lignes d'absorption:
* Formation: Lorsque la lumière à partir d'une étoile chaude et dense passe à travers un nuage de gaz plus frais et moins dense, les atomes dans les nuages absorbent des longueurs d'onde de lumière spécifiques correspondant à leurs niveaux d'énergie uniques. Ces longueurs d'onde absorbées apparaissent sous forme de lignes sombres dans le spectre continu de l'étoile.
* Explication: Les électrons dans les atomes du nuage absorbent les photons de lumière avec des énergies correspondant à la différence entre leur état fondamental et un état excité. Cette absorption laisse un «espace» dans le spectre, ce qui entraîne une ligne sombre.
lignes d'émission:
* Formation: Lorsqu'un nuage de gaz est chauffé, les atomes dans le nuage deviennent excités puis libèrent de l'énergie en émettant des photons à des longueurs d'onde spécifiques lorsqu'ils remontent à leur état fondamental. Ces longueurs d'onde émises apparaissent comme des lignes lumineuses sur un fond sombre.
* Explication: Les atomes excités émettent des photons de lumière avec des énergies correspondant à la différence d'énergie entre leur état excité et leur état fondamental. Cette émission crée des lignes lumineuses dans le spectre.
L'analyse des lignes d'absorption et d'émission dans un spectre stellaire peut révéler des informations précieuses sur les nuages de gaz frais gisant entre nous et l'étoile.
1. Composition:
* lignes d'absorption: Les longueurs d'onde des lignes d'absorption identifient les éléments présents dans le nuage de gaz.
* lignes d'émission: Les longueurs d'onde des lignes d'émission indiquent également les éléments présents dans le nuage, mais ils révèlent la présence d'atomes excités, indiquant une température plus élevée ou d'autres processus énergétiques dans le nuage.
2. Température:
* lignes d'absorption: La résistance des lignes d'absorption peut être utilisée pour estimer la température du nuage. Des lignes plus fortes indiquent un nuage plus dense ou plus frais.
* lignes d'émission: La présence et l'intensité des lignes d'émission fournissent également des informations sur la température du nuage de gaz.
3. Vitesse:
* Doppler Shift: Les longueurs d'onde des lignes d'absorption et d'émission sont légèrement déplacées de leurs valeurs attendues en raison du mouvement relatif entre le nuage et l'observateur. Ce décalage Doppler nous permet de déterminer la vitesse radiale du nuage de gaz par rapport à nous.
4. Densité:
* lignes d'absorption: La largeur des lignes d'absorption peut être liée à la densité du nuage de gaz. Des lignes plus larges indiquent une densité plus élevée.
* lignes d'émission: L'intensité des lignes d'émission peut également fournir des informations sur la densité du cloud.
5. Champ magnétique:
* Effet Zeeman: L'interaction entre les champs magnétiques et les atomes peut diviser les lignes spectrales, créant plusieurs lignes. Ce fractionnement de Zeeman nous permet de mesurer la force et la direction des champs magnétiques dans le nuage.
Dans l'ensemble, l'analyse des lignes d'absorption et d'émission dans les spectres stellaires fournit un outil puissant pour comprendre les propriétés des nuages de gaz frais dans le milieu interstellaire.
