Glossary term: Spectre

Redirected from Spectrographe

Description: Un arc-en-ciel se forme lorsque des gouttelettes d'eau divisent la lumière en couleurs élémentaires, du violet au rouge en passant par le bleu, le vert, le jaune et l'orange. Chaque couleur correspond à une gamme de longueurs d'onde, et les couleurs de l'arc-en-ciel sont classées par ordre croissant de longueur d'onde, du violet au rouge. Ce type de lumière décomposée, ou plus généralement de rayonnement électromagnétique, par longueur d'onde, s'appelle un spectre.

Le rayonnement électromagnétique est un mélange de particules de lumière appelées "photons". Créer un spectre revient à trier les photons par énergie et à documenter le nombre de photons dans chaque gamme d'énergie donnée. En vertu d'une loi fondamentale de la mécanique quantique, cela équivaut à trier la lumière par fréquence - une autre façon de documenter un spectre.

Si la quantité d'énergie varie régulièrement en fonction de la longueur d'onde (ou de l'énergie des photons, ou de la fréquence),
le spectre est dit continu. Au contraire,
les creux ou les pics marqués dans un spectre à certaines longueurs d'onde sont appelés respectivement raies d'absorption et raies d'émission. Ces raies sont dues à
des transitions entre différents niveaux d'énergie au sein des atomes ou des molécules (ou même des noyaux atomiques), qui absorbent ou émettent des rayonnements à des longueurs d'onde spécifiques. Par exemple, dans la lumière visible, les étoiles présentent des spectres continus avec des raies d'absorption. Ces raies contiennent des informations sur la composition chimique de l'étoile. L'analyse des spectres est connue sous le nom de spectroscopie ; les instruments qui permettent d'enregistrer les spectres sont appelés spectroscopes, spectromètres ou spectrographes.

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A composite showing four rainbows. Each is centred on different points

24 Hours of Rainbow

Caption: This panoramic view taken with a smartphone of Livorno, Italy, showcases a series of vivid rainbows captured on three different days in December 2021. Rainbows are the result of sunlight being refracted by water droplets suspended in the air, typically after rainfall or during misty conditions. The water droplets act like a prism, breaking up (refracting) the sunlight into the various colours. The different wavelengths of light are refracted by different amounts, which is why we see this layering of colours. The photographer skillfully merged the most remarkable shots taken on different days to highlight the diverse sizes and brilliance of these rainbows. The locations at which the rainbows appear to be centred are different because each rainbow appeared when the Sun was at a different position in the sky. This composite image beautifully captures the transient yet mesmerising allure of rainbows, illustrating their fleeting appearance and gradual dissipation influenced by the shifting atmospheric conditions.
Credit: Fabrizio Guasconi/IAU OAE (CC BY 4.0)

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Une ligne lisse qui décroît à des longueurs d'onde plus longues avec quelques creux importants.

Spectre d'une étoile de type O

Caption: Spectre de l'étoile de type O HD 235673 avec la longueur d'onde en nanomètres sur l'axe des x et le flux sur l'axe des y. La partie supérieure du graphique montre le même spectre, mais avec des taches claires pour les longueurs d'onde à flux élevé et des taches sombres pour les longueurs d'onde à faible flux. La couleur de la ligne entre 400 nm et 700 nm correspond approximativement à la couleur de la lumière de cette longueur d'onde perçue par l'œil humain. En dessous de 400 nm et au-dessus de 700 nm, où l'œil humain ne voit que peu ou pas de lumière, les lignes sont colorées respectivement en bleu et en rouge. Les lignes noires montrent les lignes d'absorption spectrale causées par les atomes et les ions de différents éléments présents dans l'atmosphère de l'étoile. Ces atomes et ions absorbent à des longueurs d'onde spécifiques, ce qui provoque des lignes sombres et nettes dans les spectres. L'intensité de ces lignes dépend de la température de l'atmosphère de l'étoile. Deux étoiles composées du même mélange d'éléments peuvent présenter des spectres avec des jeux de raies très différents si leurs atmosphères ont des températures différentes. Pour les étoiles de type O, les caractéristiques les plus importantes sont un petit nombre de raies causées par l'hélium ionisé. Ces raies sont plus intenses dans les étoiles de type O que dans les étoiles plus froides. Des raies provenant d'atomes d'hélium et d'hydrogène apparaissent également dans le spectre. Le spectre présente un flux plus important à l'extrémité bleue du spectre qu'à l'extrémité rouge.
Credit: IAU OAE/SDSS/Niall Deacon

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Une ligne lisse décroissant à des longueurs d'onde plus longues avec quelques creux marqués.

Spectre d'une étoile de type B

Caption: Le spectre de l'étoile de type B HD 258982. La couleur de la raie entre 400 nm et 700 nm correspond approximativement à la couleur de la lumière que l'œil humain verrait à cette longueur d'onde. En dessous de 400 nm et au-dessus de 700 nm, où l'œil humain ne voit que peu ou pas de lumière, les lignes sont colorées respectivement en bleu et en rouge. Les lignes noires montrent les lignes d'absorption spectrale causées par les atomes et les ions de différents éléments présents dans l'atmosphère de l'étoile. Ces atomes et ions absorbent à des longueurs d'onde spécifiques, ce qui provoque des raies sombres et nettes dans les spectres. L'intensité de ces lignes dépend de la température de l'atmosphère de l'étoile. Deux étoiles composées du même mélange d'éléments peuvent présenter des spectres avec des jeux de raies très différents si leurs atmosphères ont des températures différentes. Pour les étoiles de type B, les raies les plus importantes sont causées par les atomes d'hélium. Ces raies sont les plus fortes dans les étoiles de type B et les plus faibles dans les étoiles plus chaudes et plus froides. Les raies dues aux atomes d'hydrogène sont également présentes mais ne sont pas aussi fortes que dans les étoiles de type A plus froides.
Credit: IAU OAE/SDSS/Niall Deacon

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Une ligne régulière culminant à environ 420 nm puis diminuant à des longueurs d'onde plus élevées avec quelques creux assez larges.

Spectre d'une étoile de type A

Caption: Le spectre de l'étoile de type A BD-11 1212. La couleur de la ligne entre 400 nm et 700 nm correspond approximativement à la couleur de la lumière que l'œil humain verrait à cette longueur d'onde. En dessous de 400 nm et au-dessus de 700 nm, où l'œil humain ne voit que peu ou pas de lumière, les lignes sont colorées respectivement en bleu et en rouge. Les lignes noires montrent les lignes d'absorption spectrale causées par les atomes et les ions de différents éléments présents dans l'atmosphère de l'étoile. Ces atomes et ions absorbent à des longueurs d'onde spécifiques, ce qui provoque des lignes sombres et nettes dans les spectres. L'intensité de ces lignes dépend de la température de l'atmosphère de l'étoile. Deux étoiles composées du même mélange d'éléments peuvent présenter des spectres avec des jeux de raies très différents si leurs atmosphères ont des températures différentes. Les raies des atomes d'hydrogène dominent les spectres des étoiles de type A et sont les plus intenses dans ce type spectral.
Credit: IAU OAE/SDSS/Niall Deacon

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Une ligne relativement lisse culminant à environ 430 nm puis diminuant à des longueurs d'onde plus élevées avec quelques creux assez larges.

Spectre d'une étoile de type F

Caption: Le spectre de l'étoile de type F 2MASS J22243289+4937443. La couleur de la raie entre 400 nm et 700 nm correspond approximativement à la couleur de la lumière que l'œil humain verrait à cette longueur d'onde. En dessous de 400 nm et au-dessus de 700 nm, où l'œil humain ne voit que peu ou pas de lumière, les lignes sont colorées respectivement en bleu et en rouge. Les lignes noires montrent les lignes d'absorption spectrale causées par les atomes et les ions de différents éléments présents dans l'atmosphère de l'étoile. Ces atomes et ions absorbent à des longueurs d'onde spécifiques, ce qui provoque des lignes sombres et nettes dans les spectres. L'intensité de ces lignes dépend de la température de l'atmosphère de l'étoile. Deux étoiles composées du même mélange d'éléments peuvent présenter des spectres avec des jeux de raies très différents si leurs atmosphères ont des températures différentes. Les raies des atomes d'hydrogène, qui sont les plus intenses dans les étoiles de type A, sont encore relativement intenses dans les étoiles de type F, mais les raies des métaux, en particulier du calcium ionisé, commencent à devenir intenses dans ce type de spectre.
Credit: IAU OAE/SDSS/Niall Deacon

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Une ligne assez irrégulière culminant à environ 470 nm puis déclinant à des longueurs d'onde plus grandes avec quelques creux plus profonds.

Spectre d'une étoile de type G

Caption: Le spectre de l'étoile de type G UCAC4 700-069569. La couleur de la ligne entre 400 nm et 700 nm correspond approximativement à la couleur de la lumière que l'œil humain verrait à cette longueur d'onde. En dessous de 400 nm et au-dessus de 700 nm, où l'œil humain ne voit que peu ou pas de lumière, les lignes sont colorées respectivement en bleu et en rouge. Les lignes noires montrent les lignes d'absorption spectrale causées par les atomes et les ions de différents éléments présents dans l'atmosphère de l'étoile. Ces atomes et ions absorbent à des longueurs d'onde spécifiques, ce qui provoque des raies sombres et nettes dans les spectres. L'intensité de ces lignes dépend de la température de l'atmosphère de l'étoile. Deux étoiles composées du même mélange d'éléments peuvent présenter des spectres avec des jeux de raies très différents si leurs atmosphères ont des températures différentes. Dans les étoiles de type G, les raies des atomes d'hydrogène sont plus faibles que dans les étoiles de type F et les raies du calcium ionisé plus fortes. Les raies des atomes métalliques tels que les atomes de fer, de sodium et de calcium commencent également à devenir proéminentes.
Credit: IAU OAE/SDSS/Niall Deacon

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Areas of Learning: Interactive Lecture , Observation based , Social Research
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