- Types de spectres
- Radiation du corps noir
- Production de spectres linéaires
Types de spectres
Les spectres peuvent être simplifiés à l’un des trois types de base. Des exemples simples dans les bandes d’ondes visibles sont présentés ci-dessous.
| Type de spectre | Exemple photographique |
|---|---|
| Continu (ou continuum) |  |
| Absorption (ligne sombre) |  |
| Émission (ligne brillante) |  |
Un moyen par lequel un spectre continu peut être produit est l’émission thermique d’un corps noir. Ceci est particulièrement pertinent en astronomie et est discuté dans la section suivante. Les spectres astronomiques peuvent être une combinaison de lignes d’absorption et d’émission sur un spectre de fond continu. Des exemples spécifiques sont discutés sur une autre page.
Rayonnement du corps noir
Qu’est-ce qui donne lieu à un spectre continu ? Imaginez que vous chauffez une sphère d’acier solide avec un chalumeau. Lorsque vous retirez le chalumeau, vous pouvez sentir la chaleur qui est ré-émise par la sphère. Si vous appliquez à nouveau le chalumeau, la sphère reçoit plus d’énergie et devient plus chaude. Finalement, elle commence à briller faiblement. En continuant à la chauffer, la sphère devient d’abord rouge, puis orange, jaune et enfin blanche. Si vous parvenez à la chauffer suffisamment, elle peut même devenir bleue. Cette sphère se rapproche de ce que les physiciens appellent un corps noir.
Un corps noir radiateur est un objet théorique qui absorbe totalement toute l’énergie thermique qui lui tombe dessus, il ne reflète donc aucune lumière et apparaît noir. En absorbant l’énergie, il s’échauffe et ré-émet cette énergie sous forme de rayonnement électromagnétique.
Dans le monde réel, certains objets se rapprochent du comportement des corps noirs. Ceux-ci doivent être des sources d’énergie thermique et doivent être suffisamment opaques pour que la lumière interagisse avec le matériau à l’intérieur de la source. Les filaments de tungstène des lampes à incandescence et les noyaux des étoiles sont des exemples de tels objets. Le spectre continu produit par un corps noir est distinctif et peut être représenté sous la forme d’un tracé de l’intensité en fonction de la longueur d’onde émise. Ce tracé est appelé courbe du corps noir ou courbe de Planck, du nom du physicien allemand Max Planck qui a été le premier à postuler que le rayonnement électromagnétique était quantifié. Le tracé ci-dessous montre une courbe de Planck pour un objet ayant une température effective de 6 000 K, soit la même température que le Soleil.
Si vous regardez attentivement la courbe, vous remarquerez que l’objet émet un certain rayonnement à chaque longueur d’onde, y compris dans les bandes d’ondes ultraviolettes et infrarouges. Vous remarquerez également que la quantité d’énergie émise n’est pas la même pour toutes les longueurs d’onde et que, dans ce cas, la longueur d’onde maximale se situe dans la région de la lumière visible. Maintenant, que se passe-t-il si la température de la source du corps noir est différente ? Le graphique ci-dessous montre les courbes de Planck pour un objet à quatre températures différentes, de 6 000 K à 4 000 K. Notez que la longueur d’onde est ici exprimée en unités d’Ångstroms. 1 Ångstrom = 0,1 nanomètre.
Comment les courbes se comparent-elles ? Deux points essentiels devraient apparaître. Premièrement, un objet plus chaud émet plus d’énergie à chaque longueur d’onde qu’un objet plus froid. Deuxièmement, plus l’objet est chaud, plus la longueur d’onde du pic de la courbe est courte. L’objet de 6 000 K atteint clairement son pic dans la partie visible du spectre, tandis que le pic de l’objet de 4 000 K se situe à la limite du visible et de l’infrarouge. Comme nous l’avons déjà mentionné, les étoiles sont des corps noirs approximatifs et leur température effective peut varier d’environ 2 000 K à près de 30 000 K. Si vous essayez de représenter l’intensité de deux étoiles avec ces extrêmes sur un graphique comme celui ci-dessus, il serait extrêmement difficile de les faire apparaître sur la même échelle linéaire. Si l’on veut simplement comparer les longueurs d’onde maximales, on peut les représenter à l’aide d’un rendement énergétique normalisé dans lequel la longueur d’onde maximale de chaque étoile correspond à une intensité = 1,0. Ceci est montré ci-dessous pour six températures différentes.
On peut voir clairement sur le tracé qu’une étoile de 10 000 K aurait sa longueur d’onde maximale dans la partie ultraviolette du spectre émettrice alors qu’une étoile de 3 000 K émettrait la plupart de son rayonnement dans la partie infrarouge. Non seulement la forme de la courbe détermine l’intensité relative des différentes composantes du spectre continu produit par l’étoile, mais elle détermine également la couleur de l’étoile. Une étoile de 10 000 K apparaît bleu-blanc tandis qu’une étoile de 3 000 K apparaît rouge.
Production des spectres de raies
Les spectres de raies apparaissent sous deux formes, les spectres d’absorption, montrant des lignes sombres sur un fond clair, et les spectres d’émission avec des lignes claires sur un fond sombre ou noir. Ces deux types sont en fait liés et apparaissent en raison des interactions mécaniques quantiques entre les électrons en orbite autour des atomes et les photons de lumière. Les photons de lumière ont chacun une fréquence spécifique. L’énergie d’un photon est fonction de sa fréquence et est déterminée par :
E = hf où f est la fréquence du photon, E est l’énergie et h est la constante de Planck (= 6,626 x 10-34J.s)
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