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la lumière. Une étoile est aussi un corps noir, mais à une température telle qu'on peut la voir dans le
domaine visible.
Dans un gaz très chaud, les atomes ont une grande énergie cinétique et les
collisions entre eux sont très fréquentes. Les électrons passent à des niveaux
d'excitation élevés et redescendent en produisant une raie d'émission. Toutefois, si
le gaz est à très haute pression et densité, l'électron peut ne pas avoir le temps de
redescendre complètement à son niveau de stabilité avant une collision avec un
autre atome. Ce phénomène tend à décaler chaque raie d'émission sur une large
bande de longueurs d'onde. La même chose se produit pour l'ensemble des lignes
environnante, de sorte que quand la lumière sort du gaz, elle est étalée de façon
continue.
Spectre de raies d'émission
Deuxième loi de Kirchhoff: un gaz chaud, à basse pression (bien moins que la pression
atmosphérique), émet un rayonnement uniquement pour certaines couleurs bien
spécifiques: le spectre de ce gaz présente des raies d'émission sur un fond noir.
Dans un gaz ne contenant qu'une sorte d'atome et à très basse température, les électrons sont tous
à leur niveau de stabilité. Au fur et à mesure que la température augmente, les atomes gagnent de
l'énergie cinétique et entrent en collision entre eux, provoquant la transition des électrons vers des
niveaux d'énergie plus élevés, prédéfinis par le type d'atome. Quand les électrons reviennent à leur
état stable, ils émettent des photons à autant de longueurs d'ondes correspondant aux différences
d'énergie existant dans ce type d'atome. Avec l'émission de ces photons, le gaz va devenir lumineux
à ces longueurs d'ondes de transition d'énergie.
A température modérée, seul le premier niveau d'énergie est vraiment visible et le spectre ne
montre qu'une seule raie d'émission. A plus haute température, plus de transitions sont possibles et
le spectres montre plus de raies d'émission, caractéristiques du type d'atome qui compose le gaz.
Spectre de raies d'absorption
Troisième loi de Kirchhoff: un gaz, à basse pression et à basse température, s'il est situé
entre un observateur et une source de rayonnement continu, absorbe certaines couleurs,
produisant des raies qui apparaissent en absorption, superposées à un spectre continu.
Ces raies en absorption se retrouvent aux mêmes longueurs d'onde que celles émises
lorsque le gaz était chaud.
Une source de lumière à spectre continu (un corps noir lumineux!) contient des photons de toutes
longueurs d'ondes, de toutes énergies. Pour qu'un électron transite d'un niveau stable à un niveau
excité, il est nécessaire que l'atome absorbe un photon dont l'énergie corresponde rigoureusement
à la différence d'énergie entre ces deux niveaux, stable et excité. A l'inverse, lorsque l'électron
redescend à un niveau stable, il émet un photon d'énergie égale à la différence d'énergie entre ces
deux niveaux. Chaque élément chimique a ses niveaux d'énergie, qui lui sont propres et qui
constituent en quelque sorte sa signature.
Imaginons maintenant qu'on regarde la source à travers un gaz. Dans les atomes constituant ce
gaz, les électrons vont bien entendu redescendre à leur niveau stable et reémettrent des photons de
même énergie que celle absorbée, mais ces reémissions vont se faire dans toute les directions et
pas seulement sur notre ligne de visée. Ainsi, peu de photons ré-émis arrivent dans notre direction
par rapport aux autres photons qui traversent le gaz sans être "capturés" par les atomes qui le
composent. Nous observons ainsi le spectre continu de la source avec des raies sombres. Ces
dernières sont localisées aux longueurs d'ondes caractéristiques des atomes composant le gaz.
Les raies d'absorption, tout comme les raies d'émission, forment une "empreinte digitale" spectrale
de la composition du gaz observé. Comme Sherlock Holmes, l'astronome retrouve à partir du
spectre la composition de l'objet observé ou des milieux traversés par la lumière avant de parvenir
au spectrographe - y compris l'atmosphère terrestre. La lumière solaire est un exemple de spectre
d'absorption: le Soleil fournit le spectre continu, les raies d'absorption sont produites lorsque la
lumière traverse les couches ténues et transparentes de l'atmosphère solaire; l'astronome étudie
ainsi la composition chimique de cette atmosphère.
Lhires III – Guide Utilisateur (Français) – DC0003A
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