Spectrométrie et Photométrie
La spectroscopie, ou spectrométrie, est l'étude expérimentale du spectre d'un phénomène physique, c'est-à-dire de sa décomposition sur une échelle d'énergie, ou toute autre grandeur se ramenant à une énergie (fréquence, longueur d'onde, etc.).
Historiquement, ce terme s'appliquait à la décomposition, par exemple par un prisme, de la lumière visible émise (spectrométrie d'émission) ou absorbée (spectrométrie d'absorption) par l'objet à étudier. Aujourd'hui, ce principe est décliné en une multitude de techniques expérimentales spécialisées qui trouvent des applications dans quasiment tous les domaines de la physique au sens large : astronomie, astrophysique, biophysique, chimie, physique atomique, physique des plasmas, physique nucléaire, physique du solide, mécanique, acoustique, etc. On analyse par spectroscopie non seulement la lumière visible, mais aussi le rayonnement électromagnétique dans toutes les gammes de fréquence, les ondes élastiques comme le son ou les ondes sismiques, ou encore des particules (l'usage du terme « spectroscopie » est toutefois inapproprié, car on ne mesure pas à proprement parler l'énergie mais plutôt la masse des particules).
De manière générale, l'instrument de mesure permettant d'obtenir un spectre est appelé spectromètre ou spectroscope. Le suffixe « -scopie » fait référence à l'observation visuelle, par exemple l'impression sur un film photographique, la projection sur un écran ou bien l'utilisation d'une lunette d'observation. Le suffixe « -métrie » fait référence à l'enregistrement d'un signal par un appareil (table traçante, enregistrement électronique, etc.).
En astronomie, la photométrie, aussi nommée astrophotométrie pour la distinguer de l'étude homonyme en optique, 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 ou de tout autre objet astrophysique, 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 comme la température et le rayon sont connus). Elle permet ainsi de mesurer la magnitude apparente des étoiles.
On utilise la photométrie notamment dans l'étude des étoiles céphéides pour mesurer la distance de l'étoile. La comparaison de la photométrie d'une étoile donnée dans plusieurs bandes spectrales permet de mesurer son indice de couleur. Il existe à ce jour plusieurs systèmes photométriques, dont celui de Johnson, de Kron-Cousin et de Genève (voir bande spectrale).
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.