Petite histoire des débuts de l’analyse spectrale de la lumière des étoiles

Newton déjà fit remarquer que la lumière blanche émise par le Soleil peut être décomposé en ses couleurs par un prisme. Il donna la bonne explication du phénomène en notant que la réfraction de la lumière dépend de la longueur d’onde (sa couleur).

Plus tard, au début du XIXième siècle, l’opticien allemand Joseph von Fraunhofer, fait des expériences plus détaillées sur la lumière du Soleil (1814). Il constate que le spectre continu du Soleil est interrompu par de très fines raies sombres. Il en mesure la position (longueur d’ondes) et les numérote par des lettres latines (numérotation parfois encore utilisée de nos jours). La raie, qu’il avait appelé la raie D, l’intrigue. Car, en parallèle, Fraunhofer s’intéresse à la lumière émise par des flammes en laboratoire. Il place pour cela divers sels dans des flammes et observe leur spectre. Il remarque que chaque sel possède un spectre typique à lui seul. Ainsi, si l’on place du sel de cuisine (NaCl) dans une flamme on observe des raies d’émission très intense dans le jaune. Il retrouva cette même raie dans le spectre du Soleil, mais non sous forme d’émission, mais sous forme d’une raie sombre.

Les expériences de Bunsen et Kirchhoff (1859) compléteront l’analyse de Fraunhofer et donneront la base de l’analyse spectrale en chimie et astronomie. Ils formulent deux lois principales:

  • Un gaz porté à incandescence donne un spectre formé de lumière formé par des raies brillantes. La longueur d’onde de ces raies est caractéristique de la substance du gaz.
  • Si le même gaz est placé devant une source de lumière blanche il absorbe certaines radiations émise par la source. Il en résulte un spectre continu interrompu par des raies d’adsorption rigoureusement à la même place que les raies d’émission du gaz porté à incandescence.

Fraunhofer observe également le spectre d’autres étoiles lumineuses. Ainsi, en 1820 il avait déjà observé un grand nombre d’étoiles et reconnu déjà que Pollux doit ressembler au Soleil.

Comment se forme alors le spectre des étoiles ? Une étoile est essentiellement une sphère de gaz en incandescence donnant un spectre continu. L’atmosphère plus froide et moins dense qui l’entoure produit les raies d’absorption caractéristique de la composition chimique de l’étoiles. Ainsi fut trouvé l’hélium: on observa des raies d’absorption dans le spectre du Soleil qui ne purent être attribué à aucun élément chimique connu sur la Terre. Janssen découvrit ainsi le 18 août 1868 lors d’une l’éclipse du Soleil un nouvel élément que Norman Lockyer appela hélium (de Hélios, le dieu grecque du Soleil). L’hélium ne sera décelé qu’en 1895 dans l’atmosphère terrestre.