Spectroscopie et lumière

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Spectroscopie et lumière

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“J’ai réfracté le rayon coloré avec des prismes et reflété avec des corps qui à la lumière étaient de nuances différentes... Et pourtant je n’ai jamais pu en obtenir de nouvelles couleurs [...] Cette découverte est à mon jugement la plus étrange sinon la plus importante révélation faite à ce jour des opérations de la Nature“. Isaac Newton, 1666.

Grâce à ses expériences, Newton comprit que la lumière blanche, telle celle qui nous vient du Soleil était composée de plusieurs radiations. Parmi celles-ci nous connaissons le spectre visible qui offre les couleurs caractéristiques de l’arc-en aussi que ces radiations lumineuses transportent de l’énergie, rappelez-vous vos coups de soleil -ciel.
Ce qu’on appelle la lumière est en fait une juxtaposition de rayonnements électromagnétiques de différentes longueurs d’ondes, et plus précisément dans des bandes de longueurs d’ondes « visibles » de 400 nm à 600 nm environ, par extension on parle aussi de bandes proches, ultraviolet de 200 à 400 nm, et infrarouge de 600 nm à plusieurs microns.
Toutes les émissions des étoiles, galaxies, nébuleuses...se composent d’un ensemble continu de longueur d’ondes et, superposées, des émissions ou des absorptions sur des longueurs d’ondes bien précises.
L’objet de la spectroscopie est de séparer précisément ces longueurs d’ondes et d’en mesurer les intensités, révélatrices de la composition et de l’état physique des objets étudiés.
On utilise pour cela les propriétés de dispersion de divers processus physiques qui permettent d’étaler les longueurs d’ondes.
On commencera donc par passer en revue quelques procédés physiques, les plus
communément employés dans les appareils astronomiques, et ailleurs, pour dissocier les rayonnements en leurs composants.
La spectroscopie est intéressante pour toutes les bandes de fréquences électromagnétiques, des ondes radio aux gammas, mais les méthodes instrumentales diffèrent et on ne s’intéressera qu’aux longueurs d’onde optiques et proches.
Les principaux domaines où la spectroscopie est utilisée sont entre autres :

Dans l’astrophysique
La pollution nocturne du ciel.
La classification des étoiles.
Etat de surface des planètes.
Composition des comètes.

Dans la physico-chimie
La détermination des éléments chimique.
L’analyse structurale des matériaux.

Les éléments constitutifs d’un spectromètre.
• Tout spectroscope, quel que soit son mode de réalisation, repose sur le phénomène de dispersion, c’est-à-dire de séparation dans l’espace des radiations monochromatiques qui constituent la lumière étudiée.
• Un système dispersif est d’autant meilleur qu’il est plus sélectif, c’est-à-dire qu’il permet d’isoler une bande plus étroite de fréquences.
• A l’élément dispersif, il faut associer un récepteur. Pendant longtemps, le seul récepteur utilisé a été l’œil de l’observateur d’où le nom de spectroscope. Puis l’œil a été remplacé par une plaque photographique d’où le nom de spectrographe. Les avantages de la plaque photographique sont sa bonne résolution et la possibilité d’enregistrer simultanément la totalité du spectre ; en revanche, c’est un détecteur non linéaire, ce qui ne facilite pas le dépouillement des spectres. La cellule photoélectrique, le tube photomultiplicateur, ne peuvent enregistrer qu’un élément spectral à la fois.

Rappel historique

Si le spectre est connu depuis Newton, le spectroscope ne fut inventé qu’en 1802 par William Wollaston qui découvrit que le spectre du Soleil était sillonné de raies sombres mais c’est à l’opticien allemand Joseph von Fraunhofer que nous devons la première analyse spectrale en 1811. Fraunhofer répertoria 600 raies dans le spectre du Soleil, le spectre de la photosphère qui sera baptisé spectre de Fraunhofer en son hommage. Aujourd’hui on recense plus de 26000 raies dans le spectre solaire dont plus de 6000 raies sont uniquement attribuées au fer !
C’est en 1813 que des spectres d’étoiles révélèrent également des raies superposées au spectre continu mais la corrélation entre la nature du Soleil et celle des étoiles ne fut pas encore établie. Depuis cette date la lumière de tous les astres a été décomposée car cette technique permet d’en apprendre bien plus sur les astres que la simple observation en lumière blanche.
Au milieu du XIXe siècle l’allemand Kirchoff découvre 3 lois qui porteront son nom et qui postulent l’existence de différents types de spectres selon la nature de la source lumineuse :

Les trois lois de Kirchoff (1824-18887)

1°. Un corps rayonnant, solide ou liquide, émet de la lumière sur toutes les longueurs d’ondes. Il présentera un spectre continu.
2°. Un gaz lumineux, incandescent, émet de la lumière sous forme de raies brillantes appelées spectre d’émission discontinu ou de raies auquel se superpose quelquefois un spectre continu.
3°. Si la lumière blanche d’une source lumineuse traverse un gaz, celui-ci peut éteindre certaines longueurs d’ondes du spectre continu et les remplacer par des raies sombres qui se superposent au spectre continu de la source lumineuse, c’est le spectre d’absorption.

L’importance de ces lois vient du fait que nous pouvons dès lors conclure qu’à chaque corps correspond un spectre caractéristique et que chaque atome ou molécule peut absorber ou émettre certaines longueurs d’ondes qui le caractérisent.

Aspect des raies spectrales

La lecture des spectres montre que les raies sont à des longueurs d’ondes différentes les unes des autres, mais même les plus fines sont mesurables. Néanmoins la largeur et la position de chacune d’elles varient en fonction de propriétés instrumentales et naturelles.

Causes instrumentales : La largeur de la fente du spectroscope, la diffraction et la diffusion de la lumière élargissent ou diffusent les raies.

Causes naturelles : L’intensité des raies dépend des conditions physiques dans lesquelles se trouvent les atomes qui les émettent ou les absorbent, de la température et de la pression, de la densité électronique, de la masse de l’étoile, de la gravité de l’astre. Toutes ces variables sont intimement dépendantes les unes des autres.
Par ailleurs la position des raies est altérée par les mouvements relatifs des atomes vis-à-vis de l’observateur :
- La largeur naturelle d’une raie est voisine de 0.002 Å.
- L’agitation électronique due à la température du milieu crée un mouvement désordonné des particules vers les courtes et les plus longues fréquences (effet Doppler), ce qui crée un élargissement des raies d’environ 0.01 Å. Un mouvement unidirectionnel de ces atomes aurait seulement déplacé les raies en fréquence.
- La friction entre les électrons élargit considérablement les raies. Ainsi les raies d’une étoile géante sont très fines vis-à-vis des raies d’une étoile naine de même classe spectrale.
- Certains électrons ionisés provoquent un champ électrique (effet Stark) qui modifie les radiations qu’ils émettent. Ici aussi il se produit un élargissement de la raie qui peut atteindre plusieurs angströms.

Aussi, lorsque nous analysons un spectre par des moyens photoélectriques, en balayant une sonde tout au long du spectre (microphotomètre ou microdensitomètre) et que nous mesurons l’intensité lumineuse des raies à différentes longueurs d’ondes, le profil des raies varie. Pour avoir une base de mesure fiable nous devons définir une « largeur équivalente », celle d’une raie hypothétique de profil rectangulaire.
Cette bande passante uniforme est prise à partir du niveau du continuum jusqu’à la moitié de l’intensité de la raie. Ainsi pour la raie de l’hydrogène alpha présente dans le spectre du Soleil ou d’une étoile comme Arcturus, la largeur ou ou demi-bande passante de la raie est de 1.5 Å.
C’est cette valeur qui caractérise la « demi-bande passante » d’un filtre, terme qui déroute parfois les amateurs lorsqu’ils doivent acheter un filtre interférentiel (c’est pour cette raison que certains constructeurs parlent parfois uniquement de « bande passante »).

Glossaire
La dispersion : Quand une lumière traverse un milieu dans lequel il y a une dépendance de l’indice de réfraction de la longueur d’onde, on dit que le milieu est dispersif. Ce caractère dispersif est le résultat de l’interaction de la lumière avec la matière au niveau microscopique.

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