La Spectroscopie

La Spectroscopie 

La spectroscopie est l'étude du spectre d'un phénomène ou d'un objet physique pour connaître sa composition, sa température, sa distance etc. Cette technique est très utilisée par les astronomes car elle est très efficace.

Les astronomes ne pourront malheureusement jamais faire entrer une étoile dans leur laboratoire. Pour les étudier, ils ont recours nottament à la spectroscopie, qui est une technique très efficace pour connaître la composition et la température d'une étoile. 

Décomposition de la lumière

La décomposition de la lumière est la base qui permet aux physiciens de faire de la spectroscopie. La décomposition consiste à décomposer en ces différentes longueurs d'ondes une source de lumière. La lumière blanche est la fusion de toutes les longueurs d'onde (une longueur d'onde correspond à une couleur) visibles par l'oeil humain. Seule une lumière dite polychromatique (plusieurs longueur d'onde) donne un spectre lumineux. Si on essaie de décomposer une lumière dite monochromatique (une seule longueur d'onde), on n'obtiendra pas de spectre mais une seule raie lumineuse sur fond noir. 

Le prisme dispersif

Le prisme est le système le plus connu pour disperser la lumière. Toutefois, il n'est plus tellement utilisé utilisé par les astronomes professionnels qui préfèrent utiliser un réseau (voir partie suivante). Les expériences de Newton avec un prisme sont restées célèbres, et dans les expériences de démonstration, on utilise souvent des prismes qui sont de bons système dispersifs. 

Dispersion de la lumière à travers un prisme

Le réseau diffractif

Très pratique et très utilisé par les astronomes, le réseau n'utilise pas un phénomène de dispersion mais un phénomène de diffraction pour décomposer une lumière. Les réseaux sont des plaques transparentes rayées par de nombreuses stries (plusieurs centaines par mm) ce qui est équivalent à des fentes. Une lumière passant par un réseau donne donc également un spectre lumineux. 

Les différents types de spectre

En décomposant la lumière par un prisme ou un réseau, on obtient ce qu'on appelle un spectre lumineux. En étudiant ce spectre, on peut en déduire beaucoup de chose sur la source de lumière. 

Le spectre continu d'émission

Ce spectre est le résultat de la décomposition de la lumière blanche. Il est constitué d'une bande colorée s'étendant du rouge au violet et contenant toutes les longueurs d'onde (ou couleurs) visibles par l'oeil humain. 

Spectre continu d'émission, il contient toutes les couleurs du rouge au violet. On voit que les longueurs d'onde augmentent en se rapprochant du rouge et diminuent en se décalant vers le violet

Les spectres d'émission

Un gaz excité sous faible pression émet de la lumière (exemple : néon). Si on décompose la lumière qu'il émet, on obtient un spectre constitué de quelques raies colorées sur un fond noir. Ainsi le spectre de la lumière émise par une lampe contenant du mercure gazeux sous faible pression est constitué de quelques raies lumineuses. C'est un spectre de raies d'émission, il n'est pas continu. Chaque entité chimique a son propre spectre de raies d'émission. On parle de signature du gaz. 

Partie du spectre de raies d'émission du mercure.

Les spectres d'absorption

Lorsqu'on fait passer une lumière blanche à travers un gaz, certaines longueurs d'onde (ou couleurs) sont abosrbées. Ces absorptions se traduisent dans le spectre par des raies sombres. Ce sont des raies d'absorption. En comparant le spectre d'émission et le spectre d'absorption d'un même élement, on remarque que les raies se trouvent exactement à la même place. En effet, une entité chimique ne peut absorber que les radiations qu'elle est capable d'émettre. 

Spectre de raies d'absorption (en haut) et de raies d'émission (en bas) du Mercure. On observe que les raies sont situées exactement au même endroit.

Remarque : Certaines raies ne sont pas visibles car elles sont situées dans l'ultraviolet ou dans l'infrarouge (longueurs d'ondes invisibles à l'oeil humain). 

En observant le position des raies dans un spectre d'absorption, on peut donc déduire quel gaz la lumiere a traversé. Ainsi, en étudiant le spectre d'absorption du Soleil, on découvre des raies qui sont la signature des éléments présents dans l'atmosphère du Soleil. Cette méthode est très précise mais très compliquée car lorsqu'une lumière traverse plusieurs gaz, les raies se cumulent et le spectre devient presque illisible sans ordinateur. 

Schéma de la lumière en provenance du Soleil

Pour finir, voici quelque petits schémas pour résumer : 

Dans ce cas-là, une lumière blanche traverse un gaz, à sa sortie, certaines longueurs d'ondes ont été absorbées d'où l'origine des raies noires dans le spectre. Source

Un gaz chaud émettant certaines couleurs n’émet que dans certaines longueurs d'onde à l'origine des bandes lumineuses. Les raies d'absorption et d'émission d'un gaz sont situées au même endroit. Source

Un spectre continu d'émission contient toutes les couleurs du rouge au violet. Source

Influence de la température

L'allure globale du spectre dépend beaucoup de la température du corps qui l'émet. Plus le corps est chaud, plus le spectre s'enrichit dans les longueurs d'onde bleues et violettes. 

Lorsque la température augmente, on observe une apparition progressive des couleurs vers le bleu et le violet

On peut également utiliser le profil spectral d'une étoile pour pouvoir mesurer cette température. Le profil spectral d'une étoile est un graphique représentant l'intensité lumineuse en fonction de la longueur d'onde. Dans ce profil, on remarque facilement où se situent les minima (correspondant au raies d'absorption) et dans quelles longueurs d'onde le spectre est le plus lumineux. Un profil spectral où le maximum d'intensité est situé dans le rouge sera plus froid qu'un maximum d'intensité dans le violet. 

Ce graphique montre l'intensité lumineuse (en unité arbitraire) en fonction de la longueur d'onde (en nanomètre). C'est ce qu'on appelle le profil spectral d'une étoile. Les minima d'intensité visibles correspondent aux raies noires dans le spectre d'absorption.

On peut aisément calculer la température d'une étoile si on utilise la loi de Wien qui lie les deux grandeurs Lmax (longueur d'onde où l'intensité lumineuse est la plus forte en m) et T (température en Kelvin) : T . Lmax = 2,89 . 10^(-3) m.K 

Ainsi : Lmax = (2,89 . 10^(-3)) / T 

et : T = (2,89 . 10^(-3)) / Lmax 

Une étoile avec un profil spectral où l'intensité lumineuse maximum vaut 540 nm aura une température de surface de : (2,89 . 10^(-3)) / 540.10^(-9) = 5351 K 

On peut ensuite classer les étoiles selon différentes classes en fonction de leur température :

Décalages spectraux

Un observateur immobile observe un décalage du spectre quand la source du rayonnement se déplace par rapport à lui. Or les objets célestes se déplacent constamment. Les astronomes mesurent donc les décalages spectraux qui en résultent. Lorsqu'un objet s'éloigne par rapport à nous, ses raies spectrales se décalent vers des longueurs d'onde plus grandes, vers le rouge. Au contraire, lorsque celui-ci se rapproche de nous, ses raies se décalent vers les longueurs d'ondes plus petites, vers le bleu. Plus la source se déplacent rapidement, plus le décalage est important. C'est l'effet Doppler-Fizeau. 

Ce schéma montre bien qu'un objet s'éloignant aura des raies spectrales qui se décalent vers le rouge alors qu'un objet se rapprochant aura des raies spectrales décalées vers le bleu. Source

Les galaxies lointaines révèlent d'importants décalages vers le rouge, ce qui veut dire qu'elles s'éloignent de nous à grande vitesse : c'est le décalage vers le rouge cosmologique. 

Histoire de la spectroscopie

En 1802, William Hyde Wollatson est le premier à repérer des raies sombres dans le spectre du Soleil. Mais ce n'est qu'en 1814 que le physicien allemand Joseph von Fraunhofer commence à étudier en détails ces raies. Il arrive à en decompter plus de 500 (avec les techniques actuelles, on peut en trouver plusieurs milliers). En 1850, Gustave Kirchhoff et Robert Busen découvrent que chaque élement donne naissance à une unique série de raies d'absorption. Ils calculent la longueur d'onde de plusieurs milliers de ces raies dans le spectre du Soleil et observent qu'elles coïncident avec celles des éléments chimiques. Ils en déduit ainsi que le Soleil est majoritairement composé d'hydrogène et d'hélium mais aussi de calcium, de cuivre, de fer, de zinc etc... C'est de ces deux physiciens qu'est née la spectroscopie, l'étude des spectres chimiques.

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