Une grande partie des informations que vous obtenez sur l'univers provient du rayonnement électromagnétique, ou de la lumière, que vous recevez de régions éloignées de l'univers. C'est en analysant cette lumière que l'on peut déterminer la composition des nébuleuses, par exemple. Les informations obtenues à partir de ce rayonnement électromagnétique se présentent sous la forme de spectres ou de motifs lumineux.
Ces modèles sont formés à cause de la mécanique quantique, qui dicte que les électrons en orbite autour des atomes ne peuvent avoir que des énergies spécifiques. Ce concept peut être compris en utilisant lemodèle Bohrde l'atome, qui représente l'atome comme des électrons en orbite autour d'un noyau central à des niveaux d'énergie très spécifiques.
Rayonnement électromagnétique et photons
Dans les atomes, les électrons ne peuvent avoir que des valeurs d'énergie discrètes, et l'ensemble particulier de valeurs d'énergie possibles est unique à chaque élément atomique. Les électrons peuvent monter et descendre dans le niveau d'énergie en absorbant ou en émettant un photon d'un très spécifique longueur d'onde (correspondant à une quantité spécifique d'énergie égale à la différence d'énergie entre le les niveaux).
En conséquence, les éléments peuvent être identifiés par des raies spectrales distinctes, où les raies apparaissent aux longueurs d'onde correspondant aux différences d'énergie entre les niveaux d'énergie atomique de l'élément. Le motif des raies spectrales est unique pour chaque élément, ce qui signifie que les spectres sont un moyen efficace deéléments d'identification, surtout à longue distance ou en très petites quantités.
Les spectres d'absorption sont obtenus en bombardant un élément avec de la lumière de plusieurs longueurs d'onde et en détectant quelles longueurs d'onde sont absorbées. Les spectres d'émission sont obtenus en chauffant l'élément pour forcer les électrons dans des états excités, puis détecter quelles longueurs d'onde de lumière sont émises lorsque les électrons retombent dans des états d'énergie inférieurs. Ces spectres seront souvent l'inverse l'un de l'autre.
La spectroscopie est la façon dont les astronomes identifient les éléments dans les objets astronomiques, tels que les nébuleuses, les étoiles, les planètes et les atmosphères planétaires. Les spectres peuvent également indiquer aux astronomes à quelle vitesse un objet astronomique s'éloigne ou se rapproche de la Terre, et de combien le spectre d'un certain élément est décalé vers le rouge ou le bleu. (Ce décalage du spectre est dû à l'effet Doppler.)
Pour trouver la longueur d'onde ou la fréquence d'un photon émis ou absorbé par une transition de niveau d'énergie électronique, calculez d'abord la différence d'énergie entre les deux niveaux d'énergie :
\Delta E=-13.6\bigg(\frac{1}{n_f^2}-\frac{1}{n_i^2}\bigg)
Cette différence d'énergie peut ensuite être utilisée dans l'équation de l'énergie des photons,
\Delta E = hf=\frac{hc}{\lambda}
où h est la constante de Planck, f est la fréquence et est la longueur d'onde du photon émis ou absorbé, et c est la vitesse de la lumière.
Spectres d'absorption
Lorsqu'un spectre continu est incident sur un gaz froid (de faible énergie), les atomes de ce gaz absorbent des longueurs d'onde spécifiques de la lumière caractéristiques de leur composition.
En prenant la lumière qui sort du gaz et en utilisant un spectrographe pour la séparer en un spectre de longueurs d'onde, des lignes d'absorption sombres apparaîtront, qui sont des lignes où la lumière de cette longueur d'onde n'était pas détectée. Cela crée unspectre d'absorption.
L'emplacement exact de ces lignes est caractéristique de la composition atomique et moléculaire du gaz. Les scientifiques peuvent lire les lignes comme un code-barres leur indiquant de quoi est composé le gaz.
Spectre d'émission
Un gaz chaud, en revanche, est composé d'atomes et de molécules dans un état excité. Les électrons dans les atomes de ce gaz passeront à des états d'énergie inférieurs à mesure que le gaz rayonnera son excès d'énergie. Ce faisant, des longueurs d'onde de lumière très spécifiques sont libérées.
En prenant cette lumière et en utilisant la spectroscopie pour la séparer en un spectre de longueurs d'onde, les raies d'émission lumineuses n'apparaissent qu'aux longueurs d'onde spécifiques correspondant aux photons émis lorsque les électrons ont sauté à une énergie inférieure États. Cela crée un spectre d'émission.
Tout comme pour les spectres d'absorption, l'emplacement exact de ces raies est caractéristique de la composition atomique et moléculaire du gaz. Les scientifiques peuvent lire les lignes comme un code-barres leur indiquant de quoi est composé le gaz. De plus, les longueurs d'onde caractéristiques sont les mêmes pour les deux types de spectres. Les raies sombres du spectre d'absorption se situeront aux mêmes endroits que les raies d'émission du spectre d'émission.
Les lois de l'analyse spectrale de Kirchoff
En 1859, Gustav Kirchoff résuma les spectres en trois règles succinctes :
Première loi de Kirchoff :un gaz solide, liquide ou à haute densité lumineux produit un spectre continu. Cela signifie qu'il émet de la lumière de toutes les longueurs d'onde. Un exemple idéal de ceci est appelé un corps noir.
Deuxième loi de Kirchoff :Un gaz chaud de faible densité produit un spectre de raies d'émission.
Troisième loi de Kirchoff :Une source à spectre continu vue à travers un gaz froid de faible densité produit un spectre de raies d'absorption.
Rayonnement du corps noir
Si un objet est à une température supérieure au zéro absolu, il émet un rayonnement. Un corps noir est l'objet théorique idéal qui absorbe toutes les longueurs d'onde de la lumière et émet toutes les longueurs d'onde de la lumière. Il émettra différentes longueurs d'onde de lumière à différentes intensités, et la distribution des intensités s'appelle le spectre du corps noir. Ce spectre ne dépend que de la température du corps noir.
Les photons de longueurs d'onde différentes ont des énergies différentes. Pour qu'un spectre de corps noir ait une émission de haute intensité d'une certaine longueur d'onde, cela signifie qu'il émet des photons de cette énergie particulière à un taux élevé. Ce taux est aussi appelé leflux. Le flux de toutes les longueurs d'onde augmentera à mesure que la température du corps noir augmente.
Il est souvent pratique pour les astronomes de modéliser les étoiles comme des corps noirs. Bien que ce ne soit pas toujours précis, il fournit souvent une bonne estimation de la température de l'étoile en observant à quelle longueur d'onde le spectre du corps noir de l'étoile atteint son maximum (la longueur d'onde de la lumière émise avec la plus haute intensité).
Le pic d'un spectre de corps noir diminue en longueur d'onde à mesure que la température du corps noir augmente. C'est ce qu'on appelle la loi de Wien sur le déplacement.
Une autre relation importante pour les corps noirs est la loi de Stefan-Boltzmann, qui stipule que le total l'énergie émise par un corps noir est proportionnelle à sa température absolue prise à la puissance 4: E T4.
Série d'émission et d'absorption d'hydrogène
Les raies du spectre de l'hydrogène sont souvent divisées en « séries » en fonction du niveau d'énergie inférieur dans leur transition.
La série de Lyman est la série de transitions vers ou depuis l'état d'énergie le plus bas, ou état fondamental. Les photons correspondant à ces transitions ont tendance à avoir des longueurs d'onde dans la partie ultraviolette du spectre.
La série de Balmer est la série de transitions vers ou depuis le premier état excité, un niveau au-dessus de l'état fondamental. (Cependant, il ne compte pas la transition entre l'état fondamental et le premier état excité, car cette transition fait partie de la série de Lyman.) Les photons correspondant à ces transitions ont tendance à avoir des longueurs d'onde dans la partie visible du spectre.
Les transitions vers ou depuis le deuxième état excité sont appelées la série de Paschen, et les transitions vers ou depuis le troisième état excité sont appelées la série de Brackett. Ces séries sont très importantes pour la recherche astronomique, car l'hydrogène est l'élément le plus répandu dans l'univers. C'est aussi l'élément principal qui compose les étoiles.