1. Composition:
* Quels éléments sont présents? La présence de lignes d'absorption spécifiques indique la présence d'éléments spécifiques dans l'atmosphère de l'étoile. Chaque élément absorbe la lumière à des longueurs d'onde uniques, créant une "signature" distincte dans le spectre.
* Abondance: La force des lignes d'absorption nous indique la part de chaque élément présent. Des lignes plus fortes indiquent une abondance plus élevée de cet élément.
2. Température:
* niveaux d'ionisation: Les lignes d'absorption de certains éléments apparaissent différemment selon leur état d'ionisation (qu'ils aient perdu ou gagné des électrons). En analysant l'état d'ionisation des éléments dans le spectre d'une étoile, nous pouvons déterminer sa température.
* Classes spectrales: Les étoiles sont classées en classes spectrales (O, B, A, F, G, K, M) en fonction de leur température. Les lignes d'absorption présentes dans chaque classe fournissent une forte indication de la température de l'étoile.
3. Pression:
* élargissement de la ligne: Les lignes d'absorption peuvent être élargies en raison de la pression de l'atmosphère de l'étoile. Cet élargissement est causé par des collisions entre les atomes, ce qui déplace légèrement les longueurs d'onde de la lumière qu'ils absorbent.
* Force de ligne: La résistance des lignes d'absorption peut également être affectée par la pression. En général, une pression plus élevée conduit à des lignes plus faibles.
4. Mouvement:
* Doppler Shift: Les lignes d'absorption peuvent être légèrement décalées en raison du mouvement de l'étoile par rapport à nous. Si l'étoile se dirige vers nous, les lignes sont déplacées vers l'extrémité bleue du spectre (Blueshift), et si elle s'éloigne, les lignes sont déplacées vers l'extrémité rouge (Redshift). Ce phénomène, connu sous le nom d'effet Doppler, nous permet de mesurer la vitesse radiale de l'étoile (mouvement vers nous ou loin de nous).
5. Autres informations:
* champs magnétiques: Certaines lignes d'absorption sont divisées en plusieurs composants en raison du champ magnétique de l'étoile. Ce phénomène, connu sous le nom de l'effet Zeeman, nous permet d'étudier la force et la direction du champ magnétique.
* rotation: La largeur des lignes d'absorption peut également être affectée par la rotation de l'étoile. Une rotation plus rapide provoque un profil de ligne plus large.
En résumé, les lignes d'absorption fournissent un outil puissant pour comprendre les propriétés physiques des étoiles, ce qui nous permet de nous apercevoir dans leur composition, leur température, leur pression, leur mouvement et même les champs magnétiques.
