Présentation du spectre continu

Le spectre continu est un spectre lumineux composé de rayonnements électromagnétiques dont les longueurs d'onde varient de manière continue : cela implique qu'il ne s'achève pas de manière brutale à ses extrémités, mais qu'à ces dernières l'intensité des radiations décroit progressivement jusqu'à être nulle.

Cela suppose aussi que le spectre ne comporte pas de discontinuité et qu'il ne lui manque aucune longueur d'onde ou intervalle de longueur d'onde. Un spectre continu n'appartient pas forcément au domaine du visible, il peut appartenir à un autre intervalle de longueur d'onde comme ultraviolet ou infrarouge.

Le spectre du visible

Nous voyons la lumière du Soleil blanche, pourtant elle est composée de plusieurs couleurs

Dans le domaine du visible (qui couvre un intervalle de longueurs d'onde allant de 400 nm à 800 nm), un spectre continu est constitué d'un dégradé de couleurs qui est dénué de raies ou de bandes sombres (voir schéma ci dessous).

Il peut s'achever par les couleurs de longueur d'onde extrêmes donc soit le violet ou le rouge (dans ce cas, il se prolonge dans l'infrarouge ou l'ultraviolet) ou par une atténuation progressive de l'intensité lumineuse jusqu'à sa disparition.

Tout au long du spectre de la lumière visible, la valeur de la longueur d’onde correspondant à une couleur donnée augmente progressivement du violet au rouge.

La lumière blanche se compose d'une somme des couleurs principales suivantes :

  • Le rouge ;
  • Le orange ;
  • Le jaune ;
  • Le vert ;
  • Le bleu ;
  • L'indigo ;
  • Et le violet.

Lorsqu'on parle d'une couleur principale, il s'agit d'un intervalle du spectre continu et non pas d'une longueur d'onde unique.

Observer le spectre du visible grâce à la réfraction

N'hésitez pas à trouver des expériences intéressantes à faire concernant ce sujet.

La réfraction de la lumière correspond au changement de direction du rayon lumineux lorsque celui-ci traverse une surface séparant deux milieux d'indices de réfraction différents.

En effet, la loi de Snell-Descartes de la réfraction exprime le changement de direction d'un faisceau lumineux lors de la traversée d'une paroi qui sépare deux milieux différents. Il faut d'abord savoir que chaque milieu est caractérisé par sa capacité à « ralentir » la lumière.

On modélise cette caractéristique par son indice de réfraction n qui s'exprime sous la forme :

    \[n = \frac { c } { v } \]

v est la vitesse de la lumière dans ce milieu et c est la vitesse de la lumière dans le vide (souvent arrondie à 3.108 m.s-1

Il est important de savoir que :

  • Le rayon lumineux est dit incident avant d'avoir rencontré la surface réfractante (appelée dioptre), il est dit réfracté après avoir rencontré cette dernière.
  • Le point de rencontre du rayon incident et du dioptre est appelé point d'incidence.
  • Le plan contenant le rayon incident et la normale au dioptre, au point d'incidence est dit plan d'incidence.
  • L'angle orienté i1 pris entre la normale au point d'incidence et le rayon incident est dit angle d'incidence.
  • L'angle orienté i2 pris entre la normale au point d'incidence et le rayon réfracté est dit angle de réfraction.
  • Les angles i1 et i2 sont positifs si ils sont orientés dans le sens trigonométrique (sens inverse des aiguilles d'une montre), négatifs sinon.

On prend n1 l'indice de réfraction du milieu dans lequel se propage le rayon incident et n2 celui du milieu dans lequel se propage le rayon réfracté.

Pour pouvoir énoncer la loi de la réfraction, il faut que le rayon réfracté, le rayon incident et la normale (au dioptre) soient dans un même plan qui est appelé le plan d'incidence et que le rayon incident et le rayon réfracté soient situés de part et d'autre de la normale.

Lorsque n> n2 (et respectivement n< n2) le rayon réfracté (et respectivement : incident) se rapproche plus rapidement du dioptre que le rayon incident (ou réfracté). Cependant, il existe un cas particulier où le rayon réfracté (ou incident) se retrouve mathématiquement sur le dioptre (sa limite) : il y a alors réflexion totale.

Ainsi, en utilisant la loi de Snell-Descartes, pour observer le spectre de la lumière visible, il suffit de faire passer un faisceau de lumière blanche à travers un prisme en verre (il est nécessaire de placer un écran en face des rayons réfractés). On peut ainsi observer un étalage de couleur semblable à celle de l’arc en ciel. On appelle alors ce phénomène la dispersion de la lumière par un prisme.

Le cas particulier de la réfraction atmosphérique

Vivement les vacances !

La réfraction atmosphérique correspond à un phénomène optique consistant en une trajectoire non rectiligne de la lumière lorsque celle-ci traverse l'atmosphère. Cela est principalement dû à une variation de la densité de l'air avec l'altitude.

L’atmosphère est la couche de gaz qui entoure la Terre. Cette dernière joue un rôle de protection en nous protégeant de ce qui se trouve au delà, dans l’espace, comme les rayons du soleil ou les corps étrangers. L’air que contient l’atmosphère est constitué à 78 % de diazote, de 21 % de dioxygène et le dernier pourcent représente une multitude d’autres gaz tels que le méthane, l’ozone, le dioxyde de carbone, l’argon, néon, krypton, xénon, etc.

Ainsi, pour tous les objets dits immergés dans l'atmosphère, le phénomène se renomme réfraction terrestre. Ce sont d'ailleurs ces réfractions terrestres qui conduisent aux mirages mais aussi aux effets de miroitement et d'ondulation en ce qui concerne les objets lointains.

De ce fait, en astronomie d'observation, la réfraction atmosphérique peut provoquer des erreurs en ce qui concerne l'évaluation de la position angulaire réelle de l'astre qui est observé. En effet, cet astre sera observé plus haut dans le ciel qu'il ne l'est dans sa position réelle. C'est pour cela qu'il est nécessaire, voire obligatoire, d'observer une correction de hauteur, également appelé de réfraction atmosphérique.

Cependant, il faut savoir que ce phénomène ne se contente pas d'affecter les rayons lumineux mais, de façon plus générale, il impacte toutes les ondes électromagnétiques. De fait de sa relation avec la longueur d'onde, on appelle cela le phénomène de dispersion, la lumière bleue sera plus fortement affectée par le phénomène que le serait la lumière rouge. C'est donc pour cela que, à cause de leur spectre, certain objets astronomiques peuvent voir les images en haute résolution s'étaler.

Notons que la lumière verte peut, en partie, être interprété par la réfraction atmosphérique mais aussi par la dispersion.

Un autre phénomène bien connu, l'observation du Soleil sous forme oblongue -donc légèrement aplati- lorsqu'il est à l'horizon, est un autre phénomène provoqué par la réfraction atmosphérique. Ce phénomène est d'ailleurs également observable pour la Lune.

Notons cependant que la réfraction atmosphérique est beaucoup plus importante pour tout objets proche de l'horizon par rapport aux objets qui seront plus près du zénith. C'est pour cela que les astronomes, dans le but de limiter les effets de la réfraction atmosphérique, préfèrent l'observations des objets lorsqu'ils se situent à leur point culminant de leur trajectoire dans le ciel. Mais c'est également pour cela que les marins, afin de se guider, ne visent pas les étoiles proches de l'horizon mais plutôt celles qui se trouvent au moins à 20° au-dessus de cet horizon.

Malgré tout, s'il n'est pas possible d'éviter les observations proches de l'horizon, il est tout à fait possible, sur certains instruments d'optique, de compenser les décalages observés à cause de la réfraction atmosphérique mais également ceux à cause de la dispersion.

Il faut tout de même savoir que la réfraction atmosphérique dépend également de la pression atmosphérique et également de la température. C'est pour cela que les instruments permettant de corriger les effets précédemment cités causés par la réfraction atmosphérique et la dispersion se doivent d'être technologiquement complexe. De ce fait, leur coût élevé minimise leur expansion.

Le problème est encore plus ancré dans le cas où la réfraction atmosphérique est non-homogène, principalement à cause de la présence de turbulences dans l'air. Ce sont ces mêmes turbulences qui provoquent d'ailleurs le phénomène de scintillation des étoiles.

Principe

Nous avons vu que la réfraction atmosphérique était due à la déviation des rayons lumineux par des couches d'air de température différentes.

En effet, au sein de ces couches, l'indice de réfraction de l'air n'est pas constante puisque celui-ci peut évoluer en fonction de la température, de la pression atmosphérique mais aussi en fonction de l'humidité et de la composition de l'air.

De ce fait, les couches d'air froid sont plus denses que les couches d'air chaud et leur indice de réfraction est donc plus élevé puisque celui-ci évolue de façon proportionnelle à la pression mais de façon inversement proportionnelle à la température.

La superposition de couches d'air de plus en plus chaudes ou, au contraire, de plus en plus froides, va provoquer la création d'un gradient de température mais aussi de pression et par conséquence d'indice de réfraction pour l'air.

Obtenir un spectre continu

Les spectres continus sont des spectres d'origine thermique, cela signifie qu'ils sont obtenus à partir de sources (dans un état solide, liquide ou gazeux) portées à température suffisamment haute pour émettre de la lumière.

Une lumière à spectre continu est donc émise par tout corps incandescent, tel que du magma en fusion, des braises, le métal travaillé dans une forge ou le filament d'une lampe chauffé par effet Joule lors du passage du courant.

La lumière blanche est le seul spectre continu visible par l'homme. En effet, si la lumière a une couleur, le spectre n'est plus continu puisqu'il manque au moins une longueur d'onde.

Le spectre d'absorption

Il fait un peu chaud ici, non ?

Le soleil est effectivement une source chaude. En effet, la température à la surface du soleil est de plusieurs milliers de degrés, avoisinant les 6000 °C et la lumière qu'émet cette surface a bien un spectre continu.

Néanmoins, avant de nous parvenir, cette lumière doit traverser deux couches de gaz : tout d'abord celle qui entoure le soleil (la chromosphère), puis celle qui entoure la terre (l'atmosphère terrestre). Ces gaz absorbent certaines longueurs d'onde et font apparaître dans le spectre de la lumière solaire des raies noires : il ne s'agit plus d'un spectre continu, mais d'un spectre d'absorption.

Le spectre de la lumière du soleil est constitué de multiples raies noires, correspondant à l'absorption des éléments chimiques présents dans l'atmosphère terrestre et la chromosphère

L'image ci-dessus démontre un spectre d'absorption mesuré au niveau de la mer dans la plage des longueurs d'onde visibles.

Les discontinuités sombres y présentes sont également appelées les raies de Fraunhofer et correspondent chacune à l'interaction entre le rayonnement électromagnétique et un atome ou une molécule présents dans un état gazeux dans l'atmosphère terrestre.

Ces raies ont été étudiées par plusieurs scientifiques après leur découverte, ce qui a permit d'avoir les désignations précises pour toutes les longueurs d'onde absorbées.

Par exemple, les séries F, C, G' et h correspondent aux différentes transitions électroniques dans l'atome d'hydrogène.

Remarque : si l'on décompose la lumière à l'aide d'un prisme ou d'un réseau, les raies d'absorption sont si fines qu'il n'est pas possible de les voir.

Dans le cas d'un spectre solaire et de l'absorption atmosphérique, on parle également des bandes d'absorption, représentant non pas une longueur d'onde (ou énergie de transition) unique mais une série de longueurs d'onde ou un intervalle continu couvrant une certaine plage spectrale selon le type de molécule participant au processus d'absorption.

Les bandes d'absorption existent car les molécules et les atomes ne peuvent absorber qu'une certaine quantité d'énergie. Une fois cette énergie absorbée, la molécule ou l'atome en question passe de son état initial à son état final. C'est cette transition entre les deux état qui crée la bande d'absorption au sein du spectre.

Exercice : Entraînement de physique optique

On considère un dispositif de fentes d’Young en lumière parallèle, l’observation se faisant dans le plan focal d’une lentille convergente.

On donne : a = 0,2 mm ; f’1 = 0,1 m ; f’2 = 0,5 m

La position de la fente source est précisée par X.

Dans un premier temps : X=0 (fente source sur l'axe) et l'écran E n'est pas percé. Une source de lumière monochromatique de longueur d'onde λ = 589 nm (raie jaune du sodium) éclaire la fente source.

  1. Qu'observe t-on qualitativement sur l'écran ? (sans justification)
  2. Justifier que l'on puisse étudier quantitativement le problème dans le plan de figure.
  3. Préciser la nature de l'onde incidente issue d'un point de la fente source avant L1, entre L1 et le plan des fentes d'Young. Préciser la nature des ondes secondaires après le plan des fentes d'Young.
  4. Déterminer en fonction des données l'ordre d'interférences en un point M de l'écran situé dans le plan de figure et localisé par une variable x.
  5. En déduire l'intensité au point M.
  6. Préciser quantitativement les observations décrites dans la question 1.
  7. Reprendre la question 4 pour X différent de 0. L'observation sur l'écran est-elle différente ?
  8. Le dispositif est à présent éclairé par une source de lumière blanche. On perce un trou au point O de l'écran et on place un spectroscope. On observe sur le spectre obtenu des cannelures sombres pour λ1 = 546 nm et λ2 = 635 nm, et 3 cannelures entre les deux.
    • À quoi correspond une cannelure ?
    • Déterminer le décalage X de la fente source.
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Joy

Freelancer et étudiante en Sciences de la Vie et de la Terre, je suis un peu une grande sœur qui épaule et aide les autres pour observer et comprendre le monde qui nous entoure et ses curieux secrets !