L’essentiel
Un spectre lumineux montre les radiations qui composent une lumière. Un corps chaud donne un spectre continu. Un gaz excité donne un spectre d’émission, fait de raies colorées. Un gaz traversé par de la lumière blanche donne un spectre d’absorption, avec des raies noires aux mêmes longueurs d’onde. Chaque élément a ses raies.
Les types de spectre lumineux
On obtient un spectre lumineux avec un prisme ou un réseau, qui disperse la lumière selon la longueur d’onde. Il existe trois grands types à savoir reconnaître.
Un élément chimique absorbe les radiations qu’il est capable d’émettre. Ses raies noires et ses raies colorées sont aux mêmes longueurs d’onde.
| Type | Aspect | Source | Exemple |
|---|---|---|---|
| Continu | Toutes les couleurs, sans interruption | Solide, liquide ou gaz dense très chaud | Filament de lampe, lave |
| Raies d’émission | Raies colorées sur fond noir | Gaz chaud à basse pression | Lampe à vapeur de sodium |
| Raies d’absorption | Raies noires sur fond coloré | Lumière blanche traversant un gaz froid | Lumière du Soleil |
Le spectre d’émission : la carte d’identité d’un élément
Le spectre de raies d’un élément ne ressemble à aucun autre. Il permet donc d’identifier cet élément, même à très grande distance.
| Élément | Raies visibles remarquables |
|---|---|
| Hydrogène | 410 nm, 434 nm, 486 nm, 656 nm |
| Sodium | Double raie jaune autour de 589 nm |
- Un astronome observe dans une nébuleuse des raies à 486 nm et à 656 nm : il en déduit la présence d’hydrogène.
Le spectre d’absorption et l’étude des étoiles
La lumière émise par la surface d’une étoile traverse son atmosphère, dont les gaz absorbent certaines radiations. Le spectre du Soleil est donc continu, mais barré de raies sombres, décrites par Joseph von Fraunhofer en 1814.
C’est aussi en analysant le spectre du Soleil que l’hélium y a été repéré en 1868, grâce à une raie jaune brillante, avant d’être isolé sur Terre.
Température et couleur d’une source
Plus un corps est chaud, plus son spectre continu s’enrichit vers le bleu. Le métal chauffé passe du rouge au blanc. La longueur d’onde du maximum d’émission est donnée par la loi de Wien.
λmax × T = 2,90 × 10⁻³ m·K, avec λmax en mètres et T en kelvins.
- Soleil, surface à environ 5 800 K : λmax = 2,90 × 10⁻³ ÷ 5 800 = 5,0 × 10⁻⁷ m, soit 500 nm.
- Corps à 3 000 K : λmax ≈ 967 nm, dans l’infrarouge.
L’explication : les niveaux d’énergie et le photon
L’énergie d’un atome ne peut prendre que certaines valeurs, appelées niveaux d’énergie. Quand un atome passe d’un niveau à un niveau inférieur, il émet un photon. Quand il absorbe un photon de la bonne énergie, il monte de niveau. Seules certaines longueurs d’onde sont donc possibles.
E = h × c ÷ λ, avec h = 6,63 × 10⁻³⁴ J·s, c = 3,00 × 10⁸ m/s et λ en mètres.
- Pour la raie du sodium à 589 nm : E = 6,63 × 10⁻³⁴ × 3,00 × 10⁸ ÷ (589 × 10⁻⁹) ≈ 3,38 × 10⁻¹⁹ J.
- En électronvolts : 3,38 × 10⁻¹⁹ ÷ (1,60 × 10⁻¹⁹) ≈ 2,11 eV.
Astuce : Plus la longueur d’onde est courte, plus le photon est énergétique : un photon bleu transporte plus d’énergie qu’un photon rouge.
Les erreurs à éviter
Les raies noires sont des zones sans gaz. Elles sont dues aux gaz qui absorbent ces radiations.
Le gaz retire certaines longueurs d’onde à la lumière qui le traverse.
λ = 589 nm donc on calcule E avec 589. Il faut convertir : λ = 589 × 10⁻⁹ m.
La formule demande une longueur d’onde en mètres.
Le Soleil a un spectre de raies d’émission. Le Soleil a un spectre d’absorption.
Sa lumière est continue, et les gaz de son atmosphère y creusent des raies sombres.
Exercices corrigés
1. Quel spectre donne le filament chaud d’une lampe ?
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Un spectre continu. Un solide très chaud donne un spectre continu.
2. À quoi ressemble un spectre de raies d’émission ?
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Des raies colorées sur fond noir. Un gaz chaud à basse pression n’émet que certaines radiations.
3. Un gaz absorbe à 486 nm et à 656 nm. Quel élément contient-il ?
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De l’hydrogène. Ce sont deux raies caractéristiques de l’hydrogène.
4. Une étoile a une surface à 10 000 K. Quelle est sa longueur d’onde λmax ?
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290 nm. λmax = 2,90 × 10⁻³ ÷ 10 000 = 2,90 × 10⁻⁷ m, soit 290 nm.
5. Quelle est l’énergie d’un photon de 656 nm ?
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3,03 × 10⁻¹⁹ J. E = 6,63 × 10⁻³⁴ × 3,00 × 10⁸ ÷ (656 × 10⁻⁹) ≈ 3,03 × 10⁻¹⁹ J.
6. Pourquoi un atome n’émet-il que certaines longueurs d’onde ?
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Ses niveaux d’énergie ne prennent que certaines valeurs. Chaque photon correspond à l’écart entre deux niveaux : les énergies sont quantifiées.
Questions fréquentes
Quelle est la différence entre spectre d’émission et spectre d’absorption ?
Le spectre d’émission montre les raies colorées émises par un gaz chaud. Le spectre d’absorption montre des raies noires, là où un gaz a absorbé ces mêmes radiations dans une lumière blanche.
Pourquoi chaque élément a-t-il son spectre ?
Chaque atome possède ses propres niveaux d’énergie. Les écarts entre ces niveaux fixent les longueurs d’onde qu’il peut émettre ou absorber.
À quoi sert un spectre en astronomie ?
Il permet de connaître la composition et la température d’une étoile sans y aller : ses raies identifient les éléments présents et le maximum d’émission renseigne sur sa température.