Toutes les civilisations se sont interrogées sur la nature de la lumière, phénomène qui reste encore mystérieux à plus d'un égard. Jusqu'au XVIII^e siècle, elle est considérée comme la forme parfaite de la flamme. L'œil est également supposé émettre « un éclat » et, bien que cette hypothèse disparaît vers le XI^e siècle, sa rencontre avec celui émis par les corps rayonnants participe au mécanisme de la vision.

Notre perception de la « couleur » est le résultat d'une interaction entre les électrons de la matière et un rayonnement. Il nous est ainsi possible de ne voir qu'un objet émettant ou réfléchissant de la « lumière ». La couleur est ainsi un phénomène physiologique interprété par le cerveau.

La matière absorbe ou émet de l'énergie sous forme d'ondes électromagnétiques. La lumière visible ne correspond qu'à une infime partie de ce spectre électromagnétique. En étudiant cette interaction, en émission ou en absorption, il est possible de connaître différentes caractéristiques d'un corps solide ou gazeux : composition, température, densité…

Cette branche de l'astrophysique constitue la spectroscopie. Elle nous donne la majeure partie des informations obtenues sur les corps célestes, et ce malgré l'affirmation par le philosophe Auguste Comte (1798-1857) — dans son Cours de philosophie positive —, de l'impossibilité de connaître la composition chimique des étoiles en raison de l'incapacité de pouvoir les explorer directement.

Synthèses additive et soustractive

La théorie aristotélicienne (Aristote, 384 à 322 av. J.-C.) de la couleur, modèle dominant qui fera autorité jusqu'à la Renaissance, assimile la couleur à la luminosité. Elles semblent effectivement « naître » avec la lumière du jour et disparaître avec elle. Bornes extrêmes de la palette, le blanc et le noir sont considérés comme des couleurs à part entière, leur subtile mélange donnant naissance à toutes les autres teintes.

Il existe une différence fondamentale entre la couleur d'un faisceau de lumière colorée et celle d'une peinture, encre… La colorisation d'une lumière se fait de façon additive, elle est la somme de l'addition de teintes ; le blanc étant leur addition totale. En revanche, une peinture ne restitue qu'une partie des couleurs et en absorbe d'autres, la somme des couleurs donne du noir ; la synthèse des couleurs par pigmentation est soustractive.

La lumière est constituée de particules

À l'aide d'un prisme triangulaire en verre, Isaac Newton (1643-1727) est le premier à démontrer, entre 1664 et 1669, la décomposition de la lumière blanche (ou lumière visible). L'expérience lui semble à ce point saisissante qu'il appelle sa manifestation « spectre ». Il vérifie également qu'une couleur ne peut se décomposer à nouveau après le passage au travers d'un second prisme, elle reste monochromatique. Il en ébauche une théorie corpusculaire : la lumière blanche est le mélange de particules de toutes les couleurs de l'arc-en-ciel qu'un prisme permet de séparer.

Si cette théorie expliquait la réflexion ou la diffusion, elle ne pouvait rendre compte d'un phénomène également observé : le renforcement ou la destruction d'une lumière réfléchie par les deux faces d'une lame de verre. Le concept était incomplet…

La lumière est une superposition d'ondes

Une théorie concurrente est proposée par Christiaan Huygens (1629-1695) : la lumière est constituée de multiples ondes, chacune étant spécifique à une couleur. La déviation du rayonnement se fait en fonction des longueurs d'ondes, le rouge étant moins dévié que le bleu et le violet. Dans un premier temps, les phénomènes de diffraction et d'interférence semblent donner raison au second. Puis, l'effet photoélectrique (1887) et l'effet Compton (1922) mirent en évidence son caractère corpusculaire.

La physique moderne réconcilie tout le monde : la lumière est à la fois ondes et corpuscules (Louis de Broglie, 1923).

Avènement d'une science

En 1835, la nature du Soleil est encore totalement ignorée. Pourtant, en 1802, William Hyde Wollaston (1766-1828), travaillant dans le domaine de l'optique, était déjà parvenu à distinguer plusieurs bandes sombres dans le spectre solaire, mais il ne les étudiera pas plus avant et ne donnera aucune interprétation sur leur formation.

En 1814, l'opticien et physicien allemand Joseph von Fraunhofer (1787-1826), à l'aide d'un réseau dispersif plus performant, y met également en évidence la présence de raies sombres, isolées ou en groupes, et en dresse un catalogue en leur affectant une lettre. En comparant le spectre solaire avec celui de certaines flammes, il constate que certaines raies sombres se retrouvent aux mêmes longueurs d'ondes.

En 1859, le physicien Gustav Robert Kirchhoff (1824-1887) et le chimiste Robert Wilhelm Bunsen (1811-1899), deux autres scientifiques allemands, mesurent la position de milliers de ces stries et démontrent qu'elles coïncident avec celles émises par des éléments connus comme l'hydrogène, le calcium et le sodium. En 1861, ils identifient deux nouveaux métaux terrestres : le rubidium et le césium. La présence d'un élément encore inconnu est mis en évidence dans l'atmosphère du Soleil, il sera naturellement nommé « hélium », avant d'être retrouvé dans notre environnement terrestre.

Kirchhoff et Bunsen émettent l'hypothèse que chaque atome possède un spectre de raies spécifique. Il faudra cependant attendre le XX^e siècle et l'émergence de la mécanique quantique pour que les scientifiques en donnent une explication satisfaisante, mais ils viennent de donner naissance à l'un des outils les plus puissants de l'analyse chimique (et de l'astrophysique !) : la spectroscopie.

Le spectre continu

Un corps solide ou un corps gazeux sous haute pression, porté à haute température, émet un rayonnement continu de toutes les fréquences dans un intervalle donné. Un tel spectre est caractéristique d'une étoile comme notre Soleil, mais aussi du filament incandescent d'une lampe ou d'un métal « chauffé à blanc ». La lumière solaire est un spectre continu allant de l'ultraviolet jusqu'à l'infrarouge en passant par le visible. Le passage de la lumière du jour (lumière blanche) au travers d'un prisme donne un éventail de couleurs qui se succèdent sans aucune interruption. Chaque couleur correspond à une fréquence (ou une longueur d'onde) déterminée.

Le spectre en émission

Le spectre d'un gaz raréfié et chaud est constitué de raies alternées brillantes, on parle de spectre en émission. La configuration d'une suite de raies est spécifique à un élément chimique donné ; elle constitue sa « signature » spectrale. L'étude d'un spectre en émission d'un gaz monoatomique se réalise en laboratoire. Une lampe au sodium basse pression émet une lumière jaune-orangée, son spectre est caractérisé par une double raie intense dans la partie jaune-orange du spectre. Une lampe à vapeur de mercure à haute pression émet sur une plage plus importante du spectre, sa lumière est pour cette raison d'un rendu blanc-bleuté.

Un gaz excité perd de l'énergie en émettant son rayonnement, il faut donc continuellement en apporter sous forme électrique ou thermique. Pour une source de lumière astronomique, l'énergie est amplement élevée pour entretenir ce phénomène par dissociation des molécules en atomes. Il est donc possible d'y retrouver l'identité des éléments chimiques entrant dans leurs compositions.

Le spectre en absorption

Si les atomes peuvent restituer un rayonnement lorsqu'ils sont exposés à une forme d'énergie, sous certaines conditions, ils peuvent également en absorber. L'analyse d'une lumière traversant un gaz monoatomique froid montre une extinction sélective de certaines longueurs d'ondes. Ces spectres présentent des raies sombres qui montrent que la lumière a été sélectivement absorbée.

L'analyse d'un spectre

Pour un même élément chimique, les raies se retrouvent aux mêmes longueurs d'ondes, qu'elles soient en émission ou en absorption. Le type du spectre dépend uniquement des conditions physiques au sein de la source analysée. Il est donc possible de connaître la composition d'un corps à distance, par comparaison depuis le spectre d'éléments connus par analyse en laboratoire. Le spectre d'un corps composé présente l'ensemble des raies spectrales de ses éléments chimiques.

Toutes les étoiles, à l'image de notre Soleil, sont composées de gaz sous haute pression, elles émettent un spectre continu. Leurs spectres présentent cependant des raies en absorption ; les régions superficielles, bien plus froides, absorbant sélectivement cette émission. Seule la connaissance de la nature quantique de la lumière permettra de comprendre l'origine de ces phénomènes.

Caractéristiques d'une onde

La propagation d'une onde est caractérisée par une vitesse (\( c \)), une fréquence (\( \nu \)) et une longueur d'onde (\( \lambda \)). Ces trois valeurs sont liées par la relation : \( c = \lambda \cdot \nu \).

La vitesse de propagation d'une onde électromagnétique (notée \( c \), du latin celeritas) dans le vide est de 2,997 924 58×10⁸ m·s⁻¹. La célérité étant constante, les longueurs d'onde sont inversement proportionnelles aux fréquences. Jusqu'en 1900, la théorie continue des ondes électromagnétiques permet d'expliquer la propagation de la lumière et certains comportements : diffraction, interférence. Des phénomènes nouveaux viendront déstabiliser ce modèle, notamment le rayonnement du corps noir…

Rayonnement du corps noir

Les caractéristiques d'un rayonnement sont liées aux conditions physico-chimiques de la matière : composition, pression, température…

La température est la mesure de l'agitation (l'énergie cinétique) des constituants d'un milieu. Elle se mesure en température absolue sur l'échelle kelvin (K), le point zéro y désignant une agitation cinétique nulle. Elle vaut la température Celsius (°C), augmentée de 273,15 : T(K) = T(°C) + 273,15. Dans le cas d'un corps absolument opaque, parfaitement isolé et à température constante, la distribution spectrale est strictement liée à la seule température. Ce cas théorique est appelé « corps noir ». En première approximation, une étoile peut être assimilée à un corps noir (presque) parfait ; la perte en énergie rayonnée restant négligeable devant celle contenue à l'intérieur de l'étoile. Les lois déterminant l'état de la matière dans un corps noir s'appuient sur des études théoriques et expérimentales. Elles définissent :

• l'énergie totale du rayonnement (loi de Stefan) ;
• la longueur d'onde à laquelle la luminance est maximale (loi de Wien) ;
• la distribution de la luminance en fonction de la longueur d'onde (loi de Planck).

La loi de Stefan

En 1879, à partir de résultats expérimentaux, Josef Stefan (1838-1893) détermine une loi empirique décrivant que l'énergie totale \( E \) émise par seconde et par unité de surface \( S \) d'un corps noir est proportionnelle à la puissance quatre de sa température \( T \) : \( E = S \cdot \sigma \cdot T^{4} \) où \( \sigma \) est la constante de Stefan et vaut : 5,67 × 10⁻⁸ W m⁻² K⁻⁴.

En considérant une étoile sous la forme d'une sphère rayonnant comme un corps noir, cette relation devient : \( E = 4\pi R^{2} \cdot \sigma \cdot T^{4} \), avec \( S = 4\pi R^{2} \).

Pour deux étoiles présentant la même température de surface, la plus grosse émettra plus d'énergie. Pour une variation double de la température, une étoile émettra seize fois plus d'énergie à rayon égal. La loi de Stefan permet donc de retrouver la dimension d'une étoile, il faut cependant mesurer la puissance de l'énergie sur toute la bande spectrale, une étoile émettant bien au-delà du spectre visible. En 1884, Ludwig Boltzmann (1844-1906) apportera une confirmation théorique en retrouvant la loi de Stefan à partir des relations fondamentales de la thermodynamique. Pour cette raison, cette relation est également connue sous le nom de loi de Stefan-Boltzmann.

Si cette relation température-couleur permet de retrouver facilement la température d'un corps lorsque l'on a déterminé le maximum d'émission, à l'inverse, il est également possible de découvrir le maximum d'émission à partir d'une température. Ex : la température du corps humain est de 37,5 °C, soit environ 310 K. Calculons : λ_max = (2,90×10⁻³)/310 = 9,35×10⁻⁶ m ou 9 350 nm. Le maximum d'émission du corps humain se fait donc dans l'infrarouge.

La loi de Wien

En analysant des spectres de corps noirs à différentes températures, Wilhelm Wien (1864-1928) découvre, en 1893, que la distribution de leurs émissions passe par un maximum, ce dernier étant inversement proportionnel à la température. Plus la température devient élevée, plus la longueur d'onde du pic d'émission diminue (la fréquence et l'énergie augmentent). Cette relation « température-couleur » s'exprime ainsi : λ_max = (2,90×10⁻³) / T, avec la longueur (λ) et la température (T) exprimées dans le Système international d'unités. Pour le Soleil, le maximum d'émission se situe vers 500 nm (lumière jaune-verte), sa température de surface vaut : T = (2,90×10⁻³) / (0,50×10⁻⁶) = 5 800 kelvins.

La loi de Planck

Max Planck (1858-1947) est l'auteur d'une théorie des quanta d'énergie (1900) et l'applique avec succès à l'explication du rayonnement du corps noir. Il suppose que l'échange d'énergie entre matière et rayonnement se fait de façon discontinue, par quanta. Ces quanta \( \epsilon \) sont proportionnels aux fréquences \( \nu \) du rayonnement : \( \epsilon = h \nu \), avec \( h \) comme constante de proportionnalité (constante de Planck) valant : 6,62×10⁻³⁴ joules·s⁻¹.

La loi de Planck permet de donner la distribution de l'énergie selon la longueur d'onde (ou couleur). Les courbes décrivant cette distribution se retrouvent toujours sous une même forme « en cloche » et incluses les unes dans les autres. Pour chaque longueur d'onde, la luminance augmente avec la température. Avec son quantum d'énergie introduit de façon arbitraire, cette théorie de quantification de l'énergie, vue comme simple artifice de calcul à ses débuts, permet d'intégrer les lois précédentes et deviendra vite une pièce maîtresse de la mécanique quantique. En fonction de la température et de la longueur d'onde, le schéma ci-dessus montre pour trois étoiles :

• l'énergie totale rayonnée représentée par l'aire sous la courbe (loi de Stefan) ;
• le déplacement du pic d'émission (loi de Wien) ;
• la forme caractéristique « en cloche » de la distribution de luminance (loi de Planck).