Spectroscopie longue-fente
En astronomie, la spectroscopie longue-fente est l'observation des objets célestes à l'aide d’un spectrographe dont l'ouverture est une fente allongée et étroite. La lumière entrant dans la fente est ensuite réfractée à l’aide d'un prisme, d'un réseau de diffraction ou d'un grisme. La lumière dispersée est généralement enregistrée sur un détecteur CCD[1].
Profils de vitesse
[modifier | modifier le code]
Cette technique peut être utilisée pour observer la courbe de rotation d’une galaxie, car les étoiles qui se déplacent vers l’observateur sont décalées vers le bleu, tandis que les étoiles qui s’éloignent sont décalées vers le rouge[2].
La spectroscopie à fente longue peut également être utilisée pour observer l’expansion de nébuleuses optiquement minces. Lorsque la fente spectrographique s’étend sur le diamètre d’une nébuleuse, les raies du profil de vitesse se rejoignent sur les bords. Au milieu de la nébuleuse, la raie se divise en deux, puisqu’une composante est décalée vers le rouge et l’autre vers le bleu. La composante décalée vers le bleu apparaîtra plus brillante car elle se trouve sur la « face proche » de la nébuleuse, et est donc sujette à une atténuation plus faible que la lumière provenant de la « face cachée » de la nébuleuse. Les bords effilés du profil de vitesse proviennent du fait que la matière au bord de la nébuleuse se déplace perpendiculairement à la ligne de visée et donc sa vitesse relative le long de la ligne de visée sera nulle par rapport au reste de la nébuleuse[3].
Plusieurs effets peuvent contribuer à l’élargissement transversal du profil de vitesse. Les étoiles individuelles tournent sur elles-mêmes lors de leur orbite, de sorte que le côté qui s’approche sera décalé vers le bleu et le côté qui s’éloigne sera décalé vers le rouge. Les étoiles ont également un mouvement aléatoire (ainsi qu'orbital) autour de la galaxie, ce qui signifie que n'importe quelle étoile individuelle peut s'écarter considérablement du reste par rapport à ses voisines dans la courbe de rotation. Dans les galaxies spirales, ce mouvement aléatoire est faible par rapport au mouvement orbital à faible excentricité, mais ce n’est pas vrai pour une galaxie elliptique. L'élargissement Doppler à l'échelle moléculaire y contribuera également.
Avantages
[modifier | modifier le code]La spectroscopie à fente longue peut améliorer les problèmes de contraste des structures à proximité d’une source très lumineuse. La structure en question peut être observée à travers une fente, occultant ainsi la source lumineuse et permettant un meilleur rapport signal/bruit. Un exemple de cette application serait l’observation de la cinématique des objets Herbig-Haro autour de leur étoile parente[4].
Références
[modifier | modifier le code]- (en) Gregory C. Sloan, « Long-slit spectroscopy », (consulté le )
- (en) Nicole Vogt, « Example: Galaxy Rotation Curve » (consulté le )
- (en) Erika Böhm-Vitense, Introduction to Stellar Astrophysics, vol. 3, Cambridge University Press, , 192 p. (ISBN 978-0-521-34871-3)
- (en) « Observing the Bipolar Jet Phase » [archive du ], Jetset (consulté le )
