Spectroscopie stellaire
Le spectre obtenu en décomposant la lumière d’une étoile à l’aide d’un prisme ou d’un réseau est parsemé de raies sombres, en absorption, ou brillantes, en émission .
Pour obtenir le spectre d’une étoile avec une grande dispersion, on utilise un spectrographe dont la fente est placée sur l’image de l’étoile au foyer du télescope. Pour éviter les effets des variations de température, on place le spectrographe dans une salle maintenue à température constante.
Quand on veut obtenir simultanément le spectre de nombreuses étoiles, on utilise par contre un prisme-objectif, ou spectrographe sans fente. On obtient avec les objectifs à grand champ le spectre d’un grand nombre d’étoiles, mais avec une dispersion faible ou modérée.
Les spectres stellaires présentent les mêmes caractéristiques que le spectre solaire. On peut y distinguer trois composantes d’origine différente:
– un spectre continu s’étendant sur une très large bande de fréquence, et qui est responsable de la couleur apparente des étoiles;
– un spectre d’absorption se présentant comme de fines raies sombres superposées au spectre continu; ce spectre est le plus riche dans le domaine visible et est analogue au spectre de Fraunhofer observé dans le Soleil;
– un spectre d’émission composé de raies plus brillantes que le spectre continu; il est surtout important pour les étoiles chaudes dans le domaine visible, et il est le seul observé pour les ondes correspondant aux rayons X durs.