La photométrie
La photométrie est la mesure de l’énergie transportée par la lumière et de ses modifications lors de la traversée des systèmes optiques.
En astronomie, la photométrie désigne l'étude de l'intensité lumineuse des étoiles, et de sa variabilité. Elle s'oppose en quelque sorte à la spectroscopie qui s'attache à l'étude des spectres des étoiles, ou à la polarimétrie qui s'occupe du degré de polarisation de la lumière provenant des sources astronomiques.
La photométrie s'occupe de mesurer, dans une bande spectrale donnée, l'intensité de la lumière d'une étoile et de sa variation dans le temps. Après soustraction de la contribution du fond du ciel, l'intensité lumineuse est mesurée avec la fonction d'étalement du point de l'étoile, et comparée soit relativement, soit de manière absolue par rapport à des étoiles standards (qui sont connues pour ne pas varier, et dont les caractéristiques physiques sont connues).
Elle permet ainsi de mesurer la magnitude apparente des étoiles et donc d'en deduire sa distance par rapport à nous via les relations établies précedemment. (cf. L'intéret de ces étoiles)
Par ailleurs nous pouvons noter qu'en astronomie, la photométrie ne fait pas intervenir la sensibilité visuelle de l'œil humain et peut très bien se faire avec des rayonnements invisibles comme l'infrarouge et l'ultraviolet. En revanche, quand on s'éloigne trop du domaine visible pour atteindre des longueurs d'onde plus grandes (à partir du millimètre), on parle de radioastronomie.
La spectroscopie
La spectroscopie, ou spectrométrie, est l'étude du spectre d'un phénomène, c'est-à-dire l'étude de la répartition d'une onde ou d'un faisceau de particules en fonction de la fréquence ou de l'énergie.
La lumière visible, lorsqu'elle est « dispersée » par un prisme ou un réseau de diffraction, révèle sa composition ou spectre. L'arc-en-ciel en est l'illustration la plus connue, obtenu par la dispersion d'une lumière, celle du Soleil, par les gouttes d'eau de la pluie jouant le rôle de disperseur en direction de la lumière du soleil : chaque couleur ou fréquence part dans une direction différente en raison de la différence d'indice des milieux.
En astronomie, l'invention de la spectroscopie a pu donner naissance à une nouvelle science : l'astrophysique.
Les premières analyses datent du XIX eme siècle lorsque R.Bunsen et G.Kirchhoff ont reproduit les raies du Soleil en faisant bruler du sel et en determinant ainsi la raie du sodium. Ils en ont déduit qu'il y a du sodium dans le Soleil.
Il existe ainsi deux types de raies:
Un spectre est composé de toutes les longueurs d'onde: cela forme un fond continu appelé continuum. Selon la loi de Planck,
La spectroscopie va également nous servir à mesurer des vitesses radiales des étoiles. En effet on a la relation suivante :
avec Vr la vitesse radiale, λ la longueur d'onde mesurée et λ0 la longueur d'onde de référence.
Le décalage mesuré entre λ et λ0 va être soit dans le rouge (cela correspond à un éloignement par rapport à l'observateur) soit dans le bleu (rapprochement). C'est une conséquence de l'effet Doppler.
La longueur d'onde mesurée va être celle d'un minimum dans le spectre d'une étoile (par exemple celle du fer II) : elle correspondra donc à une région bien particulière de l'étoile : en effet les raies "métalliques" (ex: Na, Fe....) correspondent plutôt à la chromosphère tandis que les raies de l'hydrogène correspondent plutôt à la couronne.
Il est donc possible de connaitre la vitesse radiale des zones de l'étoile. Cela explique pourquoi il est possible d'observer un décalage dans le bleu et dans le rouge chez les étoiles variables pulsantes : l'étoile subit des mouvements de dilatation et de contraction indépendemment de son déplacement par rapport à l'observateur.
En réalisant plusieurs mesures, il est possible d'établir une courbe des vitesses radiales en fonction du temps afin de mieux modéliser la pulsation.
