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1 SPECTROSCOPIE

SPECTROSCOPIE

Définition

La spectroscopie est l’étude d'une intensité lumineuse en fonction de sa longueur d’onde, de sa fréquence ou bien de son énergie lumineuse.

Pour rappel, ces trois grandeurs physiques sont reliées entre-elles par les formules ci-dessous :

E = hμ et λ = c/μ

Avec :

E = énergie
μ = fréquence
λ = longueur d'onde
c = célérité de la lumière (soit 2.998 x 10⁸ m.s^-1)

Plusieurs types de spectre

Il existe trois types de spectre :

spectre d'absorption
spectre d'émission
spectre continu

Les raies sont caractéristiques de chaque atome, ion, molécule et peuvent nous renseigner sur les conditions physiques de l'environnement.

Historique

Isaac Newton observe la dispersion de la lumière à travers un prisme de verre : la lumière blanche est composée de plusieurs couleurs.
William Herschel, en 1800, découvre le domaine des infrarouges. (Voir rayonnements, dans Luminescence et minéraux)
Johann Ritter, en 1801, découvre le domaine des ultraviolets. (Voir rayonnements, dans Luminescence et minéraux)
William Wollaston observe des zones sombres dans le spectre du Soleil, selon lui ces zones déterminent les limites entre les couleurs.
Joseph von Fraunhofer utilise pour la première fois, en 1814, un spectroscope à réseau. La dispersion de la lumière est réalisée par un réseau de diffraction, constitué d’un miroir en verre ou en métal sur lequel ont été gravées un grand nombre de lignes parallèles. Ce type de spectroscope offre un spectre plus détaillé qu’un prisme car son pouvoir dispersif est plus grand.
Edmond Becquerel, en 1842, réalise la première photo du spectre du Soleil.

Gustave Kirchhoff énonce 3 lois qui régissent le rayonnement (milieu XIXe siècle) :
- Si la lumière blanche d'une source lumineuse traverse un gaz, celui-ci peut éteindre certaines longueurs d'ondes du spectre continu et les remplacer par des raies.
  ( = Spectre d'absorption)
Jules Jansen observe, en 1868, dans le spectre du Soleil une raie inconnue : on découvre ainsi l'hélium (qui vient du grec Hélios, qui signifie Soleil).

Mécanismes d'émission et d'absorption

Le modèle de Bohr

Bohr va s'inspirer du modèle planétaire de Rutherford et rajouter deux contraintes :

Exigences d'orbites stables (quantifiées) sur lesquelles l'électron ne rayonne pas d'énergie.
L'électron ne rayonne ou n'absorbe de l'énergie que lors d'un changement d'orbite.

L'énergie du niveau n est donné par :
E_n = E₁ / n²

On établit ainsi deux notions :

Niveau fondamental : (plus basse énergie) - 13.6 eV (electronvolt = 1.6 x 10^-19 J)

Energie d'ionisation : énergie nécessaire pour arracher un électron (E > 13.6 eV)

δE = | E_m - E_n | = hμ = hc / λ

Modification des raies

Effet Doppler-Fizeau

Décalage de fréquence d'une onde électromagnétique entre la mesure à l'émission et la mesure à la réception, lorque la distance entre l'émetteur et le récepteur varie au cours du temps.

En astronomie on utilise cet effet afin de calculer la vitesse d'une étoile, avec la relation ci-dessous :

(λ_obs - λ_em) / λ_em = - (V_émission / c)

Elargissement des raies

Elargissement naturel : Dû au principe d'incertitude d'Heinsenburg. On ne peut connaître avec précision la durée de vie d'un état excité et son énergie simultanément.

Elargissement Doppler : L'agitation thermique du milieu provoque un mouvement désordonné des particules. La largeur due à l'effet Doppler se quantifie alors.

Elargissement collisionnel : Les collisions entre atomes ou molécules modifient leurs niveaux d'énergie d'où l'élargissement des raies. Dépend de la densité du gaz.