Il en résulte qu'en étudiant la lumière émise ou absorbé par les atomes d'un gaz nous pouvons obtenir beaucoup d'information sur les propriété physicochimique du gaz cette méthode s'appelle la spectroscopie.
La nature de la lumière blanche
Avec un prisme on peut décomposer lumière blanche qui montre qu'elle est le mélange de toute les lumière de l'arc en ciel
une lumière passant dans un prisme donne de la lumière verte car la lumière est monochromatique
la nature ondulatoire de la lumière
La réflexion,la réfraction la diffraction les interférences montre que la lumière est ondulatoire on la caractérise par la longueur d'onde la fréquence et la vitesse de propagation de l'onde
Dans le cas d'une onde électromagnétique sa vitesse dans le vide est de 300000km seconde c'est la vitesse de propagation de la lumière dans le vide
Dans un milieu matériel la vitesse est plus faible et dépend du milieu
Si la lumière se propage elle est donc capable de transférer de l'énergie sans milieu matériel comme le son par ses variations périodique de pression l'énergie se propage le long de la propagation comme dans une corde.
Chaque fois qu'une particule chargée subit une vibration elle rayonne c'est a dire qu'elle peut créer un champ électromagnétique variable dans l'espace qui l'entoure ce rayonnement transporte de l'énergie
En l'absence d'apport extérieur d'énergie cette énergie est prise sur l'énergie cinétique de la particule, la puissance rayonné est proportionnelle au carré de de l'accélération de la particule chargée la particule perd un peu d'énergie sous forme de rayonnement son mouvement est freiné et elle finit de rayonner a moins qu'un mouvement extérieur lui apporte de l'énergie
La lumière a aussi une forme corpusculaire la quanta d'énergie le photon,la notion de photon est particulièrement utile pour expliquer l'interaction de la lumière sur la matière qui traduit un échange d'énergie
les différents spectres
La lumière blanche a un spectre continu car elle est une succession de lumière,la lumière émise par le filament incandescent et tout corps solide ou gazeux sous forte pression chaud on un spectre continu
Le cas de gaz chaud peu dense chaud devant un prisme nous donne un spectre de raie elle ne possède pas toute les couleur de la lumière blanche
derrière un spectre continu devant une lampe a gaz froid on voit des bandes d'absorption de raie noires c'est le spectre d'absorption
L'analyse spectrale
chaque élément chimique à l'état gazeux a un spectre de raie propre et donc sa signature propre.
Un atome d'une espèce chimique donnée est caractérisé par un spectre de raies si il reçoit de l'énergie d'une source extérieur il peut émettre ce spectre est être identifier
le fait que se soit un spectre d'émission ou un spectre d'absorption dépendes des conditions physique qui règnent dans ce gaz
un spectre d'émission est un gaz chaud qui reçoit de l'énergie d'une source extérieur et un spectre d'absorption est un gaz froid qui s'interpose a une source extérieur émettant un spectre continu
on peut identifier un élément chimique ainsi dans un spectre d'émission ou d'absorption et il se trouve a la même place pour le même élément
Les lois de kirschoff
un gaz a pression élevée, un liquide ou un solide, chauffé donne un rayonnement continu qui contient toute les couleurs
un gaz chaud a basse pression émet un spectre d'émission
un gaz froid a basse pression éclairé par une source continue absorbe des couleurs d'où un spectre d'absorptions
Le soleil les étoiles émettent un spectre continu et l'absorption et provoquée dans les partie extérieur de l'étoile un spectre d'absorption
les astre, les comètes certaine nébuleuse et étoile donne un spectre d'émission et il est difficile d'observer le centre d'une étoile car sa périphérie fait comme un brouillard
Spectre continu d'un corps noir
en considérant un des facteurs d'un corps la température qui représente l'agitation des molécules c'est la température cinétique
Dans le cas d'un corps opaque totalement isolée et maintenu a température constante la distribution spectrale de la lumière émise ou absorbé ne dépend que de la température
d'où on peut chercher
la distribution de la lumière spectrale énergétique de la source est fonction de la longueur d'onde
la longueur d'onde pour laquelle la luminance est maximum
la puissance totale rayonnée dans l'ensemble des longueurs d'onde
la loi de planck
La luminance spectrale énergétique ne dépend de la température et de la longueur d'onde
Les courbes décrite dans différentes températures on tous la même forme et son emboîtée les uns aux autres pour une longueur d'onde donnée la luminance est d'autant plus élevée que la température est élevée le rayonnement est isotrope
La loi de Wien
La longueur d'onde qui corresponds à la température est inversement proportionelle à la température T
la mesure de la position de la longueur d'onde est l'application de la loi de Vien permettant de déterminer T
si t=300K le rayonnement est de 10micrometre il faut donc des températures très élevées pour être dans le visible
la loi de stephan
la puissance rayonnée par un corps noir est proportionelle à sa surface et a la quatrième puissance de sa température
connaissant la longueur d'onde par spectrometrie on peut trouver la température par la loi de Wien et a partir de sa température connaissant la puissance rayonnée de tout le spectre on peut connaître la surface d'où le rayon de l'astre
donc en conclusions nous avons des photons ayant des longueur d'onde bien définie il y a quantification comme un spectre de raie
Si on a un spectre continu il n'y a pas de quantification la matière est ionisé
Formation de spectre de raie
L'électron de l'atome de l'hydrogène ne peut se trouver que sur des orbites quantifiées soit sur l'une ou l'autre orbite il doit fournir la quantité d'énergie exacte correspondant à la différence d'énergie entre les deux orbites.
L'orbite la plus proche du noyau est le niveau fondamentale, les autres niveaux "excité", puis le maxi de niveau possible et il y a plus d'électron rattaché à l'atome, l'atome est ionisé, les orbites des atomes ne sont plus quantifiées.
L'énergie nécessaire pour ionisée l'hydrogène est de 12,6 ev,ou tout photon de longueur d'onde de 91,2 nm est susceptible d'ioniser l'atome d'hydrogène.De même si l'atome est initialement dans son premier état excité la longueur d'onde pour l'ioniser sera de 364,7 nm c'est la limite de la série de Balmer on peut provoquer cette ionisation par choc c'est se qu'on obtient en augmentant la température à 10 000°K.
Certaines transitions on des probabilité très faible d'exister ce sont les transition interdite. Une raie interdite se forme dans des conditions physique particulière: Collision ou champ de rayonnement, on les observe dans des milieux très dilué tels que les gaz interstellaires ou la couronne solaire
Diagramme de Grotian
On représente les différents niveaux d'énergie possible dans un diagramme appelée diagramme de Grotian l'hydrogène a la série de lyman qui met en jeu les plus grande différence d'énergie visible dans UV, les d'autre série de Pascher dans l'IR sont réalisable a partir du 3 niveau d'excitation, les observables a partir du 2 niveau c'est la série de Balmer visible dans le visible.
les raies sont limitées et caractérise l'élément par leur raie d'émission et d'absorption
les diagramme d'énergie sont en générale plus complexe, des valeurs sont quantifiées: le moment orbital de l'électron, le spin de l'électron et du noyau ,et tous les sous niveaux
Pour chaque atome, ion ou molécule il faudrait pouvoir dresser la liste exhaustive des longueurs d'onde et toutes les raies possibles. Ce qui permettrait, pour chaque longueur d'onde mesurée sur un spectre, d'identifier l'élément, c'est malheureusement impossible car la longueur d'onde sont déterminée par les calculs de la mécanique quantique(généralement approchée parce qu'elle est difficile) et par des mesures de laboratoire
De très nombreuses raies sont non identifiées dans les spectres
Observation du spectre de raies
On peut se demander pourquoi le bilan globale n'est pas nul pour l'atome excité et désexcité cela tient au fait que le photon absorbé dans une direction donné donnant une raie noir, alors que l'émission se fait dans tout l'espace
Sachant que l'état excité dépend de la température, des raies venant de niveau fondamentale n'est pas obligatoirement vue, donc une raie caractéristique de l'élément étant absente ne détermine pas la non présence de cet élément dans ce milieu, mais on peut savoir aussi la température du milieu à l'aide d'un spectre
Comportement spectrale
le type spectrale en fonction de la température
05 35000°
B0 30850
B5 15400
A0 9500
A5 8100
F0 7200
F5 6500
G0 6000
G5 5400
K0 5250
K5 4000
M0 3850
M5 2600
Le type spectrale en fonction de l'élément
Type B
les raie de HeI et HeII sont visible
les raie de l'hydrogène sont plus intense de B0 à B9
type A
Les raie de HeI et HeII sont absentes
les raies d'hydrogène sont plus intenses
les raies de l'hydrogène décroissent en intensité de A0 à A9
la raie de 393,3nm du calcium ionisée croit en intensité de A0 à A9
Les raies de balmer passe par un maxi pour le type A0
TypeF
Les raie de HeI et heII sont absentes
De nombreuse raie métalliques apparaissent
l'intensité des raie d'hydrogène décroissent de F0 à F9
les raie H et K du calcium ionisé sont intenses.
Les raies métalliques augmentent en intensité de F0 à F9
Type G
Les raies métalliques deviennent intenses et les bandes moléculaires apparaissent
les raies des métaux deviennent intense;
la raie 422,7nm du calcium est du même ordre d'intensité que la raie d'hydrogène;
présence de la bande moléculaire d'absorption(bande G) de CH à 430,0 nm
la raie 422,7nm du calcium est du même ordre d'intensité que la raie d'hydrogène;
présence de la bande moléculaire d'absorption(bande G) de CH à 430,0 nm
les raie H et K du calcium augmentent d'intensité de G0 à G9
Type K ET M
Les raies métalliques sont prépondérantes et les bandes moléculaires nombreuse
les raies H et K du calcium sont a leur maximum d'intensité pour K0
les raies des métaux sont renforcées
Les raies d'hydrogènes sont devenues très faible
la raie du calcium 422,7 est très forte
la bande moléculaire G est intense
En fonction de leur luminosité
Une étoile qui a un rayon plus grand que le soleil n'a as la même densité si le rayon augmente la densité diminue, dans les densité faibles les niveaux sont plus étroit et les raie plus fine on les classe ainsi
I supergeante
II géante brillante atmosphère diluée
III géantes
IV sous géantes
V Naine
Ia la plus lumineuse atmosphère dense
Ib les moins lumineuse
Pour une étoile supergeante les élément sont plus facilement ionisée et le spectre ressemble a une naine mais de température effective est plus élevé mais la largeur de la raie et la hauteur du pic et différentes de la naine
L'effet Doppler Fizeaux
un acteur envoie un signal qui se déplace, l'observateur au temps t est égale au temps d'émission + la durée du parcours, donc la durée que l'observateur sera plus grand quand l'objet s'éloigne et plus court quand l'objet se rapproche donc pour une onde électromagnétique la longueur d'onde augmente lorsque le l'objet s'éloigne c'est le red schift il va vers le rouge longueur d'onde plus grande.
Identification
On utilise un spectre de référence sur l'instrument qui n'a donc pas l'effet Doppler et on analyse le spectre a observer en étalonnant ce spectre étalon on peut observer les valeurs expérimentales sachant que l'on prend l'étalon au début et à la fin de a manipulation pour voir si l'instrument n'a pas réaliser une erreur si non il y a dédoublement des raies de l'étalon
Une étoile qui a un rayon plus grand que le soleil n'a as la même densité si le rayon augmente la densité diminue, dans les densité faibles les niveaux sont plus étroit et les raie plus fine on les classe ainsi
I supergeante
II géante brillante atmosphère diluée
III géantes
IV sous géantes
V Naine
Ia la plus lumineuse atmosphère dense
Ib les moins lumineuse
Pour une étoile supergeante les élément sont plus facilement ionisée et le spectre ressemble a une naine mais de température effective est plus élevé mais la largeur de la raie et la hauteur du pic et différentes de la naine
L'effet Doppler Fizeaux
un acteur envoie un signal qui se déplace, l'observateur au temps t est égale au temps d'émission + la durée du parcours, donc la durée que l'observateur sera plus grand quand l'objet s'éloigne et plus court quand l'objet se rapproche donc pour une onde électromagnétique la longueur d'onde augmente lorsque le l'objet s'éloigne c'est le red schift il va vers le rouge longueur d'onde plus grande.
Identification
On utilise un spectre de référence sur l'instrument qui n'a donc pas l'effet Doppler et on analyse le spectre a observer en étalonnant ce spectre étalon on peut observer les valeurs expérimentales sachant que l'on prend l'étalon au début et à la fin de a manipulation pour voir si l'instrument n'a pas réaliser une erreur si non il y a dédoublement des raies de l'étalon
