Voici la production écrite du TPE, telle que nous l'avons rendu, mais agrémentée d'images qui étaient présentes dans un CD-Rom accompagnant notre dossier écrit.
Vous pouvez directement accéder à la partie souhaitée en cliquant directement sur son nom dans le menu de gauche.

Les scientifiques peuvent déduire de nombreuses caractéristiques des étoiles, et ce grâce à l'unique information qui nous en parvient: les radiations. L'analyse du spectre lumineux d'une étoile permet d'obtenir de précieuses informations :

Vitesse et effet Doppler :
L'effet doppler, c'est la modification de la fréquence d'une onde progressive monochromatique par la suite du mouvement de la source radiative ou de l'observateur. Si la fréquence augmente, l'étoile (source de radiation) s'approche de la terre. Si la fréquence diminue, l'étoile s'éloigne de la terre. Dans le cas des ondes sonores, on peut se servir des lois de la physique non relativiste. Pour les ondes électro-magnétiques comme la lumière, il faut utiliser les lois de la physique relativiste.

Distance et Redshifft :
Il s'agit de l'étude du décalage des spectres émis par une étoile. Il permet de déduire directement la distance d'une étoile et par effet Doppler sa vitesse d'éloignement.

Spectrographie et constitution:
Un atome dans son état fondamental n'émet pas de lumière. Ses électrons sont stables autour du noyau Quand il reçoit sous forme de lumière par exemple, de l'énergie, un électron l'utilise pour passer à un niveau d'énergie supérieur. Pour un atome donné et quantité très précise d'énergie, l'électron ne peut se placer que sur un niveau d'énergie et jamais entre deux niveaux. Dans cet état, l'atome n'est pas stable et très rapidement, l'électron retombe à son niveau fondamental. Il restitue alors l'énergie qu'il avait reçue sous forme d'un photon. Ce photon possède une longueur d'onde précise qui permet de le repérer sur le spectre.
Une étoile donnée, contenant atomes et molécules divers, produit un spectre d'émission propre à cette étoile. La lumière de cette étoile traverse milieu transparent composé d'atomes, tel qu'un nuage de gaz. Certains photons émis par l'étoile vont être absorbés par ces atomes. Ainsi stimulés, ces derniers vont libérer d'autres photons d'une énergie différente et dans une autre direction. En analysant les radiations présentes à la sortie de nuage, on obtient un spectre d'absorption du nuage de gaz. On peut recréer cette expérience en laboratoire, en utilisant une lampe et un échantillon de gaz connut. La lampe émet un spectre d'émission continu, puis on interpose le gaz en question et on obtient le spectre d'absorption du gaz.
En comparant les spectres d'absorptions obtenus en laboratoire et dans l'espace, on peut facilement reconnaître les éléments que la lumière provenant de l'étoile a traversé. Le plus souvent, on cherche à identifier les éléments qui composent la couronne de l'étoile à l'aide de cette technique. Notons qu'un élément peut être présent sans que son spectre d'absorption apparaisse. En effet, si la température ne le permet pas, l'atome ne peut absorber certains photons visibles (l'électron doit se trouver à un niveau initial), et les raies correspondantes n'apparaissent alors pas sur le spectre.

Température :
Tout corps porté à haute température émet de la lumière, d'où l'origine du spectre continu d'une étoile. La longueur d'onde correspondant à l'intensité lumineuse maximale dépend de la température. En conséquence :
- Si l'étoile émet beaucoup dans l'infrarouges et les radiations longues, l'étoile sera plutôt froide.

- A l'inverse, si elle émet dans l'ultraviolet et les radiations courtes, l'étoile sera plutôt chaude.