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  Raies spectrales d'émission du césium.

Une raie spectrale est une ligne sombre ou lumineuse dans un spectre électromagnétique autrement uniforme et continu. Les raies spectrales sont le résultat de l'interaction entre un système quantique (généralement des atomes, mais parfois aussi des molécules ou des noyaux atomiques) et le rayonnement électromagnétique.

  Description du phénomène

Dans un système quantique, l'énergie ne peut pas prendre des valeurs arbitraires : seuls certains niveaux énergétiques bien précis sont possibles : on dit que l'énergie du système est quantifiée. Les changements d'état correspondront donc eux aussi à des valeurs bien précises d'énergie correspondant à la différence d'énergie entre le niveau final et le niveau d'origine.

Si l'énergie du système diminue d'une quantité ΔE, un quantum de rayonnement électromagnétique, appelé photon, sera émis à la fréquence ν donnée par la relation de Planck-Einstein : ΔE = hν où h est la constante de Planck. Inversement, si le système absorbe un photon de fréquence ν, son énergie augmentera d'une quantité hν. Comme l'énergie du système est quantifiée, il en sera de même de la fréquence des photons émis ou absorbés par le système. Ceci explique que le spectre d'un système quantique est constitué d'un ensemble de raies discrètes plutôt que d'un spectre continu où toutes les fréquences sont présentes en quantité variable.

Un gaz chaud se refroidira en émettant des photons ; le spectre observé sera donc constitué d'un ensemble de raies lumineuses sur un fond sombre. On parle alors de raies d'émission (exemple ci-contre). Inversement, si le gaz est froid mais éclairé par une source continue, le gaz absorbera des photons et le spectre sera constitué par un ensemble de raies sombres sur un fond lumineux : on parle alors de raies d'absorption.

Les raies d'absorption et d'émission sont fortement spécifiques à chaque substance, et peuvent être employées pour identifier facilement la composition chimique de n'importe quel milieu capable de laisser passer la lumière (généralement, il s'agira de gaz). Elles dépendent également des conditions physiques du gaz, ainsi elles sont largement répandues pour déterminer la composition chimique des étoiles et d'autres corps célestes qui ne peuvent pas être analysés par d'autres moyens, aussi bien que leurs états physiques.

D'autres mécanismes que l'interaction atome-photon peuvent produire des raies spectrales. Selon l'interaction physique exacte (avec des molécules, des particules simples, etc.) la fréquence des photons impliqués changera considérablement, et on peut observer des raies dans tout le spectre électromagnétique : des ondes radio aux rayons gamma.

En pratique, les raies n'ont pas une fréquence parfaitement déterminée mais s'étalent sur une bande de fréquence. Les raisons de cet élargissement sont multiples :

• élargissement naturel : le principe d'incertitude relie la durée de vie ΔT d'un état excité et la précision de son niveau énergétique ΔE, ainsi le même niveau excité aura des énergies légèrement différentes dans différents atomes. Cet effet est assez faible (typiquement quelques MHz). Environ 100 MHz pour les fréquences optiques.
• élargissement Doppler : l'effet Doppler provoque un décalage vers le rouge ou vers le bleu du rayonnement selon que la source s'éloigne ou se rapproche de l'observateur. Dans un gaz, toutes les particules sont en mouvement dans toutes les directions, ce qui provoque un élargissement des raies spectrales. Comme la vitesse des particules dépend de leur température : plus la température du gaz est élevée, plus les différences de vitesse sont grandes, et plus les raies sont larges. Cet effet est typiquement 100 fois plus intense que l'élargissement naturel (parfois environ 1 GHz).
• élargissement collisionnel : la collision entre particules (atomes ou molécules) modifie légèrement leurs niveaux énergétiques, d'où l'élargissement des raies. La grandeur de cet effet dépend de la densité du gaz.

  Exemples

• Hydrogène : 656,3 nm (456,791 THz) et 486,1 nm (616,730 THz).
• Oxygène ionisé : 500,7 nm (598,746 THz).
• Mercure : 404,7 nm (740,777 THz) ; 435,8 nm (687,912 THz) ; 546,1 nm (548,969 THz) ; 577 nm (519,570 THz) et 579,1 nm (517,586 THz).
• Sodium : 589 nm (508,985 THz) et 589,6 nm (508,467 THz).

Les lampes à décharges produisent les raies d'émission du gaz utilisé.

  Voir aussi

  Articles connexes

• Configuration électronique
• Spectroscopie
• Spectroscopie astronomique
• Type spectral

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