Un spectre d’absorbtion a lieu quand une partie du rayonnement émis par une source est absorbé par de la matière.
La matière que nous connaissons est formée d’atomes composés d’un noyau de protons et neutrons autour duquel se trouve un « nuage » d’électrons. La théorie qui décrit en détail la structure des électrons est la mécanique quantique. La principale conséquence de cette théorie qui nous intéresse ici est que l’énergie d’un électron lié a un atome ne peut prendre toute les valeurs possibles, mais uniquement des valeurs distinctes les unes des autres. On dit que les énergies autorisés de l’électrons (ou niveaux d’énergie) sont quantifiés. Il se trouve que ces valeurs distinctes sont caractéristiques de chaque atomes. Ainsi, si l’on est capable de mesurer les différences d’énergies entre deux valeurs autorisées, il est possible de connaître la nature des atomes. Ceci peut se faire en regardant comment un atome interagit avec le rayonnement.
Une onde électromagnétique peut être vue comme un ensemble de particules qui se propagent dans l’espace. Ces particules sont les photons. À partir de la longueur d’onde λ de l’onde électromagnétique, on peut associer à chaque photon une énergie E donnée par la formule
où c est la vitesse de la lumière et h une constante appelée constante de Planck dont la valeur numérique est d’environ 6,626×10-34.
L’énergie d’un électron lié à un noyau atomique étant quantifiée, celui-ci ne peut gagner de l’énergie que s’il reçoit une quantité d’énergie exactement égale à la différence d’énergie entre deux niveaux autorisés. Ceci peut se produire si l’électron absorbe un photon dont l’énergie est précisément égale à l’une des différences autorisées. De même, un électron peut perdre de l’énergie en émettant un photon, mais de la même façon, l’énergie du photon émis ne peut prendre que les valeurs correspondant aux différences d’énergie autorisées.
Ceci permet de comprendre l’existence d’un spectre d’absorbtion. Une configuration simple de spectre d’absorbtion se présente quand un nuage de gaz (par exemple de l’hydrogène) se trouve sur la ligne de visée d’une source lumineuse émettant un continuum (voir l’article Spectre de corps noir). Dans ce cas, le nuage d’hydrogène reçoit des photons de toutes longueurs d’onde, mais seule certaines vont permettre à des électrons de changer de niveau d’énergie. Si le nuage est suffisamment épais, il aura suffisamment d’atomes pour que la totalité des photons de certaines longueurs d’ondes soient absorbés. Ainsi le spectre résultant présentera un déficit dans ces longueurs d’onde là. La figure ci-dessous illustre ce phénomène dans le cas d’un nuage d’hydrogène.
Bien évidemment, les électrons qui ont ainsi gagné de l’énergie vont éventuellement la rendre au bout d’un certain temps et émettre des photons dont la longueur d’onde est identique à celle des photons aborbés. Cependant la direction dans laquelle le photon sera est émis est aléatoire. Ainsi il est fort peu probable que le photon réémis le soit dans sa direction initiale, ce qui fait que l’observateur ayant le nuage d’hydrogène sur la ligne de visée de la source lumineuse a très peu de chances de récupérer ce photon. Néanmoins, si un autre observateur regarde le même nuage depuis une direction différente de celle de la source lumineuse, lui ne verra que les photons réémis par le nuage. Il verra donc un spectre d’émission qui sera en gros le complémentaire du spectre d’absorbtion comme l’illustre la figure ci-dessous.
Notons enfin que cette description ne vaut que si l’observateur est immobile par rapport au nuage. Dans le cas contraire, le rayonnement qu’il recevra sera affecté d’un effet Doppler et l’ensemble du spectre observé, y compris les raies d’émission et d’absorbtion vont se trouver décalées. Néanmoins, si l’on dispose de suffisamment de raies dans un spectre, il est possible de déterminer à la fois la composition chimique et la vitesse du nuage. Sauf cas particulier, on dispose toujours de suffisamment de raies pour pouvoir déterminer sans difficultés la vitesse du nuage. C’est cette technique qui, appliquée aux galaxies, est à la base de la détermination de l’expansion de l’univers, et plus généralement de la trajectoire des objets astrophysiques.
Voir aussi :
Effet Doppler sonore et lumineux
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