Lumière sur le soleil

    

Pour paraphraser un héros de Jules Verne, on peut dire que "tout le monde a vu le soleil ou, au moins, en a entendu parler". Mais les vastes distances qui nous séparent de lui avaient fait écrire à A. Comte dans le tome II de son Cours de philosophie positive publié en 1835 : "Nous ne saurons jamais étudier, par aucun moyen, la composition chimique des étoiles".  En effet, le seul élément susceptible de nous livrer des informations sur le soleil n'est autre que la lumière qu'il nous envoie et cet élément paraissait bien mince à l'époque.

Quelques années plus tard, de grands scientifiques trouvaient le moyen de percer la composition chimique des étoiles grâce à la spectroscopie.

Cette année, dans le cadre du concours Lanfranc, nous avons eu la chance de travailler sur un spectroscope, prêté par le club astronomique de Querqueville.

Notre étude a comporté plusieurs étapes :

-   une étude préalable du Soleil et de la spectroscopie

-   la prise en main du spectroscope et son étalonnage

Tout ceci pour aboutir à la visualisation du spectre solaire et de ses raies d’absorption, ainsi qu’à un début d’analyse…

1) Le spectroscope à travers les âges.

       Newton fut le premier à montrer que la lumière blanche est en fait un mélange de toutes les couleurs de l'arc-en-ciel. Il éclaira avec de la lumière solaire une fente percée dans un écran opaque et fit traverser à cette lumière un prisme en verre et une lentille convergente.  Il obtint des images colorées de la fente sur un écran.  L'ensemble de ces images constitue un spectre pur de la lumière blanche.  Le prisme dévie la lumière, mais il dévie davantage la lumière bleue que la lumière rouge.  Les couleurs apparaissent dans l'ordre suivant : violet, indigo, bleu, vert, jaune, orange et rouge.  Newton en tire la conclusion que toutes ces couleurs sont présentes dans Ici lumière blanche et que le prisme a pour effet de les séparer.

          Il ouvrit ainsi la porte à l'analyse spectroscopique.

          Bientôt, on inventait le spectroscope :

Le spectroscope est un instrument permettant de visualiser la décomposition de Ici lumière du soleil et de l'analyser. Peu à peu le dispositif s'étoffa:

          En 1814, Joseph Von Fraunhofer répéta l’expérience de Newton sur la décomposition du spectre lumineux, faisant passer le faisceau de lumière par une fente très fine avant de lui faire traverser le prisme. Les prismes qu’il utilisa donnaient une image d’une grande netteté, ce qui lui permit de remarquer que le spectre solaire formé des sept couleurs de l’arc-en-ciel était traversé de rayures noires (raies ou bandes d’absorption).

           Par la suite, les physiciens allemands Kirchhoff et Bunsen étudièrent, en laboratoire, le spectre de certaines substances chimiques portées à incandescence. Ils découvrirent que toute substance possède un spectre d’émission avec une disposition précise de raie, en d’autres termes, qu’il était possible de reconnaître une substance et sa température par son spectre d’émission. Celui-ci étant, en quelque sorte, une empreinte digitale de la substance, il ne comportait aucun risque d’erreur. Les expériences de Bunsen et Kirchhoff marquèrent le début de la spectroscopie.

          En 1868, c'est à l'aide d'un spectroscope à sept prismes que Lockyer et Janssen observèrent le soleil lors d'une éclipse de 1868.

C’est d’ailleur par l’analyse de la lumière solaire que Lockyer identifia un nouvel élément, l’hélium, que l’on ne découvrit que bien plus tard sur Terre.

 2) Le spectre

Les objets célestes nous envoient un rayonnement constitué d'ondes électromagnétiques.

            Le rayonnement émis par l'objet est constitué de plusieurs types d'ondes que l'on caractérise, en physique, par leur longueur d'onde l. Connaître la répartition du rayonnement en fonction des différentes longueurs d'onde, c'est établir le spectre de ce rayonnement.

Il existe trois types de spectres :

* les spectres continus
* les spectres de raies d'émission
* les spectres de raies d'absorption

G.Kirchhoff, physicien allemand publia en 1859 (en collaboration avec P.Bunsen ) les lois qui décrivent les formations de ces différents spectres ; elles s'expriment de la manière suivante :

1)         Un gaz à pression élevée, un liquide ou un solide, s'ils sont chauffés, émettent un rayonnement continu qui contient toutes les couleurs.

2)         Un gaz chaud, à basse pression, émet un rayonnement uniquement pour certaines couleurs bien spécifiques -. le spectre de ce gaz présente des raies d'émission.

3)         Un gaz froid, à basse pression, s'il est situé, entre l'observateur et une source de rayonnement continu, absorbe certaines couleurs, produisant ainsi dans le spectre des raies d'absorption. Ce gaz absorbe les mêmes couleurs qu'il émettrait s'il était chaud.

Formation d’un spectre (prenons l’exemple d’un atome d’hydrogène).

L’atome d’hydrogène

L’atome d'hydrogène est l'atome le plus simple et c'est lui qui possède le spectre le plus simple. Nous nous contenterons donc de décrire le spectre de cet élément qui est par ailleurs le plus répandu dans l'univers.

Les premières raies spectrales de l'hydrogène que l'on ait étudiées sont situées dans le domaine visible du spectre, bien qu'elles aillent en se resserrant vers une limite dans le proche ultraviolet. Cette série de raies s'appelle la « série de Balmer », du nom du physicien suisse ayant découvert la loi qui régît l'espacement en longueurs d'onde des raies. Les premières raies sont numérotées au moyen de l'alphabet grec.

·         la première raie, Ha, a la longueur d'onde 656,2 nm, elle est donc rouge ;

·         la seconde, Hb, est bleue à 486,1 nm ,

·         la troisième, Hg, est indigo à 434,0 nm, et ainsi de suite. 

Les dernières sont très rapprochées ; il n'y a plus de raies pour des longueurs d'onde plus courtes que 364,0 nm. Cette longueur d'onde limite est la limite de la série de Balmer.

Balmer avait remarqué que l'écartement entre les raies diminue régulièrement quand la longueur d'onde diminue. Il proposa une loi empirique régissant la distribution des longueurs d'onde de ces raies.

1/l=RH((1/2)2-(1/n)2)

où l est la longueur d’onde cherchée

     n un entier égal à 3, 4, 5…( cela correspond au niveau de départ de l’électron)

     RH la constante de Rydberg associé à l’hydrogène (RH= 109,677. 10-4 nm-1)

 3) La description du spectroscope.

A. Présentation générale

Le spectroscope utilisé ici est constitué ainsi :

1)      la lumière à analyser éclaire une fente d'entrée,

2)   la fente d'entrée est placée dans le plan focal objet d’un miroir parabolique. Ce dispositif permet de former, après réflexion sur le miroir, une onde dite "plane", nécessaire au bon fonctionnement du réseau,

3)   le réseau est éclairé sur la totalité de sa surface. Il va permettre de réaliser le spectre de la lumière qui est entrée par la fente. Le réseau est un système optique dispersif dont les notions essentielles de fonctionnement seront données ci-après,

4)    la lumière envoyée par le réseau est alors captée par un miroir parabolique qui forme l'image du spectre dans son plan focal image,

5)    l'image est renvoyée vers l’oculaire par un miroir plan.

B. Le réseau

          Un réseau est un système optique formé par la répétition sur un support d'un motif à intervalles réguliers.

          On peut distinguer deux sortes de réseaux :

- les réseaux par transmission. Ils sont constitués par un ensemble de N fentes rectangulaires régulièrement espacées d'une distance p (le pas du réseau).

- les réseaux par réflexion. Ils sont constitués par un ensemble de N miroirs qui peuvent être ordonnés comme sur la figure ci-dessous

       C'est ce type de réseau qui équipe le spectroscope : un réseau échelette. Il constitue l'élément le plus important du spectroscope, il est donc nécessaire de bien connaître son fonctionnement.

          Pour comprendre le principe d'un réseau, on peut considérer un réseau par transmission. Il sera alors plus facile de comprendre l'intérêt du réseau échelette.

Si on éclaire un réseau par transmission avec une seule onde lumineuse contenant une seule couleur (l), on constate que la lumière se répartit dans des directions privilégiées :

À chaque direction est associé un ordre.

Si pour éclairer le réseau, on s'est servi d'un dispositif semblable à celui du spectroscope, on obtient sur un écran une image de la fente source pour chaque ordre.

Les images n'ont pas toutes la même intensité lumineuse.  L'intensité est maximale au centre (o) puis diminue rapidement de part et d'autre.  Si la lumière contient maintenant deux longueurs d'ondes. Et, on obtient sur l'écran :

Dans l'ordre 0 : l1 et l2 sont mélangées.

Dans l'ordre 1 : l1 et l2 sont séparées.

Dans l'ordre 2 : l1 et l2 sont séparées et plus écartées que dans l'ordre 1. Le réseau sépare les longueurs d'ondes dans les ordres différents de 0. La séparation est d'autant plus importante que l'ordre est élevé. On pourrait montrer aussi que la séparation est d'autant plus importante que le nombre de fentes N est élevé.

Les physiciens traduisent ceci en introduisant la notion de résolution

R =n´N

       où n représente l'ordre et N le nombre de motifs du réseau. Plus R est grand plus le réseau est capable de donner à deux longueurs d'ondes voisines des directions suffisamment différentes pour obtenir deux images séparées sur l'écran.

       Une grande résolution permet donc un bon « étalement »  des longueurs d'ondes et nous offre la possibilité d'observer « les détails du message contenu dans la lumière ».

       Si on éclaire le réseau par transmission avec une lumière blanche (400 nm< l <800 nm) on observe :

-   lumière blanche brillante dans l'ordre 0

-   décomposition dans l'ordre 1

-   décomposition dans l'ordre2 : le spectre est plus large et l'ordre de dispersion est meilleur.

-   risque de recouvrement des ordres (exemple ici 2 et 3)

-   l'intensité lumineuse diminue quand l'ordre augmente.

L'idéal pour réaliser un spectre serait donc :

-de travailler dans un ordre élevé pour une bonne dispersion

-qu'il n'y est pas de risques de recouvrement pour ne pas gêner l'analyse

-avoir un maximum d'intensité pour une bonne observation.

Le réseau échelette permet de :

-concentrer la lumière dans un seul ordre (ici l'ordre 2)

-supprimer les autres ordres pour ne pas avoir de recouvrements

-avoir une bonne résolution grâce au grand nombre de miroirs (N=1320 miroirs/mm)

On peut ainsi réaliser un spectre, par exemple de la lumière solaire, où des détails comme le doublet du sodium peuvent apparaître.


                     Spectroscope solaire à l'Observatoire de Meudon

 

 4) Notre approche du spectroscope.

Le mardi 14 Décembre 1999, nous découvrons pour la première fois, le spectroscope, prêté par le club astronomique de Querqueville - dont fait partie M. Cavaroz, proviseur du lycée Victor Grignard - : une boîte blanche, tout à fait banale en apparence...

Mais, à l'intérieur, une association de lentilles et un réseau s'offre à nos yeux émerveillés. Peu à peu, nous avons pris conscience de l'importance de l'appareil.

Au cours d'une première entrevue, M. Boust, chercheur au CNRS et M. Bruneau professeur de physique des classes préparatoires (MP) du lycée Victor Grignard nous ont appris à nous servir du spectroscope. Les premiers spectres que nous avons observés sont ceux de la lampe de sodium (Na) et de mercure (Hg).

Après avoir positionné la lampe en face de la fente d'entrée, nous suivons le trajet des rayons lumineux à l'aide d'un carton blanc. Nous nous assurons par là même que la lampe est bien positionnée, en face du miroir, que les rayons sont bien parallèles au réseau et qu'ils sont décomposés par celui-ci. Nous regardons ensuite dans l’oculaire. Suivant Ici netteté des raies visibles, nous procédons à des réglages. Mrs Boust et Bruneau guident nos gestes hésitants.  Ils nous montrent comment agrandir ou rétrécir la fente d'entrée et comment régler l’oculaire afin d'obtenir une image nette du spectre du sodium et du mercure.

A la deuxième entrevue, nous allions déjà beaucoup plus vite dans nos réglages. Les gestes devenaient plus mécaniques

Ensuite, nous avons appris à étalonner l'instrument, étape pour le moins capitale dans notre approche du spectroscope. En effet, l'étalonnage doit nous permettre de connaître la position exacte de chaque raie sur une échelle arbitraire. Un compteur avait été implanté sur le spectroscope à cet effet.

Ainsi nous avons pu associer à chaque longueur d'onde des raies (connue) une valeur.

Les résultats sont consignés dans les tableaux ci-dessous.

Lampe à vapeur de mercure (Hg)

 

Raie jaune

Raie verte

Raie bleue

Raie violette

Notre échelle

752

665

557

434

Longueur d’onde

577 nm

546,1 nm

491,6 nm

407,7 nm

Lampe à vapeur de sodium (Na)

 

Doublet du sodium

Notre échelle

780

Longueur d’onde

589,3 nm

Le graphique obtenu est le suivant. Il nous permet de connaître, pour une longueur d'onde donnée, son équivalence dans notre échelle et vice versa.

 5) Le grand moment.

       Mardi 7 mars 2000.enfin quelques éclaircies nous permettent d’observer le spectre du soleil.
Aidés par M Boust, nous installons  tout le dispositif : nous plaçons le spectroscope en face d’une fenêtre. A l’aide du spinosa (un système de miroir), nous captons la lumière du soleil pour la renvoyer vers la fente du spectroscope. Après avoir suivi le cheminement des rayons solaires, nous baissons le couvercle de l’appareil. Quelques petits réglages et nous pouvons observer…le spectre solaire !

 Voici un aperçu de ce que nous avons pu observer :

Il s’agit d’un spectre continu sur lequel on peut admirer un nombre considérable de raies sombres.

Ensuite, grâce au graphique préalablement réalisé, nous observons que certaines raies sombres coïncident avec les raies d’émission du sodium et du mercure.

Certaines raies sombres sont particulièrement intenses comme le doublet du sodium.

Interprétation:

       Le soleil émet un spectre continu. on en déduit, d'après les lois de Kirchhoff, que le soleil est constitué d'un gaz sous pression.

       Le spectre du soleil présente aussi des raies d'absorption qui caractérisent les éléments chimiques constituant sa région superficielle: sa région interne est très chaude et sa région superficielle plus froide. Le rayonnement continu émis par le gaz chaud subit une absorption sélective caractéristique des éléments chimiques qui constituent l'atmosphère plus froide. Il y a donc une corrélation entre la composition chimique du soleil et ces raies.

       Ainsi, il semblerait que le soleil contienne du sodium et du mercure.

 6) Samedi 25 mars: un aperçu instructif du travail d'équipe.

Samedi  25 mars 2000, nous avons passé la journée au lycée. Arrivés à 10 heures, nous avons rencontré, au cours d’un échange pour le moins instructif :

-          Mme Véronique Duflot, membre de l’ASNORA (Association Normande d’Astronomie à Caen) et responsable du club d’astronomie de Caen

-          M. Claude Chaumont, secrétaire de l’ASNORA

-          M. Jean-Louis Lefèvre, membre du GAHQ (Groupe Astronomique de la Hague et de Querqueville)

Une fois les présentations terminées, nous descendons le spectroscope dans la cour du lycée.  Entre deux éclaircies, nous réussissons à régler le miroir du spinosa afin que le centre du miroir du spinosa coïncide avec celui du premier miroir du spectroscope. M. Lefèvre nous explique toute l’importance d’une telle préparation. En effet, les lois optiques ne s’appliquent que si les rayons frappent parallèlement le réseau (donc s’ils frappent parallèlement le premier miroir parabolique).

Enfin, le soleil apparaît et nous observons son spectre par l’oculaire. Ce n’est certes pas la première fois, mais c’est quand même, pour nous, l’aboutissement d’un travail de longue haleine pour une compréhension générale de la spectroscopie.

Nos interlocuteurs nous posent des questions sur le fonctionnement de l’appareil. Ces questions nous permettent à la fois d’expliquer le principe du spectroscope, comme de progresser dans notre connaissance de l’appareil.

Mme Duflot nous avait apporté la longueur d’onde des différentes raies du spectre solaire ( en particuliers du mercure et du sodium). Avec notre étalonnage, nous réussissons à observer le doublet du sodium, qui correspond au numéro 758 sur notre échelle arbitraire.

Toujours avec Mme Duflot, nous faisons un nouvel étalonnage afin d’obtenir une autre courbe pour établir une comparaison. Profitant de la compétence de ces scientifiques, nous leur également posons des questions sur, par exemple, certaines aberrations que nous avions observées dans le spectre du mercure. Ainsi, nous observons des raies de l’hydrogène et de l’azote dans le spectre du mercure. Mme Duflot nous explique que cela pouvait être dû aux lampes qui avaient mal vieilli. De l’air se serait infiltré dans la lampe d’où la présence de raies de l’oxygène.

De plus, elle nous explique la loi de Wien, l’effet Doppler Fizeau, le Red Shift…

Peu à peu, nous prenons conscience de l’importance du travail d’équipe. A plusieurs, nous pouvons essayer d’apporter chacun nos réponses aux différents problèmes. Par là même, nous pouvons progresser. Ainsi, au cours de la journée, nous avons compris l’importance du travail de chercheur, qui doit innover à partir des données dont il dispose, et ce métier nous a paru très intéressant.

L’image que nous avions de l’astronomie en a donc été modifiée : nous ne pensons plus à l’astronomie comme à la science qui étudie les étoiles etc… mais comme une science dans laquelle le travail d’équipe et de recherche est primordial.

Conclusion

Cette corrélation qui permet d'étudier la composition chimique du soleil a été mis en évidence par Kirchhoff et Bunsen.  Ils ont ainsi trouvé le moyen de percer la composition chimique des étoiles.  Cela s'est passé moins de trente ans après que Comte ait déclaré que c'était impossible.

Ces travaux au début des années 1860, renouvellent le débat sur la façon dont le soleil produit son énergie.  En effet, les thermodynamiciens avaient énoncé leurs lois sur le principe de conservation et de dissipation de l'énergie.  De ce fait, ils en avaient déduit que le soleil était en train de se refroidir rapidement : l'énergie solaire n'est pas inépuisable et la vie sur Terre est comptée.

1° article Ouest-France        2° article Ouest-France