• Fabrication d'un spectroscope sans optique

Un spectroscope pour la classe : Cahiers Clairaut n° 132 (2010) p 23

• De la spectro avec un appareil photo

Quelques variations autour de la spectroscopie stellaire : Cahiers Clairaut n° 132 (2010) p 18

• Travail sur des spectres de galaxies

Voici deux spectres superposés de deux galaxies : Andromède (alias Messier 31) et une galaxie distante. Quelques raies spectrales ont été identifiées sur le spectre de la galaxie distante (en rouge).

(Spectre fourni par F. Durret)

En noir, spectre de M31, en rouge spectre d'une galaxie lointaine.   Notons que selon une vieille habitude, les astronomes notent les longueurs d'onde en Angström. Pour avoir les longueurs d'onde en nanomètres (nm), il suffit de diviser par dix. L'axe des ordonnées donne l'éclairement monochromatique (W.m-2), dans une échelle arbitraire.

Commençons par identifier les raies sur les deux spectres et mesurons le décalage Dl séparant une même raie vue sur les deux spectres. Nous vérifierons que ce décalage est proportionnel à l, comme on s'y attend avec la relation Doppler-Fizeau.

Il est possible de mesurer le décalage en millimètres sur le graphique et de tracer ce décalage en fonction de l. C'est très simple. Il est cependant plus physique d'exprimer ce décalage en nanomètres (ou Angström comme le font encore les astronomes) par une conversion d'échelle (tant de millimètres sur le graphique donnent tant de nanomètres). Ensuite, nous pourrons vérifier que le décalage du logarithme des longueurs d'onde est approximativement constant. Normalement, il faut redessiner le spectre en fonction de log l, mais nous pouvons calculer simplement le décalage sous la forme :

Les raies que nous retrouvons très fréquemment dans les spectres de galaxies sont les suivantes :

• Le doublet H et K du Calcium à 396,9 nm et 393,4 nm
• Le doublet du sodium neutre (NaI) à 589,6 nm et 589,0 nm. Le doublet n'est pas résolu sur le spectre (on le voit comme une raie unique à environ 589,2 nm) ;
• Le triplet du magnésium neutre (MgI) à 518,4 nm, 517,3 nm et 516,7 nm. Le triplet n'est pas résolu sur le spectre (on le voit comme une raie unique à 517,4 nm environ).
• Puis nous avons la "Série de Balmer" de l'hydrogène
  • H-beta à 486,1 nm
  • H-gamma à 434,0 nm
  • H-delta à 410,1 nm (en général plus difficile à voir)
  • H-alpha à 656,3 nm (mais cette raie, souvent en émission est hors du domaine spectral des spectres donnés en exemple)

Notons enfin que CaFe n'est pas la raie du café mais un mélange d'une raie du Calcium et d'une raie du Fer. La raie marquée G est en fait composée d'une série de raies de la molécule CH (vers 430,0 nm) et de raies du Fer. On l'appelle la bande G.

Amusez vous maintenant à identifier les raies principales. Calculez leur longueur d'onde pour la galaxie distante et déduisez finalement la vitesse cosmologique de cette galaxie lointaine par la relation Doppler-Fizeau. Vous devriez trouver une vitesse de l'ordre de 10 583 km/s. C'est ce qu'on appelle communément, la vitesse de fuite résultant de l'expansion de l'univers.

Essayez aussi de calculer la vitesse de M31. Vous devriez trouver une vitesse négative (décalage vers le bleu). En effet, Andromède et notre Galaxie "tombent" l'une sur l'autre.