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Spectroscopie

Lumière visible

   Catégorie : lumière et photon
Mise à jour 08 juillet 2013

La lumière visible, de l'infrarouge à l'ultraviolet, n'est qu'une petite plage de vibrations du spectre électromagnétique, cependant elle a une importance particulière car c'est la principale information traduite par nos yeux, concernant notre environnement. Joseph von Fraunhofer est le premier à avoir remarqué en 1814, dans la lumière visible du spectre solaire, les raies dites « de Fraunhofer ». Cet opticien et physicien allemand est né le 6 mars 1787 à Straubing, en Bavière, et il est mort à Munich le 7 juin 1826. Il inventa le spectroscope en 1815 et fut le premier à étudier la diffraction de la lumière à l'aide de réseaux optiques (diffraction de Fraunhofer). A cette époque on ne connait pas la raison de la présence de ces raies de Fraunhofer dans le spectre visible de la lumière. Ce n'est que bien plus tard en 1860, que Robert Wilhelm Bunsen (1811-1899) et Gustav Robert Kirchhoff (1824-1887) découvrent que les raies spectrales de la lumière émise par un corps incandescent, constituent une signature permettant d'identifier ce corps. En observant le spectre de la lumière solaire, ils reconnaissent plusieurs éléments chimiques présents sur Terre dont, le césium et le rubidium. Le Soleil contient donc les mêmes éléments chimiques que la Terre, c'est une surprise. L'histoire de la lumière passe par une succession d'étapes marquantes de la physique, Christian Huygens et sa théorie ondulatoire en 1678,  l'expérience de Young en 1801, les raies de Fraunhofer en 1814, la diffraction de Fresnel en 1815 qui décrit le caractère ondulatoire de la lumière, le spectre solaire de Bunsen et Kirchhoff en 1850, l'électromagnétisme de Maxwell en 1864, la raie jaune inconnue de l'hélium en 1895, jusqu'à Max Planck (1900) et Albert Einstein (1905) pour la nature corpusculaire de la lumière.

 Lumière des étoiles et couleurs

Image : Amas globulaire Omega du Centaure, image prise par la Wide Field Camera 3 (WFC3) de Hubble, en 2009.
Avec une propriété de la lumière, la couleur, on obtient un certain nombre d'informations. Par exemple les étoiles bleues sont jeunes et très chaudes, les étoiles rouges sont vieilles et beaucoup moins chaudes. La couleur permet aussi de classifier les étoiles suivant leur type spectral en rapport avec la température. Les types spectraux vont du plus violet au plus rouge, c'est-à-dire du plus chaud vers le plus froid et sont classés par les lettres O B A F G K M. Les étoiles O et B sont bleues, les étoiles A sont blanches, les étoiles F et G sont jaunes, les étoiles K sont orange, les étoiles M sont rouges.
crédit image : NASA, ESA, and the Hubble SM4 ERO Team.

 spectre électromagnétique de Fraunhofer

Image : Timbre allemand commémorant le 200e anniversaire de la naissance de Fraunhofer (RFA, 1987).
Le spectre émis par un atome lorsqu’il est chauffé, est discret, il ne contient qu’un nombre restreint de rayons. Il apparait alors des raies de couleur (raies d'émission) sur un fond noir. Inversement, la lumière blanche du Soleil partiellement absorbée (raies d'absorption) par des atomes chauffés, entraine une baisse d’intensité lumineuse pour les mêmes longueurs d’onde que celles émises. Après dispersion de la lumière absorbée, il apparait des raies sombres ou noires sur un fond irisé (spectre de Fraunhofer, ci-dessus). Ces propriétés des atomes et des molécules sont visibles non seulement dans le spectre visible mais aussi dans tous les rayonnements, des ondes radio aux ondes gamma.

La spectroscopie pour comprendre l'Univers

    

La spectroscopie nous renseigne sur la nature de notre Univers et nous apporte un grand nombre d'informations surprenantes, au delà de nos espérances. Déjà avec la couleur, propriété de la lumière, on obtient un certain nombre d'informations. Par exemple les étoiles bleues sont jeunes et très chaudes, les étoiles rouges sont vieilles, moins massives et beaucoup moins chaudes, il en est de même pour les galaxies, certaines seront globalement bleues et donc on pourra en déduire leurs âges. Beaucoup d'autres informations sont récoltées par l'étude du spectre électromagnétique. La spectroscopie est l'analyse du spectre de la lumière visible ou non, c'est à dire de tous les rayonnements, des ondes radio aux ondes gamma. En analysant la lumière qui nous parvient d'un objet céleste, après diffraction, on observe des raies d'émission et des raies d'absorption. Les raies d'émission et les raies d'absorption reflètent les niveaux d'énergie des atomes et donc les atomes eux-mêmes, présents dans les couches traversées par la lumière. Les raies d'émission sont les raies de couleurs sur fond noir, émises par l'objet observé alors que les raies d'absorption sont les raies noires sur fond irisé, donc les couleurs absorbées par les objets traversés par la lumière.  Ainsi les raies d'émission sont représentées inversement aux raies d'absorptions.
Les scientifiques peuvent donc reconstituer la composition chimique et même la quantité d'éléments de matière de l'objet analysé. Les étoiles, les galaxies, les nébuleuses, les quasars, les nuages de gaz ou de poussières interstellaires sont autant d'objets analysés par la spectroscopie.
L'épaisseur de la raie d'absorption ou d'émission nous renseigne sur l'abondance de l'élément, « plus la raie est épaisse plus il y a d'éléments ».
Concernant les objets lointains on peut en déduire leur vitesse de déplacement, grâce à l'effet Doppler Fizeau (1842). Lorsque l'étoile s'approche de l'observateur les raies d'émission vont être un peu décalées vers le bleu, lorsqu'elle s'éloigne les raies seront décalées vers le rouge. C'est le même phénomène que l'on observe avec le son, lorsqu'une ambulance passe, le bruit de la sirène est de plus en plus grave en s'éloignant de nous. Grâce à ce phénomène on pourra observer un léger déplacement d'une étoile lorsqu'une exoplanète passe devant elle. Cette observation révèle la signature de la présence d'une exoplanètes autour d'une étoile. En plus de sa présence on pourra en déduire sa masse, sa vitesse, son orbite, ...). En mesurant le décalage des raies du spectre d'une étoile on peut aussi mesurer son champ gravitationnel, par la théorie générale de la relativité on sait qu'il y a un décalage gravitationnel des raies, proportionnel à la masse du corps et à son rayon, cela est utilisé pour analyser les naines blanches, plus le corps est massif plus le décalage est important.

 

Lorsqu'un élément chimique est traversé par de la lumière blanche, le spectre coloré qui nous parvient après diffraction, est constitué de raies noires, ce sont les raies d'absorption caractéristiques des éléments chimiques. Ces raies sont la signature des éléments chimiques traversés par la lumière. Nous pouvons ainsi, connaitre  la composition chimique d'une étoile car la lumière blanche issue de sa photosphère traverse les ions présents dans son atmosphère.
Pour un même élément, les raies d'absorption correspondent aux raies d'émission (voir les 2 spectres concernant le lithium, au bas de l'image de droite). Un élément chimique absorbe les radiations qu'il est capable d'émettre, et donc les raies d'absorption et d'émission ont la même longueur d'onde. Les raies noires du spectre d'absorption du lithium correspondent aux raies colorées de son spectre d'émission.
Grâce à la spectroscopie on est capable de reconstruire la courbe de rotation d'une galaxie. Dans une galaxie, les étoiles sont concentrées vers le centre et on aurait pu s'attendre à ce que la vitesse des étoiles du bord de la galaxie soit plus faible mais ce n'est pas ce que l'on observe en spectroscopie,  la vitesse reste identique cela confirme la présence de matière inconnue (noire).
La spectroscopie est aussi utilisée dans l'observation des sursauts gamma. Les sursauts gamma sont des radiations de très haute énergie, des éclairs qui durent très peu de temps, quelques secondes, mais cela suffit pour obtenir un flash visible, très faible mais dont le spectre nous renseigne sur la signature des éléments constituant l'étoile. Cela permet d'utiliser ces objets comme des sondes pour voir à quoi ressemblait l'Univers dans sa jeunesse. Grâce à la spectroscopie, on connait maintenant la composition chimique de l'univers lointain. On identifie les raies et on les attribue à certains atomes cela nous permet de dire que les lois, les constantes et les éléments chimiques sont les mêmes dans tous l'univers observable.
Bien d'autres informations ont été confirmées par la spectroscopie comme la mesure de la température du rayonnement fossile qui est à 2,7 ° Kelvin, et que dans le passé l'Univers était plus chaud.
La spectroscopie ne concerne pas seulement le domaine visible du spectre électromagnétique, elle est appliquée aussi dans les domaines de basses énergies (ondes radio) jusqu'aux hautes énergies (ondes X, gamma).

nota : La diffraction est le comportement des ondes lorsqu’elles rencontrent un obstacle qui ne leur est pas complètement transparent. La densité de l'onde n'est pas conservée et l'onde est diffusée par les points de l'objet. La diffraction est le résultat de l'interférence des ondes diffusées par chaque point.

 Spectroscopie, raies d'émission et d'absorption

Image : le spectre de la lumière visible qui va de l'infrarouge à l'ultraviolet, correspond aux longueurs d'ondes de 400 nanomètres dans le violet à 780 nanomètres dans le rouge, c'est à dire de 4x10-7 à 8x10-7 mètre. Entre la longueur d'onde (λ) et la fréquence (ν) existe la relation suivante : ν = c / λ où c est la vitesse de la lumière soit environ 300 000 km/s.
Dans le spectre électromagnétique de la lumière visible, du bleu au magenta, chaque couleur est un rayon lumineux visible auquel est associée une grandeur appelée longueur d’onde. Un ensemble de rayons séparés selon leur longueur d’onde, est appelé spectre. La lumière blanche du Soleil décomposée dans un arc-en-ciel ou dispersée par un prisme forme un spectre continu car toutes les couleurs sont présentes.
A plus basse fréquence dans les ondes millimétriques on « voit » les molécules, un très grand nombre de raies nous renseignent sur la présence de molécules, cependant 40% des raies n'ont pas d'équivalence avec les molécules terrestres. Ce sont les raies interdites de certaines espèces atomiques ou moléculaires. Une raie de transition interdite est une raie spectrale émise par des atomes effectuant des transitions d'énergie normalement non autorisées par les règles de sélection de la mécanique quantique.

Spectroscopie moderne

    

En 1814, Fraunhofer mesurait 570 lignes noires, dans le rayonnement solaire composé de toutes les couleurs de l’arc-en-ciel. La spectroscopie moderne permet de détecter des milliers d'autres raies, qui sont autant d'informations sur la source observée, grâce à la décomposition de sa lumière. L’essentiel de nos connaissances sur le Soleil provient de ces informations spectrales. Les raies d'émission et les raies d'absorption reflètent les niveaux d'énergie des atomes présents dans les couches traversées par la lumière.
Pourquoi y a-t-il autant de raies d'émission dans le spectre solaire ?
Tous les éléments chimiques de la classification périodique présents sur Terre, sont aussi présents à la surface du Soleil, dans son atmosphère appelée photosphère. Tous les éléments mais aussi tous les isotopes, stables ou non, de chaque élément vont générer une raie sur le spectre. Chaque élément chimique possède des isotopes, cette propriété nucléaire est dépendante du nombre de protons. Par exemple le fer 56 (26 protons et 30 neutrons) qui est le nucléide stable le plus lourd issu de la nucléosynthèse stellaire possède une vingtaine d'isotopes (Fe 54, Fe 55, Fe 56, Fe 57, Fe 58, Fe 59, Fe 60, ...). De plus, dans la fournaise solaire tous les atomes sont ionisés, chaque ion du fer (fe+, fe2+, fe3+, ...) représente une espèce chimique différente, car sa charge électrique est différente. Tous les ions vont générer des raies d'absorption différentes sur le spectre solaire lorsqu'ils seront traversés par la lumière venant du centre du Soleil.

 

En résumé, dans le spectre solaire on peut voir, toutes les raies de tous les niveaux d'énergie, de tous les ions, de tous les atomes, et de toutes les molécules qu'il est possible d'assembler dans la nucléosynthèse stellaire. 40% des raies n'ont pas été identifiées. Ce sont les raies interdites concernant certaines espèces atomiques ou moléculaires. Les informations obtenues dans l'analyse des spectres est très riche et il y a un lien certain entre la spectroscopie et les atomes et les molécules de l'Univers matériel. Grâce aux propriétés de la lumière, la matière nous dévoile ses signatures partout dans l'Univers et elles sont identiques (reconnaissables) même après avoir traversé le temps.


nota : Chaque atome est formé de protons et d'électrons. L'énergie de l'électron dans le référentiel peut prendre plusieurs valeurs discrètes, appelées niveaux d'énergie. Lorsqu'un électron passe d'un niveau élevé à un niveau plus bas, il émet un photon dont l'énergie est égale la différence entre les énergies des deux niveaux. Ainsi, la lumière émise prend une valeur discrète. C'est ce que l'on appelle son spectre. Cela permet de décrire l'atome comme émettant ou absorbant une certaine quantité d'énergie quantifiée (le photon). Une raie de transition interdite est une raie spectrale émise par des atomes effectuant des transitions d'énergie normalement non autorisées par les règles de sélection de la mécanique quantique.

 Spectroscopie du Soleil

Image : Chaque élément possède une série de raies dans le spectre électromagnétique. Le spectre de radiation émis par l’élément est non continu et de nombreuses raies représentent l'élément chimique, c'est sa signature. Ici le spectre de notre Soleil, sur une échelle de longueur d'onde croissante de gauche à droite et de bas en haut, le long de chaque bande. Chacune des 50 tranches couvre 60 angströms, pour un spectre complet sur ​​toute la gamme visuelle de 4000 à 7000 angströms.
Image créée à partir d'un atlas numérique (juin 1984) avec le spectromètre à transformée de Fourier à l'installation solaire McMath-Pierce National Solar Observatory à Kitt Peak, Arizona. Crédit NSF/NOAO.

Il est plus juste de dire "théorie générale de la relativité" que "théorie de la relativité générale", c'est la théorie qui est générale et non la relativité. La théorie générale étend la théorie restreinte de la relativité, à la gravitation.
Pour les puristes, la théorie générale de la relativité est une théorie relativiste de la gravitation élaborée entre 1907 et 1915 principalement par Albert Einstein. Marcel Grossmann et David Hilbert sont également associés à cette réalisation pour avoir aidé Einstein à franchir les difficultés mathématiques de la théorie. La théorie générale de la relativité énonce que la gravitation est la manifestation de la courbure de l'espace-temps, produite par la distribution de la matière et de l'énergie. La mesure de la courbure moyenne de l'espace-temps est égale à la mesure de la densité d'énergie (Gij = χ Tij) Gij est le tenseur d'Einstein qui représente la courbure de l'espace-temps en un point, Tij est le tenseur énergie-impulsion qui représente la contribution de toute la matière et énergie à la densité d'énergie en ce point du champ gravitationnel. χ est un simple facteur dimensionnel, permettant d'exprimer l'équation dans les unités usuelles et de faire correspondre l'équation à la réalité physique et à la valeur observée de la constante gravitationnelle.

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