Astronomie

Problème concernant les raies d'absorption du soleil

Problème concernant les raies d'absorption du soleil


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Certaines des longueurs d'onde de la lumière émises par le soleil seront absorbées par les atomes de la couche externe du soleil et également par l'atmosphère du soleil, et nous voyons cela comme des raies d'absorption dans le spectre. Or, ce rayonnement absorbé sera bel et bien réémis à nouveau, on pourrait donc penser que ces raies d'émission devraient "annuler" les raies d'absorption. L'explication habituelle pour laquelle cela ne se produit pas est que la lumière réémise est rayonnée dans toutes les directions, pas seulement vers nous, ce qui signifie que pour nous, ces longueurs d'onde seront beaucoup plus faibles que les autres longueurs d'onde.

Mais le problème que j'ai est que cela se produit tout autour du soleil (puisque l'atmosphère l'entoure complètement), et intuitivement il semble alors que toute cette lumière réémise devrait se combiner de telle sorte qu'au loin il semblerait que le soleil rayonne ces longueurs d'onde tout comme il rayonne toutes les autres longueurs d'onde. Et si c'est vrai, alors nous ne devrions pas voir de raies d'absorption dans le spectre. Alors qu'est-ce qui me manque ?


Peut-être travaillez-vous sous l'idée fausse que le nombre de photons est en quelque sorte une quantité conservée ? Ce n'est pas vrai, il y a plus de photons à n'importe quelle longueur d'onde lorsque vous êtes plus profondément dans l'étoile, car il y a un gradient de température. Un matériau plus froid plus loin est moins émissif car moins d'atomes sont dans des états excités.

Le gradient de température est responsable de la formation des raies d'absorption. Si la photosphère du Soleil était à une seule température, nous verrions un spectre de corps noir parfait, pour les raisons que vous avez décrites.

Le remplissage d'absorption par diffusion n'aurait lieu que si le champ de rayonnement dans lequel se trouvent les atomes était isotrope. Mais il n'est pas isotrope à cause du gradient de température.

Une bien meilleure façon de penser au spectre d'une étoile est d'imaginer que vous pouvez voir à une profondeur dépendant de la longueur d'onde dans l'étoile. Là où il y a une forte caractéristique d'absorption atomique, vous ne pouvez pas voir très loin dans l'étoile à cette longueur d'onde.

Étant donné que l'étoile devient de plus en plus chaude au fur et à mesure que vous vous y enfoncez, l'émissivité s'adapte $T^4$, alors plus nous pouvons voir profondément dans l'étoile, plus elle apparaîtra brillante à cette longueur d'onde (et vice-versa).

ÉDITER:

Plus formellement. L'équation de transfert radiatif, si vous voulez considérer l'absorption et la rémission comme une sorte de processus de diffusion, serait $$frac{dI_{ u}}{ds} = -sigma_ u I_{ u} + sigma_ u J_ u ,$$$I$ est l'intensité spécifique dans la photosphère solaire (dans ce cas, dirigée vers la Terre), $J$ est l'intensité spécifique moyenne en un point de la photosphère solaire moyennée dans toutes les directions (c'est-à-dire $J = int I dOmega/4pi$, où $Oméga$ est un angle solide), $sigma$ est le coefficient de diffusion (supposé isotrope) et $ds$ est un morceau de chemin vers l'observateur. le $ u$ l'indice indique simplement que tout dépend de la longueur d'onde/de la fréquence.

Pour éviter de créer une raie d'absorption ou d'émission alors $dI_ u/ds$ doit être égal à zéro (c'est-à-dire que rien n'est ajouté ou soustrait du faisceau de lumière).

Cela ne se produira que si $I_ u = J_ u$, ce qui nécessiterait que l'intensité spécifique moyennée dans toutes les directions soit égale à l'intensité spécifique émergeant du Soleil et se dirigeant vers l'observateur. Cela ne sera vrai que si le champ de rayonnement est isotrope et égal à $I_ u$ dans tous les sens.

Alors que cela serait vrai pour un champ de rayonnement de corps noir à une température définie, ce n'est pas vrai dans la photosphère solaire. L'intensité spécifique se dirigeant vers nous (généralement vers l'extérieur) est toujours plus grande que l'intensité spécifique se dirigeant vers l'extérieur (généralement vers l'intérieur et vraie quelle que soit la partie du disque solaire visible considérée) en raison du gradient de température dans la photosphère, ce qui signifie qu'il fait plus chaud plus loin à l'intérieur. Cela signifie que $I_ u$ est toujours supérieur à $J_ u$ et donc $dI_ u/ds < 0$ et nous avons une absorption nette.


La couche atmosphérique qui produit les raies d'absorption agit un peu comme un miroir à ces fréquences et renvoie la lumière vers le soleil (bien qu'il s'agisse d'une réflexion diffuse et non d'une réflexion spéculaire comme un miroir réel). En principe, la lumière est également diffusée vers l'extérieur (avec une probabilité de 1/2 pour chaque événement de diffusion), mais comme la couche est très dense aux fréquences de ligne, il faut de nombreux événements de diffusion pour traverser. Après deux événements de diffusion ce ne serait qu'une fraction 1/2 *1/2 =1/4, après trois 1/2 *1/2 *1/2 =1/8 et ainsi de suite (c'est juste pour démontrer le principe , en réalité c'est un peu plus compliqué en raison de la diffusion multiple dans les deux sens dans la couche). Il y a tellement d'événements de dispersion nécessaires que très peu passe. Tout est rediffusé dans les couches inférieures de l'atmosphère où il est finalement converti en photons de différentes fréquences.

C'est un peu similaire à la raison pour laquelle vous avez peu de lumière du soleil ici sur notre terre sous une couche nuageuse dense par rapport à un ciel clair. Si vous avez déjà été dans un avion à 5 miles au-dessus des nuages, vous vous rendez compte que cette lumière manquante sous les nuages ​​est en fait réfléchie par le haut dans l'espace, faisant apparaître les nuages ​​d'une blancheur aveuglante. C'est juste la situation inverse dans l'atmosphère solaire (si vous pouviez prendre un spectre en dessous de la couche responsable des raies de Fraunhofer en regardant vers le haut, vous verriez ces raies toutes en émission)

Edit: Le diagramme suivant (tiré de https://courses.lumenlearning.com/astronomy/chapter/formation-of-spectral-lines/ ) illustre ce qui se passe ici

La différence spécifique est ici seulement que la géométrie de la couche de diffusion est différente, s'apparentant plus à une couche plane verticale infiniment étendue qu'à une sorte de forme cylindrique. Ainsi, dans ce cas, vous pouvez voir le spectre de la raie d'émission (ligne lumineuse) uniquement sous la couche solaire produisant des raies d'absorption lorsque vous regardez vers le haut (c'est l'émission dont l'OP manquait dans le spectre d'absorption). Dans toutes les autres directions, vous voyez (pour des raisons géométriques évidentes) toujours la source du continuum derrière (que vous devez également supposer comme une couche plane étendue) et donc le spectre d'absorption.

Edit 2: Notez que la réponse acceptée ci-dessus est incorrecte. Il prétend décrire la diffusion du rayonnement, mais l'équation citée néglige effectivement le terme source de diffusion lorsqu'elle associe plus tard le terme source au terme du corps noir thermique afin d'introduire ici l'argument de la température. L'équation correcte est (voir http://irina.eas.gatech.edu/EAS8803_Fall2017/petty_11.pdf ) Noter que $eta_e$ est ici le coefficient combiné absorption/diffusion entrant dans le terme de perte (avec le signe moins), et $ ildeomega=eta_s/eta_e=eta_s/(eta_a+eta_s)$ est la contribution relative de la diffusion au coefficient d'absorption. Cela signifie que pour la diffusion pure, nous avons $ ildeomega=1$ et le terme de rayonnement thermique du corps noir disparaît. L'argument de température donné dans la réponse acceptée ci-dessus n'est donc pas applicable dans ce cas. Il en ressort clairement que l'émission thermique n'est liée qu'à l'absorption continue, qui cependant a) est négligeable dans la région visible au-dessus de la photosphère et b) ne peut de toute façon pas produire de raies d'absorption, qu'il y ait ou non gradient de température.

Ainsi, les raies d'absorption ne peuvent être produites que par diffusion de résonance, comme déjà expliqué qualitativement par l'illustration en couleur ci-dessus. J'ai fait à cet égard un calcul numérique explicite avec mon propre programme de transfert radiatif reproduit sur https://www.plasmaphysics.org.uk/programs/plantrans.htm , légèrement modifié pour montrer le profil de ligne réel plutôt que les intensités intégrées en fréquence.

C'est ce que vous obtenez d'une source continue monodirectionnelle tombant d'un côté sur une couche plane-parallèle isotherme purement diffusante avec une profondeur optique au centre de la ligne $ au$= 10 (en supposant une émissivité de diffusion Doppler (gausienne)) pour la ligne transmise à l'autre extrémité (en regardant verticalement dans la couche et en incluant la source du continuum)

Transmis $ au$=10

et c'est ce qui est reflété verticalement vers la source du continuum

Réfléchi $ au$=10


Voici la même chose pour une profondeur optique $ au$= 100 à la place

Transmis $ au$=100

Réfléchi $ au$=100

Si l'on regarde l'échelle numérique réelle des graphiques, il est évident que la quantité réfléchie n'explique pas entièrement la quantité manquante du continuum de l'autre côté. Ceci est simplement dû au fait que ces tracés ne sont valables que pour une direction d'observation fixe (verticale) et sont en outre normalisés à un angle solide de 1 stéradian (qui n'est que de 1/2/$pi$ du demi-espace complet dans lequel le rayonnement est rediffusé). Si l'on additionnait le rayonnement rétrodiffusé sur tout le demi-espace, en tenant également compte du fait que la forme et l'intensité de la ligne varient avec la direction d'observation, cela expliquerait exactement le rayonnement manquant dans le spectre transmis. La question posée par le PO ne peut être répondue que de cette manière.


Pourquoi y a-t-il des raies sombres dans un spectre de raies d'absorption du Soleil ? [dupliquer]

Lorsqu'un spectre continu est visualisé à travers un gaz froid, des raies spectrales sombres (appelées raies d'absorption) apparaissent dans le spectre continu.

Si le gaz est observé à un angle éloigné de la source du spectre continu, un motif de raies spectrales lumineuses (appelées raies d'émission) est observé sur un fond autrement sombre.

Lorsque le rayonnement traverse un gaz, certaines longueurs d'onde sont absorbées. Ces mêmes longueurs d'onde apparaissent en émission lorsque le gaz est observé sous un angle par rapport à la source de rayonnement.

Puisque le gaz absorbe les photons puis les réémet de manière isotrope selon ma logique, il n'y a aucune raison pour qu'il y ait quelconque lignes noires apparaissant sur le spectre d'absorption. Explicitement, je ne comprends pas pourquoi le diagramme ne ressemble pas à ceci à la place :

Puisque, si j'ai bien compris, cela devrait être le cas:

Puisque les photons absorbés dans le gaz sont réémis, pourquoi voyons-nous des lignes sombres ?


110 Étudier le Soleil

Vous avez peut-être entendu dire que vous ne devriez jamais regarder une éclipse. Tout d'abord, toutes les phases d'éclipse lunaire peuvent être vues en toute sécurité. La phase partielle d'une éclipse solaire ou d'une éclipse solaire annulaire nécessite un filtre solaire approprié. Ce n'est PAS l'éclipse qui cause des dommages aux yeux, c'est le soleil. Pendant la totalité de l'éclipse solaire, aucun filtre n'est requis.

En 1814, l'opticien et physicien Joseph Frauenhofer (1787-1826) inventa le premier spectroscope. Frauenhofer comparait le spectre du feu à celui du Soleil lorsqu'il a noté des lignes sombres dans le spectre continu du soleil. Nommé le Lignes Frauenhofer , ces raies d'absorption sont fonction de la photosphère du soleil.

Un tel spectre est créé lorsque la lumière traverse un gaz ou un liquide, ou frappe une surface solide. Vous voyez le spectre de l'absorption les longueurs d'onde de la lumière absorbée par le matériau sont absentes dans le spectre, laissant des espaces vides derrière

Le plus impressionnant est peut-être Hydrogène-Alpha, H-a . Les filtres H-a sont centrés sur une longueur d'onde de 6562,8 Å et ne laissent passer qu'une infime partie de la lumière rouge produite par le soleil, bloquant toutes les autres couleurs. Les éruptions solaires et les protubérances sont mieux vues à travers un filtre H-a.

Des études de l'élément calcium, Ca, sur le soleil sont faites à Calcium H (3969Å) et Lignes K du calcium (3933,7Å). Ceci est déterminant pour déterminer la profondeur de l'atmosphère solaire.

D'autres spécificités sont visibles à des bandes passantes étroites. Des détails de granulation et de supergranulation élevés, et des noyaux d'éruption en phase impulsive sont visibles au Ligne de sodium Na-D (5895.9Å). Des recherches sur les torches et les lignes magnétiques sont menées au Ligne Hélium D3 (5875.61Å) c'est l'un des plus impressionnants visuellement.

La lumière émise par les ions fer (Fe) hautement chargés à haute température est mieux étudiée dans le Ultraviolet, UV. Et les rayons X sont libérés de la haute atmosphère et de la couronne solaire.

Domaine public | Image reproduite avec l'aimable autorisation de la NASA/GSFC. Domaine public | Image reproduite avec l'aimable autorisation de la NASA/GSFC.

Notre Soleil est important – critique – à la vie sur Terre, mais n'est-ce pas l'étoile calme, ce que nous pourrions tous présumer…

Regardez sur YouTube ces vidéos solaires de la NASA :

"Fiery Looping Rain on the Sun", Lien vidéo Notez la Terre à l'échelle de 1:06 à 1:22.

« Les événements éruptifs sur le soleil peuvent être très différents. Certains viennent juste avec une éruption solaire, certains avec une éjection supplémentaire de matière solaire appelée éjection de masse coronale (CME), et certains avec des structures mobiles complexes en association avec des changements dans les lignes de champ magnétique qui se bouclent dans l'atmosphère du soleil, le corona » (NASA, récupéré le 29 mars 2015).

Le 19 juillet 2012, une éruption s'est produite sur le soleil qui a produit les trois événements :

  • Une éruption solaire modérément puissante a explosé sur le membre inférieur droit du soleil, envoyant de la lumière et des radiations
  • Ensuite est venu un CME, qui a décollé vers la droite dans l'espace.
  • Et puis, le soleil a offert aux téléspectateurs l'un de ses écrans magnétiques éblouissants - un phénomène connu sous le nom de pluie coronale

L'instrument AIA de l'observatoire Solar Dynamics a collecté les images de cette vidéo. SDO a collecté une image toutes les 12 secondes et le film est lu à 30 images par seconde, donc chaque seconde de cette vidéo correspond à 6 minutes de temps réel. La vidéo couvre de 12h30 HAE à 22h00. HAE le 19 juillet 2012.

« Le 31 août 2012, un long filament de matière solaire qui planait dans l'atmosphère du soleil, la couronne, a éclaté dans l'espace à 16 h 36. EDT. L'éjection de masse coronale, ou CME, s'est éloignée du soleil à plus de 900 miles par seconde. Ce film montre l'éjection à partir d'une variété de points de vue tels que capturés par l'Observatoire de dynamique solaire (SDO) de la NASA, l'Observatoire des relations terrestres solaires de la NASA (STEREO) et l'Observatoire héliosphérique solaire conjoint ESA/NASA (SOHO)" (Avec l'aimable autorisation de la NASA , 5 septembre 2012).

Réfléchissez aux questions suivantes basées sur les vidéos YouTube :


Contenu

L'histoire du sujet a commencé avec le développement au XIXe siècle de la mécanique ondulatoire et l'exploration des phénomènes associés à l'effet Doppler. L'effet porte le nom de Christian Doppler, qui a offert la première explication physique connue du phénomène en 1842. [1] L'hypothèse a été testée et confirmée pour les ondes sonores par le scientifique néerlandais Christophorus Buys Ballot en 1845. [2] Doppler a correctement prédit que le phénomène devrait s'appliquer à toutes les vagues, et en particulier suggéré que les couleurs variables des étoiles pourraient être attribuées à leur mouvement par rapport à la Terre. [3] Avant que cela ne soit vérifié, cependant, il a été constaté que les couleurs stellaires étaient principalement dues à la température d'une étoile, pas au mouvement. Ce n'est que plus tard que le Doppler a été confirmé par des observations vérifiées de décalage vers le rouge.

Le premier décalage vers le rouge Doppler a été décrit par le physicien français Hippolyte Fizeau en 1848, qui a souligné que le décalage des raies spectrales observées dans les étoiles était dû à l'effet Doppler. L'effet est parfois appelé « effet Doppler-Fizeau ». En 1868, l'astronome britannique William Huggins fut le premier à déterminer la vitesse d'une étoile s'éloignant de la Terre par cette méthode. [4] En 1871, le redshift optique a été confirmé lorsque le phénomène a été observé dans les raies de Fraunhofer utilisant la rotation solaire, environ 0,1 dans le rouge. [5] En 1887, Vogel et Scheiner découvrent le effet Doppler annuel, le changement annuel du décalage Doppler des étoiles situées près de l'écliptique en raison de la vitesse orbitale de la Terre. [6] En 1901, Aristarkh Belopolsky a vérifié le redshift optique en laboratoire à l'aide d'un système de miroirs rotatifs. [7]

La première occurrence du terme décalage vers le rouge dans l'impression (sous cette forme avec trait d'union) semble être par l'astronome américain Walter S. Adams en 1908, dans lequel il mentionne "Deux méthodes d'enquête sur cette nature du décalage vers le rouge nébulaire". [8] Le mot n'apparaît sans trait d'union que vers 1934 par Willem de Sitter, indiquant peut-être que jusqu'alors son équivalent allemand, Rotverschiebung, était plus couramment utilisé. [9]

À partir d'observations en 1912, Vesto Slipher a découvert que la plupart des galaxies spirales, alors principalement considérées comme des nébuleuses spirales, présentaient des décalages vers le rouge considérables. Slipher rapporte d'abord sa mesure dans le volume inaugural du Bulletin de l'observatoire Lowell. [10] Trois ans plus tard, il écrit une critique dans le journal Astronomie populaire. [11] Il y déclare que "la première découverte que la grande spirale d'Andromède avait la vitesse tout à fait exceptionnelle de -300 km(/s) a montré les moyens alors disponibles, capables d'étudier non seulement les spectres des spirales mais leurs vitesses comme bien." [12] Slipher a rapporté les vitesses de 15 nébuleuses en spirale réparties sur toute la sphère céleste, toutes sauf trois ayant des vitesses "positives" (c'est-à-dire de récession) observables. Par la suite, Edwin Hubble a découvert une relation approximative entre les décalages vers le rouge de ces « nébuleuses » et les distances qui les séparent avec la formulation de sa loi éponyme de Hubble. [13] Ces observations ont corroboré le travail d'Alexander Friedmann de 1922, dans lequel il a dérivé les équations de Friedmann-Lemaître. [14] Ils sont aujourd'hui considérés comme des preuves solides d'un univers en expansion et de la théorie du Big Bang. [15]

Le spectre de la lumière provenant d'une source (voir l'illustration du spectre idéalisé en haut à droite) peut être mesuré. Pour déterminer le décalage vers le rouge, on recherche des caractéristiques dans le spectre telles que des raies d'absorption, des raies d'émission ou d'autres variations d'intensité lumineuse. Si elles sont trouvées, ces caractéristiques peuvent être comparées à des caractéristiques connues dans le spectre de divers composés chimiques trouvés dans des expériences où ce composé est situé sur Terre. Un élément atomique très courant dans l'espace est l'hydrogène. Le spectre de la lumière originellement sans caractéristiques qui traversait l'hydrogène montrera un spectre de signature spécifique à l'hydrogène qui présente des caractéristiques à intervalles réguliers. S'il était limité aux raies d'absorption, il ressemblerait à l'illustration (en haut à droite). Si le même modèle d'intervalles est observé dans un spectre observé à partir d'une source distante mais se produisant à des longueurs d'onde décalées, il peut également être identifié comme de l'hydrogène.Si la même raie spectrale est identifiée dans les deux spectres, mais à des longueurs d'onde différentes, le décalage vers le rouge peut être calculé à l'aide du tableau ci-dessous. Déterminer le redshift d'un objet de cette manière nécessite une plage de fréquence ou de longueur d'onde. Pour calculer le décalage vers le rouge, il faut connaître la longueur d'onde de la lumière émise dans le repère de repos de la source : en d'autres termes, la longueur d'onde qui serait mesurée par un observateur situé à côté et se déplaçant avec la source. Étant donné que dans les applications astronomiques, cette mesure ne peut pas être effectuée directement, car cela nécessiterait de se rendre jusqu'à l'étoile distante d'intérêt, la méthode utilisant les raies spectrales décrite ici est utilisée à la place. Les décalages vers le rouge ne peuvent pas être calculés en examinant des caractéristiques non identifiées dont la fréquence d'image de repos est inconnue, ou avec un spectre sans caractéristiques ou un bruit blanc (fluctuations aléatoires dans un spectre). [17]

Le décalage vers le rouge (et le décalage vers le bleu) peut être caractérisé par la différence relative entre les longueurs d'onde (ou fréquence) observées et émises d'un objet. En astronomie, il est d'usage de se référer à ce changement en utilisant une quantité sans dimension appelée z . Si λ représente la longueur d'onde et F représente la fréquence (note, si = cc est la vitesse de la lumière), alors z est défini par les équations : [18]

Calcul du redshift, z
Basé sur la longueur d'onde Basé sur la fréquence
z = λ o b s v − λ e m i t λ e m i t >-lambda _ >> >>>> z = f e m i t − f o b s v f o b s v >-f_ >> >>>>
1 + z = λ o b s v λ e m i t >> >>>> 1 + z = f e m i t f o b s v >> >>>>

Après z est mesurée, la distinction entre redshift et blueshift est simplement une question de savoir si z est positif ou négatif. Par exemple, l'effet Doppler se déplace vers le bleu ( z < 0 ) sont associés à des objets s'approchant (se rapprochant) de l'observateur avec la lumière se déplaçant vers des énergies plus élevées. Inversement, l'effet Doppler se déplace vers le rouge ( z > 0 ) sont associés à des objets s'éloignant (s'éloignant) de l'observateur avec la lumière se déplaçant vers des énergies plus basses. De même, les décalages gravitationnels vers le bleu sont associés à la lumière émise par une source résidant dans un champ gravitationnel plus faible tel qu'observé à partir d'un champ gravitationnel plus fort, tandis que le décalage gravitationnel vers le rouge implique les conditions opposées.

En relativité générale, on peut dériver plusieurs formules de cas particuliers importantes pour le décalage vers le rouge dans certaines géométries spatio-temporelles spéciales, comme résumé dans le tableau suivant. Dans tous les cas, l'ampleur du décalage (la valeur de z ) est indépendant de la longueur d'onde. [19]

Pour un mouvement complètement dans la direction radiale ou de la ligne de visée :


Pour un mouvement complètement dans le sens transversal :

Effet Doppler Modifier

longueur d'onde de 575 nm) la bille apparaît verdâtre (décalage vers le bleu

longueur d'onde de 565 nm) s'approchant de l'observateur, devient orange (décalage vers le rouge

longueur d'onde de 585 nm) lors de son passage et redevient jaune lorsque le mouvement s'arrête. Pour observer un tel changement de couleur, l'objet devrait se déplacer à environ 5 200 km/s, soit environ 75 fois plus vite que le record de vitesse de la sonde spatiale artificielle la plus rapide.

Si une source de lumière s'éloigne d'un observateur, alors redshift ( z > 0 ) se produit si la source se déplace vers l'observateur, alors blueshift ( z < 0 ) se produit. Ceci est vrai pour toutes les ondes électromagnétiques et s'explique par l'effet Doppler. Par conséquent, ce type de redshift est appelé le décalage vers le rouge Doppler. Si la source s'éloigne de l'observateur avec une vitesse v , ce qui est bien inférieur à la vitesse de la lumière ( vc ), le redshift est donné par

c est la vitesse de la lumière. Dans l'effet Doppler classique, la fréquence de la source n'est pas modifiée, mais le mouvement de récession provoque l'illusion d'une fréquence plus basse.

Un traitement plus complet du redshift Doppler nécessite de considérer les effets relativistes associés au mouvement des sources proches de la vitesse de la lumière. Une dérivation complète de l'effet peut être trouvée dans l'article sur l'effet Doppler relativiste. En bref, les objets se déplaçant près de la vitesse de la lumière connaîtront des écarts par rapport à la formule ci-dessus en raison de la dilatation temporelle de la relativité restreinte qui peut être corrigée en introduisant le facteur de Lorentz γ dans la formule Doppler classique comme suit (pour le mouvement uniquement dans la ligne de visée) :

Ce phénomène a été observé pour la première fois dans une expérience de 1938 réalisée par Herbert E. Ives et G.R. Stilwell, appelée l'expérience Ives-Stilwell. [21]

Étant donné que le facteur de Lorentz ne dépend que de l'amplitude de la vitesse, cela fait que le décalage vers le rouge associé à la correction relativiste est indépendant de l'orientation du mouvement de la source. En revanche, la partie classique de la formule dépend de la projection du mouvement de la source dans la ligne de visée qui donne des résultats différents pour différentes orientations. Si θ est l'angle entre la direction du mouvement relatif et la direction d'émission dans le cadre de l'observateur [22] (l'angle zéro est directement éloigné de l'observateur), la forme complète de l'effet Doppler relativiste devient :

et pour le mouvement uniquement dans la ligne de mire ( θ = 0° ), cette équation se réduit à :

Pour le cas particulier où la lumière se déplace à angle droit ( θ = 90° ) à la direction du mouvement relatif dans le cadre de l'observateur, [23] le redshift relativiste est connu sous le nom de redshift transversal, et un redshift :

est mesuré, même si l'objet ne s'éloigne pas de l'observateur. Même lorsque la source se déplace vers l'observateur, s'il existe une composante transversale au mouvement, il existe une certaine vitesse à laquelle la dilatation annule simplement le décalage vers le bleu attendu et à une vitesse plus élevée, la source qui s'approche sera décalée vers le rouge. [24]

Agrandissement de l'espace Modifier

Au début du vingtième siècle, Slipher, Wirtz et d'autres ont effectué les premières mesures des décalages vers le rouge et vers le bleu des galaxies au-delà de la Voie lactée. Ils ont initialement interprété ces décalages vers le rouge et vers le bleu comme étant dus à des mouvements aléatoires, mais plus tard Lemaître (1927) et Hubble (1929), en utilisant des données antérieures, ont découvert une corrélation à peu près linéaire entre les décalages vers le rouge croissants et les distances des galaxies. Lemaître s'est rendu compte que ces observations pouvaient s'expliquer par un mécanisme de production de décalages vers le rouge observé dans les solutions de Friedmann aux équations de la relativité générale d'Einstein. La corrélation entre les décalages vers le rouge et les distances est requise par tous ces modèles qui ont une expansion métrique de l'espace. [15] En conséquence, la longueur d'onde des photons se propageant à travers l'espace en expansion est étirée, créant le décalage vers le rouge cosmologique.

Il existe une distinction entre un décalage vers le rouge dans le contexte cosmologique par rapport à celui observé lorsque des objets proches présentent un décalage vers le rouge local à effet Doppler. Plutôt que les décalages vers le rouge cosmologiques étant une conséquence des vitesses relatives qui sont soumises aux lois de la relativité restreinte (et donc soumis à la règle selon laquelle deux objets séparés localement ne peuvent avoir des vitesses relatives l'un par rapport à l'autre plus rapides que la vitesse de la lumière), les photons augmentent au contraire en longueur d'onde et en décalage vers le rouge en raison d'une caractéristique globale de l'espace-temps à travers lequel ils voyagent. Une interprétation de cet effet est l'idée que l'espace lui-même est en expansion. [25] En raison de l'expansion croissante à mesure que les distances augmentent, la distance entre deux galaxies éloignées peut augmenter à plus de 3 × 10 8 m/s, mais cela n'implique pas que les galaxies se déplacent plus vite que la vitesse de la lumière à leur emplacement actuel (ce qui est interdit par la covariance de Lorentz).

Dérivation mathématique Modifier

Les conséquences observationnelles de cet effet peuvent être dérivées en utilisant les équations de la relativité générale qui décrivent un univers homogène et isotrope.

Pour dériver l'effet de décalage vers le rouge, utilisez l'équation géodésique pour une onde lumineuse, qui est

  • ds est l'intervalle d'espace-temps
  • dt est l'intervalle de temps
  • docteur est l'intervalle spatial
  • c est la vitesse de la lumière
  • une est le facteur d'échelle cosmique dépendant du temps
  • k est la courbure par unité de surface.

Pour un observateur observant la crête d'une onde lumineuse à une position r = 0 et heure t = tà présent , la crête de l'onde lumineuse a été émise à la fois t = tensuite dans le passé et une position éloignée r = R . L'intégration sur le chemin dans l'espace et dans le temps que l'onde lumineuse parcourt donne :

En général, la longueur d'onde de la lumière n'est pas la même pour les deux positions et temps considérés en raison des propriétés changeantes de la métrique. Lorsque l'onde a été émise, elle avait une longueur d'onde λensuite . La prochaine crête de l'onde lumineuse a été émise à la fois

L'observateur voit la prochaine crête de l'onde lumineuse observée avec une longueur d'onde λà présent arriver à un moment

Étant donné que la crête suivante est à nouveau émise par r = R et est observé à r = 0 , l'équation suivante peut s'écrire :

Le membre de droite des deux équations intégrales ci-dessus est identique, ce qui signifie

A l'aide de la manip suivante :

Pour de très petites variations dans le temps (sur la période d'un cycle d'une onde lumineuse), le facteur d'échelle est essentiellement une constante ( une = uneà présent aujourd'hui et une = uneensuite précédemment). Cela donne

qui peut être réécrit comme

En utilisant la définition du redshift fournie ci-dessus, l'équation

Est obtenu. Dans un univers en expansion comme celui que nous habitons, le facteur d'échelle augmente de façon monotone au fil du temps, ainsi, z est positif et les galaxies lointaines apparaissent décalées vers le rouge.

En utilisant un modèle de l'expansion de l'univers, le décalage vers le rouge peut être lié à l'âge d'un objet observé, le soi-disant relation temps cosmique-décalage vers le rouge. Notons un rapport de densité comme Ω0 :

avec ρcritique la densité critique délimitant un univers qui finit par craquer d'un univers qui s'étend simplement. Cette densité est d'environ trois atomes d'hydrogène par mètre cube d'espace. [26] Aux grands redshifts, 1 + z >0 −1 , on trouve :

H0 est la constante de Hubble actuelle, et z est le décalage vers le rouge. [27] [28] [29]

Distinguer les effets cosmologiques et locaux Modifier

Pour les redshifts cosmologiques de z < 0,01 décalages vers le rouge et le bleu Doppler supplémentaires dus aux mouvements particuliers des galaxies les unes par rapport aux autres provoquent une large dispersion par rapport à la loi de Hubble standard. [30] La situation résultante peut être illustrée par le Expanding Rubber Sheet Universe, une analogie cosmologique commune utilisée pour décrire l'expansion de l'espace. Si deux objets sont représentés par des roulements à billes et l'espace-temps par une feuille de caoutchouc qui s'étire, l'effet Doppler est provoqué en faisant rouler les billes sur la feuille pour créer un mouvement particulier. Le décalage vers le rouge cosmologique se produit lorsque les roulements à billes sont collés à la tôle et que la tôle est étirée. [31] [32] [33]

Les décalages vers le rouge des galaxies comprennent à la fois une composante liée à la vitesse de récession due à l'expansion de l'univers, et une composante liée au mouvement particulier (décalage Doppler). [34] Le redshift dû à l'expansion de l'univers dépend de la vitesse de récession d'une manière déterminée par le modèle cosmologique choisi pour décrire l'expansion de l'univers, ce qui est très différent de la façon dont le redshift Doppler dépend de la vitesse locale. [35] Décrivant l'origine de l'expansion cosmologique du décalage vers le rouge, le cosmologiste Edward Robert Harrison a déclaré : « La lumière quitte une galaxie, qui est stationnaire dans sa région locale de l'espace, et est finalement reçue par des observateurs qui sont stationnaires dans leur propre région locale de l'espace. Entre la galaxie et l'observateur, la lumière voyage à travers de vastes régions de l'espace en expansion. En conséquence, toutes les longueurs d'onde de la lumière sont étirées par l'expansion de l'espace. C'est aussi simple que cela. l'augmentation de la longueur d'onde de l'émission à l'absorption de la lumière ne dépend pas du taux de changement de une(t) [ici une(t) est le facteur d'échelle de Robertson-Walker] aux moments d'émission ou d'absorption, mais à l'augmentation de une(t) pendant toute la période allant de l'émission à l'absorption." [37]

La littérature populaire utilise souvent l'expression « décalage vers le rouge Doppler » au lieu de « décalage vers le rouge cosmologique » pour décrire le décalage vers le rouge des galaxies dominé par l'expansion de l'espace-temps, mais le décalage vers le rouge cosmologique n'est pas trouvé en utilisant l'équation Doppler relativiste [38] qui est plutôt caractérisée par des la relativité donc v > c est impossible alors qu'en revanche, v > c est possible pour les redshifts cosmologiques car l'espace qui sépare les objets (par exemple, un quasar de la Terre) peut s'étendre plus vite que la vitesse de la lumière. [39] Plus mathématiquement, le point de vue selon lequel "les galaxies lointaines reculent" et le point de vue selon lequel "l'espace entre les galaxies est en expansion" sont liés en changeant les systèmes de coordonnées. Exprimer cela précisément nécessite de travailler avec les mathématiques de la métrique de Friedmann-Robertson-Walker. [40]

Si l'univers se contractait au lieu de s'étendre, nous verrions des galaxies lointaines se déplacer vers le bleu d'une quantité proportionnelle à leur distance au lieu de se déplacer vers le rouge. [41]

Décalage vers le rouge gravitationnel Modifier

Dans la théorie de la relativité générale, il y a une dilatation du temps dans un puits gravitationnel. C'est ce qu'on appelle le redshift gravitationnel ou Changement d'Einstein. [42] La dérivation théorique de cet effet découle de la solution de Schwarzschild des équations d'Einstein qui donne la formule suivante pour le décalage vers le rouge associé à un photon se déplaçant dans le champ gravitationnel d'une masse non chargée, non rotative et à symétrie sphérique :

  • g est la constante gravitationnelle,
  • M est la masse de l'objet créant le champ gravitationnel,
  • r est la coordonnée radiale de la source (qui est analogue à la distance classique du centre de l'objet, mais est en fait une coordonnée de Schwarzchild), et
  • c est la vitesse de la lumière.

Ce résultat de décalage vers le rouge gravitationnel peut être dérivé des hypothèses de la relativité restreinte et du principe d'équivalence, la théorie complète de la relativité générale n'est pas requise. [43]

L'effet est très faible mais mesurable sur Terre à l'aide de l'effet Mössbauer et a été observé pour la première fois dans l'expérience Pound-Rebka. [44] Cependant, il est significatif près d'un trou noir, et lorsqu'un objet s'approche de l'horizon des événements, le décalage vers le rouge devient infini. C'est également la cause dominante des fluctuations de température à grande échelle angulaire dans le rayonnement de fond cosmique des micro-ondes (voir effet Sachs-Wolfe). [45]

Le décalage vers le rouge observé en astronomie peut être mesuré car les spectres d'émission et d'absorption des atomes sont distinctifs et bien connus, calibrés à partir d'expériences spectroscopiques en laboratoire sur Terre. Lorsque le décalage vers le rouge de diverses raies d'absorption et d'émission d'un seul objet astronomique est mesuré, z s'avère remarquablement constante. Bien que les objets distants puissent être légèrement flous et les lignes élargies, cela ne s'explique que par le mouvement thermique ou mécanique de la source. Pour ces raisons et d'autres, le consensus parmi les astronomes est que les décalages vers le rouge qu'ils observent sont dus à une combinaison des trois formes établies de décalages vers le rouge de type Doppler. D'autres hypothèses et explications du décalage vers le rouge, telles que la lumière fatiguée, ne sont généralement pas considérées comme plausibles. [46]

La spectroscopie, en tant que mesure, est considérablement plus difficile que la simple photométrie, qui mesure la luminosité des objets astronomiques à travers certains filtres. [47] Lorsque les données photométriques sont toutes disponibles (par exemple, le champ profond de Hubble et le champ ultra-profond de Hubble), les astronomes s'appuient sur une technique pour mesurer les décalages vers le rouge photométriques. [48] ​​En raison des larges gammes de longueurs d'onde dans les filtres photométriques et des hypothèses nécessaires sur la nature du spectre à la source lumineuse, les erreurs pour ces types de mesures peuvent aller jusqu'à δz = 0,5 , et sont beaucoup moins fiables que les déterminations spectroscopiques. [49] Cependant, la photométrie permet au moins une caractérisation qualitative d'un redshift. Par exemple, si un spectre semblable au Soleil avait un décalage vers le rouge de z = 1 , il serait plus brillant dans l'infrarouge plutôt que dans la couleur jaune-vert associée au pic de son spectre de corps noir, et l'intensité lumineuse sera réduite dans le filtre d'un facteur quatre, (1 + z) 2 . Le taux de comptage des photons et l'énergie des photons sont tous deux décalés vers le rouge. (Voir correction K pour plus de détails sur les conséquences photométriques du redshift.) [50]

Observations locales Modifier

Dans les objets proches (au sein de notre galaxie de la Voie lactée), les décalages vers le rouge observés sont presque toujours liés aux vitesses de ligne de visée associées aux objets observés. Les observations de ces décalages vers le rouge et vers le bleu ont permis aux astronomes de mesurer les vitesses et de paramétrer les masses des étoiles en orbite dans des binaires spectroscopiques, une méthode utilisée pour la première fois en 1868 par l'astronome britannique William Huggins. [4] De même, les petits décalages vers le rouge et les décalages vers le bleu détectés dans les mesures spectroscopiques d'étoiles individuelles sont un moyen pour les astronomes de diagnostiquer et de mesurer la présence et les caractéristiques des systèmes planétaires autour d'autres étoiles et ont même effectué des mesures différentielles très détaillées des décalages vers le rouge au cours de la transits pour déterminer des paramètres orbitaux précis. [51] Des mesures finement détaillées des redshifts sont utilisées en héliosismologie pour déterminer les mouvements précis de la photosphère du Soleil. [52] Les redshifts ont également été utilisés pour effectuer les premières mesures des taux de rotation des planètes, [53] des vitesses des nuages ​​interstellaires, [54] de la rotation des galaxies, [19] et de la dynamique d'accrétion sur les étoiles à neutrons et les trous noirs qui présentent à la fois des décalages vers le rouge Doppler et gravitationnels. [55] De plus, les températures de divers objets émetteurs et absorbants peuvent être obtenues en mesurant l'élargissement Doppler - effectivement les décalages vers le rouge et le bleu sur une seule raie d'émission ou d'absorption. [56] En mesurant l'élargissement et les déplacements de la raie de l'hydrogène de 21 centimètres dans différentes directions, les astronomes ont pu mesurer les vitesses de récession du gaz interstellaire, ce qui révèle à son tour la courbe de rotation de notre Voie lactée. [19] Des mesures similaires ont été effectuées sur d'autres galaxies, comme Andromède. [19] En tant qu'outil de diagnostic, les mesures de décalage vers le rouge sont l'une des mesures spectroscopiques les plus importantes réalisées en astronomie.

Observations extragalactiques Modifier

Les objets les plus éloignés présentent des décalages vers le rouge plus importants correspondant au flux de Hubble de l'univers. Le plus grand décalage vers le rouge observé, correspondant à la plus grande distance et le plus loin dans le temps, est celui du rayonnement de fond de micro-ondes cosmique, la valeur numérique de son décalage vers le rouge est d'environ z = 1089 ( z = 0 correspond au temps présent), et il montre l'état de l'univers il y a environ 13,8 milliards d'années [57] et 379 000 ans après les premiers instants du Big Bang. [58]

Les noyaux ponctuels lumineux des quasars ont été les premiers « hauts décalages vers le rouge » ( z > 0.1 ) les objets découverts avant l'amélioration des télescopes ont permis la découverte d'autres galaxies à décalage vers le rouge élevé.

Pour les galaxies plus éloignées que le groupe local et l'amas de la Vierge à proximité, mais à moins d'un millier de mégaparsecs, le décalage vers le rouge est approximativement proportionnel à la distance de la galaxie. Cette corrélation a été observée pour la première fois par Edwin Hubble et est devenue la loi de Hubble. Vesto Slipher a été le premier à découvrir des décalages vers le rouge galactiques, vers l'année 1912, tandis que Hubble a corrélé les mesures de Slipher avec des distances qu'il a mesurées par d'autres moyens pour formuler sa loi. Dans le modèle cosmologique largement accepté basé sur la relativité générale, le décalage vers le rouge est principalement le résultat de l'expansion de l'espace : cela signifie que plus une galaxie est éloignée de nous, plus l'espace s'est étendu depuis que la lumière a quitté cette galaxie, donc plus la lumière a été étirée, plus la lumière est décalée vers le rouge, et donc plus elle semble s'éloigner rapidement de nous. La loi de Hubble découle en partie du principe copernicien. [59] Comme on ne sait généralement pas à quel point les objets sont lumineux, la mesure du décalage vers le rouge est plus facile que les mesures de distance plus directes, de sorte que le décalage vers le rouge est parfois converti en une mesure de distance brute en utilisant la loi de Hubble.

Les interactions gravitationnelles des galaxies entre elles et les amas provoquent une dispersion significative dans le tracé normal du diagramme de Hubble. Les vitesses particulières associées aux galaxies superposent une trace grossière de la masse des objets virialisés dans l'univers. Cet effet conduit à des phénomènes tels que les galaxies proches (telles que la galaxie d'Andromède) présentant des décalages vers le bleu lorsque nous tombons vers un barycentre commun, et des cartes de décalage vers le rouge des amas montrant un effet doigts de dieu dû à la dispersion de vitesses particulières dans une distribution à peu près sphérique. [59] Ce composant supplémentaire donne aux cosmologistes une chance de mesurer les masses d'objets indépendamment du rapport masse-lumière (le rapport de la masse d'une galaxie en masses solaires à sa luminosité en luminosités solaires), un outil important pour mesurer la matière noire. . [60]

La relation linéaire de la loi de Hubble entre la distance et le décalage vers le rouge suppose que le taux d'expansion de l'univers est constant. Cependant, lorsque l'univers était beaucoup plus jeune, le taux d'expansion, et donc la "constante" de Hubble, était plus important qu'aujourd'hui. Pour les galaxies plus éloignées, donc, dont la lumière nous parvient depuis des temps bien plus longs, l'approximation du taux d'expansion constant échoue, et la loi de Hubble devient une relation intégrale non linéaire et dépendante de l'histoire du taux d'expansion depuis l'émission. de la lumière de la galaxie en question. Les observations de la relation décalage vers le rouge-distance peuvent alors être utilisées pour déterminer l'histoire de l'expansion de l'univers et donc le contenu en matière et en énergie.

Alors qu'on a longtemps cru que le taux d'expansion diminuait continuellement depuis le Big Bang, des observations récentes de la relation décalage vers le rouge à l'aide de supernovae de type Ia ont suggéré qu'à une époque relativement récente, le taux d'expansion de l'univers avait commencé à s'accélérer.

Redshifts les plus élevés Modifier

Actuellement, les objets avec les décalages vers le rouge les plus élevés connus sont les galaxies et les objets produisant des sursauts gamma. Les décalages vers le rouge les plus fiables proviennent de données spectroscopiques, et le décalage vers le rouge spectroscopique le plus confirmé d'une galaxie est celui de GN-z11, [61] avec un décalage vers le rouge de z = 11,1 , correspondant à 400 millions d'années après le Big Bang. Le précédent record était détenu par UDFy-38135539 [62] à un redshift de z = 8,6 , correspondant à 600 millions d'années après le Big Bang. Un peu moins fiables sont les redshifts de Lyman, dont le plus élevé est la galaxie à lentille A1689-zD1 à un redshift z = 7,5 [63] [64] et le prochain plus élevé étant z = 7,0 . [65] Le sursaut gamma le plus éloigné observé avec une mesure de décalage vers le rouge spectroscopique était GRB 090423, qui avait un décalage vers le rouge de z = 8,2 . [66] Le quasar connu le plus éloigné, ULAS J1342+0928, est à z = 7.54 . [67] [68] La radiogalaxie à décalage vers le rouge la plus connue (TGSS1530) est à un décalage vers le rouge z = 5,72 [69] et le matériau moléculaire de redshift le plus connu est la détection de l'émission de la molécule de CO du quasar SDSS J1148+5251 à z = 6.42 . [70]

Objets extrêmement rouges (ERO) sont des sources de rayonnement astronomique qui émettent de l'énergie dans la partie rouge et proche infrarouge du spectre électromagnétique. Il peut s'agir de galaxies stellaires qui ont un décalage vers le rouge élevé accompagné d'un rougissement dû à la poussière intermédiaire, ou il pourrait s'agir de galaxies elliptiques fortement décalées vers le rouge avec une population stellaire plus ancienne (et donc plus rouge). [71] Les objets encore plus rouges que les ERO sont appelés objets hyper extrêmement rouges (HÉROS). [72]

Le fond diffus cosmologique a un décalage vers le rouge de z = 1089 , correspondant à un âge d'environ 379 000 ans après le Big Bang et à une distance de plus de 46 milliards d'années-lumière. [73] La première lumière encore à observer des plus anciennes étoiles de la population III, peu de temps après la formation initiale des atomes et la fin de l'absorption presque complète du CMB, peut avoir des décalages vers le rouge de l'ordre de 20 < z < 100 . [74] D'autres événements à fort décalage vers le rouge prédits par la physique mais non observables actuellement sont le bruit de fond des neutrinos cosmiques environ deux secondes après le Big Bang (et un décalage vers le rouge supérieur à z > 10 10 ) [75] et le fond des ondes gravitationnelles cosmiques émis directement par l'inflation à un décalage vers le rouge supérieur à z > 10 25 . [76]

En juin 2015, les astronomes ont rapporté des preuves d'étoiles de la population III dans la galaxie Cosmos Redshift 7 à z = 6,60 . De telles étoiles ont probablement existé au tout début de l'univers (c'est-à-dire à un décalage vers le rouge élevé) et ont peut-être commencé à produire des éléments chimiques plus lourds que l'hydrogène qui sont nécessaires à la formation ultérieure des planètes et de la vie telle que nous la connaissons. [77] [78]

Enquêtes Redshift Modifier

Avec l'avènement des télescopes automatisés et les améliorations des spectroscopes, un certain nombre de collaborations ont été réalisées pour cartographier l'univers dans l'espace à décalage vers le rouge. En combinant le décalage vers le rouge avec des données de position angulaire, un levé de décalage vers le rouge cartographie la distribution 3D de la matière dans un champ du ciel. Ces observations sont utilisées pour mesurer les propriétés de la structure à grande échelle de l'univers. La Grande Muraille, un vaste superamas de galaxies de plus de 500 millions d'années-lumière de large, fournit un exemple dramatique d'une structure à grande échelle que les relevés de décalage vers le rouge peuvent détecter. [79]

Le premier levé redshift était le CfA Redshift Survey, commencé en 1977 avec la collecte de données initiale achevée en 1982. [80] Plus récemment, le 2dF Galaxy Redshift Survey a déterminé la structure à grande échelle d'une section de l'univers, mesurant les redshifts pendant plus de La collecte de données de 220 000 galaxies a été achevée en 2002, et l'ensemble de données final a été publié le 30 juin 2003. [81] Le Sloan Digital Sky Survey (SDSS) est en cours depuis 2013 et vise à mesurer les décalages vers le rouge d'environ 3 millions d'objets. [82] SDSS a enregistré des décalages vers le rouge pour des galaxies aussi élevés que 0,8, et a été impliqué dans la détection de quasars au-delà z = 6 . Le DEEP2 Redshift Survey utilise les télescopes Keck avec le nouveau spectrographe "DEIMOS" un suivi du programme pilote DEEP1, DEEP2 est conçu pour mesurer les galaxies faibles avec des redshifts de 0,7 et plus, et il est donc prévu de fournir un complément de redshift élevé à SDSS et 2dF. [83]

Les interactions et phénomènes résumés dans les sujets du transfert radiatif et de l'optique physique peuvent entraîner des décalages dans la longueur d'onde et la fréquence du rayonnement électromagnétique. Dans de tels cas, les décalages correspondent à un transfert d'énergie physique vers la matière ou d'autres photons plutôt que par une transformation entre référentiels. De tels décalages peuvent provenir de phénomènes physiques tels que des effets de cohérence ou la diffusion de rayonnement électromagnétique provenant de particules élémentaires chargées, de particules ou de fluctuations de l'indice de réfraction dans un milieu diélectrique, comme cela se produit dans le phénomène radio des siffleurs radio. [19] Bien que de tels phénomènes soient parfois appelés « décalages vers le rouge » et « décalages vers le bleu », en astrophysique, les interactions lumière-matière qui entraînent des déplacements d'énergie dans le champ de rayonnement sont généralement appelées « rougissement » plutôt que un terme, est normalement réservé aux effets discutés ci-dessus. [19]

Dans de nombreuses circonstances, la diffusion provoque le rougissement du rayonnement car l'entropie entraîne la prédominance de nombreux photons de basse énergie sur quelques photons de haute énergie (tout en conservant l'énergie totale). [19] Sauf peut-être dans des conditions soigneusement contrôlées, la diffusion ne produit pas le même changement relatif de longueur d'onde sur l'ensemble du spectre, c'est-à-dire z est généralement fonction de la longueur d'onde. De plus, la diffusion à partir de milieux aléatoires se produit généralement sous de nombreux angles, et z est fonction de l'angle de diffusion. Si une diffusion multiple se produit, ou si les particules de diffusion ont un mouvement relatif, il y a généralement également une distorsion des raies spectrales. [19]

En astronomie interstellaire, les spectres visibles peuvent apparaître plus rouges en raison des processus de diffusion dans un phénomène appelé rougissement interstellaire [19]. une couleur bleue. Ce phénomène est distinct du rougechangementcar les raies spectroscopiques ne sont pas décalées vers d'autres longueurs d'onde dans les objets rougis et il y a une atténuation et une distorsion supplémentaires associées au phénomène en raison de la dispersion des photons dans et hors de la ligne de visée.

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Articles Modifier

  • Odenwald, S. & Fienberg, RT. 1993 "Galaxy Redshifts reconsidéré" dans Sky & Télescope Février 2003 pp31-35 (Cet article est une lecture complémentaire utile pour distinguer les 3 types de redshift et leurs causes.)
  • Lineweaver, Charles H. et Tamara M. Davis, "Les idées fausses sur le Big Bang", Scientifique américain, mars 2005. (Cet article est utile pour expliquer le mécanisme cosmologique de décalage vers le rouge ainsi que pour dissiper les idées fausses concernant la physique de l'expansion de l'espace.)

Livres Modifier

  • Nussbaumer, Harry Lydia Bieri (2009). À la découverte de l'univers en expansion. La presse de l'Universite de Cambridge. ISBN978-0-521-51484-2.
  • Binney, James Michael Merrifeld (1998). Astronomie Galactique. Presse de l'Université de Princeton. ISBN978-0-691-02565-0 .
  • Carroll, Bradley W. et Dale A. Ostlie (1996). Une introduction à l'astrophysique moderne. Addison-Wesley Publishing Company, Inc. ISBN978-0-201-54730-6.
  • Feynman, Richard Leighton, Robert Sands, Matthieu (1989). Conférences Feynman sur la physique. Vol. 1. Addison-Wesley. ISBN978-0-201-51003-4.
  • Grøn, Øyvind Hervik, Sigbjørn (2007). La théorie de la relativité générale d'Einstein. New York : Springer. ISBN978-0-387-69199-2.
  • Kutner, Marc (2003). Astronomie : une perspective physique . La presse de l'Universite de Cambridge. ISBN978-0-521-52927-3.
  • Misner, Charles Thorne, Kip S. Wheeler, John Archibald (1973). Gravitation. San Francisco : W.H. Freeman. ISBN978-0-7167-0344-0.
  • Peebles, P.J.E. (1993). Principes de la cosmologie physique. Presse de l'Université de Princeton. ISBN978-0-691-01933-8.
  • Taylor, Edwin F. Wheeler, John Archibald (1992). Physique de l'espace-temps : Introduction à la relativité restreinte (2e éd.). W.H. Homme libre. ISBN978-0-7167-2327-1.
  • Weinberg, Steven (1971). Gravitation et cosmologie. John Wiley. ISBN978-0-471-92567-5.
  • Voir aussi les manuels de cosmologie physique pour les applications des redshifts cosmologiques et gravitationnels.

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Spectre solaire : Confusion d'absorption continue et amplifiée

Le spectre ressemblerait à celui auquel vous vous êtes lié. C'est un spectre continu avec des raies supprimées par absorption formée dans la photosphère.

Vous ne pouvez pas avoir un spectre d'absorption pur. Il doit y avoir un spectre continu pour que les transitions électroniques soient absorbées.

Le spectre ressemblerait à celui auquel vous vous êtes lié. C'est un spectre continu avec des raies supprimées par absorption formée dans la photosphère.

Vous ne pouvez pas avoir un spectre d'absorption pur. Il doit y avoir un spectre continu pour que les transitions électroniques soient absorbées.

Oui c'est un spectre d'absorption. Cependant, bien qu'il existe un nombre important de raies d'absorption, il reste également une quantité importante de spectre continu, de sorte qu'il pourrait raisonnablement être qualifié de spectre continu.

Certaines étoiles froides ont tellement de raies dues à la transition moléculaire qu'il ne reste presque aucune partie du continuum.

Je pense que vous vous attendez à une distinction trop claire lorsqu'il existe une gamme d'usages communs.

Oui c'est un spectre d'absorption. Cependant, bien qu'il existe un nombre important de raies d'absorption, il reste également une quantité importante de spectre continu, de sorte qu'il pourrait raisonnablement être qualifié de spectre continu.

Certaines étoiles froides ont tellement de raies dues à la transition moléculaire qu'il ne reste presque aucune partie du continuum.

Je pense que vous vous attendez à une distinction trop claire lorsqu'il existe une gamme d'usages communs.


Problème concernant les raies d'absorption du soleil - Astronomie

Un examen attentif des spectres du Soleil et d'autres étoiles révèle que l'arc-en-ciel de couleurs contient de nombreuses lignes sombres, appelées lignes d'absorption. Ils sont produits lorsque le gaz mince plus froid absorbe certaines couleurs de lumière produites par des objets denses plus chauds, donc pour les étoiles, les couches supérieures plus froides et de faible densité absorbent certaines couleurs produites par les couches plus profondes et plus denses. Le gaz mince et froid est suffisamment mince pour que la majeure partie de la lumière puisse le traverser sans toucher aucun atome ou molécule (par exemple, aussi mince que les couches supérieures de l'atmosphère terrestre, de nombreux dizaines de kilomètres au-dessus de la surface de la Terre). Vous pouvez également les voir dans le spectre de lumière réfléchie par les planètes. Certaines des couleurs de la lumière du soleil se reflétant sur les planètes sont absorbées par les molécules à la surface de la planète ou dans son atmosphère.

Le processus de fabrication des lignes d'absorption est analogue à la mise en place d'un filtre dans un étroit jet d'eau sale qui s'accumule dans un seau. Sans le filtre, toute l'eau sale et les morceaux de saleté s'accumulent dans le seau. Avec le filtre, une partie de l'eau sale et des morceaux de saleté sont déviés du seau, de sorte que l'eau sale et les morceaux de saleté ne parviennent pas autant dans le seau. Dans l'analogie, la source de la lumière à spectre continu est comme le robinet crachant l'eau sale, le gaz mince et froid est comme le filtre et le seau est comme la caméra ou le télescope. Ce qui n'est pas dans l'analogie, c'est le spectromètre qui prend la lumière collectée et la diffuse dans ses couleurs constitutives.

Les spectres des nuages ​​de gaz chauds et minces (faible densité) sont une série de raies brillantes appelées lignes d'émission. Dans ces deux types de spectres, vous voyez des caractéristiques spectrales à certaines longueurs d'onde (ou couleurs) discrètes et nulle part ailleurs.

Le type de spectre que vous voyez dépend de la température du gaz mince. Si le gaz mince est glacière que la source thermique en arrière-plan, vous voyez des raies d'absorption. Étant donné que les spectres des étoiles montrent des raies d'absorption, cela vous indique que la densité et la température des couches supérieures d'une étoile sont inférieures à celles des couches plus profondes. Dans quelques cas, vous pouvez voir des raies d'émission au-dessus du spectre thermique. Ceci est produit par un gaz mince qui est plus chaud que la source thermique en arrière-plan. Contrairement au cas des raies d'absorption, cependant, la production de raies d'émission ne nécessite PAS qu'une source thermique soit en arrière-plan. Le spectre d'une nébuleuse à émission d'hydrogène (« nébuleuse » = nuage de gaz ou de poussière) n'est qu'une série de raies d'émission sans spectre thermique car il n'y a pas d'étoiles visibles derrière la nébuleuse chaude. Certains objets produisent des spectres qui combinent simultanément un spectre thermique, des raies d'émission et des raies d'absorption !

Ce qui est très utile avec les spectres discrets, c'est que le motif des raies que vous voyez dépend de la composition chimique du gaz mince. Chaque élément ou molécule produit un schéma de lignes --- chaque élément ou molécule a une ``empreinte digitale'' que vous pouvez utiliser pour l'identifier (comme un code-barres UPC ou un code QR). Cela vous permet de déterminer à distance de quoi sont faites les étoiles, les planètes, les nébuleuses, etc. !

La composition ne peut PAS être trouvée à partir d'une seule ligne car un élément peut avoir une ligne spectrale à la même longueur d'onde que la ligne spectrale d'un autre élément. Cependant, un élément schéma de lignes est unique. Utiliser une seule ligne pour identifier un gaz reviendrait à identifier le nom de quelqu'un en utilisant une seule lettre de son nom --- de nombreuses personnes auront la même lettre dans leur nom, mais le schéma de lettres (quelles lettres et comment elles sont disposées) est unique à cette personne. Bien sûr, les étoiles, les planètes, les nébuleuses, etc. sont constituées de plus d'un type de matériau, vous voyez donc les spectres discrets de nombreux éléments et molécules superposés les uns aux autres --- toutes les raies spectrales s'additionnent. Un astronome expérimenté peut démêler tous les différents motifs et trier les éléments et les molécules (mais cela prend du temps !).

  • Le laboratoire Stellar Spectra de Science of Light sur Learner.org (sélectionner le lien fera apparaître le site dans une nouvelle fenêtre devant ou derrière cette fenêtre).
  • Décodage des spectres cosmiques de la série Origins de Nova diffusée sur PBS. (Sélectionner le lien le fera apparaître dans une nouvelle fenêtre).

Pour créer vos propres spectres (graphiques ou tableaux), utilisez le formulaire NIST Atomic Spectra Database Lines (du National Institute of Standards and Technology).


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Problème concernant les raies d'absorption du soleil - Astronomie

La chromosphère solaire peut être bien observée à travers de fortes raies d'absorption. Nous inférons les paramètres physiques des plasmas chromosphériques à partir de ces raies en utilisant une inversion spectrale multicouche. Il s'agit d'une nouvelle technique d'inversion spectrale. Nous supposons que l'atmosphère est constituée d'un nombre fini de couches. Dans chaque couche, le profil d'absorption est constant et la fonction source varie avec la profondeur optique avec un gradient constant. Plus précisément, nous considérons un modèle à trois couches de transfert radiatif où la couche la plus basse est identifiée avec la photosphère et les deux couches supérieures sont identifiées avec la chromosphère. Le profil d'absorption dans la photosphère est décrit par une fonction de Voigt, et le profil dans la chromosphère par une fonction gaussienne. Ce modèle à trois couches est entièrement spécifié par 13 paramètres. Quatre paramètres peuvent être fixés à des valeurs prescrites, et un paramètre peut être déterminé à partir de l'analyse d'une ligne photosphérique satellite. Les 8 paramètres restants sont déterminés à partir d'un ajustement par les moindres carrés contraint. Nous avons appliqué l'inversion spectrale multicouche aux données spectrales des raies Hα et Ca II à 854,21 nm prises dans une région calme par le Fast Imaging Solar Spectrograph (FISS) du Goode Solar Telescope (GST). Nous constatons que notre modèle s'adapte avec succès à la plupart des profils observés et produit des cartes régulières des paramètres du modèle. La combinaison des largeurs Doppler déduites des deux raies donne des estimations raisonnables de la température et de la vitesse non thermique dans la chromosphère. Nous concluons que notre inversion multicouche est utile pour déduire les paramètres du plasma chromosphérique sur le Soleil.


Problème concernant les raies d'absorption du soleil - Astronomie


Adapté de Learning Astronomy by Doing Astronomy par Ana Larson

Résumé
L'étudiant identifie les raies du spectre solaire, en utilisant l'interpolation à partir des raies de Fraunhofer « connues ».

Contexte et théorie Les raies d'absorption dans le spectre solaire ont été remarquées pour la première fois par un astronome anglais en 1802, mais c'est un physicien allemand, Joseph von Fraunhofer, qui en a mesuré et catalogué plus de 600 environ 10 ans plus tard. Ces lignes sont maintenant connues collectivement sous le nom de "lignes Fraunhofer". Fraunhofer ne savait pas que ces lignes étaient d'origine chimique, il a donc utilisé des lettres arbitraires pour identifier chaque ligne. Les astronomes d'aujourd'hui utilisent certaines de ces désignations simplement pour des raisons de commodité en comparant avec des données plus anciennes.

Nous savons maintenant qu'une raie d'absorption est causée par une transition d'un électron entre des niveaux d'énergie dans un atome. Chaque élément a un motif distinct de raies d'absorption.Une fois que le motif des raies d'un élément particulier a été observé en laboratoire, nous pouvons déterminer si ces éléments existent ailleurs dans l'Univers simplement en faisant correspondre le motif des raies d'absorption.

Les raies de Fraunhofer les plus fortes du Soleil peuvent facilement être vues même avec le spectroscope le plus primitif. En observant un ciel lumineux (ne regardez JAMAIS directement le Soleil - les raies que vous verrez seront celles de votre rétine brûlante), ou la pleine Lune avec un spectroscope ou un réseau de diffraction, vous pouvez voir au moins quelques raies d'absorption. Dans cet exercice, nous travaillons avec le spectre solaire entre environ 390 et 660 nm (3900 - 6600 Angströms) et identifions certaines des raies de Fraunhofer les plus fortes.


Problème concernant les raies d'absorption du soleil - Astronomie


Objectifs : Nous présentons les observations du spectrographe d'imagerie de la région d'interface (IRIS) des caractéristiques d'absorption d'une multitude de raies atomiques et moléculaires froides dans les profils des raies de la région de transition Si IV. Beaucoup de ces raies spectrales n'avaient pas été détectées auparavant dans les spectres solaires.
Méthodes : Nous avons examiné des spectres provenant d'expositions profondes de la plage le 12 octobre 2013. Nous avons observé des spectres d'absorption uniques sur un élément magnétique brillant dans l'émission de raies de la région de transition et le continuum ultraviolet. Nous avons comparé les spectres d'absorption avec les spectres d'émission qui sont probablement liés à la fluorescence.
Résultats : Les caractéristiques d'absorption nécessitent qu'une population de plasma inférieur à 5 000 K existe au-dessus de la région de transition. Cette stratification particulière est une déviation extrême de la structure canonique de la limite chromosphère-couronne. Le matériau froid n'est pas associé à un filament ou à une pluie coronale perceptible. Cela suggère que des molécules peuvent se former dans la haute atmosphère solaire à de petites échelles spatiales et introduit une nouvelle complexité dans notre compréhension de la structure thermique solaire. Cela donne du crédit à des études numériques antérieures qui ont trouvé des preuves de poches élevées de gaz froid dans la chromosphère.


Voir la vidéo: Avaruussää - Tiedeluennot lukiolaisille (Décembre 2022).