Ligne spectrale - Spectral line

Spectre continu
Spectre continu
Lignes d'absorption
Lignes d'absorption (spectre discret)
Lignes d'absorption pour l'air, sous éclairage indirect, avec la source de lumière directe non visible, de sorte que le gaz ne soit pas directement entre la source et le détecteur. Ici, les lignes de Fraunhofer à la lumière du soleil et la diffusion Rayleigh de cette lumière du soleil sont la « source ». C'est le spectre d'un ciel bleu un peu près de l'horizon, pointant vers l'est vers 15 ou 16 heures (c'est-à-dire le soleil vers l'ouest) par temps clair.

Une raie spectrale est une raie sombre ou lumineuse dans un spectre par ailleurs uniforme et continu , résultant de l' émission ou de l' absorption de lumière dans une plage de fréquences étroite, par rapport aux fréquences voisines. Les raies spectrales sont souvent utilisées pour identifier les atomes et les molécules . Ces "empreintes digitales" peuvent être comparées aux "empreintes digitales" précédemment collectées d'atomes et de molécules, et sont ainsi utilisées pour identifier les composants atomiques et moléculaires des étoiles et des planètes , ce qui serait autrement impossible.

Types de spectres de raies

Spectre continu d'une lampe à incandescence (milieu) et raies spectrales discrètes d'une lampe fluorescente (bas)

Les raies spectrales sont le résultat de l'interaction entre un système quantique (généralement des atomes , mais parfois des molécules ou des noyaux atomiques ) et un seul photon . Lorsqu'un photon a à peu près la bonne quantité d' énergie (qui est liée à sa fréquence) pour permettre un changement dans l'état énergétique du système (dans le cas d'un atome, il s'agit généralement d'un électron changeant d' orbitales ), le photon est absorbé. Puis il sera réémis spontanément, soit à la même fréquence que l'original, soit en cascade, où la somme des énergies des photons émis sera égale à l'énergie de celui absorbé (en supposant que le système retourne à son Etat).

Une raie spectrale peut être observée soit comme une raie d' émission, soit comme une raie d' absorption . Le type de raie observé dépend du type de matériau et de sa température par rapport à une autre source d'émission. Une raie d'absorption est produite lorsque les photons d'une source chaude à large spectre traversent un matériau froid. L'intensité de la lumière, sur une plage de fréquences étroite, est réduite en raison de l'absorption par le matériau et de la réémission dans des directions aléatoires. En revanche, une raie d'émission brillante est produite lorsque des photons d'un matériau chaud sont détectés en présence d'un large spectre provenant d'une source froide. L'intensité de la lumière, sur une plage de fréquences étroite, est augmentée en raison de l'émission par le matériau.

Les raies spectrales sont hautement spécifiques à l'atome et peuvent être utilisées pour identifier la composition chimique de tout milieu capable de laisser passer la lumière. Plusieurs éléments ont été découverts par des moyens spectroscopiques, dont l' hélium , le thallium et le césium . Les raies spectrales dépendent également des conditions physiques du gaz, elles sont donc largement utilisées pour déterminer la composition chimique des étoiles et autres corps célestes qui ne peuvent pas être analysés par d'autres moyens, ainsi que leurs conditions physiques.

Des mécanismes autres que l'interaction atome-photon peuvent produire des raies spectrales. Selon l'interaction physique exacte (avec des molécules, des particules uniques, etc.), la fréquence des photons impliqués variera considérablement et des raies peuvent être observées à travers le spectre électromagnétique , des ondes radio aux rayons gamma .

Nomenclature

Les raies spectrales fortes dans la partie visible du spectre ont souvent une désignation de raie de Fraunhofer unique , telle que K pour une raie à 393,366 nm émergeant de Ca + ionisé individuellement , bien que certaines des « raies » de Fraunhofer soient des mélanges de plusieurs raies de plusieurs espèces différentes . Dans d'autres cas, les lignes sont désignées en fonction du niveau d' ionisation en ajoutant un chiffre romain à la désignation de l' élément chimique . Les atomes neutres sont désignés par le chiffre romain I, les atomes ionisés individuellement par II, et ainsi de suite, de sorte que, par exemple, Fe IX représente huit fois le fer ionisé .

Des désignations plus détaillées incluent généralement la longueur d'onde de la raie et peuvent inclure un nombre multiplet (pour les raies atomiques) ou une désignation de bande (pour les raies moléculaires). De nombreuses raies spectrales de l' hydrogène atomique ont également des désignations au sein de leurs séries respectives , telles que la série Lyman ou la série Balmer . A l' origine toutes les lignes spectrales ont été classées en séries: la série principale , série de Sharp , et la série Diffuse . Ces séries existent à travers les atomes de tous les éléments, et les modèles de tous les atomes sont bien prédits par la formule de Rydberg-Ritz . Ces séries ont ensuite été associées à des suborbitales.

Élargissement et déplacement de ligne

Il existe un certain nombre d'effets qui contrôlent la forme des raies spectrales . Une raie spectrale s'étend sur une gamme de fréquences, pas sur une seule fréquence (c'est-à-dire qu'elle a une largeur de raie non nulle). De plus, son centre peut être décalé par rapport à sa longueur d'onde centrale nominale. Plusieurs raisons expliquent cet élargissement et ce changement. Ces raisons peuvent être divisées en deux catégories générales : l'élargissement dû aux conditions locales et l'élargissement dû aux conditions étendues. L'élargissement dû aux conditions locales est dû à des effets qui se maintiennent dans une petite région autour de l'élément émetteur, généralement suffisamment petite pour assurer l'équilibre thermodynamique local . L'élargissement dû à des conditions prolongées peut résulter de modifications de la distribution spectrale du rayonnement lorsqu'il traverse son chemin jusqu'à l'observateur. Elle peut également résulter de la combinaison de rayonnements provenant de plusieurs régions éloignées les unes des autres.

Élargissement dû à des effets locaux

Élargissement naturel

La durée de vie des états excités entraîne un élargissement naturel, également appelé élargissement de la durée de vie. Le principe d'incertitude relie la durée de vie d'un état excité (due à la désintégration radiative spontanée ou au processus Auger ) à l'incertitude de son énergie. Certains auteurs utilisent le terme « élargissement radiatif » pour désigner spécifiquement la partie de l'élargissement naturel causé par la désintégration radiative spontanée. Une courte durée de vie aura une grande incertitude énergétique et une large émission. Cet effet d'élargissement se traduit par un profil lorentzien non décalé . L'élargissement naturel ne peut être modifié expérimentalement que dans la mesure où les taux de décroissance peuvent être artificiellement supprimés ou améliorés.

Elargissement Doppler thermique

Les atomes d'un gaz qui émettent un rayonnement auront une distribution de vitesses. Chaque photon émis sera "rouge" ou "bleu" décalé par effet Doppler en fonction de la vitesse de l'atome par rapport à l'observateur. Plus la température du gaz est élevée, plus la distribution des vitesses dans le gaz est large. Étant donné que la raie spectrale est une combinaison de tous les rayonnements émis, plus la température du gaz est élevée, plus la raie spectrale émise par ce gaz est large. Cet effet d'élargissement est décrit par un profil gaussien et il n'y a pas de décalage associé.

Élargissement de la pression

La présence de particules proches affectera le rayonnement émis par une particule individuelle. Cela se produit dans deux cas limites :

  • Élargissement par pression d'impact ou élargissement collisionnel : La collision d'autres particules avec la particule émettrice de lumière interrompt le processus d'émission et, en raccourcissant le temps caractéristique du processus, augmente l'incertitude de l'énergie émise (comme cela se produit dans l'élargissement naturel). La durée de la collision est beaucoup plus courte que la durée de vie du processus d'émission. Cet effet dépend à la fois de la densité et de la température du gaz. L'effet d'élargissement est décrit par un profil lorentzien et il peut y avoir un décalage associé.
  • Élargissement quasi-statique de la pression : La présence d'autres particules décale les niveaux d'énergie dans la particule émettrice, modifiant ainsi la fréquence du rayonnement émis. La durée de l'influence est beaucoup plus longue que la durée de vie du processus d'émission. Cet effet dépend de la densité du gaz, mais est plutôt insensible à la température . La forme du profil de ligne est déterminée par la forme fonctionnelle de la force perturbatrice par rapport à la distance de la particule perturbatrice. Il peut également y avoir un décalage dans le centre de la ligne. L'expression générale de la forme de raie résultant de l'élargissement quasistatique de la pression est une généralisation à 4 paramètres de la distribution gaussienne connue sous le nom de distribution stable .

L'élargissement de pression peut également être classé selon la nature de la force perturbatrice comme suit :

  • L'élargissement linéaire Stark se produit via l' effet Stark linéaire , qui résulte de l'interaction d'un émetteur avec un champ électrique d'une particule chargée à distance , provoquant un changement d'énergie linéaire dans l'intensité du champ.
  • L'élargissement de résonance se produit lorsque la particule perturbatrice est du même type que la particule émettrice, ce qui introduit la possibilité d'un processus d'échange d'énergie.
  • L'élargissement quadratique Stark se produit via l' effet quadratique Stark , qui résulte de l'interaction d'un émetteur avec un champ électrique, provoquant un changement d'énergie quadratique dans l'intensité du champ.
  • L'élargissement de Van der Waals se produit lorsque la particule émettrice est perturbée par les forces de Van der Waals . Pour le cas quasi-statique, un profil de Van der Waals est souvent utile pour décrire le profil. Le déplacement d'énergie en fonction de la distance est donné dans les ailes par exemple par le potentiel de Lennard-Jones .

Élargissement inhomogène

L'élargissement inhomogène est un terme général pour l'élargissement car certaines particules émettrices se trouvent dans un environnement local différent des autres, et émettent donc à une fréquence différente. Ce terme est utilisé en particulier pour les solides, où les surfaces, les joints de grains et les variations stoechiométriques peuvent créer une variété d'environnements locaux pour un atome donné à occuper. Dans les liquides, les effets de l'élargissement inhomogène sont parfois réduits par un processus appelé rétrécissement cinétique .

Élargissement dû à des effets non locaux

Certains types d'élargissement sont le résultat de conditions sur une grande région de l'espace plutôt que simplement sur des conditions qui sont locales à la particule émettrice.

Élargissement de l'opacité

Le rayonnement électromagnétique émis en un point particulier de l'espace peut être réabsorbé lorsqu'il se déplace dans l'espace. Cette absorption dépend de la longueur d'onde. La raie est élargie car les photons au centre de la raie ont une plus grande probabilité de réabsorption que les photons aux ailes de raie. En effet, la réabsorption près du centre de la raie peut être si importante qu'elle provoque une inversion de soi dans laquelle l'intensité au centre de la raie est moindre que dans les ailes. Ce processus est aussi parfois appelé auto-absorption .

Élargissement Doppler macroscopique

Le rayonnement émis par une source en mouvement est soumis à un décalage Doppler dû à une projection de vitesse en ligne de visée finie. Si différentes parties du corps émetteur ont des vitesses différentes (le long de la ligne de visée), la ligne résultante sera élargie, la largeur de ligne étant proportionnelle à la largeur de la distribution de vitesse. Par exemple, le rayonnement émis par un corps en rotation éloigné, tel qu'une étoile , sera élargi en raison des variations de la ligne de visée de la vitesse sur les côtés opposés de l'étoile. Plus le taux de rotation est élevé, plus la ligne est large. Un autre exemple est une coquille de plasma implosante dans un Z-pinch .

Effets combinés

Chacun de ces mécanismes peut agir isolément ou en combinaison avec d'autres. En supposant que chaque effet est indépendant, le profil de ligne observé est une convolution des profils de ligne de chaque mécanisme. Par exemple, une combinaison de l'élargissement Doppler thermique et de l'élargissement de la pression d'impact donne un profil de Voigt .

Cependant, les différents mécanismes d'élargissement de ligne ne sont pas toujours indépendants. Par exemple, les effets collisionnels et les décalages Doppler mouvement peuvent agir de manière cohérente, entraînant dans certaines conditions même un rétrécissement collisionnel , connu sous le nom d' effet Dicke .

Lignes spectrales d'éléments chimiques

Bandes

L'expression "lignes spectrales", lorsqu'elle n'est pas qualifiée, fait généralement référence à des lignes ayant des longueurs d'onde dans la bande visible du spectre électromagnétique complet . De nombreuses raies spectrales apparaissent à des longueurs d'onde en dehors de cette plage. Aux longueurs d'onde plus courtes, qui correspondent à des énergies plus élevées, les raies spectrales ultraviolettes incluent la série de Lyman de l' hydrogène . Aux longueurs d'onde beaucoup plus courtes des rayons X , les raies sont appelées rayons X caractéristiques car elles restent largement inchangées pour un élément chimique donné, indépendamment de leur environnement chimique. Les longueurs d'onde plus longues correspondent à des énergies plus basses, où les raies spectrales infrarouges incluent la série de Paschen de l'hydrogène. À des longueurs d'onde encore plus longues, le spectre radio comprend la raie de 21 cm utilisée pour détecter l'hydrogène neutre dans tout le cosmos .

Lumière visible

Pour chaque élément, le tableau suivant montre les raies spectrales qui apparaissent dans le spectre visible à environ 400-700 nm.

Élément Z symbole Lignes spectrales
hydrogène 1 H Spectre de l'hydrogène visible.png
hélium 2 Il Spectre d'hélium visible.png
lithium 3 Li Spectre du lithium visible.png
béryllium 4 Être Spectre du béryllium visible.png
bore 5 B Spectre de bore visible.png
carbone 6 C Spectre du carbone visible.png
azote 7 N Spectre d'azote visible.png
oxygène 8 O Spectre d'oxygène visible.png
fluor 9 F Spectre du fluor visible.png
néon dix Ne Spectre néon visible.png
sodium 11 N / A Spectre du sodium visible.png
magnésium 12 mg Spectre de magnésium visible.png
aluminium 13 Al Spectre d'aluminium visible.png
silicium 14 Si Spectre de silicium visible.png
phosphore 15 P Spectre du phosphore visible.png
soufre 16 S Spectre du soufre visible.png
chlore 17 Cl Spectre de chlore visible.png
argon 18 Ar Spectre d'argon visible.png
potassium 19 K Spectre de potassium visible.png
calcium 20 Californie Spectre du calcium visible.png
scandium 21 Sc Spectre du scandium visible.png
titane 22 Ti Spectre du titane visible.png
vanadium 23 V Spectre du vanadium visible.png
chrome 24 Cr Spectre du chrome visible.png
manganèse 25 Mn Spectre du manganèse visible.png
fer à repasser 26 Fe Spectre du fer visible.png
cobalt 27 Co Spectre de cobalt visible.png
nickel 28 Ni Spectre du nickel visible.png
le cuivre 29 Cu Spectre du cuivre visible.png
zinc 30 Zn Spectre du zinc visible.png
gallium 31 Géorgie Spectre du gallium visible.png
germanium 32 Spectre du germanium visible.png
arsenic 33 Comme Spectre d'arsenic visible.png
sélénium 34 Se Spectre du sélénium visible.png
brome 35 Br Spectre de brome visible.png
krypton 36 Kr Spectre Krypton visible.png
rubidium 37 Rb Spectre du rubidium visible.png
strontium 38 Sr Spectre du strontium visible.png
yttrium 39 Oui Spectre d'yttrium visible.png
zirconium 40 Zr Spectre du zirconium visible.png
niobium 41 Nb Spectre du niobium visible.png
molybdène 42 Mo Spectre du molybdène visible.png
technétium 43 Tc Spectre du technétium visible.png
ruthénium 44 Ru Spectre du ruthénium visible.png
rhodium 45 Rhésus Spectre du rhodium visible.png
palladium 46 PD Spectre du palladium visible.png
argent 47 Ag Spectre d'argent visible.png
cadmium 48 CD Spectre du cadmium visible.png
indium 49 Dans Spectre de l'indium visible.png
étain 50 Sn Spectre d'étain visible.png
antimoine 51 Sb Spectre d'antimoine visible.png
tellure 52 Te Spectre du tellure visible.png
iode 53 je Spectre d'iode visible.png
xénon 54 Xe Spectre du xénon visible.png
césium 55 Cs Spectre du césium visible.png
baryum 56 Ba Spectre du baryum visible.png
lanthane 57 La Spectre du lanthane visible.png
cérium 58 Ce Spectre de cérium visible.png
praséodyme 59 Pr Spectre du praséodyme visible.png
néodyme 60 nd Spectre du néodyme visible.png
prométhium 61 après-midi Spectre du prométhium visible.png
samarium 62 SM Spectre du samarium visible.png
europium 63 UE Spectre Europium visible.png
gadolinium 64 Dieu Spectre du gadolinium visible.png
terbium 65 To Spectre de terbium visible.png
dysprosium 66 Dy Spectre du dysprosium visible.png
holmium 67 Ho Spectre d'holmium visible.png
erbium 68 Euh Spectre d'erbium visible.png
thulium 69 Tm Spectre du thulium visible.png
ytterbium 70 Yb Spectre d'ytterbium visible.png
lutécium 71 Lu Spectre du lutétium visible.png
hafnium 72 Hf Spectre d'hafnium visible.png
tantale 73 Ta Spectre du tantale visible.png
tungstène 74 W Spectre de tungstène visible.png
rhénium 75 Spectre du rhénium visible.png
osmium 76 Os Spectre d'osmium visible.png
iridium 77 Je Spectre d'iridium visible.png
platine 78 pt Spectre du platine visible.png
or 79 Au Spectre d'or visible.png
thallium 81 Tl Spectre du thallium visible.png
mener 82 Pb Spectre de plomb visible.png
bismuth 83 Bi Spectre du bismuth visible.png
polonium 84 Spectre du polonium visible.png
radon 86 Rn Spectre du radon visible.png
radium 88 Ra Spectre du radium visible.png
actinium 89 c.a. Spectre d'actinium visible.png
thorium 90 E Spectre du thorium visible.png
protactinium 91 Pennsylvanie Spectre du protactinium visible.png
uranium 92 U Spectre d'uranium visible.png
neptunium 93 Np Spectre de neptunium visible.png
plutonium 94 Pu Spectre du plutonium visible.png
américium 95 Un m Spectre d'américium visible.png
curium 96 Cm Spectre du curium visible.png
berkélium 97 Noir Spectre de Berkelium visible.png
Californie 98 Cf. Spectre du Californium visible.png
einsteinium 99 Es Spectre d'einsteinium visible.png

Voir également

Remarques

Les références

Lectures complémentaires