Méthode spectroscopique mesurant les rapports deutérium/hydrogène dans les objets astronomiques.La spectroscopie de l'abondance du deutérium est une technique permettant de mesurer le rapport entre le deutérium (hydrogène lourd, dont le noyau contient un neutron) et l'hydrogène ordinaire dans les objets astronomiques. Le deutérium ayant été forgé dans les premières minutes suivant le Big Bang et n'étant que détruit, jamais créé, par les processus stellaires, son abondance constitue une sonde sensible des conditions primordiales de l'Univers et de l'évolution chimique des galaxies, des étoiles et des systèmes planétaires.
La technique a été développée au milieu du XXe siècle, lorsque la spectroscopie est devenue suffisamment précise pour résoudre les infimes décalages de longueur d'onde. Les premières mesures du vent solaire et du milieu interstellaire dans les années 1970 ont établi la méthode, qui est devenue une pierre angulaire de la cosmologie après les années 1990, lorsque les télescopes à haute résolution ont permis des mesures dans des nuages de gaz lointains.
La méthode repose sur le fait que le deutérium et l'hydrogène absorbent et émettent de la lumière à des longueurs d'onde légèrement différentes en raison de leurs masses nucléaires distinctes. En analysant le spectre d'un objet — qu'il s'agisse des raies d'absorption d'un quasar lointain, de l'atmosphère d'une étoile ou de la chevelure d'une comète — les astronomes peuvent mesurer l'intensité relative des raies spectrales du deutérium et de l'hydrogène. Ce rapport est ensuite comparé à la valeur primordiale prédite par la nucléosynthèse du Big Bang afin de déduire l'ampleur des transformations subies.
Cette technique sert à retracer l'histoire de la formation du Système solaire (par exemple, en analysant des comètes comme 3I/ATLAS), à étudier l'eau dans les atmosphères d'exoplanètes et à contraindre les modèles cosmologiques en mesurant l'abondance primordiale du deutérium dans les nuages intergalactiques lointains.
La comète interstellaire 3I/ATLAS présente un rapport deutérium/hydrogène 14 fois supérieur à celui des océans terrestres, ce qui suggère qu'elle s'est formée dans une région extrêmement froide de son système planétaire d'origine.
| \text{ASD}(f) | variable | Amplitude spectral density at frequency f — amplitude spectral density per root hertz |
| S(f) | variable | Power spectral density at frequency f — densité spectrale de puissance per hertz |
| f | variable | Frequency — fréquence hertz |
| \sqrt{} | opérateur | Mathematical operation taking the square root — racine carrée |
| [X/H] | variable | Logarithmic abundance of element X relative to hydrogen — logarithmic abundance ratio |
| N_X | variable | Number density of element X — number density reciprocal cubic metre |
| N_H | variable | Number density of hydrogen — number density reciprocal cubic metre |
| log | opérateur | Base-10 logarithm — logarithme |
| [X/Y] | variable | logarithmic abundance ratio relative to solar — rapport d'abondance |
| n_X | variable | number density of element X — number density per cubic metre |
| n_Y | variable | number density of element Y — number density per cubic metre |
| (n_X/n_Y)_⊙ | variable | solar ratio of number densities — number density ratio |
| log10 | opérateur | base-10 logarithm — logarithme décimal |
| A(X) | variable | Logarithmic abundance of element X — abondance |
| N_X | variable | Number density of element X — number density per cubic metre |
| N_H | variable | Number density of hydrogen — number density per cubic metre |
| log10 | opérateur | Base-10 logarithm — logarithme décimal |
| α | variable | Spectral index — indice spectral |
| s | variable | Density power-law slope — density slope |
