Le rouge secret des nébuleuses et du Soleil

L’astrophotographie moderne révèle un Univers parcouru de lueurs rouges : nébuleuses diffuses, filaments de gaz, protubérances solaires ou régions actives à la surface du Soleil.

Grâce à la spectroscopie et aux filtres H-alpha, les astronomes ont progressivement compris l’origine physique de cette lumière.

Cette lumière si particulière provient principalement d’une raie célèbre de l’hydrogène : le H-alpha. Pour comprendre tout cela, nous allons étudier :

• le spectre de la lumière,
• les longueurs d’onde,
• l’atome d’hydrogène,
• l’origine de la célèbre raie H-alpha.

Puis nous nous attarderons sur le type de filtre H-alpha, en fonction de l’utilisation.

Le spectre électromagnétique

Avant de comprendre la raie H-alpha, il faut d’abord revenir à la nature même de la lumière. La lumière est une onde électromagnétique qui se propage dans le vide à environ 300 000 km/s.

Autrement dit, la lumière visible, l’infrarouge, l’ultraviolet, les ondes radio, les rayons X ou encore les rayons gamma sont tous le même phénomène physique. La seule différence entre eux est leur longueur d’onde (ou leur fréquence).

La lumière « visible » n’est qu’une infime partie du spectre (environ 0,0035 % !), à partir d’environ 400 nm (UV) jusque vers 700 nm (IR).

Pour différencier les diverses formes du rayonnement électromagnétique, les physiciens utilisent une notion fondamentale : la longueur d’onde.

Comme les vagues à la surface de l’eau, une onde lumineuse possède des crêtes et des creux. La longueur d’onde correspond à la distance entre deux crêtes successives. Elle est notée avec la lettre grecque λ (lambda).

Toutes les ondes électromagnétiques ne transportent pas la même énergie. Plus la longueur d’onde est petite, plus l’énergie est élevée. Plus la longueur d’onde est grande, plus l’énergie est faible.

Le schéma ci-dessus montre, dans le visible que chaque longueur d’onde a une couleur différente.

Dans le domaine visible, les longueurs d’onde sont généralement exprimées en nanomètres (nm), car elles sont extrêmement petites : le violet se situe vers 400 nm, le rouge vers 700 nm.

Mais pour les autres régions du spectre électromagnétique, les physiciens utilisent souvent d’autres unités plus adaptées. Par exemple :

• Les ondes radio peuvent mesurer plusieurs mètres ou kilomètres,
• L’infrarouge lointain est parfois exprimé en micromètres (µm),
• Tandis que les rayons X ou gamma possèdent des longueurs d’onde si petites qu’on utilise parfois l’Angstrom (Å) ou même directement l’énergie des photons.

Le modèle planétaire de l’atome

Au début du XXe siècle, les physiciens imaginaient l’atome un peu comme un système solaire miniature : le proton au centre, l’électron tournant autour.

Mais ce modèle posait un énorme problème.

Selon l’électromagnétisme classique : une charge électrique accélérée rayonne de l’énergie.

Or un électron en orbite est constamment accéléré. Il devrait donc perdre de l’énergie, spiraler vers le noyau, et l’atome devrait s’effondrer. Pourtant : les atomes sont stables. La physique classique ne pouvait donc pas expliquer l’existence même des atomes.

Une découverte essentielle : les niveaux d’énergie

Pour résoudre ce problème, le physicien Niels Bohr proposa en 1913 une idée révolutionnaire : l’électron ne peut occuper que certaines orbites bien précises.

Ces orbites correspondent à des niveaux d’énergie quantifiés. Autrement dit : toutes les distances ne sont pas possibles, toutes les énergies ne sont pas possibles. L’électron ne peut exister que sur certains niveaux autorisés.

Les séries spectrales de l’hydrogène

Lorsque l’électron d’un atome d’hydrogène change de niveau d’énergie, il peut produire différentes raies spectrales selon le niveau final atteint. Les physiciens ont regroupé ces transitions en plusieurs familles appelées séries spectrales.

La série de Lyman

La série de Lyman correspond aux transitions qui arrivent vers le niveau n = 1. Par exemple :

• 2 → 1 : Lyman-α
• 3 → 1 : Lyman-β

Ces raies se situent dans l’ultraviolet.

La plus célèbre est la raie Lyman-α à 121,6 nm.

La série de Balmer

La série de Balmer correspond aux transitions qui arrivent vers le niveau n = 2. C’est cette série qui contient les célèbres raies visibles de l’hydrogène :

• 3 → 2 : H-alpha (656,28 nm)
• 4 → 2 : H-beta
• 5 → 2 : H-gamma

La raie H-alpha est la plus intense et la plus utilisée en astronomie.

Les autres séries

Il existe également d’autres séries : Paschen (vers n=3), Brackett, Pfund… Ces transitions se situent principalement dans l’infrarouge.

Chaque série correspond donc à une “destination finale” particulière de l’électron dans l’atome d’hydrogène.

L’origine de la raie H-alpha (ou Raie de Balmer)

Plus l’électron est proche du noyau, plus le système est stable, plus l’énergie est faible.

Si l’atome reçoit de l’énergie (chaleur, ultraviolet, collision, rayonnement…), l’électron peut “sauter” vers un niveau supérieur. Par exemple, du niveau n=2 vers n=3.

L’atome est alors dans un état excité. Mais cet état excité est instable. L’électron redescend rapidement vers un niveau plus bas.

Lors de cette transition, la différence d’énergie est émise sous forme d’un photon. Chaque transition produit donc une longueur d’onde extrêmement précise. Et c’est précisément ce mécanisme qui produit les fameuses raies spectrales de l’hydrogène… dont la plus célèbre : la raie H-alpha.

La différence d’énergie entre les niveaux n=3 et n=2 correspond exactement à une longueur d’onde de 656,28 nm.

Pourquoi ?

Lorsqu’un électron redescend d’un niveau d’énergie vers un autre, il restitue la différence d’énergie sous forme d’un photon. Or l’énergie d’un photon dépend directement de sa longueur d’onde :

E=hc/λ (ou, comme la fréquence ν est liée à la longueur d’onde par ν = c/λ, on peut aussi écrire E = hν)

avec :

E : énergie du photon,

h : constante de Planck,

c  : vitesse de la lumière,

λ: longueur d’onde.

Cette longueur d’onde appartient au rouge profond du spectre visible.

C’est pourquoi :

• les nébuleuses riches en hydrogène apparaissent rouges,
• et pourquoi les filtres H-alpha laissent passer une lumière rouge très particulière.

Pourquoi cette lumière est-elle si précise ?

Les niveaux d’énergie étant quantifiés :l’électron ne peut perdre qu’une quantité d’énergie bien déterminée. Le photon émis possède donc toujours exactement la même énergie, et donc la même longueur d’onde. C’est ce qui produit une raie spectrale fine et parfaitement identifiable.

Plus l’électron est proche du noyau, plus le système est stable, plus l’énergie est faible.
Alors pourquoi n’est-ce pas la transition du niveau 2 au niveau 1 qui prédomine ?

Cette transition, aussi appelée Raie de Lyman, a une longueur d’onde de 121.6 nm (dans l’Ultraviolet).

Le photon Lyman-α (2→1) a une propriété particulière : c’est exactement l’énergie qu’il faut pour faire remonter un atome d’hydrogène du niveau fondamental n=1 au niveau n=2.

Avec une petite touche poétique, on peut dire que le photon émis lors de cette transition est “le photon préféré des atomes d’hydrogène”

Autrement dit :

• Les photons Lyman-α sont très facilement absorbés par les atomes d’hydrogène dont l’électron se trouve au niveau fondamental n=1.
• Un atome d’hydrogène dont l’électron est au niveau n=1 peut absorber un photon Lyman-α, car ce photon possède précisément l’énergie nécessaire pour faire monter l’électron vers n=2.
• la probabilité d’absorption est énorme lorsque la fréquence correspond exactement à cette transition.

C’est pour cela que les photons Lyman-α passent leur temps à être émis, absorbés, réémis, réabsorbés… dans un véritable jeu de ping-pong entre atomes d’hydrogène.

Les astrophysiciens parlent de diffusion résonante (resonant scattering). Un photon Lyman-α peut effectuer des milliers, voire des millions d’interactions avant de s’échapper d’un nuage.

L’absorption d’un photon H-alpha nécessite qu’un électron soit déjà présent au niveau n=2 afin de pouvoir effectuer la transition n=2 → n=3. Or, dans la plupart des gaz d’hydrogène, y compris dans la photosphère solaire, la grande majorité des électrons occupent le niveau fondamental n=1.

Les photons H-alpha rencontrent donc relativement peu d’atomes capables de les absorber, ce qui facilite leur propagation dans le gaz.

On pourrait résumer ainsi :

Les photons Lyman-α sont ceux que les atomes d’hydrogène absorbent le plus facilement.
Les photons H-alpha, eux, sont devenus les préférés des astronomes.

Les filtres H-alpha en astrophotographie

Les filtres H-alpha utilisés pour le ciel profond possèdent généralement une bande passante de 7 nm, 5 nm, 3 nm, voire moins.

Plus le filtre est étroit, plus il isole précisément la raie H-alpha, meilleur est le contraste, mais plus les contraintes augmentent : temps de pose plus longs, sensibilité au tilt, décalages spectraux, sensibilité aux instruments très ouverts.

Ces filtres sont particulièrement efficaces avec les caméras monochromes, et sous un ciel pollué.

Pourquoi les nébuleuses apparaissent rouges sur nos photos ?

Avec un APN ou une caméra couleur, de nombreuses nébuleuses apparaissent naturellement rouges.

Cette couleur provient principalement de l’hydrogène excité qui émet très fortement dans la raie H-alpha à 656,28 nm, située dans le rouge profond du spectre visible.

Dans de nombreuses nébuleuses en émission, cette lumière H-alpha constitue une part importante du rayonnement visible enregistré par les capteurs, ce qui explique la dominante rouge observée sur les photographies astronomiques.

Par exemple, la Nébuleuse de la Rosette, que j’ai prise avec une caméra ZWO-ASI071 couleur. Cette région est très riche en hydrogène, mais aussi en oxygène et en soufre, mais on ne les voit pas car les raies d’émission de ces éléments sont “noyées” dans le rouge dû à l’hydrogène :

La Nébuleuse de la Rosette dévoilera tous ses détails en “SHO” (avec des filtres Soufre, Hydrogène et Oxygène), notamment les régions riches en oxygène et soufre :

Et les autres raies ?

La raie H-alpha n’est pas la seule raie importante en astronomie.

L’hydrogène possède plusieurs autres raies spectrales, notamment H-beta, H-gamma, H-delta.

Elles correspondent elles aussi à des transitions électroniques dans l’atome d’hydrogène, mais à des longueurs d’onde différentes.

Cependant, l’Univers ne brille pas uniquement grâce à l’hydrogène. D’autres éléments chimiques possèdent leurs propres raies d’émission, très utilisées en astrophotographie : OIII (oxygène ionisé – 500.7 nm) : bleu-vert, SII (soufre ionisé – 672.4 nm) : rouge profond, NII (azote ionisé), Calcium H et K, Sodium, etc.

Les astronomes utilisent souvent des filtres spécifiques pour isoler chacune de ces raies et révéler différentes structures des nébuleuses ou du Soleil. Par exemple : le H-alpha révèle principalement l’hydrogène, OIII met en évidence certaines zones riches en oxygène, SII révèle des régions différentes du gaz interstellaire.

C’est la combinaison de ces différentes raies qui permet aujourd’hui de produire les célèbres images SHO inspirées du télescope spatial Hubble.

Le cas particulier du Soleil

Les filtres H-alpha solaires sont très différents des filtres ciel profond. Ils sont beaucoup plus sélectifs.

Alors qu’un filtre ciel profond laisse passer plusieurs nanomètres, un filtre solaire travaille typiquement autour de 0,7 Å, 0,5 Å  (1 nm = 10 Å – Å = angström)

Un filtre solaire est donc des dizaines de fois plus étroit qu’un filtre pour le ciel profond.

Ce que révèle le Soleil en H-alpha

En lumière blanche, nous observons principalement la photosphère solaire. C’est le cas quand nous mettons un filtre classique devant le télescope ou la lunette, qui va laisser passer une infime fraction de la lumière visible du soleil :

Mais en H-alpha, nous observons la chromosphère :
une couche supérieure beaucoup plus dynamique.

Les filtres H-alpha révèlent alors les protubérances, les filaments, les spicules, les régions actives, les éruptions solaires.

Le Soleil change complètement d’apparence :

Pourquoi les détails changent avec le réglage du filtre

Les gaz du Soleil sont en mouvement permanent. À cause de l’effet Doppler, certaines structures voient leur lumière légèrement décalée vers le rouge lorsqu’elles s’éloignent de nous, tandis que d’autres sont décalées vers le bleu lorsqu’elles se rapprochent.

Le réglage très fin des filtres H-alpha permet alors de révéler différentes vitesses du plasma solaire.

Ci-dessous, un exemple d’image que j’ai réalisée avec le Sol’Ex de Christian Buil, mettant en évidence l’effet Doppler… et, par la même occasion, la rotation du Soleil.

La rotation solaire provoque un léger décalage Doppler de la raie H-alpha : le bord gauche du Soleil se rapproche de nous (décalage vers le bleu), le bord droit s’éloigne (décalage vers le rouge).

Ce très faible décalage Doppler est révélé grâce à l’analyse spectrale extrêmement fine de la lumière H-alpha.

Conclusion 

Derrière les magnifiques nébuleuses rouges et les spectaculaires protubérances solaires se cache donc un phénomène extrêmement précis : une transition électronique dans l’atome d’hydrogène.

La célèbre raie H-alpha, située à 656,28 nm, est produite lorsque l’électron d’un atome d’hydrogène redescend du niveau d’énergie n=3 vers le niveau n=2. Cette simple transition quantique, reproduite des milliards de milliards de fois dans l’Univers, est à l’origine de certaines des plus belles structures observées.

Grâce aux filtres H-alpha, il devient possible de révéler :

• les filaments et les protubérances du Soleil,
• les régions actives de la chromosphère,
• les vastes nuages d’hydrogène des nébuleuses,
• les zones de formation stellaire.

Observer en H-alpha, c’est donc bien plus qu’observer une simple couleur rouge : c’est voir directement la physique quantique à l’œuvre dans l’Univers.

Et derrière cette fine lumière rouge se cache finalement une idée fascinante :  les couleurs du ciel racontent la physique des étoiles.