Analyser une lumière consiste à réaliser son spectre, grâce au phénomène de dispersion qui permet d'observer les radiations qui la composent. L'étude des spectres d'émission et d'absorption permet de déterminer certaines propriétés comme la composition, la température ou la couleur de la source ou du filtre. Ceci est particulièrement utile en astrophysique pour l'étude des étoiles, la lumière qu'elles émettent étant la principale source d'informations dont nous disposons.
L'analyse de la lumière
Le phénomène de dispersion permet de former le spectre d'une lumière et ainsi de l'analyser, c'est-à-dire observer les radiations qui la composent.
Chaque radiation lumineuse est associée à une longueur d'onde \lambda qui permet de la caractériser. Les radiations visibles ont une longueur d'onde comprise entre 400 nm (pour le violet) et 800 nm (pour le rouge) environ.
Les spectres d'émission
Définition
Le spectre d'émission contient donc l'ensemble des radiations émises par une source.
Les spectres continus d'origine thermique
Un corps chaud (solide, liquide ou gaz sous haute pression) émet une lumière dont le spectre est continu.
La couleur de la lumière émise par un corps chauffé ne dépend pas de sa composition mais de sa température de surface : lorsqu'elle s’élève, le spectre continu d’émission devient de plus en plus lumineux et s'enrichit vers le violet.
Lorsqu'on augmente sa température, la lumière émise par le filament d'une lampe à incandescence passe par les couleurs suivantes :
- Filament rouge : le spectre de la lumière émise ne contient pas de radiations de longueurs d'onde inférieures à 600 nm (a).
- Filament jaune : jaune et vert apparaissent dans le spectre (b).
- Filament blanc : le spectre de la lumière visible contient toutes les radiations de longueurs d'onde comprises entre 400 et 800 nm (c).
Les spectres de raies d'émission
Un gaz chaud à basse pression émet de la lumière dont le spectre n'est pas continu : on obtient un spectre de raies d'émission. À chaque raie correspond une radiation monochromatique de longueur d'onde bien déterminée.
La détermination des longueurs d'onde des raies d'émission permet d'identifier une entité chimique (atome ou ion) : c'est la signature de cette entité chimique.
Les spectres d'absorption
Les spectres de bandes d'absorption
Lorsqu'un filtre ou une solution colorée est traversé par de la lumière blanche, le spectre de la lumière obtenue présente des bandes noires sur le fond coloré du spectre de la lumière blanche : c'est un spectre de bandes d'absorption.
Un spectre de bandes d'absorption est caractéristique de la substance colorée présente dans le filtre ou la solution.
La couleur du filtre ou de la solution résulte de la présence des radiations qui ne sont pas absorbées.
Le spectre de la lumière qui a traversé une solution magenta de permanganate de potassium contient principalement les radiations bleue et rouge. La solution a absorbé la composante verte de la lumière blanche incidente.
Les spectres de raies d'absorption
Lorsqu'un gaz à basse pression et à basse température est traversé par de la lumière blanche, le spectre de la lumière transmise est constitué de raies noires se détachant sur le fond coloré du spectre de la lumière blanche : c'est un spectre de raies d'absorption.
Le gaz absorbe les mêmes radiations que celles qu'il est capable d'émettre.
Application à l'Univers
Le spectre de la lumière émise par les étoiles
Une étoile peut être considérée comme une boule de gaz sous haute pression, dont la température varie de plusieurs centaines de millions de degrés, au centre, à quelques milliers de degrés en surface.
La plupart des étoiles comportent une atmosphère constituée de gaz sous basse pression (appelée chromosphère).
Les étoiles émettent donc une lumière dont le spectre est continu et strié de nombreuses raies noires.
La température de surface des étoiles
Comme pour tous les corps chauds, la couleur d'une étoile et le fond continu de son spectre lumineux nous renseignent sur sa température de surface : plus celle-ci est importante, plus le spectre s'enrichit vers le violet.
| Température de surface moyenne | 3 000 °C | 5 505°C | 8 000°C | > 10 000 °C |
|---|---|---|---|---|
| Couleur observée | Rouge - orangée | Jaune | Blanche | Bleutée |
| Exemple d'étoile | Bételgeuse | Soleil | Sirius | Rigel |
| Exemple de spectre | (a) | (b) | (c) | (d) |
La composition chimique de l'atmosphère des étoiles
Lorsque la lumière émise par la surface de l'étoile traverse son atmosphère, les gaz sous basse pression qu'elle contient absorbent leurs raies caractéristiques. Les raies d'absorption du spectre lumineux d'une étoile renseignent donc sur les atomes ou les ions présents dans son atmosphère.
Le cas du Soleil
En 1814, le physicien allemand Joseph von Fraunhofer observe dans le spectre du Soleil plus de 20 000 raies répertoriées dues aux gaz présents dans sa chromosphère. Leur analyse a permis de connaître la composition chimique détaillée et précise du Soleil : les deux éléments les plus abondants sont l'hydrogène (78,4%) et l'hélium (19,6%).
Bien que le cœur du Soleil atteigne une température de l'ordre du million de degrés Celsius, sa couleur jaune nous indique que la température de sa surface est d'environ 5500°C.