La spectroscopie des étoiles

La spectroscopie est la décomposition de la lumière en ses longueurs d'onde constituantes. C'est la technique la plus puissante de l'astronomie — elle permet de déterminer sans contact la composition chimique, la température, la pression, la densité, la vitesse, le champ magnétique et bien d'autres propriétés physiques d'objets distants de milliards d'années-lumière. August Comte affirmait en 1835 que la composition des étoiles serait à jamais inaccessible à la science — vingt ans plus tard, la spectroscopie réfutait cette prédiction. Le principe repose sur la nature ondulatoire de la lumière. Un prisme (ou un réseau de diffraction — une lame gravée de milliers de traits par millimètre) sépare les longueurs d'onde car elles sont déviées différemment. Le spectre continu produit par un corps chaud (comme une étoile) suit la loi de Planck : c'est la courbe caractéristique du rayonnement du corps noir, dont le pic de longueur d'onde dépend uniquement de la température (loi de Wien). Mais dans ce continuum, des raies sombres apparaissent : les raies d'absorption de Fraunhofer, découvertes dans le spectre solaire en 1814. Chaque élément chimique absorbe et émet à des longueurs d'onde précises et uniques — sa « signature » atomique. Les raies de sodium absorbent à 589 nm (jaune), l'hydrogène à 656 nm (rouge), 486 nm (bleu-vert), etc. La spectroscopie astronomique se divise en deux grandes branches : la spectroscopie stellaire (composition et température des étoiles, classification spectrale) et la spectroscopie Doppler (mesure des vitesses radiales par le décalage des raies spectrales). La résolution spectrale d'un spectroscope se mesure en R = λ/Δλ : un R de 1 000 signifie qu'on peut distinguer deux raies séparées de 1 nm à 1 000 nm. Les instruments professionnels atteignent R = 100 000 voire 1 000 000.