SPECTROGRAPHIE


Spectre du soleil:

Ces détails du spectre solaire ont été obtenus avec un réseau plan par réflexion à 1200 traits/mm, travaillant sous incidence rasante (dans ce cas, la fente source devant le soleil est inutile). Un appareil photo muni d'un téléobjectif de 400mm donne sur la pellicule une image de l'ordre 1 ou de l'ordre 2. Il n'y a pas de télescope dans cette expérience.

Doublet du Ca+ dans le proche U.V.


doublet du Ca+ dans l'UV : 393,4 - 396,8 nm
région du bleu-violet vers 434 nm, bande CH et raie Hgamma
région du bleu-vert : raie Hbeta à 486,1 nm
triplet du magnésium atomique dans le vert : 516,7 - 517,2 - 518,3 nm
doublet du sodium atomique dans l'orange : 589,0 - 589,6 nm

Dans le spectre de la photosphère, on a dénombré 26000 raies d'absorption dans le visible, attribuées à une soixantaine d'éléments chimiques présents dans l'atmosphère solaire. La plupart des raies sont métalliques, plusieurs degrés d'ionisation sont possibles. Par convention FeI désigne le fer atomique Fe, FeII désigne Fe+, FeIII: Fe2+ ...Pour obtenir des spectres à haute résolution, on travaille avec un réseau de diffraction très dispersif (2500 traits/mm) et sur du film Noir et Blanc à grain très fin (Kodak 2415).
Sur ce premier spectre dans le bleu-vert, gradué en angström ( = 0,1 nanomètre), les principales raies entre 485 et 498 nm sont repérées, elles sont dues au titane atomique TiI, au titane ionisé une fois TiII, au chrome CrI, au nickel NiI, aux FeI et II, au calcium atomique CaI, au sodium NaI, à l'hydrogène (raie H beta)...
Le second spectre s'étend dans l'orange entre 588 et 600 nm. Autour du doublet du sodium atomique à 589,0 et 589,6 nm, on peut identifier les raies du silicium, du fer et du nickel atomiques. On remarquera surtout les raies d'absorption de la vapeur d'eau de notre atmosphère qui se superposent au spectre du soleil.
 

Spectre de la chromosphère:

L'élément essentiel est une fente en dural de largeur variable que l'on dispose tangentiellement  à  l'image du disque solaire  au foyer d'un télescope (diaphragmé à 50 mm vu le risque d'échauffement du miroir) ou d'une lunette de grande focale (diam: 60 mm F/15). La dispersion des couleurs est assurée par un réseau de diffraction (1200 à 2500 t/mm). Enfin, un boîtier muni d'un puissant téléobjectif enregistre l'image. Les raies en absorption sont celles de la photosphère à 5500°C, les quelques raies en émission sont celles de la chromosphère à 15 000°C, elles sont dues à l'hydrogène atomique (raie rouge à 656,3 nm) et à l'hélium (587,6 nm raie jaune-orangé).

Raies chromosphériques en émission : Halpha à 656,3 nm (rouge) ; Hélium à 587,6 nm (jaune)
Si on positionne la fente sur une tache solaire, on met en évidence l'effet Zeeman (élargissement ou détriplement des raies par l'intense champ magnétique qui règne au centre des taches solaires).

Effet Zeeman



Spectres stellaires avec un prisme:

Au foyer du télescope, on place un collimateur constitué d'un objectif  photo de 50mm, d'un prisme et d'un objectif  photo de 135mm. L'image de l'étoile au foyer du télescope coïncide avec le foyer objet de l'objectif de 50 mm. Le prisme est alors attaqué par des rayons lumineux parallèles; après dispersion les rayons colorés vont converger au foyer  image de la lentille de 135 mm. Il suffit de placer à cet endroit un boîtier photo. (voir schéma)
Le prisme est positionné de manière à ce que la dispersion des couleurs  s'effectue perpendiculairement au  mouvement diurne, l'étalement du spectre se fait en jouant sur la vitesse de l'entraînement en ascension droite.
Pour les étoiles  blanches comme Sirius ou Véga, le spectre montre surtout les raies  en absorption de l'hydrogène.

Spectre de Véga
Pour les étoiles rouges et plus froides comme Betelgeuse ou Alpha d'Hercule, on voit les bandes moléculaires de l'oxyde de titane TiO.
Spectres de Betelgeuse et d'Alpha d'Hercule

Spectres des étoiles rouges Betelgeuse et Alpha Hercule

Pour les étoiles jaunes comme le soleil ou ici Capella, le spectre est constitué de nombreuses raies dues aux métaux de transition (Fe, Ni, Ti, Cr,...) , aux alcalins et alcalinoterreux, à l'hydrogène ...

Spectre de Capella

Il est aussi possible de réaliser le spectre de nébuleuses brillantes comme M8 ou M42 et de belles comètes comme Hyakutake ou Hale-Bopp. Ainsi dans le spectre de M42, la raie rouge est celle de l'hydrogène alpha à 656,3 nm, la raie verte et la vert-bleu sont dues à l'oxygène O2+ (500,7 - 495,9 nm), la bleue est celle de l'hydrogène beta à 486,1 nm.
 

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