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Spectre


Aperçu
Le mot spectre revêt en physique plusieurs sens. Employé dans son acception la plus large, il désigne un ensemble de radiations monochromatiques d'un type particulier. Ainsi, dans le contexte de l'étude du rayonnement électromagnétique. On pourra alors parler de spectre électromagnétique pour désigner toute l'étendue de la gamme de rayonnements électromagnétiques possibles. Cet ensemble étant couramment divisé en plusieurs parties ou domaines. Ces domaines vont du rayonnement gamma, défini par des énergies et des fréquences très élevées (soit par des longueurs d'ondes très courtes), au rayonnement radio, qui correspond à des énergies transportées par chacun de ses photons très faibles. La lumière visible, encadrée par le rayonnement ultraviolet (UV) et l'infrarouge (IR)  correspondant pour sa part à un domaine intermédiaire du spectre.

Le mot spectre sert plus spécialement à désigner la distribution d'une caractéristique telle que l'intensité d'un rayonnement (ou d'une onde quelconque), en fonction de son énergie (ou d'une grandeur qui en dépend comme la fréquence ou la longueur d'onde). On désigne ainsi sous le nom de spectre lumineux la répartition de l'intensité d'une lumière en fonction de la longueur d'onde (ou de la fréquence) des rayonnements qu'elle contient.

D'un point de vue plus concret, cela revient à définir un spectre comme l'apparence de la lumière émise par un corps lorsqu'elle est dispersée par un prisme (ou un réseau de diffraction). On reconnaîtra alors trois familles principales de spectres : les spectres continus, où les différentes couleurs observées forment un continuum; les spectres de raies, qui sont eux-mêmes de deux sortes : les spectres en absorption,  où certaines radiations (signalées dans le dispositif expérimental par des raies sombres) sont absentes ou très atténuées, et les spectres en émission où, au contraire, certaines radiations (signalées dans le dispositif expérimental par des raies brillantes) sont plus intenses. L'explication des caractéristiques que possèdent les spectres n'est possible qu'avec le recours à la structure des atomes, en termes quantiques. 



C'est Newton qui a d'abord montré, dès 1666, que la lumière blanche du Soleil pouvait se décomposer grâce à un prisme en une multitude de rayonnements de couleurs. Lorsqu'un faisceau de lumière solaire subit l'action décomposante du prisme, on obtient un spectre brillant qui, à l'instar de celui que révèle l'arc-en-ciel, présente toute la gamme des couleurs, mais que l'on réduit souvent par habitude à la série traditionnelle des sept couleurs dites primitives (le rouge, l'orangé, la jaune, le vert, le bleu, l'indigo et le violet...). Ces couleurs empiètent ordinairement les unes sur les autres; mais si l'un a la précaution d'associer au prisme une lentille convergente et de rétrécir le faisceau par une fente étroite, les divers rayons simples sont alors respectivement confinés dans une série d'espaces contigus, rétrécis, analogues à celui qui se trouve compris entre les bords mêmes de la fente. C'est ainsi qu'on en 1802, soit 138 ans après la découverte de Newton, Wollaston a constaté que quatre raies sombres semblaient séparer les couleurs. Ces raies plus ou moins marquées qui sillonnent le spectre solaire ont été appelées raies de Fraunhofer, du nom du physicien qui, le premier, les a étudiées en détail. Fraunhofer reconnut 500 à 600 de ces raies obscures dans le spectre du Soleil, et montra que malgré l'apparence de leur disposition fortuite, elles sont d'une fixité absolue. En effet, il les retrouva dans Ia lumière du jour réfléchie par les nuages, ainsi que dans celle de la Lune et des diverses planètes, car celte dernière n'est que de la lumière solaire réfléchie. En conséquence, il fut dès lors bien établi que ces raies constituent un caractère indélébile de la lumière solaire. 

Fraunhofer désigna par les huit premières lettres majuscules de l'alphabet les huit raies les plus intenses de ce spectre, puis par des minuscules les raies qui venaient après celle-ci par leur importance. 

A, a
rouge
B, C
orangé
D
jaune
E, b, F
vert
G
bleu
H
violet

Les conventions encore en usage aujourd'hui pour désigner les raies où les zones du spectre électromagnétique dérivent des principes énoncés par Fraunhofer :

La lumière solaire renferme des rayons de toutes les couleurs, mais elle ne renferme pas rigoureusement toutes les nuances appartenant à chacune des couleurs. Les lumières artificielles fournissent également des lumières colorées; mais des raies colorées, brillantes, que le Soleil ne possède pas, caractérisent ces radiations lumineuses. Chaque sorte lumière artificielle fournit un spectre différent, et ces différences dépendent de la présence des particules existant dans la flamme et portées à l'incandescence. Wheatstone le premier a remarqué quelle nombre et la disposition des ligne lumineuses dans le spectre sont caractéristiques de tel ou tel métal. Mais c'est à Kirchhoff et à Bunsen, tous deux professeurs à Heidelberg, que l'on doit l'avoir généralisé cette observation, d'avoir tiré de là une méthode l'analyse nouvelle, l'analyse spectrale, permettant de connaître la composition d'un corps grâce à l'étude de la lumière qu'il émet, par la simple observation de la disposition et des caractéristiques des raies que contient son spectre.


Un ancien spectroscope.

On l'a noté plus haut, dans le spectre produit par un faisceau de lumière solaire, soit directe, soit réfléchie, le nombre et la position des raies obscures, dites raies de Fraunhofer, sont absolument invariables. Les spectres qui donne la radiation lumineuse des étoiles présentent de même des raies obscures; mais ici les raies sont distribuées autrement. Bien plus, chaque étoile fixe affecte, dans la distribution de ces raies, un mode particulier et caractéristique. D'après ce qui précède, il est aisé de concevoir que ces différences doivent résulter de certaines différences correspondantes dans la constitution de ces globes immenses et si éloignés de nous (Les types spectraux des étoiles). En comparant le spectre fourni par la lumière solaire, avec ceux que donnent les métaux actuellement connus, Kirchhoff et Bunsen ont constaté que le premier renferme les raies que produit le sodium, le lithium, le strontium, le magnésium, le fer, le chrome et le nickel, tandis que l'un y trouve pas les raies propres à l'argent, au cuivre, au zinc, au cobalt, a l'antimoine, à l'aluminium et au silicium.

« Telles sont, écrira Léon Foucault, les conséquences grandioses et inattendues auxquelles on arrive en suivant pas à pas la logique des faits. La lumière est le seul moyen de communication que la nature ait mis entre nous et les corps célestes. Mais celle lumière, dans son admirable complexité, se compose d'une infinité de rayons dont chacun peut contenir un renseignement, et que le prisme a la précieuse propriété d'isoler et de ranger dans l'ordre parfait de leur réfrangibilité. Une fois étalés en spectres, ces innombrables rayons sont pour ainsi dire numérotés par ordre, si bien qu'au premier coup d'oeil on constate les forts, les faibles, les présents et les absents. La pile, ce puissant engin calorifique qui réduit en vapeurs tous les corps conducteurs, nous montre, en les portant à l'incandescence, que dans ces circonstances où la cohésion est détruite, toutes ces vapeurs vibrent comme des harpes avec une sonorité propre, émettant dans l'espace des notes lumineuses douées d'un timbre inaltérable et capables de franchir les plus grandes distances. Qu'importent donc les 30 millions de lieues qui nous séparent du Soleil? Si ses rayons parviennent jusqu'à nous et qu'ils renferment les signes caractéristiques de substances connues parmi nos éléments, la conséquence est forcée: ces substances appartiennent incontestablement au soleil. »
Diverses expériences conduites vers la même époque, notamment par Wullner, ont montré qu'un même corps simple peut donner suivant les conditions extérieures (température, pression) des spectres différents, qui peuvent se ranger en deux classes : dans certains cas des raies brillantes se substituent aux raies sombres, dont elles occupent exactement les mêmes positions. Cela définit les deux classes de spectres de raies les spectres en absorption et les spectres en émission, dont l'explication sera recherchée par de nombreux physiciens (Bunsen, Kirchhoff, G.-G. Stokes, Angström, etc.). Les diverses caractéristiques des spectres seront finalement comprises et expliquées par Bohr, lorsque celui-ci, combinant à la fois les travaux de Planck sur la quantification de l'énergie (1900), et les diverses formules empiriques dues principalement à Balmer, Rydberg, Paschen et Ritz, rendant compte de la répartition des raies, publie son modèle d'atome en 1913.

Mise en ordre
Les spectres continus

Les corps solides et les gaz très comprimés portés à haute température (par exemple, un fer chauffé au rouge, ou les parties profondes de la photosphère des étoiles) sont à l'origine d'un rayonnement continu, que l'on appelle rayonnement thermique ou rayonnement de corps noir. Ces caractéristiques sont indépendantes de la composition chimique de la source, et sont seulement fonction de sa température, autrement dit des énergies impliquées. Plus un corps lumineux est chaud, et plus son spectre continu contient de rayonnements bleus (côté le plus énergétique du spectre), moins il est chaud, et plus sa couleur se rapprochera du rouge. C'est ainsi que l'on peut avoir une idée de la température superficielle des étoiles au simple constat de leur couleur. Ajoutons que le rayonnement cosmologique*, diffusé quelque centaines de milliers d'années après le big bang, a également un spectre de corps noir. Son maximum de rayonnement se situe à l'heure actuelle dans le domaine micro-ondes, ce qui correspond à une température de 3K.
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Outre celui du rayonnement de corps noir, les spectres continus sont caractéristiques de plusieurs sortes de types de rayonnements. On citera le rayonnement synchrotron et le rayonnement Cerenkov, le rayonnement Compton et Compton inverse, et le rayonnement free-free. Chacun des spectres correspondant possède un profil différent, ce qui permet en général de l'identifier. 
 
 

Le rougissement interstellaire

La présence en abondance de poussières dans le milieu interstellaire influe sur les caractéristiques observées de la lumière émise par les étoiles et les galaxies. Les poussières interceptent sélectivement les rayonnements. L'effet est plus sensible pour la lumière bleue que pour la lumière rouge, si bien que les sources lointaines affectent un déficit en lumière bleue et paraissent donc plus rouges qu'elles ne le sont en réalité. Plus la distance de la source est grande, et plus il y a normalement de poussières qui interceptent sa lumière. Dès lors, le rougissement interstellaire est plus important pour les sources lointaines que pour les sources proches. 

Une second phénomène accompagne logiquement ce rougissement : l'extinction interstellaire. la lumière interceptée par les poussières ne nous parvenant pas, la source paraît d'autant moins brillante qu'elle est distante.

Le rougissement et l'extinction dépendent aussi de la direction dans laquelle on observe. Il y a plus de poussières dans le plan de la Voie lactée que dans la direction perpendiculaire à celle-ci. En fait, à proximité du plan galactique l'interception par les poussières devient vite telle qu'aucune lumière ne passe. Cela ne signifie pas pour autant qu'aucun rayonnement n'est émis dans ces directions; Les poussière qui interceptent les rayonnement visibles jusqu'à les éteindre en apparence, s'échauffent légèrement, et atteignent une température d'équilibre (généralement quelques K seulement), pour laquelle un flux d'énergie réémis compense le flux absorbé. L'énergie de ces photons se distribue avec les caractéristiques qui sont celles d'un spectre de corps noir. Du fait de la température très basse des poussières, le maximum du rayonnement auquel il correspond se fait dans le domaine infrarouge et micro-onde. 

Les spectres de raies*

Lorsqu'on disperse un rayonnement lumineux pour former un spectre, on constate dans de nombreux cas (notamment lorsqu'il s'agit de rayonnements astronomiques) que des radiations, correspondant à certaines longueurs d'ondes ou fréquences sont plus faible, voire absentes, et que d'autres en revanche sont très intenses. Cela se traduit sur le spectre sous forme de raies sombres (raies en absorption) ou brillantes (raies en émission) respectivement.

Les conditions de température et de pression, ainsi que la présence ou non de champs magnétiques et électriques influent sur les caractéristiques d'un tel spectre. Certaines raies peuvent être plus ou moins larges, plus ou moins floues, elles sont parfois dédoublées. Mais ce qui le paramètre fondamental est la composition chimique du gaz impliqué. La succession de ces raies forment des ensembles ou systèmes qui sont d'abord caractéristiques des éléments chimiques responsables de l'émission (ou de l'absorption) des radiations concernées. Et c'est donc seulement secondairement que l'intensité de ces raies, leur largeur, etc., informent sur les conditions physiques qui dans lesquelles se trouvent ces éléments. 

Les spectres en émission*.
Un spectre en émission correspond à un système de raies brillantes apparaissant dans le spectre de la lumière, d'un atome, d'une molécule, ou plus généralement d'un gaz dilué, porté la plupart du temps à haute température. Dans le cas des étoiles très chaudes, ces raies brillantes se superposent au spectre continu. Elles traduisent  normalement l'émission du gaz très chaud situé qui constitue la couronne de l'étoile. Les spectres en émission sont cependant plus fréquents dans les régions chaudes du milieu interstellaire : ils caractérisent la lumière émise par les nébuleuses brillantes. La couleur rougeâtre qu'elles affectent souvent étant due à  l'émission de l'hydrogène qu'elles renferment en abondance. On notera qu'il existe aussi des raies d'émission en provenance de gaz très froids, et qui s'observent dès lors dans les domaines micro-onde et radio. C'est le cas de l'émission à 21 cm de longueur d'onde par les atomes d'hydrogène dispersés dans des nuages froids du milieu interstellaire
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Les spectre en absorption.
On parle de spectre en absorption* pour définir un spectre composite, formé d'un  spectre de raie sombres qui se détachent sur le fond fond brillant d'un spectre continu. La composante continue peut provenir de n'importe quelle source située en arrière plan. Dans le cas des étoiles, c'est la région profonde de leur photosphère. La composante discrète est, pour sa part, causée par l'interposition de gaz entre la source du fond continu et l'observateur. Ce pourra être le gaz des couches supérieures d'une atmosphère stellaire (L'atmosphère du Soleil), mais aussi un nuage de gaz interstellaire sans rapport avec l'étoile, ou même l'air de notre atmosphère. Dans tous les cas, les particules du gaz interposé interceptent et absorbent plus ou moins complètement les radiations qui les traversent à des longueurs d'ondes bien définies. Ces radiations sont donc atténuées ou même complètement absentes de la composante continue du spectre. Comme dans le cas des spectres en émission, le système de raies, distribué dans les deux cas de la même façon, constitue une sorte de code-barre qui caractérise les atomes intercepteurs (leur nature d'abord, puis les conditions physiques dans lesquelles ils se trouvent). 
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Les décalages spectraux*

On désigne sous le nom de décalage spectral le déplacement global des raies spectrales d'une lumière émise par une source quelconque. La morphologie générale du système de raies ne change pas. Seules les longueurs d'ondes correspondant à chaque raie sont modifiées, déplacées par une simple translation vers la partie rouge ou bleue du spectre. Pareil décalage peut avoir plusieurs origines, impliquant des phénomènes différents. On mentionnera :

Le décalage Doppler* -  Phénomène observé dans tous les cas où la source d'une onde (de nature indifférente) se déplace par rapport à l'observateur. La longueur d'onde du rayonnement reçu est plus grande lorsque la source s'éloigne, et plus courte lorsque la source se rapproche. Cet effet explique en particulier le décalage observé dans le spectre de la lumière d'un astre en mouvement par rapport à l'observateur : lorsque l'astre se rapproche, sa lumière est décalée vers la partie bleue du spectre. Elle est décalée au contraire vers la partie rouge, si la source s'éloigne. Ce phénomène, connu dans sa forme la plus générale sons l'appellation de d'effet Doppler-Fizeau doit son nom à Christian Doppler et à Armand Fizeau, les deux physiciens qui l'on mis en évidence, le premier pour les ondes lumineuses, le second pour les ondes sonores.

Le décalage gravitationnel - Expliqué dans le cadre de la relativité générale (théorie de la gravitation d'Einstein), ce type de décalage correspond à la variation d'énergie de la lumière lorsqu'elle est soumise à un champ de gravitation. Lors qu'elle se dégage d'un tel champ, elle doit céder de l'énergie et se décale vers la partie rouge du spectre. Ce phénomène, appelé effet Einstein, est observé par exemple dans le spectre d'astres compacts, tels que les naines blanches. Il a également été mesuré dans le cas du Soleil, et même dans celui de la Terre.

Le décalage spectral cosmologique (ou redshift*) - décalage communément observé de la lumière vers la partie rouge du spectre des objets extragalactiques lointains qui est interprété comme un effet de l'expansion cosmique. Ce phénomène, découvert par Slipher, Hubble et Humason, fait parler de fuite des galaxies, ou de façon moins impropre de récession des galaxies. C'est plutôt, à l'échelle globale, l'expression une fois encore d'un décalage gravitationnel, ou de la courbure de l'univers.


Rouages
L'origine des raies

Les raies présentes dans les spectres s'expliquent  par le caractère discontinu des phénomènes physiques lorsqu'on les considère à l'échelle microscopique, et plus spécialement à l'échelle des atomes et des molécules. C'est le domaine de la mécanique quantique, fondée sur la notion de quantum. Un quantum correspond à la plus petite valeur que peut prendre grandeur mesurée. Toutes les autres valeurs sont des multiples de ce quantum élémentaire. Par exemple, un quantum d'énergie ne peut prendre que des valeurs qui sont des multiples entiers de E = hn, où h est un terme constant (constante de Planck) et n la fréquence de l'onde qui transporte cette énergie. Il s'ensuit entre autres choses de ces principes quantiques que les atomes ne peuvent stocker ou libérer de l'énergie que sous forme discontinue. Chaque atome possède ainsi, suivant la disposition des électrons qu'il possède, une gamme d'énergie qui lui sont attribuables : ce sont ses niveaux d'énergie. Chaque niveau exprimant un état d'énergie. 

L'état de plus basse énergie que peut avoir l'enveloppe électronique d'un atome prend le nom d'état fondamental. Lorsqu'un électron absorbe un photon, l'énergie globale de l'atome augmente, la configuration électronique change et l'atome se trouve alors dans un état dit excité. Si l'énergie absorbée est plus importante, l'électron peut même quitter l'atome, ce qui correspond au phénomène d'ionisation. Cependant, les atomes tendent spontanément à revenir à leur état de plus faible énergie (l'état fondamental), soit en se débarrassant de l'énergie emmagasinée, par sa désexcitation (phénomène de fluorescence), soit, s'il y a eu ionisation, en récupérant l'électron qui s'est échappé (recombinaison). 

L'excitation, l'ionisation ou le retour à l'état fondamental ne s'effectuent pas par des chemins uniques. Les configurations énergétiques de l'atome peuvent correspondre transitoirement à des niveaux d'énergie intermédiaires. Cela conduit à l'existence à un nombre considérable (et même en théorie infini) de transitions possibles entre les différents états. Ce sont ces transitions, qui correspondent selon les cas à des absorptions ou à des émissions, qui expliquent l'existence des raies spectrales.

Dans le cas de l'atome d'hydrogène (schéma ci-dessous), quand la transition concerne l'état d'un atome entre un niveau d'énergie quelconque et le niveau fondamental (n=1), les raies produites se rangent dans la série dite de Lyman. Lorsque c'est le niveau n=2, on parle de raies de la série de Balmer (la première raie, entre les niveaux 2 et 3, est appelée raie H-alpha, et joue un rôle important en astronomie). Lorsque c'est le niveau n=3, on aura affaire à la série de Paschen, etc. On comprend dès lors que lorsque l'atome concerné est placé dans des conditions physique peu énergétiques (basses températures), seuls les premières séries de raies, et seules les premières raies de chaque série soient observables. Les hautes températures permettent l'apparition des séries et des raies de rang plus élevé. L'ionisation, quant à elle rompt quelque peu les règles que l'on vient d'énoncer. Selon le principe lapalicien qui veut qu'au-delà des limites, il n'y a plus de limites, l'énergie cesse d'être quantifiée. Les spectres de raies possèdent ainsi du côté des hautes énergies une composante continue.

Ce schéma général se complique par le fait que chaque niveau d'énergie possède une structure fine (et hyperfine), selon la terminologie des physiciens. Cela signifie qu'il existe en fait des niveaux d'énergie possibles extrêmement proches, normalement indiscernables, mais que certaines contraintes extérieures, comme la présence d'un champ magnétique ou d'un champ électrique, peuvent mettre en évidence. De tels champs provoquent des dédoublements de chaque raie du spectre, selon des modalités différentes, et appelées respectivement l'effet Zeeman et l'effet Stark. Des transitions entre niveaux très proches peuvent également s'observer spontanément. Les différences d'énergies qu'elles impliquent étant très faibles, on aura des émissions faibles, et normalement des rayonnements de grande longueur d'onde (radio). C'est l'origine du rayonnement à 21 cm de l'hydrogène atomique. 
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Les spectres moléculaires

Le rayonnement émis ou absorbé par les molécules a un spectre dans lequel on retrouve les raies correspondant aux atomes qui les forment. Mais les molécules, capables de vibrer et de tourner sur elles-mêmes, ajoutent de ce fait de nouveaux états énergétiques. Ils se traduisent par l'apparition dans les spectres moléculaires non plus seulement de fines raies, mais aussi de larges bandes. Ces bandes, traduisent en particulier l'efficacité des molécules pour stopper de larges gammes de rayonnement. Dans les cas de la vapeur d'eau, du dioxyde de carbone ou du méthane, par exemple, c'est l'existence de telles bandes situées dans le domaine infrarouge qui expliquent l'effet de serre.



Chérif Zananiri, Couleurs et lumière, Ellipses marketing, 2000.

Céline Caumon et al., Lumière sur la couleur, Editions Jean-Pierre de Monza, 2010. 

Michel Blay, Lumière sur les couleurs, le regard du physicien, Ellipses Marketing, 2001. 

Emilie Biémont, Spectroscopie moléculaire : Structures moléculaires et analyse spectrale, De Boeck, 2008. - Spectroscopie atomique : Instrumentation et structures atomiques, De Boeck, 2006. La Lumière, PUF (QSJ?), 1996. 

Jean Terrien, La spectroscopie, PUF (QSJ?), 1968.



Page sur l'Analyse spectroscopique (Cours de chimie de l'Université du Var).

Page d'Introduction à la spectroscopie, (site la découverte du monde).

Fiche sur les Spectres lumineux du site Web sciences.

Page sur le Spectre electromagnétique du site Techno-Science.net.

Page sur le Spectre electromagnétique du site Scio.

Page sur le Spectre de la lumière du site Profil-Couleur.com.

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Dictionnaire cosmographique
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