LES SPECTRES

La matière possède une propriété importante qui est de pouvoir émettre ou absorber de l'énergie sous forme de lumière. Ainsi, à partir de l'étude de la lumière émise ou absorbée par les atomes d'un gaz, nous pouvons déduire beaucoup d'informations concernant la composition, la température et la densité de ce gaz. L'analyse de la lumière en ses différentes couleurs, ou longueurs d'onde, constitue la spectroscopie.

Newton fut le premier à montrer que la lumière blanche est en fait un mélange de toutes les couleurs de l'arc-en-ciel. Il éclaira avec de la lumière solaire une fente percée dans un écran opaque et fit traverser à cette lumière un prisme en verre et une lentille convergente. Il obtint des images colorées de la fente sur un écran. L'ensemble de ces images constitue un spectre pur de la lumière blanche. Le prisme dévie la lumière, mais il dévie davantage la lumière bleue que la lumière rouge. Les couleurs apparaissent dans l'ordre suivant: violet, bleu, vert, jaune, orange et rouge. Newton en tira la conclusion que toutes ces couleurs sont présentes dans la lumière blanche et que le prisme a pour effet de les séparer.

Nous traîterons ici les points suivants :

1 - La nature du Soleil et la spectroscopie
2 - Les différents types de spectres
3 - L'analyse spectroscopique
4 - Les lois de Kirchhoff

1- LA NATURE DU SOLEIL ET LA SPECTROSCOPIE

Au milieu du XVIIIème siècle, alors qu'on ne savait pas de quoi était fait le Soleil, Auguste Comte soutenait dans son "Cours de philosophie positive", qu'on ne le saurait jamais, car il était impensable que l'on puisse déterminer sa composition chimique à distance. Il mourut en 1857, deux ans avant que deux allemands, le chimiste Robert Bunsen et le physicien Gustav Kirchhoff ne révolutionnent l'astronomie en analysant le spectre de la lumière solaire, ouvrant la porte à la détermination de la composition chimique et des propriétés physiques non seulement du Soleil mais aussi des étoiles.

Ils découvrirent d'abord que tout corps chaud émet un rayonnement qui couvre tout le spectre de la lumière, et qu'on qualifie de spectre continu ; puis, que le spectre d'un gaz sous faible pression et porté à haute température se réduit à quelques raies caractéristiques brillantes, qui sont la signature de l'élément chimique qui constitue le gaz : le spectre de raies d'émission. Ils remarquèrent enfin que la signature de l'élément chimique s'inversait lorsque le rayonnement continu traversait un gaz de ce même élément à basse température : par exemple les 2 raies jaunes caractéristiques du sodium apparaissaient en noir sur le spectre continu de la lumière émise par la flamme dans laquelle on fait brûler du sodium. Ils venaient d'inventer l'analyse spectrale, le plus puissant des outils de l'astrophysique.

Or, dès 1814 le physicien allemand Joseph von Fraunhofer avait remarqué la présence de raies noires dans le spectre du Soleil. Il avait même établi un catalogue, affectant une lettre à chacune des raies ou groupes de raies. En appliquant la méthode mise au point par Kirchhoff et Bunsen, on parvint rapidement à identifier les éléments responsables de ces raies : le sodium pour les 2 raies D1 et D2, l'hydrogène pour les raies C et F, le calcium une fois ionisé pour les raies H et K.

Kirchhoff mesura la position de plusieurs milliers de raies du spectre solaire et montra qu'elles coïncidaient avec celles émises par divers éléments chimiques tels l'hydrogène ou le calcium.
Il en conclut que ces éléments étaient présents dans l'atmosphère du Soleil et absorbaient, aux longueurs d'ondes qui les caractérisent, la lumière continue rayonnée par le Soleil lui-même. Il publia en 1861 le premier atlas du spectre solaire, obtenu au moyen d'un prisme ; cependant, les longueurs d'ondes des raies données dans cet atlas n'étaient pas très précises, parce que, la dispersion du prisme n'étant pas du tout linéaire, l'échelle variait beaucoup avec la longueur d'onde ; en outre, elles étaient données dans une unité arbitraire.
En 1869, le physicien suédois Anders Ångström publia un nouvel atlas, obtenu avec un réseau de diffraction dont la dispersion est à peu près linéaire, et remplaça l'échelle arbitraire de Kirchhoff par celle plus naturelle des longueurs d'ondes dans le système métrique ; il les exprima en dix millionièmes de millimètre, unité à laquelle son nom devait être ensuite associé. L'atlas photographique de Henry Rowland, publié au cours des années 1890, et encore utilisé actuellement, couvre un domaine de longueur d'onde allant de 300 à 700 nm et comporte environ 20 000 raies.

L'étude détaillée du spectre solaire avait conduit à découvrir en 1863 des raies dues à l'atmosphère terrestre : ces raies atmosphériques ne se voient que lorsque le Soleil est bas sur l'horizon car elles sont d'autant plus intenses que le trajet suivi par le rayonnement solaire dans l'atmosphère de la Terre est long. L'astrophysicien français Jules Janssen montra par des expériences de laboratoire que ces raies sont provoquées par la vapeur d'eau.

En 1868, au cours d'une éclipse de Soleil particulièrement intéressante car la phase de totalité durait 6,5 minutes, Janssen avait observé dans la région jaune-orange du spectre, juste à côté du doublet D du sodium, une raie qui ne correspondait à aucun élément connu et que l'astronome britannique Norman Lockyer décida d'attribuer à un corps simple inconnu sur Terre et qu'il appela "hélium" du nom grec "helios" du Soleil. L'hélium ne fut identifié au laboratoire que 27 ans plus tard par le chimiste britannique William Ramsey. On sait maintenant que l'hélium est, après l'hydrogène, le second élément le plus abondant dans le Soleil.

L'analyse spectrale a permis de connaître la composition chimique détaillée et précise du Soleil. Tous les éléments connus sur Terre y sont présents.

En 1864 l'astronome italien Angelo Secchi fut le premier à suggérer que le Soleil soit entièrement gazeux, avec une température décroissant de l'intérieur à la surface. Il ne pouvait cependant pas le démontrer, faute de disposer d'un critère lui permettant de déterminer la température superficielle. Il fallait pour cela mesurer la quantité d'énergie reçue chaque seconde sur Terre par unité de surface orientée perpendiculairement à la direction du Soleil, appelée constante solaire, ce qui comporte des difficultés techniques, à cause de l'effet provoqué par l'atmosphère terrestre sur le rayonnement solaire.

Connaissant cette puissance reçue à la distance de la Terre, on peut en déduire la luminosité du Soleil, qui est la puissance qu'il rayonne. Mais il est nécessaire de connaître les lois du rayonnement pour relier luminosité et température. Newton avait admis que la puissance rayonnée est proportionnelle à la température. Dulong et Petit avaient proposé une loi différente : pour une progression arithmétique de la température, la puissance croîtrait selon une progression géométrique. Le problème fut réglé en 1879, grâce à la loi de Stefan-Boltzman qui établit que la luminosité varie comme la température à la puissance 4. A la fin du siècle, avec les mesures plus précises de la constante solaire, on put enfin évaluer une valeur correcte de la température de la photosphère solaire voisine de 6 000 K. Les expériences de physique avaient montré qu'à une telle température la matière ne peut plus exister qu'à l'état gazeux.

2 - LES DIFFÉRENTS TYPES DE SPECTRES

Spectre continu

Nous avons vu que la lumière blanche est un mélange de toutes les couleurs du spectre ; on dit que la lumière blanche possède un spectre continu parce que l'on passe progressivement d'une couleur à une autre et qu'il n'y a aucune interruption dans la succession des couleurs.

L'expérience montre que tout corps solide ou tout corps gazeux sous forte pression, s'il est à haute température, donne naissance à un spectre continu de lumière. Un bon exemple est la lumière émise par le filament incandescent d'une lampe.

Spectre de raies d'émission

Il existe aussi des sources de lumière qui n'émettent pas de spectre continu. L'exemple le plus important est celui d'un gaz peu dense et chaud. Si on analyse au moyen d'un prisme la lumière émise par un tel gaz, on observe un ensemble de raies brillantes. On dit que ce spectre est constitué de raies d'émission. Il ne possède pas toutes les couleurs, mais seulement certaines d'entre elles : celles qui apparaissent comme raies d'émission brillantes. Chaque élément chimique à l'état gazeux a son spectre de raies propre. Les expériences faites au cours du XIXe siècle ont montré que deux gaz différents n'ont jamais exactement le même spectre de raies. Le spectre de raies d'émission d'un gaz est donc sa signature propre, comme les empreintes digitales d'une personne.

C'est parce que les raies les plus brillantes du néon sont dans la région rouge du spectre qu'une lampe au néon émet de la lumière rouge. Le mercure est caractérisé par des raies d'émission intenses dans le jaune, le vert et le bleu, ce qui explique la couleur bleutée de la lumière émise par une lampe à vapeur de mercure. Les lampes à vapeur de sodium produisent une lumière jaune parce que le spectre du sodium est dominé par deux raies très intenses dans la partie jaune du spectre. Lorsqu'il émet son spectre coloré de raies d'émission, le gaz excité perd de l'énergie. Pour maintenir son excitation et lui permettre de continuer à rayonner il faut lui apporter de l'énergie, par exemple sous forme électrique, ou en le chauffant : cette énergie est rayonnée par le gaz sous forme de lumière. Pour des excitations relativement élevées, nécessaires pour qu'un gaz rayonne un spectre d'émission, les molécules sont dissociées en atomes, ceux-ci sont responsables du spectre observé. La signature du gaz est celle des atomes qui le constituent : un atome d'une espèce chimique est caractérisé par son spectre de raies d'émission et s'il reçoit de l'énergie d'une source extérieure, il peut émettre ce spectre.

On peut donc utiliser le spectre de raies d'émission d'un élément chimique gazeux pour l'identifier en tant qu'élément chimique, que ce soit au laboratoire ou dans une source de lumière astronomique telle qu'une étoile, une planète ou un nuage de gaz interstellaire.

Spectre de raies d'absorption

De même que les atomes peuvent rayonner de la lumière sous la forme d'un spectre d'émission quand on leur fournit de l'énergie, ils peuvent aussi absorber de la lumière. On peut montrer cette propriété en faisant passer de la lumière blanche à travers un gaz froid monoatomique avant de la disperser par le prisme. En l'absence du gaz froid, le spectre est continu. Si la lumière traverse le gaz froid, le spectre est modifié : certaines couleurs ont disparu et l'on voit des raies noires, appelées raies d'absorption, sur le spectre coloré continu. A l'endroit d'une raie d'absorption, il n'y a plus du tout, ou plus beaucoup de lumière correspondant à cette couleur : les atomes du gaz ont absorbé sélectivement cette lumière.

La propriété importante de ce spectre de raies d'absorption est que ces raies se produisent au même endroit que les raies d'émission : les couleurs absorbées par un gaz sont les couleurs qu'il est capable d'émettre. Le fait que le spectre soit un spectre de raies d'émission ou un spectre de raies d'absorption dépend des conditions physiques qui règnent dans le gaz. On observe un spectre d'émission si le gaz est chaud ou s'il reçoit de l'énergie d'une source extérieure ; on observe un spectre d'absorption si le gaz est froid et s'il s'interpose entre une source de lumière émettant un spectre continu et l'observateur. Dans les deux cas, la structure du spectre de raies est la même, si le gaz est de même nature, c'est-à-dire composé des mêmes atomes. On peut donc identifier un élément chimique aussi bien par son spectre d'émission que par son spectre d'absorption.

3 - L'ANALYSE SPECTROSCOPIQUE

Lorsque le gaz est formé de plusieurs éléments chimiques différents, le spectre est plus compliqué, puisqu'il présente les raies caractéristiques de chacun des éléments. On peut cependant identifier chacun de ces éléments, si on connaît bien les spectres des différents éléments chimiques qui existent dans la nature, en reconnaissant les configurations de raies caractéristiques de chaque élément. Lorsque chaque raie a pu être identifiée, on a déterminé la composition chimique du gaz. Ce procédé d'analyse spectrale est fondamental pour l'astrophysique, puisqu'il permet de déterminer la composition chimique d'astres qui sont, par ailleurs, inaccessibles à l'expérimentation directe.

4 - LES LOIS DE KIRCHHOFF

Nous venons de voir trois types de spectres : les spectres continus, les spectres de raies d'émission et les spectres de raies d'absorption. Les lois qui décrivent les conditions de formation de ces différents spectres portent le nom du physicien allemand G. Kirchhoff qui les publia en 1859 en collaboration avec R. Bunsen ; elles s'expriment de la manière suivante :

Pour comprendre l'origine de ces lois, il a fallu attendre de connaître la nature quantique de la lumière. Elles sont fondamentales pour la spectroscopie, et nous permettent ainsi de comprendre les spectres des astres.

Le Soleil et les étoiles émettent un spectre continu : on en déduit que les étoiles sont constituées d'un gaz sous pression ; elles sont en effet à des températures trop élevées pour pouvoir être solides ou liquides. Nous verrons que la pression du gaz n'a pas besoin d'être extrêmement élevée.

Le spectre du Soleil et celui de la plupart des étoiles présentent aussi des raies d'absorption, qui caractérisent les éléments chimiques constituant leurs régions superficielles, appelées parfois leurs atmosphères : les régions internes de ces étoiles sont très chaudes et les régions superficielles plus froides. Le rayonnement continu émis par le gaz chaud subit une absorption sélective caractéristique des éléments chimiques qui constituent l'atmosphère plus froide.

On observe également des spectres de raies d'émission dans une grande variété de corps célestes, telles les comètes, certaines étoiles ou ces grands nuages de gaz brillants qu'on appelle nébuleuses. Nous pouvons en conclure qu'ils sont composés de gaz chaud à basse pression.