Décomposée avec un prisme, la lumière des
étoiles révèle leur composition chimique...
Un spectre, c'est soit une bande lumineuse, sillonnée,
parfois, ici et là, de raies sombres, dites raies d'absorption,
soit une bande sombre sillonnée de raies plus claires
dites raies d'émission. Pourquoi ces raies ? Un solide
(une barre de fer chauffée à blanc par exemple), un liquide
incandescent ou un gaz à très forte pression émettent
un rayonnement continu. Si l'on décompose par un prisme cette
lumière émise, on obtient une bande composée
de plages lumineuses colorées couvrant tout ou partie
des couleurs de l'arc-en-ciel. Nous avons affaire à un
spectre continu ou continuum. Dans le cas d'un gaz (ou corps
qui émet de la lumière alors qu'il se trouve à faible pression
ou à moindre température, nous obtenons un spectre dans lequel
on observe une superposition de raies brillantes, c'est un spectre
d'émission. Dernier cas de figure, si la lumière émise
par un corps quel qu'il soit traverse sur son trajet un gaz
sous faible pression, apparaissent sur le continuum des raies
sombres : nous avons un spectre d'absorption. Les spectres stellaires
que l'on peut obtenir sont des spectres d'absorption : seul
le Soleil, compte tenu de son diamètre apparent et du phénomène
d'éclipse qui permet d'étudier la lumière reçue des couches
supérieures de son atmosphère, permet d'obtenir à la fois des
spectres d'absorption et des spectres d'émission.
Tout atome de n'importe quelle espèce chimique, qu'il soit d'hydrogène,
de mercure ou de fer par exemple, porté à des
températures élevées, émet une lumière composée
d'une série de raies, à des longueurs d'onde définies
avec exactitude. Du point de vue astronomique, le point important
est que tout élément chimique a sa propre série
de raies, ce qui interdit de le confondre avec un autre élément.
Dans le cas d'une étoile, la lumière émise par les réactions
thermonucléaires qui règnent dans son coeur doit pour nous parvenir
traverser l'atmosphère de l'étoile. Les atomes de cette
atmosphère très diluée et à faible pression absorbent
les photons correspondant à leur propre longueur d'onde. Apparaissent
alors les raies d'absorption.
Ainsi un astronome peut "lire" un spectre stellaire
et déterminer précisément les éléments
composant les zones superficielles de l'étoile ainsi
que mesurer leur abondance relative.
Source : Astronomia, pp. 47-48
