Nature de la Lumière 3

III] Emission et absorption de la lumière

A) Loi du corps noir: émission par un solide

FIG 7:

Cette Courbe illustre la loi de Stefan-Boltzmann: Elle montre la quantité globale d'énergie rayonnée par un corps noir, en fonction de sa température absolue.

FIG 9:

Ce graphique illustre la manière dont lambda(max) varie en fonction de la température du corps noir.

Plus la température du corps noir est élevée, plus lambda (max) est petit, et donc plus le rayonnement de lambda(max) est énergétique.

Mais ont peut également dire que plus la température du corps noir est élevé et plus l'intensité d'émission du rayonnement dans la longueur d'onde Lambda(max) (= exitance énergétique spectrale pour lambda(max) ) sera élevée.

Pour résumer, nous retiendrons que lorsqu'on chauffe un corps noir, il y a dégagement d'un flux énergétique sous forme de lumière ( non forcément visible). La valeur de ce flux énergétique électromagnétique est uniquement fonction de la température du corps noir. Plus le corps noir est chaud, plus il libérera d'énergie, et plus cette énergie sera libérée en majorité ( lambda(max)) dans des hautes fréquences ( rayonnement plus énergétique).

Un exemple d'application: les étoiles:

Comme nous l'avons dit dans la partie généralités, les étoiles sont des sources primaires de lumière: une étoile se comporte quasiment comme un corps noir: la chaleur libérée par les reactions thermonucléaires qui ont lieu en son sein, chauffe la matière qui se met ainsi à rayonner tel un corps noir.

La température de surface des étoiles étant très variable ( entre 3000 et 50 000 K selon la masse stellaire), il va également exister une grande diversité de spectres énergétiques stellaires. Ainsi, on défini des étoiles de différents types sprectraux (O, B, A, F, G, K, M), selon leur température de surface.

Voici un exemple de spectre stellaire: Le spectre énergétique solaire:

Vous remarquerez que le spectre Solaire est différent selon que l'on observe celui-ci depuis l'espace ou depuis la Terre: l'atmosphère Terreste interragit donc avec les rayonnements électromagnétiques. Nous verrons comment dans le paragraphe III] c).

FIG 10:

Le Soleil est une étoile de type spectral G. Plus de 50% de l'énergie qu'il dégage se fait entre 400 et 700 nm ( lumière visible).

La température de surface de notre étoile étant de 6000K, nous pouvons en déduire un lambda max théorique de 483 nm, qui coïncide parfaitement avec les mesures spectrales.

FIG 11:

Voici un document présentant les spectre de différents types d 'étoiles, dans la lumière visible.

Pour information, voici les températures de surface de différents types spectraux:

M: 2600K

G: 6000K

A: 13 000K

Les types spectraux présentés ci-contre sont donc classé par ordre croissant de température, de bas en haut. Vous pouvez constatez que plus la température de surface de l'étoile est faible, plus le spectre est faible en intensité et plus il est décallé vers le rouge. Inversement, plus la température de surface de l'étoile est élevée, plus le spectre est d'une forte intensité, et plus il est décallé vers le violet.

Un autre exemple d'application du corps noir: le fer à souder:

Un fer à souder est constitué d'une pointe métallique chauffée par une résistance à la température désirée. Il constitue donc un excellent exemple de corps noir:

Fig 12 ( document de gauche, C buil)

Ce fer à souder a été pris en photo à l'aide d'un capteur électronique( CCD) sensible pour des longueurs d'onde comprises entre 350 et 1000 nm.

Vous pouvez remarquer que plus le fer à souder est chaud, plus il semble rayonner. En fait, plus le fer est chaud, plus lambda max est élevée et plus le spectre se déplace vers des longueurs d'onde énergétiques:

Lorsque le fer est à 235°C, aucun rayonnement n'est capté par le CCD. Non pas qu'à cette température le fer à souder ne rayonne pas ( un corps à une température autre que 0K émet toujours un rayonnement ), mais ce rayonnement n'est pas détectable par le capteur CCD, car trop peu énergétique ( spectre entièrement en dehors de la zone de sensibilité du capteur CCD, car lambda max se situe dans l'infra-rouge lointain, bien au delà des 1000 nm).

Au fur et à mesure que l'on augmente la température du fer ( 290, 380, puis 430°C) celui ci va avoir un lambda max qui va devenir de plus en plus petit et le spectre d'émission va se décaller vers des longueurs d'ondes plus petites également. Le spectre d'émission va finir par recouper le domaine de sensibilité du capteur CCD en passant sous la barre des 1000 nm dès 290°C: on peut alors distinguer un rayonnement. En continuant à augmenter la température du fer, son spectre va se déplacer de plus en plus vers les courtes longueurs d'ondes et recouvrir de plus en plus le domaine de sensibilité du capteur CCD, d'où une augmentation du rayonnement visible sur la photo pour T= 380 et 430°C. Notez que même pour T = 430°C, lambda max reste en dehors du domaine de sensibilité du CCD, mais il y a bel et bien une portion de spectre qui recoupe le domaine de sensibilité de la CCD.

A 430°C, le rayonnement est visible par le capteur CCD, mais reste invisible pour l'oeil humain qui n'a qu'un domaine de sensibilité allant de 400 à 700nm. Par contre si l'on pouvait chauffer le fer encore plus, le lambda max finirait par passer de l'infra-rouge ( invisible à l'oeil) dans le rouge, puis le jaune etc... En atteingant une témpérature de 6000K, le fer a souder aurait le même spectre que le Soleil: nous le verrions blanc.

La loi du corps noir nous permet de comprendre comment se fait l'émission d'ondes electromagnétiques par un objet se comportant comme tel. Mais dans l'espace, toutes les ondes électromagnétiques ne sont pas émises par de tels corps.




	III] Emission et absorption de la lumière
	A présent que nous en savons un peu plus sur la nature de la lumière, ou plutôt des ondes électromagnétiques d'une manière générale ( attention, car lumière au sens strict signifie lumière visible, tandis que lumière au sens large signifie onde électromagnétique), étudions de plus prêt comment se fait l'émission de la lumière.
	*A) Loi du corps noir: émission par un solide*
	La loi du corps noir est une loi physique qui décrit le rayonnement électromagnétique d'un objet en fonction de sa température absolue ( en Kelvin ). En effet, le spectre d'énergie* rayonné par un tel corps ne dépend que de sa température absolue. *Le spectre d'énergie d'un corps est un graphique représentant l'intensité d'émission du corps en fonction de la longueur d'onde. D'après la loi de Stefan-Boltzmann, le flux total d'énergie ( libérée sous forme d'onde électromagnétique) est lié à la température absolue du corps noir et peut s'énoncer sous la forme suivante: Flux d'énergie [W/m²] = ( constante de Stefan-Boltzmann) x (température absolue puissance 4)[K] Cette loi permet de connaitre le flux global d'énergie libéré par un corps en fonction de sa température. Cette énergie est libérée sous la forme d'un "mélange" d'ondes électromagnétiques de longueurs d'ondes différentes. Mais l'intensité de l'émission n'est pas la même dans chacune de ces longueurs d'ondes. En fonction de la température, il existe une principale longueur d'onde d'émission. Cette longueur d'onde nous est donnée par la loi de Wien: Avec: Lambda (max), longueur d'onde (m) dans laquelle le corps émet un maximum en intensité. h, constante de Planck c, célérité de la lumière k, constante de Boltzmann T, température absolue du corps ( K) Vous constaterez également que cette équation de la loi de Wien peut nous permettre de retrouver la température de surface d'un corps à partir d'une simple spectre d'énergie de celui-ci:en effet, à partir de lambda max on peut facilement retrouver T. Grâce aux deux loi que nous venons de voir, nous connaissons maintenant, pour un corps noir à une certaine température: Le flux global d'énergie libérée par celui sous forme de rayonnement. La principale longeur d'onde dans laquel le corps noir émet. Pour être capable de faire un spectre d'énergie d'un tel corps noir, il nous faudrait encore savoir quel est l'intensité du rayonnement ( également appellée luminance ), et donc le flux d'énergie en fonction de la longueur d'onde. Nous savons uniquement pour le moment que ce flux d'énergie est maximal pour le Lambda(max), mais ne connaissons pas sa valeur en fonction de la température absolue. La densité de flux énergétique pour une longueur d'onde donnée est donnée par la loi de Planck: Avec: L: Luminance énergétique monochromatique, en W.m-².m-1.sr-1 cλ = c / nλ est la vitesse du rayonnement électromagnétique dans le milieu où se propage le rayonnement. nλ Indice de reffraction du milieu pour la longueur d'onde λ ( sans unité puisque c'est un rapport ). c = 299 792 458 m/s , célérité de la lumière h = 6,626 17×10-34 J.s , constante de Planck k = 1,380 66×10-23 J/K, constant de Boltzmann T, température de surface du corps noir, en Kelvins [K] Voyons à présent quelques courbes illustrant ces lois: