Décrypter le message de la lumière: Notions de spectroscopie École de Porquerolles 2009 Décrypter le message de la lumière: Notions de spectroscopie et de photométrie G. Comte Observatoire de Marseille - Provence & Laboratoire d'Astrophysique de Marseille Septembre 2009

La lumière (au sens large) est le principal, sinon en général l'unique, porteur d'information dont nous disposons pour comprendre les objets célestes. Si l’imagerie classique nous renseigne sur la morphologie des objets, son contenu d’information sur leurs propriétés physiques reste très limité. Il est donc essentiel de savoir extraire ces informations du signal lumineux émis par les objets. C'est le but de deux disciplines complémentaires : - La PHOTOMETRIE produit des mesures quantitatives du flux lumineux reçu, (avec son extension moderne, l'IMAGERIE photométrique, capable de cartographier la distribution spatiale du flux dans les objets étendus. - La SPECTROSCOPIE est l'analyse de la distribution d'énergie du flux lumineux en fréquence ( = longueur d'onde, c.à.d. en énergie des photons !) pour comprendre les propriétés physiques de l'objet, les mécanismes d'émission de la lumière, la composition chimique, etc… L'instrumentation contemporaine est très souvent conçue pour permettre une synthèse de ces deux méthodes, appelée SPECTROPHOTOMETRIE.

notions de base de physique En préalable : les notions de base de physique les ondes électromagnétiques et les photons le rayonnement du corps noir - autres sources de rayonnement à spectre continu : synchrotron, bremstrahlung - interaction matière - lumière : diffusion, absorption et émission de lumière par un atome effet Doppler – Fizeau la formation des spectres de raies en milieu « dilué » les mécanismes d’élargissement des raies spectrales - quelques notions très basiques sur les molécules ( Voir en partie le cours de D. Laveder)

Les ondes électromagnétiques / les photons Des rayons gamma aux ondes radio, les propriétés fondamentales sont les mêmes, analogues à celles de la lumière visible, et les ondes observées ne diffèrent que par leur fréquence n. En particulier, leur vitesse de propagation dans le vide est une constante fondamentale de la physique, c = 299 792 km/s Les échanges d’énergie entre les systèmes atomiques (atomes, ions, molécules) et le milieu extérieur se font essentiellement grâce aux ondes électromagnétiques A toute onde électromagnétique est associée une particule fondamentale de masse nulle et d’énergie W = h n , le photon (« paquet d’énergie ») Les systèmes atomiques échangent de l’énergie avec l’extérieur par quantités finies correspondant à l’énergie de photons

W n (l) Qu’est-ce que le SPECTRE d’une source de rayonnement ? C’est la distribution de l’énergie de ce rayonnement en fonction de la fréquence (ou de la longueur d’onde) W « continuum » « raie » On peut considérer que c’est l’histogramme en énergie de la distribution des photons ! n (l)

Le rayonnement du Corps Noir « Tout corps chauffé rayonne » : chauffer, c’est augmenter la température, c’est-à-dire l’agitation des atomes ou des molécules du corps que l’on chauffe. Empiriquement, on constate que - la distribution d’énergie émise est continue, - elle est dissymétrique en fréquence de part et d’autre d’un maximum d’émissivité dont la position dans le spectre ne dépend que de la température. Loi de Planck

Loi de Wien: la position dans le spectre du maximum de la distribution d’énergie électromagnétique rayonnée par un corps noir ne dépend que de la température de celui-ci: l max(m) = 2.90 10 –3 / T (K) pour le spectre visible et des l en nanomètres, on a: l max(nm) = 2.90 10 6 / T (K) Loi de Stefan: l’émissivité d’un corps noir de température T (intégrale de la courbe de Planck sur l’ensemble du spectre) est donnée par : E = s . T4 avec s = 5.67 10 –8 W/(m2. K4) n.b.: pour un corps noir sphérique de rayon r (--> étoile), la puissance rayonnée vers l'extérieur (luminosité) sera : L = 4 p r 2 s T 4 Cette relation permet, très simplement, d'évaluer le rayon d'une étoile dont la température de surface est connue en la comparant au Soleil !

Le rayonnement synchrotron Un électron se déplaçant à grande vitesse (~ c) dans un champ magnétique parcourt une trajectoire en spirale et émet un rayonnement appelé rayonnement synchrotron Le rayonnement d’une population d’électrons est alors un continuum couvrant pratiquement l’ensemble du spectre é-m (en astrophysique) à l’exception des très hautes énergies. La distribution en fréquence observée est beaucoup plus « plate » que celle du corps noir!

Le bremstrahlung ou rayonnement free-free Dans un gaz complètement ionisé (plasma) coexistent des électrons et des ions. (En astrophysique, les ions sont essentiellement des protons H+) La température du gaz (plusieurs milliers de K au moins) fait que ces particules ont des vitesses assez élevées, les électrons, du fait de leur masse faible, étant beaucoup plus rapides que les ions. Un électron qui passe au voisinage d’un ion est attiré par la charge positive de ce dernier et sa trajectoire est déviée. La perte d’énergie cinétique correspondante est rayonnée sous forme d’un photon. Statistiquement, on observe une émission de continuum du plasma, dépendant de la température électronique (vitesse moyenne des électrons) appelé rayonnement de freinage ou free-free . + e-

Les échanges d’énergie atomes - photons Atome à deux niveaux (cas idéal…) noyau orbite électronique A (énergie minimum) électronique B maximum) Les orbites intermédiaires (entre A et B) sont IMPOSSIBLES

Atome à 2 niveaux (cas idéal…et simplifié) énergie région interdite niveau permis B permis A Atome à 2 niveaux (cas idéal…et simplifié) Un photon qui interagit avec cet atome supposé dans l’état A ne sera absorbé que si son énergie est égale à la différence DW des énergies des niveaux permis A et B. La fréquence d’un tel photon est n = DW/h, sa longueur d’onde est l = c.h / DW De même, l’atome porté à l’état B par le photon ne pourra émettre, pour se désexciter vers l’état A, qu’un photon d’énergie DW DW (ionisation)

DW’ Atome à 2 niveaux (suite) : l’ionisation énergie région interdite Si l’énergie du photon incident est suffisante, supérieure à DW’, un électron peut être arraché de son orbite: l’atome se retrouve IONISE et acquiert une charge positive. Les réarrangements orbitaux des électrons survivants font que l’ion n’a en général pas les mêmes niveaux d’énergie que l’atome neutre initial. DW’ niveau permis B région interdite DW niveau permis A

Note # 1 : Ce schéma reste valable, pour le mécanisme d’émission, si l’atome a été excité sur le niveau supérieur par autre chose qu’un photon !! En particulier, le transfert d’énergie lors d’une collision, dans un milieu suffisamment dense, avec une autre particule (atome neutre, ion, électron libre, proton libre, etc…) peut conduire à la production de raies spectrales de désexcitation (dites de fluorescence) Voir plus loin : - raies « interdites » des nébuleuses - raie 21 cm de l’hydrogène neutre atomique Note # 2 : La présence, dans un spectre, d’une raie donnée, (absorption ou émission) est une signature unique d’un élément, ion, molécule, etc…. On peut donc utiliser la spectroscopie pour inférer la composition chimique de la source ! (Bunsen, Kirchhoff, etc…)

En général, ces trois phénomènes coexistent plus ou moins! Interaction photons - matière : Les ondes électromagnétiques rencontrant la matière (atomes, molécules, ions, plasma) y sont réfléchies, diffusées, et absorbées. Ces trois phénomènes sont, vus sous l’angle de la microphysique, des phénomènes quantiques, résultant de l’interaction photons - électrons. la réflexion : renvoie l’énergie des ondes dans une direction unique, dépendant de l’angle d’incidence. Le spectre incident (distribution de l’énergie en fréquence) n’est pas affecté. la diffusion : renvoie l’énergie des ondes dans un faisceau de directions. Le spectre incident peut être modifié, selon la dimension des particules diffusantes. l’absorption : l’énergie des ondes est transmise à la matière absorbante qui va elle-même changer d’état et, généralement, re-rayonner un spectre différent du spectre incident. En général, ces trois phénomènes coexistent plus ou moins!

ABSORPTION DIFFUSION e- atome e- atome excitation Diffusion et absorption sont facilement interprétables par des interactions photon - électron. (n.b. 1: Les protons, même dans un gaz - plasma- d’H complètement ionisé, ne sont pratiquement pas en jeu, la « section efficace » d’interaction photon - proton étant 10 6 fois plus faible que celle de l’interaction photon - électron. n.b. 2 : la diffusion sur un atome ou une molécule peut être accompagnée d’une excitation, une partie de l’énergie du photon pouvant être transférée au diffuseur) photon incident énergie W1 photon incident énergie W1 ABSORPTION DIFFUSION photon diffusé (énergie W2 # W1) e- atome e- atome (excitation) excitation

La plus simple des diffusions : l’effet Compton et son inverse (collision inélastique [avec changement d’énergie] d’un photon avec un électron.) 1) effet Compton direct : 2) effet Compton inverse : photon W2 < W1 fréquence n2 < n1 e- vitesse ~nulle photon haute énergie W1 haute fréquence n1 e- vitesse V de recul photon W2 > W1 n2 > n1 e- vitesse V2 < V1 photon basse énergie W1 basse fréquence n1 e- vitesse V1 ~c

Émission et absorption dans les milieux dilués. Source thermique idéale (corps noir) Spectre d’absorption Spectre continu Spectre d’émission Selon la direction d’observation, le spectre qui résulte de l’interaction entre la matière et le rayonnement n’est pas le même!

Absorption et ré-émission des photons : les spectres de raies.

Et les molécules ???… vibration rotation L'association d'atomes en molécules par accouplement des électrons périphériques dans des "liaisons chimiques" enrichit considérablement les possibilités d'interaction avec l'environnement. Les molécules, soumises à la fois à des excitations par collisions et à des rayonnements électromagnétiques deviennent des OSCILLATEURS à au moins 2 degrés de liberté: - elles jouent à la toupie (rotation) - elles font du saut à l’élastique (vibration) - elles s’amusent à interagir avec les photons qui passent … (transitions électroniques + excitation des deux autres modes) rotation vibration

---> les transitions de rotation sont dans le domaine Comme les molécules sont des objets quantiques, l’oscillateur rotatif (rotation) et l’oscillateur linéaire (vibration) ne peuvent être que dans un certain nombre d’« états » correspondants à des niveaux d’énergie parfaitement définis. Le passage d’un état à l’autre se fait par des transitions, en absorption de lumière lorsque la molécule gagne de l’énergie, en émission lorsqu’il y a retour à un état de moindre énergie (perte) . Ordre de grandeur des écarts énergétiques entre niveaux en rotation: quelques milli - électrons-volts : ---> les transitions de rotation sont dans le domaine radio millimétrique (parfois centimétrique) entre niveaux en vibration : quelques centi - à déci - électrons-volts: ---> les transitions de vibration sont dans le domaine IR moyen à lointain. Vibration et rotation affectent la molécule en tant qu’objet doué de masse (système « mécanique »): ce sont les variations de moment d’inertie qui permettent de calculer les spectres pour ces modes.

Les molécules poly-atomiques : des spectres d’une complexité extrême! 4 atomes, non plane: bonjour les calculs… ex. NH3 (ammoniac) 3 atomes: déjà plusieurs modes de vibration- rotation possibles, et tout de même une molécule plane! 4 atomes, plane: ça se gâte… ex. HCHO (formaldéhyde) et ça peut être BIEN pire! www.uqac.ca/chimie/Chimie_theorique

Les molécules sont pour la plupart des édifices fragiles: facilement dissociées par les rayonnements énergétiques (UV, X), par la température (collisions trop énergétiques avec atomes ou ions), par des réactions chimiques avec d’autres molécules (chimie de contact sur les grains de poussière, réactions en phase gazeuse), détruites par les particules du rayonnement cosmique (électrons relativistes, protons, muons,…) On les trouve en abondance dans - les atmosphères des planètes géantes froides, - les comètes, -le gaz interstellaire froid, (très nombreuses espèces moléculaires parfois très complexes : aldéhydes, cétones, alcools, …) - les atmosphères des étoiles pas trop chaudes : (CN, CH, C2, MgH et FeH dans le Soleil, TiO, ZrO, VO, etc… dans les taches solaires, TiO2 dans les étoiles M les plus froides). - les enveloppes circumstellaires d’étoiles évoluées n.b. : 1 - de nombreuses molécules à peu près impossibles à conserver au laboratoire sont présentes en abondance dans les objets célestes 2 – de nombreuses « molécules ioniques » ( ex. HCO+ ) existent dans les objets célestes 3 – l’eau (H2O), le solvant idéal pour nos formes de vie, est une molécule fréquente et abondante. (résultats d’ISO)

Les transitions électroniques des molécules : Toute molécule, dont le cortège électronique provient de la « fusion » des cortèges de ses atomes constitutifs, possède une gamme de niveaux d’énergie spécifique pour ce cortège, niveaux bien sûr quantifiés, et n’ayant plus rien à voir avec les niveaux des atomes constitutifs. Des interactions photon - cortège électronique moléculaire peuvent avoir lieu sous les conditions quantiques habituelles: énergie du photon = différence d’énergie de deux niveaux --> absorption désexcitation --> émission d’un photon d’énergie égale à la différence entre deux niveaux) Ordre de grandeur des différences entre niveaux d’énergie électroniques: plusieurs électrons-volts !!! Les transitions électroniques des molécules ont essentiellement lieu dans les domaines visible et surtout ultraviolet !!! Comme pour les atomes, l’excitation collisionnelle est toujours possible - et fréquemment observée, lorsque le milieu devient suffisamment dense.

H H2 La molécule d’hydrogène est bien entendu la plus abondante, Pour tout savoir sur la spectroscopie moléculaire, un superbe site: www.uqac.ca/chimie/Chimie_theorique Une très bonne introduction d’une page aux mœurs peu conviviales (pour les astronomes) de H2: wwwusr.obspm.fr/~lamap/pages_perso/callejo/these.html H2 La molécule d’hydrogène est bien entendu la plus abondante, mais … elle est TRES difficile à observer !

La condition essentielle pour qu’une molécule soit « visible »: la dissymétrie H2 : molécule parfaitement symétrique dans les conditions normales ; le « nuage » électronique ne se déforme pas facilement : pas de spectre de rotation et vibration. On observe par contre ses transitions électroniques dans l’ultraviolet lointain (spatial : FUSE) OH : extrêmement dissymétrique ; le nuage électronique subit de grandes déformation lors des oscillations. Emission intense et très facile à observer (radio, IR …). Utilisé comme traceur de H2 . Sa variante isotopique OD est aussi observée CO : peuple les mêmes régions que H2, avec une abondance faible, mais est facilement observable en rotation (raies à 2,6 mm et à 1,6 mm et à plus haute fréquence). Utilisé comme traceur de H2 . Ses variantes isotopiques sont aussi observées ( 13CO, C17O, C18O) O C

L'effet Doppler - Fizeau fréquence n0 long. d'onde l0 fréquence n1 > n0 long. d'onde l < l0 V fréquence n < n0 V long. d'onde l > l0 (référentiel)

Les spectres des étoiles

Le spectre du Soleil dans le visible Ca+ Mg0 Na0 CN CH FeH MgH Hg Hb Ha (atm) La plupart des innombrables raies très fines sont dues à des métaux (Fe0, Ni0, Ti0, Co0 etc…)

Spectre du Soleil - © NOAO - Kitt Peak Observatory

Na I D2 et D1 Spectre du Soleil - © NOAO - Kitt Peak Observatory

Les raies spectrales sont une mine d'information: 1) position en longueur d'onde pour un élément (atome, ion, isotope … donné): - effet Doppler --->> vitesse radiale de la source par rapport à l'observateur 2) identification des éléments chimiques contenus dans la source, et de leurs dérivés (ions, molécules…) 3) énergie prélevée au continuum pour les raies d'absorption : - abondance de l'élément ou du corps dérivé dans la zone absorbante - conditions thermodynamiques dans la zone absorbante (T, pression) 4) rapports d'intensités des raies d'un même élément ou ion : - conditions thermodynamiques, degré d'ionisation, profondeur de formation des raies dans la source 5) analyse détaillée du profil des raies : conditions thermodynamiques et hydrodynamiques 6) effets spéciaux dus au champ magnétique, etc…

Les types spectraux pour les étoiles de séquence principale (naines) u.v. violet bleu vert jaune rouge proche i.r. Ca+ Hd Hg Hb Mg0 Na0 Ha O5 B0 B5 A1 A5 F0 G0 K0 K5 M0 M5 T* / TSoleil He0 He0 He+ He+ He0 Ca0 CH TiO TiO TiO TiO TiO

Les types spectraux des étoiles : une affaire de température de surface L’observation de nombreux spectres stellaires permet de dégager les grands principes qui ont guidé la construction du système de classification universellement adopté, dit MK (Morgan-Keenan) - raies de l’hydrogène : présentes dans les étoiles très chaudes, ont leur maximum de visibilité vers 10 000 K de température de surface (Véga, Sirius…) - raies de l’hélium : ne sont facilement visibles que dans les spectres des étoiles très chaudes. (T >= 12000 - 40000 K) (Rigel) - raies métalliques: surtout Fe, Ti, Cr, etc., leur nombre est très grand dans les étoiles de type solaire et plus froid. La présence d’ions de plus ou moins fort potentiel permet une classification fine en température ( Fe+ versus Fe0, Ti+ versus Ti0 etc… - bandes et raies moléculaires: d’autant plus nombreuses que l’étoile est froide: CN et CH et même C2 sont présents dans le spectre du Soleil, mais TiO et surtout TiO2 comme VO et VO2 n’apparaissent qu’à plus basse température. H2O n’est visible que pour T< 2000 K (naines brunes). n.b.: les taches solaires, nettement plus froides que leur environnement, montrent la présence locale de molécules (oxydes et hydrures métalliques) qui ne survivraient pas dans la photosphère solaire normale.

populations stellaires (redshift z) observateur galaxie Spectre des populations stellaires Les spectres des étoiles individuelles s’additionnent en intensité lumineuse 2) Chaque étoile est animée d’un mouvement par rapport à l’observateur. La composante radiale de la vitesse décale le spectre de chaque étoile par effet Doppler. L’addition de ces raies décalées donne un spectre à raies élargies (brouillage par dispersion des vitesses) 3) Le décalage (redshift) dû à l’expansion de l’Univers, agit « en bloc » sur le spectre « brouillé » Spectre étoile témoin Spectre observé

Le spectre de la matière interstellaire : I -le gaz ionisé « tiède »

Messier 42, la grande nébuleuse d’Orion, prototype des régions HII

Le spectre d’émission de la nébuleuse d’Orion, Messier 42

Le spectre d’émission des régions d’hydrogène ionisé Les raies d’émission du gaz dans le visible Le spectre d’émission des régions d’hydrogène ionisé Les régions HII émettent un rayonnement complètement dominé, dans le domaine visible et infrarouge proche, par un spectre de raies d’émission. On y reconnaît d’une part les raies de l’hydrogène et de l’hélium, identiques à celles que l’on peut reproduire au laboratoire dans des lampes spectrales (tubes à gaz raréfié excité par une décharge électrique) D’autre part, on observe aussi des raies, non reproductibles au laboratoire, dont l’origine est longtemps restée mystérieuse, qui sont des raies « interdites » produites par des éléments lourds comme l’oxygène, l’azote, le soufre, le néon, l’argon, … à divers états d’ionisation.

n Énergie (ionisation : 13,6 eV) de l’atome H  6 5 4 3 2 1 Mécanisme de formation du spectre d’émission de l’hydrogène dans les « régions HII » (« capture – cascade ») n Énergie de l’atome H (ionisation : 13,6 eV)  6 Dans le plasma ionisé de la région HII, les protons capturent des électrons sur tous les niveaux d’énergie possibles. Les électrons perdent leur énergie par émission de quanta de rayonnement (processus « capture-cascade »). Les atomes ainsi recombinés sont immédiatement ré-ionisés par les photons ultraviolets lointains émis par l’étoile excitatrice 5 Raies de la série de Paschen (ir proche) 4 3 Raies de la série de Balmer (visible) 2 On n’a représenté que les trois premières raies des trois premières séries, notées a, b, g Raies de la série de Lyman (uv) 1

Mécanisme de formation des raies «interdites» des ions lourds Ion O+ Ion O++ niveaux métastables E x c i t a o n p r l s (En rouge sombre: transitions IR lointain de structure fine) niveau fondamental

Le mécanisme de formation des raies « interdites » (historiquement, jusqu’aux années trente, ces raies étaient attribuées à un élément inconnu baptisé « nébulium »!) est représenté schématiquement sur la diapo suivante. (Ce mécanisme rappelle celui du « pompage » de certains lasers, bien qu’il ne s’agisse pas ici d’émission stimulée). Les électrons du plasma  d’hydrogène entrent en collision avec des ions «métalliques» d’éléments lourds. Certains de ces ions (O+, O++, N+, S+, S++, Ne++, Ar++, etc…) ont des configurations électroniques telles que l’ion va être excité sur un niveau d’énergie supérieur au fondamental. Ce niveau est dit «métastable», c’est-à-dire qu’il est facilement désexcité par une autre collision. Mais les conditions de densité du milieu interstellaire sont telles que les collisions sont rares et qu’une désexcitation radiative par émission de photon de raie est possible. Certains niveaux excités ont une structure fine ou hyperfine en 2 ou 3 sous-niveaux. Des transitions radiatives sont également possibles (si elles ne sont pas interdites par les règles habituelles de sélection de la mécanique quantique). Ces transitions, de faible différence d’énergie, produisent des raies spectrales intenses dans l’infrarouge lointain. Le spectre de raies « interdites » est un puissant agent de refroidissement des régions HII, et de maintien de leur équilibre énergétique.

La Rosette de Monoceros: composite Ha, [SII] et [OIII] (cl. NOAO/AURA - Kitt Peak Nat. Obs.)

* mesure des décalages spectraux (redshifts) à grande précision, L’émission de raies spectrales par les régions HII fournit un puissant outil de diagnostic en astrophysique extragalactique, même à de très grandes distances (grands redshifts) : * mesure des décalages spectraux (redshifts) à grande précision, * mesure des taux de formation stellaire, à différentes époques de l’histoire de l’Univers (selon le redshift) * mesure des abondances de He, O, N, Ar, dans le milieu interstellaire, * bilan énergétique du milieu interstellaire dans les galaxies qui sont actives en formation stellaire * physique des régions émettrices, analyse des populations d’étoiles massives, etc… n.b.: les noyaux actifs (quasars, galaxies de Seyfert, radiogalaxies et objets apparentés) sont le siège de processus d’excitation différents (synchrotron rediffusé) qui coexistent avec la photoionisation par des étoiles. L’analyse du spectre est beaucoup plus difficile.

Le spectre de la matière interstellaire : II - l’hydrogène atomique froid et la raie 21 cm

L’hydrogène neutre atomique interstellaire Spins antiparallèles: froid et la raie à 21 cm: e- p+ Spins parallèles: énergie légèrement supérieure Spins antiparallèles: énergie minimum Une simple collision à très basse énergie (avec un autre atome « froid ») suffit à exciter l’atome sur l’état « spins parallèles »…

Le niveau excité est «métastable»: il se désexcite facilement par une nouvelle collision. Mais dans les conditions de densité très faible du milieu interstellaire neutre et froid (quelques atomes par cm3), le temps moyen entre deux collisions est de 100 000 ans environ, très supérieur au temps correspondant à l’inverse de la probabilité de désexcitation par transition radiative. La plupart du temps, le retour des atomes d’hydrogène à l’état fondamental se fait par émission de rayonnement. La différence d’énergie entre les deux états de spin étant très faible, le quantum émis est un photon du domaine radio centimétrique, à la fréquence de 1420 MHz ( l = 21 cm) Sans cesse dans l’Univers, des myriades d’atomes d’hydrogène interstellaire passent d’un état d’énergie à l’autre: - excitation par collisions - désexcitation par émission de rayonnement radio à 21 cm n.b. l’absorption 21 cm est également possible, et observée, lorsque des nuages HI froids et denses sont projetés devant une source de continuum radio brillante (quasar, radiogalaxie)

Longueur d’onde Longueur d’onde plus petite plus grande La rotation des galaxies spirales vue en raie 21 cm Le gaz se Le gaz rapproche s’éloigne de l’observateur de l’observateur Longueur d’onde Longueur d’onde plus petite plus grande

L’utilisation de la raie 21 cm pour « peser » les galaxies ( déterminer leur courbe de rotation) NGC 253 en lumière visible Cliché © R. Jay GaBany

Distribution de l ’hydrogène Champ de vitesse de ce gaz en NGC 253: spirale dans le groupe du Sculpteur Distribution de l ’hydrogène Champ de vitesse de ce gaz en neutre interstellaire (raie 21cm) raie 21 cm : rotation du disque de NGC 253 Observations effectuées avec l ’Australia Telescope

L’avantage stratégique essentiel de la raie 21 cm : le milieu interstellaire est pratiquement transparent pour cette radiation ! On peut donc l’utiliser pour sonder l’espace à la recherche de galaxies riches en gaz, même à travers de fortes épaisseurs de matière interstellaire locale (zone d’ «évitement» Galactique) ou pour étudier la cinématique du gaz dans des galaxies proches affectées d’absorption importante en optique. La raie 21 cm donne accès à l’une des composantes fondamentales du milieu interstellaire des galaxies.

La galaxie difficilement visible de Circinnus Distribution de l’hydrogène Champ de vitesse de ce gaz en neutre interstellaire (raie 21cm) raie 21 cm : rotation du disque (brillance) (carte Doppler) Observations effectuées avec l’Australia Telescope

Le spectre de la matière interstellaire : III - la matière froide : poussière et molécules

Nuage absorbant F.-S. 1-457 (cliché Univ. Massachusetts/ CalTech-IPAC)

Le Soleil vu à travers de la fumée (Rappel : expérience à faire AILLEURS qu'à Porquerolles !!!)

Extinction interstellaire Le changement d'aspect du Soleil : (diminution d'éclat + couleur rougeâtre) lorsqu'il est vu à travers la fumée est dû à la diffusion de la lumière par des particules (de carbone + gouttelettes de vapeur d'eau et de goudrons) très petites (taille de qq fractions de microns à qq microns). Cette expérience très simple illustre bien le phénomène de l'extinction interstellaire: L’espace interstellaire n’est pas vide : il contient de la matière (gaz et poussières) qui absorbe le rayonnement incident et en transforme le spectre. Deux effets : - rougissement :la source a une couleur trop « rouge » si on la compare à une source de propriétés identiques non absorbée. - extinction : le flux de la source est affaibli

La poussière est constituée de silicates, de graphite, de glace d’eau et de « PAH » ou hydrocarbures polycycliques aromatiques. Les « grains » constitutifs de la poussière ont un « spectre de taille » allant de moins du micron à la dimension de petits cailloux. Les seules particules qui ont un effet significatif sur la lumière sont celles dont la dimension est de l’ordre de grandeur de celle de la longueur d’onde: - elles diffusent le rayonnement des étoiles : cette diffusion favo- -rise les courtes longueurs d’onde : le spectre de la lumière diffusée a une couleur plus bleue que celui de la lumière incidente (nébuleuses par réflexion) - elles absorbent le rayonnement des étoiles : cette absorption est plus forte aux courtes longueurs d’onde : le rayonnement d’une étoile vue à travers un nuage de poussière est affaibli (extinction) et sa couleur est plus rouge que celle du rayonnement incident (rougissement)

En absorbant le rayonnement provenant des étoiles, la poussière acquiert de l’énergie: les mailles des cristaux de silicates entrent en vibration, les molécules de PAH changent d’état d’énergie, et les grains, d’une manière générale, s’échauffent. Les nuages de grains vont alors produire deux phénomènes: - ils vont se comporter comme des corps noirs portés à diverses températures (selon les conditions locales) et émettre un rayonnement de corps noir. Les températures atteintes à l’équilibre étant assez faibles, ce rayonnement ne sera observable que dans l’infrarouge moyen ou lointain. - ils vont émettre des radiations spécifiques des cristaux et molécules qui les constituent, sous forme de raies et de bandes d’émission, essentiellement dans l’infrarouge moyen (du fait des faibles écarts entre niveaux d’énergie mis en jeu) La poussière est ainsi un transformateur de l’énergie du champ de rayonnement des étoiles en énergie de rayonnement diffus infrarouge

Spectre des bandes d’émission de la poussière interstellaire « tiède » observée par ISO dans la direction du nuage de rho Oph (silicates, PAHs) comparaison avec le spectre continu de la poussière interplanétaire froide du Système Solaire (lumière zodiacale) observée avec le même instrument.

La région HII M20 « Trifide » en Ha et en IR moyen Anti-coïncidence presque parfaite entre H+ et la poussière chauffée associée aux molécules interstellaires, fragiles vis-à-vis de la photodissociation

L’émission continue des poussières peut être détectée à de très grands redshifts, le maximum du corps noir correspondant étant très plat et les distributions spectrales d’énergie devenant peu dépendantes du redshift vers 300-800 m. On peut alors espérer observer les galaxies « primitives » à l’époque de la formation de ces poussières (évolution chimique initiale très rapide, création des métaux par les premières générations d’étoiles) si on fait de l’imagerie à haute résolution angulaire vers ces longueurs d’onde Images SCUBA de galaxies actives vers z=2.5 prises à 450 m avec le télescope JCMT

La molécule CO dans le cœur de la galaxie spirale IC 342 La molécule CO, traceur de H2, précurseur de formation d’étoiles La molécule CO dans le cœur de la galaxie spirale IC 342 (interféromètre millimétrique de Nobeyama Japan National Observatory)

Japan National Observatory, Nobeyama

par FUSE de HD interstellaire affectée par l’extinction Exemple de détection par FUSE de HD interstellaire sur la ligne de visée d’une étoile chaude affectée par l’extinction Galactique (Ferlet et al. 2000, ApJ 538, L73) H2

(vitesse Doppler ~0 km/s) La matière interstellaire moléculaire de la Voie Lactée et du Grand Nuage de Magellan analysée par FUSE sur une ligne de vue commune Étoile du Grand Nuage Nuage H2 du Grand Nuage (vitesse Doppler ~ +280 km/s) Nuage H2 de la Voie Lactée (vitesse Doppler ~0 km/s) Richter et al., 2001, ApJ 549, 281

Le spectre de la matière interstellaire: IV - les plasmas d’électrons libres

Les populations diffuses et étendues d’électrons libres sont très fréquentes dans l’Univers : partout où il existe des sources d’énergie suffisantes pour ioniser l’hydrogène diffus et maintenir le flux ionisant, ces plasmas apparaissent. Les sources d’énergie sont variées : - rayonnement ultraviolet des étoiles massives, responsable de la formation des « régions HII ». - les chocs (propagation de matière « chaude » dans un milieu « froid » à une vitesse supersonique pour ce milieu froid) - sources non stellaires de rayonnement ionisant (disques d’accrétion par ex : quasars, étoiles binaires accrétantes)

Deux modes de production principaux du rayonnement observable : - 1) dans tous les cas, le bremstrahlung se produira. Si le plasma est à très haute température, (1 000 000 – 2 000 000 K), l’émission du bremstrahlung se fait surtout dans le domaine X (souvent appelé « rayonnement thermique », ce qui est un abus de langage ! Si le plasma est à « basse » température (10 000 K) l’émission est observable dans les radiofréquences (continuum centimétrique court) - 2) Partout où il existe des champs magnétiques pouvant accélérer les électrons, il y a production de rayonnement synchrotron. Son observation est particulièrement facile en radio, où il domine le spectre aux grandes longueurs d’onde. Les sites privilégiés sont les restes d’explosions de supernovae (liés, entre autres, aux phénomènes de formation d ’étoiles massives à courte durée de vie et mort violente) et les « environnements » (souvent à très grandes distances!) des noyaux actifs de galaxies Le bremstrahlung et le synchrotron sont souvent « mélangés » et, en plus, peuvent subir des rediffusions par la poussière, ce qui complique énormément l’interprétation des données…

CXC/NASA (Chandra Obs.), ESO - VLT L’émission X diffuse des amas de galaxies : dominée par le bremstrahlung d’un plasma très dilué à 1 - 2 millions de K Amas de Centaurus © Sanders & Fabian (IoA Cambridge) & NASA Amas RDCS 1252.9-2927 © P. Rosati et al. CXC/NASA (Chandra Obs.), ESO - VLT

Abell 2390 MS 2137-2353 Images © NASA / Hubble Space telescope et NASA / CXC - Chandra

Centaurus A et ses jets radio © NRAO - Very Large Array © système MERLIN 3C 31 = NGC 383 © NRAO/AUI Very Large Array PKS 2356-61 © CSIRO –Australia Telescope Panaches radio synchrotron de galaxies actives

La Voie Lactée en lumière visible ... ...et en radio à 90 cm (émission synchrotron pure)

un objet TRES compliqué La nébuleuse du Crabe : un objet TRES compliqué Filaments de continuum synchrotron optique, émission X centrale intense (synchrotron + bremstrahlung), diffusion du tout par des poussières, et spectre de raies dans les filaments… © ESO - VLT

Le spectre « intégré » d’une galaxie distante (non « résolue » par l’instrument C’est le résultat de l’addition (en flux lumineux) : spectre de sa population stellaire (addition des spectres individuels des étoiles brouillés par la dispersion des vitesses) + spectre de sa matière interstellaire (raies d’émission essentiellement dans le visible et le proche IR) L’ensemble est affecté du décalage cosmologique (redshift). Dans l’infrarouge moyen et lointain (l > 10 m) le spectre est complètement dominé par celui de la matière interstellaire (émission des poussières, raies IR interdites de structure fine des régions HII) ! S’il y a un noyau actif (quasar), sa luminosité domine tout et on voit le spectre très particulier du quasar (continuum très bleu et raies d’émission très larges). n.b. : des raies d’absorption du milieu interstellaire sont parfois visibles - galaxies très rougies : m.i.s; de l’objet; - quasars de grand redshift : m.i.s. d’objets d’avant-plan

S l o a n D i g t k y u r v e Galaxie à sursaut: spectre «HII» Galaxie « normale » dominée par la lumière des étoiles évoluées géantes rouges

plasma de protons et d’électrons relativistes, L’effet Sunyayev – Zel’dovich: un exemple de Compton inverse Flux de photons du corps noir cosmologique Spectre entrant: T = 2. 718 K Gaz très chaud (2 millions de K): plasma de protons et d’électrons relativistes, Les photons incidents se « réchauffent » par Compton inverse sur les électrons Spectre sortant: T > 2.718 K

plein de phénomènes à la fois Les amas de galaxies : plein de phénomènes à la fois Photons du corps noir cosmologique Radiosource centrale (super-trou noir accrétant): émission radio synchrotron, X, g Galaxies: étoiles émettant dans le visible, poussières dans l’IR lointain (corps noir) Compton inverse sur les e- du gaz diffus qui «réchauffe» le spectre du corps noir cosmologique (effet Sunyayev-Zeldovich) Gaz diffus à 2 106 K émet en X (bremstrahlung)

Quelques brèves notions de photométrie Si on n’a pas les moyens de faire de la spectroscopie, on se contente de faire de la photométrie, c’est la spectroscopie du pauvre …

La Photométrie astronomique : Photométrie : mesure du flux lumineux émis par une source astronomique (étoile, nébuleuse, galaxie, fond du ciel …) Ce flux est une PUISSANCE ( dimension: [W] / [t] ) (==> J.s-1 ) Sa mesure passe par celle d’un flux REÇU sur un détecteur, à travers un instrument d’optique, éventuellement après la traversée de l’atmosphère terrestre. Cette mesure ne se fait, avec un détecteur donné, et pour des raisons d’intérêt scientifique, que dans des fenêtres spectrales bien délimitées, isolées par des filtres. L’ échelle des flux à mesurer : - l’étoile la plus brillante donne environ 10-11 W / cm2 - les galaxies les plus faibles accessibles au Hubble Space Telescope: 10 14 fois moins d’énergie, soit environ 10-25 W / cm2

L’échelle des « magnitudes apparentes » utilisée en astronomie D’où l’usage d’une échelle logarithmique : m filtre = -2.5 log10 (F filtre) + Cste Remarques : - échelle relative. La constante Cste dépend des filtres utilisés, du détecteur et de la définition de F - C’est la constante Cste qui va permettre de « rattacher » un flux observé à une échelle de flux calibrés en énergie - pourquoi -2.5 ? : raison historique !!! - attention ! la source la plus brillante en apparence a la magnitude apparente la plus petite !

mB = -2.5 log10 (FB) + Cste mA - mB = -2.5 log10 ( FA / FB ) Formule de Pogson : Pour deux sources A et B, le rapport des flux mesurés dans une même bande spectrale (= filtre identique) est FA / FB en magnitudes apparentes: mA = -2.5 log10 (FA) + Cste mB = -2.5 log10 (FB) + Cste mA - mB = -2.5 log10 ( FA / FB ) deux sources dont l’éclat est en rapport de 1 à 10 ont une différence de 2.5 magnitudes (et 5 mag pour un rapport de 1 à 100 …)

u g r i z Deux systèmes de filtres très utilisés dans le visible Le système Johnson-Cousins Deux systèmes de filtres très utilisés dans le visible u g r i z Le système SDSS 4000 6000 8000 10000

Ursa Major aux jumelles (magnitudes V) Lambda Bootis 4.5 7.2 15.0 18 Images par permission de l’Observatoire de Paris

La notion de couleur en photométrie : Spectre quelconque: distribution de l’énergie d’un rayonnement en fonction de la fréquence (ou de la longueur d’onde) La photométrie mesure le flux intégré des sources à travers des bandes spectrales isolées par des filtres W F1 F2 Couleur : C12 = -2.5 log10 (F1/F2) n (l) filtre 1 filtre 2

nm 6000K 4000K Flux du CN à 6000 K : intégrale en violet bande 400-500 nm : F1,6000K ~ 500 bande 800-900 nm : F2,6000K ~ 280 Flux du CN à 4000 K : intégrale en vert F1,4000K ~ 30 F2,4000K ~ 60 C12,6000K = - 0.63 C12,4000K = + 0.75 Filtre 1 Filtre 2

Magnitudes, couleurs et physique du rayonnement Les étoiles peuvent être assimilées, en première approximation, à des corps noirs. Les écarts au spectre du corps noir sont dus aux absorptions par des ions et atomes présents dans les couches très superficielles de l’étoile. - la magnitude d’un corps noir est minimale dans une bande spectrale correspondant à son maximum de rayonnement; la couleur d’un corps noir chaud observé dans le spectre visible est d’autant plus bleue que ce CN a une température élevée, et plus rouge que ce CN a une température basse; un système de filtres adéquats doit permettre d’estimer la température des corps noirs observés en mesurant les divers indices de couleurs entre bandes spectrales. Plus les filtres sont nombreux et étroits, plus la précision est grande, mais moins grand est le signal lorsqu’il s’agit de mesurer des étoiles !

l' EXTINCTION INTERSTELLAIRE …. L'information de base fournie par la photométrie des étoiles en bandes larges est la TEMPERATURE DE SURFACE : Couleur BLEUE <=====> étoile CHAUDE Couleur ROUGE <=====> étoile FROIDE On peut penser qu’on a un moyen de faire la classification spectrale des étoiles simplement en mesurant leur flux dans une série de filtres bien choisis, ce qui est bien sûr beaucoup plus rapide et économique en temps d’observation que d’en faire les spectres. Oui, mais… Le piège, c’est l' EXTINCTION INTERSTELLAIRE ….

Extinction interstellaire Deux effets : - rougissement : C12 observé = C12 intrinsèque + E12 mesuré par un « excès de couleur » (i.e. la source a une couleur trop « rouge » si on la compare à une source de propriétés identiques non absorbée. - extinction : m observé = m intrinsèque + A le flux de la source est affaibli --> sa magnitude augmente

Magnitude "absolue" La grandeur physique intéressante lorsqu'on mesure l'éclat d'une étoile est le flux intrinsèque de puissance émis par la source (luminosité). L’ « éclat apparent » - la magnitude apparente - ne contient cette information que couplée avec la distance de l'étoile à l'observateur! On choisit ARBITRAIREMENT une distance - étalon, identique pour tous les objets célestes. Si on observait l'objet à cette distance, son éclat apparent serait mesuré par une MAGNITUDE, directement liée à sa LUMINOSITE (puisque la distance est fixée) Cette magnitude est dite MAGNITUDE ABSOLUE et la distance -étalon est de 10 PARSECS (soit 32,6 a.l.) - Le Soleil nous paraît extrêmement brillant (magnitude apparente V = - 26.8) c’est parce qu’il est très près de nous : sa magnitude absolue V n’est que de + 4.83. - Les étoiles supergéantes les plus lumineuses atteignent V = - 9, soit 1 million de fois la luminosité du Soleil. - Une supernova Ia atteint V = - 19 soit plusieurs milliards de fois la luminosité du Soleil !

1 sec d'arc Annexe : Le parsec, unité de distance en astronomie Les distances astronomiques sont exprimées par les professionnels en PARSEC ( pour PARallaxe d'une SEConde d'arc ) C'est la distance depuis laquelle on verrait le rayon (moyen) de l’orbite de la Terre autour du Soleil (1 U.A. soit 150 millions de km) sous un angle d'une seconde d'arc 1 sec d'arc (1 parsec = 3,26 années de lumière) l’étoile la plus proche se trouve à environ 1.3 pc du Soleil, la distance du Soleil au centre de la Voie Lactée est de 8000 pc la galaxie proche M31 d ’Andromède est à 800 000 pc du Soleil