majeure partie de cette lumière ne nous parvient pas au niveau du sol ici sur Terre. Pourquoi? Parce que nous avons une atmosphère qui bloque de nombreux types de rayonnement tout en laissant passer d'autres types. Heureusement pour la vie sur Terre, notre atmosphère bloque les radiations nocives à haute énergie comme les rayons X, les rayons gamma et la plupart des rayons ultraviolets. Il bloque également la plupart des rayonnements infrarouges, ainsi que les ondes radio à très faible énergie. D'autre part, notre atmosphère laisse passer la lumière visible, la plupart des ondes radio et les petites plages de longueur d'onde de la lumière infrarouge, permettant aux astronomes de voir l'Univers à ces longueurs d'onde. La majeure partie de la lumière infrarouge qui nous parvient de l'Univers est absorbée par la vapeur d'eau et le dioxyde de carbone de l'atmosphère terrestre. Ce n'est que dans quelques gammes de longueurs d'onde étroites que la lumière infrarouge peut traverser (au moins partiellement) un télescope infrarouge au sol.

L'atmosphère terrestre pose un autre problème aux astronomes infrarouges. L'atmosphère elle-même rayonne fortement dans l'infrarouge, émettant souvent plus de lumière infrarouge que l'objet dans l'espace observé. Cette émission infrarouge atmosphérique culmine à une longueur d'onde d'environ 10 microns (le micron est l'abréviation d'un micromètre ou d'un millionième de mètre). Ainsi, la meilleure vue de l'univers infrarouge, à partir de télescopes au sol, est à des longueurs d'onde infrarouges qui peuvent traverser l'atmosphère terrestre et auxquelles l'atmosphère est faible dans l'infrarouge. Les observatoires infrarouges au sol sont généralement placés près du sommet de hautes montagnes sèches pour s'élever au-dessus de l'atmosphère autant que possible. Même ainsi, la plupart des longueurs d'onde infrarouges sont complètement absorbées par l'atmosphère et n'atteignent jamais le sol. Dans le tableau ci-dessous, vous pouvez voir que seules quelques-unes des "fenêtres" infrarouges ont à la fois une haute transparence du ciel et une faible émission de ciel. Ces fenêtres infrarouges sont principalement à des longueurs d'onde infrarouges inférieures à 4 microns.

La nature de la lumière

Les premières théories scientifiques sur la nature de la lumière ont été proposées vers la fin du XVIIe siècle par l'astronome néerlandais Christian Huygens. Il a proposé une théorie qui expliquait la lumière comme un phénomène ondulatoire. Sir Issac Newton, qui avait découvert le spectre visible en 1666, soutenait que la lumière est composée de minuscules particules, ou corpuscules, émises par des corps lumineux. Pendant plus de 100 ans, la théorie corpusculaire de la lumière de Newton a été préférée à la théorie des ondes, en partie à cause du grand prestige de Newton et en partie parce qu'il n'existait pas suffisamment de preuves expérimentales pour fournir une base de comparaison adéquate entre les deux théories. Cependant, la théorie ondulatoire retomba en faveur avec la théorie électromagnétique de James Clerk Maxwell (1864), qui montra que les champs électriques et magnétiques se propageaient ensemble et que leur vitesse était identique à la vitesse de la lumière.

L'onde électromagnétique

Mawell a montré que le champ électrique est poussé par le champ magnétique perpendiculaire, qui à son tour pousse le champ électrique et la propagation se produit à 300 000 mètres par seconde. Il est ainsi devenu clair que la lumière visible est une forme de rayonnement électromagnétique, ne constituant qu'une petite partie du spectre électromagnétique. La théorie de Maxwell a été confirmée expérimentalement avec la découverte des ondes radio par Heinrich Hertz en 1886.

Propagation de l'onde EM

En 1905, Einstein a étendu la théorie quantique du rayonnement thermique proposée par Max Planck en 1900 pour couvrir non seulement les vibrations de la source de rayonnement mais aussi les vibrations du rayonnement lui-même. Il a donc suggéré que la lumière, ainsi que d'autres formes de rayonnement électromagnétique, se déplacent sous forme de minuscules faisceaux d'énergie appelés quanta de lumière, ou photons. Selon notre compréhension actuelle, le champ électromagnétique lui-même est produit par des photons, qui à leur tour résultent d'une symétrie locale (de jauge) et des lois de la théorie quantique des champs.

Décodage des spectres

Dès que les astronomes ont compris la nature de la lumière et ont pu construire des capteurs pour détecter diverses formes du spectre électromagnétique, cela a ouvert la vraie nature de l'univers. Pour en savoir plus sur la façon dont les astronomes peuvent déterminer la nature des objets à travers les années-lumière, cliquez ici : Décoder les spectres cosmiques

Savais-tu? Avec l'avènement des satellites et des nouvelles générations de détecteurs - Nous vivons MAINTENANT l'âge d'or de l'astronomie !


Des expériences de laboratoire ici sur Terre ont déterminé que chaque élément du tableau périodique n'émet des photons qu'à certaines longueurs d'onde (déterminées par l'état d'excitation des atomes). Ces photons se manifestent sous forme de raies d'émission ou d'absorption dans le spectre d'un objet astronomique, et en mesurant la position de ces raies spectrales, nous pouvons déterminer quels éléments sont présents dans l'objet lui-même ou le long de la ligne de visée.

Cependant, lorsque les astronomes effectuent cette analyse, ils notent que pour la plupart des objets astronomiques, les raies spectrales observées sont toutes décalées vers des longueurs d'onde plus longues (plus rouges). Ceci est connu sous le nom de ‘redshift cosmologique’ (ou plus communément simplement ‘redshift’) et est donné par :

pour des objets relativement proches, où z est le redshift cosmologique,obs est la longueur d'onde observée etdu repos est la longueur d'onde émise/absorbée.

Causée uniquement par l'expansion de l'Univers, la valeur du décalage vers le rouge cosmologique indique la vitesse de récession de l'objet, ou sa distance. Pour les petites vitesses (beaucoup moins que la vitesse de la lumière), le décalage vers le rouge cosmologique est lié à la vitesse de récession ( v ) à travers:

c la vitesse de la lumière. À des distances plus grandes (décalages vers le rouge plus élevés), l'utilisation de la théorie de la relativité générale donne une relation plus précise pour les vitesses de récession, qui peuvent être supérieures à la vitesse de la lumière. Notez que cela ne dépasse pas la limite de vitesse ultime de c en relativité restreinte car rien ne bouge réellement à cette vitesse, mais plutôt la distance entière entre l'objet qui s'éloigne et nous augmente. Il s'agit d'une formule complexe nécessitant une connaissance de l'histoire globale de l'expansion de l'univers pour calculer correctement, mais une simple vitesse de récession est donnée en multipliant la distance de déplacement () de l'objet par le paramètre de Hubble à ce décalage vers le rouge (H) comme:

Bien que le décalage vers le rouge cosmologique semble d'abord être un effet similaire au décalage Doppler plus familier, il existe une distinction. En Doppler Shift, la longueur d'onde du rayonnement émis dépend du mouvement de l'objet au moment où les photons sont émis. Si l'objet se déplace vers nous, la longueur d'onde est décalée vers l'extrémité bleue du spectre, si l'objet s'éloigne de nous, la longueur d'onde est décalée vers l'extrémité rouge. En décalage vers le rouge cosmologique, la longueur d'onde à laquelle le rayonnement est à l'origine émis est allongé au fur et à mesure qu'il voyage dans l'espace (en expansion). Le décalage vers le rouge cosmologique résulte de l'expansion de l'espace lui-même et ne pas du mouvement d'un corps individuel.

Par exemple, dans un système binaire distant, il est théoriquement possible de mesurer à la fois un décalage Doppler et un décalage vers le rouge cosmologique. Le décalage Doppler serait déterminé par les mouvements des étoiles individuelles dans le binaire, qu'elles s'approchent ou s'éloignent au moment où les photons ont été émis. Le décalage vers le rouge cosmologique serait déterminé par la distance à laquelle se trouvait le système au moment de l'émission des photons. Plus la distance au système est grande, plus les photons émis ont voyagé longtemps dans l'espace en expansion et plus le décalage vers le rouge cosmologique mesuré est élevé.


Les longueurs d'onde du Soleil

Les télescopes peuvent capter la lumière dans des gammes de fréquences inaccessibles pour nous.
Ce joli film du Soleil, basé sur les données du Solar Dynamics Observatory de la NASA, montre la large gamme de longueurs d'onde visibles par les instruments du télescope. SDO convertit les longueurs d'onde en une image interprétable par l'œil humain. Chaque longueur d'onde lumineuse (chaque couleur) montre le matériau solaire à des températures spécifiques. Ainsi, en regardant le soleil dans une variété de longueurs d'onde, les images générées par SDO mais aussi par les spectrographes d'imagerie NASA Earth Solar Observatory et NASA Solar Heliospheric Observatory et l'Agence spatiale européenne, les scientifiques peuvent suivre et analyser le mouvement des particules et la température de l'atmosphère du Soleil.

Vidéo : les caractéristiques du soleil apparaissent radicalement différentes lorsqu'elles sont vues dans différentes longueurs d'onde.


Spectres atomiques

Dans les années 1670, Isaac Newton, lors d'expériences optiques, a observé qu'un faisceau de lumière blanche se décomposait en un spectre continu de toutes les couleurs visibles, comme un arc-en-ciel, lorsqu'il passait à travers un prisme. Newton a classé ce spectre dans une gamme de sept couleurs différentes (rouge, orange, jaune, vert, bleu, indigo et violet). Dans la séquence de cette expérience, Newton a combiné ces faisceaux colorés dans un autre prisme qui a abouti à un autre faisceau de lumière blanche. Cela signifie que la lumière blanche est formée par la combinaison de toutes les couleurs visibles. La décomposition de la lumière blanche en différentes couleurs résulte de différentes longueurs d'onde, par conséquent, elles se déplacent à des vitesses différentes dans le prisme, la lumière rouge se déplaçant plus rapidement que le violet. Le résultat est que la lumière rouge se courbe moins fortement que la violette lorsqu'elle traverse le prisme, créant un spectre de couleurs. Le tableau ci-dessous montre la gamme de longueurs d'onde pour chacune des sept couleurs de l'arc-en-ciel.

Couleur Longueur d'onde
(nm)
rouge 620 -750
Orange 590 – 620
Jaune 570 – 590
Vert 495 – 570
Bleu 450 – 500
Indigo 420 – 450
Violet 380 – 420

Au 19 e siècle, des scientifiques ont découvert qu'ils pouvaient utiliser la lumière émise par des matériaux chauffés ou déchargés électriquement pour analyser leurs propriétés. Ce fut le début de la technique d'analyse du spectre. Dans les années 1850, Anders Jonas Angstrom a observé que la lumière émise par un gaz fortement chauffé n'avait pas de spectre continu, comme la lumière blanche, lorsqu'elle passe à travers un prisme. Le spectre du gaz chauffé était constitué de raies discrètes ou de raies spectrales. Cela signifie qu'un gaz chauffé émet de la lumière dans une longueur d'onde spécifique. Le scientifique a découvert que chaque élément du tableau périodique a un ensemble unique de raies spectrales, en tant que signature de l'élément. De cette façon, il est possible d'utiliser l'analyse spectrale pour identifier la composition du matériau. C'est une technique très importante en astronomie où les scientifiques l'utilisent pour analyser les propriétés d'objets distants, comme leurs éléments chimiques.

Les longueurs d'onde spécifiques émises par le gaz sont liées à leur structure atomique. Comme on le sait, l'atome est composé d'un noyau avec des charges positives (protons) et neutres (neutrons) entouré d'un nuage de charges négatives (électrons). Les électrons d'un atome sont liés au noyau par la force électromagnétique. Par la théorie de la mécanique quantique, un électron borné ne peut occuper qu'un ensemble d'états centrés sur le noyau, et chaque état correspond à un niveau d'énergie spécifique. Lorsqu'un électron est excité, par cœur ou par décharge électrique, il saute à un niveau d'énergie plus élevé. Cependant, l'électron a tendance à être dans le niveau d'énergie inoccupé le plus bas disponible. De cette façon, l'électron revient à son état d'origine. À l'électron se replier, il émet une quantité d'énergie sous forme de lumière (photon) avec une longueur d'onde spécifique. Cette énergie est égale à la différence entre le niveau excité et le niveau original. En conclusion, les raies spectrales sont le résultat de la quantification de l'énergie de l'atome.

Comme chaque élément a des niveaux d'énergie différents de leurs atomes, nous pouvons identifier les éléments par leurs raies spectrales. Le tableau ci-dessous montre la longueur d'onde aux deux raies les plus fortes émises sur le spectre visible par les gaz d'hydrogène (H), d'argon (Ar), de néon (Ne) et d'hélium (He), les gaz qui remplissent les tubes de cette expérience.


Longueurs d'onde des objets observés - émis ou observés ? - Astronomie

Il existe deux manières fondamentales d'observer une galaxie avec un télescope optique : en prenant une image, ou en prenant un spectre. Un télescope prend une image d'une galaxie de la même manière que vous pourriez utiliser un appareil photo et un film noir et blanc pour prendre une photo de vous-même.

Dans chaque cas, toute la lumière de l'objet est collectée. Les zones qui émettent le plus de lumière (ou, dans le cas des nuages ​​et de la neige, reflètent le plus la lumière du soleil) apparaissent sous forme de zones lumineuses sur les images, tandis que les zones les plus faibles sont reproduites en gradateur. nuances. Une telle image traduit la luminosité globale de la galaxie, mais elle ne peut pas nous montrer les couleurs des étoiles qui composent les différentes parties de la galaxie, ni comment ces couleurs varient selon l'emplacement dans la galaxie.

Afin de produire une image en couleur, nous devons prendre plusieurs expositions à différentes longueurs d'onde le long de la partie optique du spectre électromagnétique. Un filtre différent est placé devant l'appareil photo pour chaque exposition, un filtre qui ne transmet la lumière que dans une plage étroite de longueurs d'onde.

Ce filtre ne laisse passer que la lumière jaune. [NASA/TVH]

En combinant les expositions, nous pouvons déterminer quelles parties de l'objet sont les plus lumineuses aux longueurs d'onde courtes (lumière ultraviolette et couleurs bleues), aux longueurs d'onde intermédiaires (couleurs jaunes) ou aux longueurs d'onde longues (couleurs rouges et lumière infrarouge). Pour les galaxies spirales comme notre propre Voie lactée, par exemple, nous constatons que les régions externes du disque de la galaxie ont tendance à avoir des couleurs bleues (montrant la présence d'étoiles jeunes et brillantes), tandis que le renflement central est peuplé de plus rouges, à plus longue durée de vie. étoiles.

La figure ci-dessous montre sept images de la galaxie NGC 1512, qui a été observée avec le télescope spatial Hubble. Chaque image a été prise à travers un filtre différent et a donc échantillonné une partie différente du spectre optique et contient de la lumière de différentes couleurs. Observez comment différentes parties de la galaxie s'illuminent et prennent de l'importance à différentes longueurs d'onde. Si vous décrivez la morphologie (apparence) de cette galaxie, comment votre description pourrait-elle changer si vous ne regardiez qu'une image de longueur d'onde courte ou longue ?

En combinant les images, nous pouvons créer une image en une seule couleur de la galaxie. Pourriez-vous prédire à partir des images initiales en noir et blanc quels composants de la galaxie seraient les plus brillants dans différentes couleurs ?

Une image multi-longueur d'onde de NGC 1512. [NASA/HST]

UNE spectre pousse l'idée de décomposer la lumière en fonction de la couleur ou de la longueur d'onde, un peu plus loin qu'une série d'images. Tout comme les gouttelettes d'eau dans l'atmosphère peuvent séparer les couleurs de la lumière du soleil en un arc-en-ciel, ou un prisme peut diviser la lumière blanche en une gamme de couleurs, un spectrographe peut disperser la lumière émise par un objet en fonction de la longueur d'onde.

Les figures ci-dessous montrent les spectres de la lumière optique. L'axe des x va des courtes longueurs d'onde bleues à gauche aux longues longueurs d'onde rouges à droite. L'axe des y indique la quantité de lumière émise à chaque longueur d'onde - plus le niveau du signal est élevé, plus il y a de lumière. Dans chaque cas, le tracé supérieur est un tracé linéaire montrant l'intensité en fonction de la longueur d'onde, tandis que le tracé inférieur représente le spectre tel qu'il apparaîtrait au télescope.

En décomposant la lumière par longueur d'onde, nous sommes en mesure de rechercher des caractéristiques clés qui indiquent la présence de certains éléments dans les étoiles qui forment la galaxie. Ces caractéristiques peuvent ne pas être assez fortes pour que l'œil les trouve cachées dans une image contenant de la lumière provenant d'une gamme de longueurs d'onde, car elles sont très étroites (ne couvrant que quelques longueurs d'onde sur des milliers), mais une fois que la lumière est distribuée par longueur d'onde, elles sont faciles à identifier.

    Spectres continus montrent une forme relativement lisse, sans caractéristiques fortes en fonction de la longueur d'onde. Dans le cas illustré ci-dessous, le pic de la courbe se situe juste en dessous de 6000 Angströms (comme la forme du spectre de la lumière émise par le Soleil).


Radio

L'émission radio révèle quelques choses différentes sur la Voie lactée selon la partie du spectre radio que nous observons. Des parties du continuum radio nous indiquent où les électrons sont accélérés dans la galaxie. D'autres parties nous indiquent où se trouve l'hydrogène dans la Voie lactée.

Intensité de l'émission du continuum radio du disque de la Voie lactée à 408 MHz (en haut) et 2,4-2,7 GHz (en bas). Ces longueurs d'onde radio montrent aux astronomes où les électrons sont accélérés par divers processus. (Crédit : Haslam, et. al (1982), A&AS, 47, 1 Duncan, et. al (1995) MNRAS, 277, 36 Fuerst, et. al (1990) A&AS, 85, 691 Reich, et al. (1990) ), A&A, 85, 633)

L'émission du continuum radio provient d'électrons accélérés par l'un des deux processus différents. Le continuum de 408 MHz, illustré ci-dessus, nous montre principalement des endroits de la Voie lactée où les électrons sont accélérés par le champ magnétique interstellaire à presque la vitesse de la lumière. Lorsque les électrons sont accélérés, ils tournent en spirale autour des lignes de champ magnétique et émettent un rayonnement à des longueurs d'onde radio. Dans la gamme 2,4-2,7 GHz, certains des points lumineux montrent également où les électrons sont accélérés dans les champs magnétiques. Dans cette partie du continuum, cependant, nous voyons également de la lumière émise par des électrons accélérés par des protons dans les gaz chauds et ionisés de la nébuleuse en émission.

Ces images montrent la quantité d'hydrogène atomique (en haut, 1,4 GHz) et moléculaire (en bas, 115 GHz) provenant d'observations radio. (Crédit : Burton, (1985) A&AS, 62, 365 Hartmann, "Atlas of Galactic Neutral Hydrogen," Cambridge Univ. Press, (1997, livre et CD-ROM) Kerr, (1986) A&AS, 66, 373 Dame, ( 2001) ApJ, 547, 792)

En regardant quelques longueurs d'onde spécifiques, les astronomes peuvent voir des endroits où l'hydrogène réside dans la Voie lactée. L'hydrogène atomique émet une raie spectrale rare à 1420 MHz (ou 21 cm de longueur d'onde). Même si la ligne est rare, nous voyons cette ligne assez en évidence dans la Voie lactée car il y a tellement d'hydrogène. L'hydrogène atomique trace des endroits où le milieu interstellaire est froid ou chaud, qui s'organise en nuages ​​diffus de gaz et de poussière pouvant atteindre des centaines d'années-lumière de diamètre.

L'hydrogène moléculaire est difficile à détecter directement, de sorte que le monoxyde de carbone est observé comme traceur standard de l'hydrogène moléculaire. Carbon monoxide has a spectral line in the radio at 115 GHz. We find that molecular hydrogen resides is the spiral arms of the Milky Way in "molecular clouds" that are often the site of star formation.


Common Applications of Emission and Absorption Spectroscopy

Spectroscopy is the study of the spectrum of a substance to investigate more about its properties. Both absorption and emission spectroscopy have a number of uses.

Emission Spectrum

To identify a substance: Every substance emits lights of different wavelengths. To identify the given substance, light is focused on it or the substance is heated. This causes the electrons to get excited and jump to a higher orbit. The energy emitted by these electrons while returning to their ground states is compared to the characteristic colors of the elements, and the chemical composition of the substance is determined.
To study the composition of stars: The emission spectra of stars can be recorded and then compared with standard emission spectra of known elements to determine their chemical composition.

Absorption Spectrum

To identify a substance and determine its concentration: An unknown substance can be identified by focusing light of a particular wavelength on it, and then studying the absorption spectrum of the substance. Since substances absorb light only from a particular wavelength or wavelength range, the wavelength of light focused on them is important. This spectrum can be compared with a set of reference values for identification. These reference values are known absorbance values of common elements and compounds. The concentration of the substance in the sample can also be determined.
To study the composition of stars: The light emitted by stars and planets passes through their atmosphere, where some of it is absorbed by the gases. When the absorption spectra of these gases is recorded and compared to the reference spectra values of gases, the composition of these planets or stars can be determined.
Remote sensing: Absorption spectroscopy can be used to collect details of the land, including attributes such as forest cover, health of forests or exposed rock surfaces, without any individual actually setting foot on it. When light is focused on the land terrain and its absorption spectra is recorded, it can be used to extract information about the terrain. This is done by comparing the recorded values with reference values of absorbance shown by land with forest cover or exposed rock. In fact, the absorbance values vary depending on the type of the forest, a healthy vegetation will show different values compared to an unhealthy forest cover. It can also provide details of atmospheric composition.

Both absorption and emission spectroscopy are exact opposites of each other. Since the electronic configurations of elements are different, the spectrum values of these elements will be their ‘atomic fingerprint’, i.e., it will be unique to each element. It is said that absorption spectrum is the ‘photographic negative’ of emission spectrum, because the wavelengths that are missing in absorption spectrum are seen in the emission spectrum.

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