On a deux informations complémentaires concernant l’observation du ciel :

• en imagerie optique on image ce que l’on voit ;
• alors qu’en spectroscopie on a accès à ce que l’on ne voit pas avec nos yeux.

Rappelons que le rayonnement électromagnétique est onde et particule à la fois :

• onde avec fréquence et longueur d’onde
• particule avec fréquence et énergie

Le spectre électromagnétique est beaucoup plus large que le visible. La transparence atmosphérique joue aussi sur la perception des signaux, il y a des « fenêtres » de visibilité. Un spectre « thermique » correspond à un corps chaud et suit la loi de Planck. C’est un spectre de corps noir. Un corps noir est un corps idéal qui absorbe toute l’énergie qu’il reçoit. Ce phénomène induit une émission de rayonnements thermique appelé rayonnement du corps noir. Ce type de rayonnement a une intensité et un spectre uniquement fonction de la température.
Il existe trois types de spectres :

Les spectres continus
Produits par un solide ou un gaz chaud et opaque ; c’est un spectre composé d’un étalement de couleur continu allant du rouge au violet. C’est le cas de la surface d’étoiles ayant très peu ou pas d’atmosphère, comme certaines naines blanches ou les restes de supernovæ (pulsars).

Les spectres d’émission
Produits par tout gaz chaud et transparent ; c’est un spectre composé de raies étroites et brillantes de lumière sur un fond noir, lesquelles sont caractéristiques des éléments chimiques contenus dans le gaz. C’est le cas d’une nébuleuse, par exemple ou de galaxies d’étoiles jeunes

Les spectres d’absorption
Où un gaz froid et transparent absorbe une partie de la lumière émise par une source chaude émettant un spectre continu, ce qui produit dans ce dernier une série de raies noires caractéristiques des éléments chimiques présents dans le gaz froid.

Les raies donnent des indications sur la composition de la matière, la vitesse du corps par mesure de l’effet Doppler. Les grands décalages définissent le facteur de redshift (z), en comparant le lambda observé par rapport au lambda au repos.

On a aussi une indication sur la largeur des raies et sur leur profondeur. Tout ceci est valable parce que les lois n’ont pas varié dans le temps, mêmes atomes et mêmes particules très loin dans le passé. Ceci permet même de mesurer précisément le rapport des masses proton/électron (1836) à partir des raies H2 et HD, ou la valeur de la constante de structure fine à partir des multiplets de métaux.

L’étude des spectres de molécules CO situées dans l’Univers lointain permet d’accéder à la température du CMB de cette époque. La formule générale est T (rayonnement) = 2,73 x (1+z) en Kelvin.

Des instruments comme ESPRESSO (Echelle SPectrograph for Rocky Exoplanets and Stable Spectroscopic Observations)  devraient permettre une plus grande résolution spectrale. De plus, on attend avec impatience la mise en service de l’E-ELT au Chili.

Cet article est basé sur le compte rendu de Jean-Pierre Martin (président de la commission de cosmologie), disponible ICI.

Prochaines réunions de la commission de cosmologie :

• samedi 9 février 2019 : Gabriel Chardin, président du comité des très grandes infrastructures de recherche du CNRS, sur une hypothèse sur les propriétés gravitationnelles de l’antimatière qui permettrait de proposer une cosmologie alternative au Big Bang
• samedi 13 avril 2019 : Jeremy Neveu du LAL Orsay sur « le télescope cosmologique LSST »
• samedi 15 juin 2019 : Denis Gialis sur « les multivers et la cosmologie »

Site web de la commission ICI