Ressources · 2ⁿᵈᵉ · Physique-Chimie (2nde)
Spectres : lumières blanches et colorées
Lumière blanche et lumière colorée, radiation monochromatique et longueur d’onde dans le vide ou dans l’air ; spectre continu d’origine thermique et température d’un corps chaud ; spectres de raies d’émission ; exploiter un spectre de raies (étalonner une photo, identifier une entité) ; en prolongement, spectres d’absorption et spectre du Soleil.
À propos de cette page
Lumière blanche, lumière colorée et longueur d’onde
Rappel. En 3e, on a vu qu’un prisme décompose la lumière blanche en couleurs et qu’au-delà du violet et du rouge existent l’ultraviolet et l’infrarouge, invisibles (Lumière : spectre, infrarouge et ultraviolet).
Radiation monochromatique. Une lumière formée d’une seule radiation est monochromatique : c’est le cas de la lumière d’un laser. Une radiation est caractérisée par sa longueur d’onde dans le vide, notée λ (lambda). Unité SI : le mètre ; on utilise le nanomètre, 1 nm = 10⁻⁹ m, et le micromètre, 1 µm = 10⁻⁶ m = 1 000 nm.
Dans le vide ou dans l’air. Dans l’air, la longueur d’onde est à peine plus courte que dans le vide : λair = λvide ÷ nair, où l’indice de l’air vaut nair ≈ 1,000 3. L’écart, 0,03 %, est le plus souvent négligeable : on confond alors les deux valeurs.
Domaine visible. L’œil perçoit les radiations dont la longueur d’onde dans le vide est comprise entre environ 400 nm (violet) et 800 nm (rouge). En deçà : l’ultraviolet (UV) ; au-delà : l’infrarouge (IR), tous deux invisibles.
Lumière blanche, lumière colorée. La lumière blanche (Soleil, lampe à incandescence) est polychromatique : c’est la superposition de radiations de toutes les longueurs d’onde du visible ; son spectre est continu, du violet au rouge. Une lumière colorée peut être monochromatique (laser) ou polychromatique (lumière blanche privée de certaines radiations par un filtre, lampe spectrale) : l’œil ne fait pas la différence, seul le spectre permet de trancher.
Obtenir un spectre. Un système dispersif, prisme ou réseau, sépare les radiations selon leur longueur d’onde : avec un prisme, le violet est plus dévié que le rouge. Une radiation monochromatique est déviée mais pas décomposée : on n’observe qu’une seule raie. Un spectroscope permet de regarder le spectre ; un spectromètre (analyseur de spectre) l’enregistre avec un capteur et affiche l’intensité lumineuse en fonction de λ.
Couleurs et longueurs d’onde
| Domaine ou couleur | Longueur d’onde dans le vide |
|---|---|
| ultraviolet (invisible) | moins de 400 nm |
| violet | 400 à 450 nm |
| bleu | 450 à 500 nm |
| vert | 500 à 570 nm |
| jaune | 570 à 590 nm |
| orange | 590 à 620 nm |
| rouge | 620 à 800 nm |
| infrarouge (invisible) | plus de 800 nm |
Ces limites sont approximatives : la perception des couleurs varie d’une personne à l’autre.
Convertir, puis situer. Une DEL bleue émet surtout vers 0,465 µm : 0,465 × 1 000 = 465 nm ; 450 nm < 465 nm < 500 nm : la radiation est bleue.
Hors du visible. Les fibres optiques des télécommunications transportent une radiation de 1,55 × 10⁻⁶ m = 1 550 × 10⁻⁹ m = 1 550 nm : plus de 800 nm, c’est de l’infrarouge.
Vide ou air. Une radiation de 600,0 nm dans le vide a, dans l’air, λ = 600,0 ÷ 1,000 3 ≈ 599,8 nm : 0,2 nm d’écart, la couleur est la même (orange).
Réflexe — j’exprime λ en nm (× 1 000 depuis les µm, × 10⁹ depuis les m), puis je la compare à 400 nm et 800 nm et au tableau des couleurs.
Attention — 1 µm = 1 000 nm : confondre les deux décale le résultat d’un facteur 1 000. Et une lumière d’une seule couleur n’est pas forcément monochromatique : seul son spectre le dit.
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Spectre continu d’origine thermique : la température d’un corps chaud
Corps chaud et dense. Un solide, un liquide ou un gaz dense porté à haute température (filament d’une lampe, lave, surface d’une étoile) émet une lumière dont le spectre est continu : toutes les radiations d’un large domaine sont présentes, sans interruption. C’est un spectre d’origine thermique : son allure dépend de la température du corps, pas de sa nature chimique.
Quand la température augmente, le corps émet davantage à toutes les longueurs d’onde (sa courbe d’intensité monte), le maximum de la courbe se déplace vers les courtes longueurs d’onde et le spectre s’enrichit en bleu et en violet. La couleur passe du rouge sombre au rouge cerise, à l’orangé, au jaune, au blanc, puis au blanc bleuté.
Température en kelvin. Les températures des corps chauds s’expriment souvent en kelvin (K) : T (en K) = θ (en °C) + 273,15. La surface du Soleil est à environ 5 800 K.
Le visible n’est qu’une partie du rayonnement. Un corps peu chaud émet surtout dans l’infrarouge : le filament d’une lampe à 2 800 K n’émet qu’environ 10 % de son rayonnement dans le visible, presque tout le reste dans l’infrarouge.
Trois corps chauds à la même échelle
À 4 000 K, le maximum est vers 724 nm, dans le rouge ; à 5 000 K, vers 580 nm, dans le jaune ; à 6 000 K, vers 483 nm, dans le bleu. La courbe à 6 000 K est partout au-dessus des deux autres : à chaque longueur d’onde, le corps le plus chaud émet le plus.
Le phare d’un vélo à dynamo. Le phare d’un vieux vélo a une ampoule à filament alimentée par une dynamo. Quand on pédale lentement, son spectre va du rouge jusque vers 540 nm ; quand on pédale vite, il s’étend jusque vers 430 nm. Le second spectre contient en plus du bleu et du violet : en pédalant vite, le filament est plus chaud, et sa lumière est plus blanche et plus intense.
Deux étoiles d’Orion. Bételgeuse paraît rouge-orangé, Rigel blanc bleuté : Rigel a la surface la plus chaude. Les mesures donnent environ 3 600 K pour Bételgeuse et 12 100 K pour Rigel, contre 5 800 K pour le Soleil, qui paraît jaune-blanc.
Réflexe — devant un spectre continu, je regarde jusqu’où il s’étend vers le violet et où se trouve son maximum : plus il va loin vers les courtes longueurs d’onde, plus le corps est chaud.
Attention — le code des robinets (rouge = chaud) est trompeur : en physique, un corps bleuté est plus chaud qu’un corps rouge. Et le spectre continu ne dit rien de la composition : deux corps différents à la même température donnent un fond continu de même allure.
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Spectres de raies d’émission : la signature d’une entité
Gaz excité. Un gaz sous faible pression excité par une décharge électrique (lampe spectrale, tube d’enseigne), ou une vapeur chauffée dans une flamme, n’émet que quelques radiations monochromatiques : son spectre est un spectre de raies d’émission, fait de raies colorées fines sur fond noir.
Signature d’une entité. Chaque raie correspond à une longueur d’onde précise. L’ensemble des raies est caractéristique de l’entité (atome ou ion) qui les émet, comme une empreinte : deux entités différentes n’ont pas le même spectre de raies.
Au spectromètre, chaque raie devient un pic fin sur la courbe de l’intensité en fonction de λ : on lit sa longueur d’onde sur l’axe horizontal.
Lumière d’une lampe spectrale. Elle est colorée et le plus souvent polychromatique : ses quelques radiations se superposent dans l’œil en une seule couleur perçue.
Les raies visibles de l’hydrogène
| Raie | λ (nm) | Couleur |
|---|---|---|
| 1 | 410,2 | violet |
| 2 | 434,0 | violet |
| 3 | 486,1 | bleu |
| 4 | 656,3 | rouge |
Les deux représentations décrivent le même spectre : une raie colorée sur fond noir au spectroscope, un pic sur la courbe du spectromètre.
Lampadaire au sodium. La vapeur de sodium sous basse pression de certains anciens lampadaires, d’un jaune orangé, émet surtout un doublet jaune, à 589,0 nm et 589,6 nm, si proche qu’un spectroscope ordinaire n’en montre qu’une raie : sa lumière est presque monochromatique, rien à voir avec la lumière blanche.
Enseigne au néon. Le tube rouge d’une enseigne au néon donne de nombreuses raies, surtout dans le jaune, l’orange et le rouge : sa lumière rouge-orangé est polychromatique.
Réflexe — raies colorées sur fond noir : la source est un gaz excité sous faible pression ; je relève les longueurs d’onde des raies pour reconnaître l’entité.
Attention — une seule couleur perçue ne veut pas dire une seule raie. Et un spectre de raies renseigne d’abord sur la nature de l’entité, alors qu’un spectre continu renseigne sur la température.
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Exploiter un spectre de raies : étalonner et identifier
Identifier une entité. Une entité est présente si toutes ses raies de référence situées dans le domaine observé se retrouvent dans le spectre, à la précision de mesure près. Une raie manquante l’exclut ; une seule coïncidence ne prouve rien.
- Relever les longueurs d’onde des raies du spectre étudié.
- Pour chaque entité de référence, chercher chacune de ses raies, en tenant compte de la précision.
- Conclure : l’entité est présente si toutes ses raies du domaine observé sont retrouvées.
- Vérifier que chaque raie du spectre est expliquée ; sinon, une autre entité est présente.
Étalonner une photo de spectre. Sur une photo, la longueur d’onde varie linéairement avec la position x. Deux raies connues, de longueurs d’onde λ₁ et λ₂, aux positions x₁ et x₂, donnent l’échelle k = (λ₂ − λ₁) ÷ (x₂ − x₁), en nm/mm. Une raie à la position x a alors pour longueur d’onde λ = λ₁ + k × (x − x₁). Une troisième raie connue permet de contrôler que la graduation est bien linéaire.
Précision. Une erreur Δx sur la position donne une erreur k × Δx sur la longueur d’onde.
Identifier. Un tube à décharge donne les raies 404,7 ; 435,8 ; 546,1 ; 577,0 et 579,1 nm, mesurées à ±0,5 nm. Références : mercure 404,7 ; 435,8 ; 546,1 ; 577,0 ; 579,1 nm ; hydrogène 410,2 ; 434,0 ; 486,1 ; 656,3 nm. Les cinq raies du mercure sont présentes : le tube contient du mercure. La raie de 435,8 nm est à 1,8 nm de la raie de 434,0 nm de l’hydrogène, au-delà de la précision, et les raies de 410,2 ; 486,1 et 656,3 nm manquent : pas d’hydrogène. Toutes les raies sont expliquées par le mercure.
Étalonner. Sur la photo ci-dessous, les raies de l’hydrogène de 486,1 nm et 656,3 nm sont aux positions 12,0 mm et 46,0 mm ; une lampe inconnue donne une raie jaune à 32,6 mm.
k = (656,3 − 486,1) ÷ (46,0 − 12,0) = 170,2 ÷ 34,0 ≈ 5,006 nm/mm.
λ = 486,1 + 5,006 × (32,6 − 12,0) = 486,1 + 5,006 × 20,6 ≈ 486,1 + 103,1 = 589,2 nm : une raie jaune, compatible avec le doublet du sodium (589,0 et 589,6 nm), non séparé sur cette photo. Contrôle : la raie de 434,0 nm doit être à 12,0 + (434,0 − 486,1) ÷ 5,006 ≈ 12,0 − 10,4 = 1,6 mm, ce que confirme la photo.
Réflexe — pour une photo, je calcule d’abord k avec deux repères bien éloignés, puis λ = λ₁ + k × (x − x₁) ; pour identifier, je cherche toutes les raies de l’entité, pas une seule.
Attention — une raie absente n’exclut une entité que si elle est dans le domaine observé : une raie ultraviolette ne se voit pas sur un écran, une raie hors de la plage d’un spectromètre n’est pas enregistrée.
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Spectres d’absorption et spectre du Soleil
Prolongement. Le programme de 2de étudie les spectres d’émission. Les spectres d’absorption, utiles pour lire le spectre du Soleil et des étoiles, seront expliqués en 1re (photons et niveaux d’énergie) ; on en retient ici l’essentiel.
Spectre de raies d’absorption. Quand la lumière blanche traverse un gaz plus froid que la source, ce gaz absorbe certaines radiations : le spectre de la lumière transmise est le spectre continu barré de raies noires.
Mêmes positions. Une entité ne peut absorber que des radiations qu’elle est capable d’émettre : ses raies noires d’absorption occupent des positions de ses raies colorées d’émission. On identifie donc aussi une entité par son spectre d’absorption, en comparant ses raies noires aux raies de référence. Un gaz très chaud, comme l’atmosphère d’une étoile, peut absorber la plupart de ses raies ; un gaz à température ambiante n’en absorbe souvent que quelques-unes : la vapeur de sodium absorbe son doublet jaune, mais l’hélium froid n’absorbe aucune de ses raies visibles (explication en 1re).
Le spectre du Soleil. Il est continu (surface très chaude et dense, vers 5 800 K) mais barré de centaines de raies noires, que Fraunhofer observe dès 1814 : les gaz de l’atmosphère du Soleil, moins chauds que sa surface, en absorbent la plupart. On y identifie l’hydrogène, le sodium, le fer, le calcium… sans aller sur le Soleil. Quelques raies sont dues au dioxygène et à la vapeur d’eau de l’atmosphère terrestre : elles se renforcent quand le Soleil est bas sur l’horizon (sa lumière traverse plus d’air) et disparaissent des spectres pris depuis l’espace.
Solution colorée. Une solution colorée ne donne pas de raies fines mais de larges bandes d’absorption : elles ne permettent pas de désigner une entité précise (étude en 1re).
Émission et absorption de l’hélium
Les raies noires du spectre d’absorption sont exactement sous les raies colorées du spectre d’émission : l’aspect est inversé, les positions sont les mêmes.
Le sodium, au laboratoire et dans le Soleil. Une vapeur de sodium froide éclairée en lumière blanche donne deux raies noires, à 589,0 et 589,6 nm, aux positions du doublet jaune qu’elle émet quand elle est excitée. Dans le spectre solaire, les deux raies noires que Fraunhofer a notées D occupent ces positions : l’atmosphère du Soleil contient du sodium.
L’hélium, découvert dans le Soleil. Le 18 août 1868, pendant une éclipse totale de Soleil observée en Inde, Jules Janssen relève dans la lumière de l’atmosphère solaire une raie jaune brillante, vers 587,6 nm, qui ne correspond à aucun élément connu. Norman Lockyer l’attribue à un élément nouveau, nommé hélium (du grec hêlios, le Soleil). William Ramsay ne l’isole sur Terre qu’en 1895 : un élément a été reconnu par ses raies avant d’être isolé.
Réflexe — raies noires sur fond coloré : c’est un spectre d’absorption ; je compare les longueurs d’onde de ces raies aux raies d’émission de référence, avec la même méthode que pour un spectre d’émission.
Attention — une raie noire du spectre solaire n’est pas forcément due au Soleil : elle peut venir de l’atmosphère terrestre. Et dans le spectre d’une étoile, le fond continu renseigne sur la température, les raies sur la composition.
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Pour aller plus loin
Dispersion et réfraction. Pourquoi un prisme dévie davantage le violet que le rouge : l’indice du verre dépend de la longueur d’onde. Les lois de Snell-Descartes sont dans Lumière : propagation, réfraction et dispersion.
Loi de Wien (1re, enseignement scientifique). La longueur d’onde du maximum d’émission d’un corps chaud est inversement proportionnelle à sa température : λmax × T ≈ 2,9 × 10⁻³ m·K. Elle donne la température de surface d’une étoile à partir de son spectre : Rayonnement solaire : fusion et puissance reçue.
Photons et niveaux d’énergie (1re spécialité). Pourquoi une entité n’émet et n’absorbe que certaines radiations : la lumière est aussi faite de photons, et l’énergie d’un atome ne prend que certaines valeurs. La couleur des objets et des solutions s’explique par l’absorption : Lumière : images, couleurs et photons.
Les entités qui émettent. La structure des atomes et des ions, dont les raies sont la signature, est décrite dans Le noyau de l’atome.
- Une radiation monochromatique est caractérisée par sa longueur d’onde dans le vide, presque la même dans l’air ; le visible va d’environ 400 nm (violet) à 800 nm (rouge), entre l’ultraviolet et l’infrarouge ; 1 nm = 10⁻⁹ m.
- La lumière blanche est polychromatique, de spectre continu ; une lumière colorée peut être monochromatique ou polychromatique : seul le spectre le dit.
- Un corps chaud et dense émet un spectre continu d’origine thermique qui dépend de sa température : plus il est chaud, plus il émet et plus son spectre s’enrichit vers le bleu et le violet.
- Un gaz sous faible pression excité émet un spectre de raies colorées sur fond noir, signature de l’entité ; elle est présente si toutes ses raies du domaine observé sont retrouvées, à la précision près (photo étalonnée : λ = λ₁ + k × (x − x₁)).
- Un gaz traversé par la lumière d’une source plus chaude donne des raies noires aux positions de raies de son spectre d’émission : le spectre du Soleil révèle ainsi la composition de son atmosphère.
Questions fréquentes
Qu’est-ce qu’une lumière monochromatique ?
C’est une lumière formée d’une seule radiation, caractérisée par une seule longueur d’onde dans le vide (presque la même dans l’air). La lumière d’un laser en est l’exemple type : un prisme la dévie sans la décomposer. La lumière blanche, au contraire, est polychromatique : elle contient toutes les radiations du visible, d’environ 400 nm (violet) à 800 nm (rouge).
Que nous apprend le spectre d’un corps chaud ?
Un corps chaud et dense, comme un filament ou la surface d’une étoile, émet un spectre continu d’origine thermique. Il renseigne sur sa température, pas sur sa composition : plus le corps est chaud, plus il émet et plus son spectre s’enrichit en bleu et en violet. Une étoile blanc bleuté est donc plus chaude qu’une étoile rouge.
Qu’est-ce qu’un spectre de raies d’émission ?
C’est le spectre d’un gaz sous faible pression excité par une décharge électrique, ou d’une vapeur chauffée dans une flamme : quelques raies colorées fines sur fond noir. Chaque raie a une longueur d’onde précise et l’ensemble des raies est la signature de l’entité, atome ou ion, qui les émet. Au spectromètre, chaque raie apparaît comme un pic.
Comment identifier une entité avec un spectre de raies ?
On compare les longueurs d’onde des raies du spectre aux raies de référence de chaque entité, à la précision près. L’entité est présente si toutes ses raies situées dans le domaine observé sont retrouvées ; une seule coïncidence ne suffit pas. Sur une photo, on calcule d’abord l’échelle k = (λ₂ − λ₁) ÷ (x₂ − x₁) avec deux raies connues, puis λ = λ₁ + k × (x − x₁).
Pourquoi le spectre du Soleil a-t-il des raies noires ?
La surface du Soleil émet un spectre continu ; les gaz de son atmosphère, moins chauds, absorbent les radiations qu’ils sauraient émettre, d’où des raies noires aux mêmes longueurs d’onde que leurs raies d’émission. On y reconnaît l’hydrogène, le sodium, le fer ou le calcium. Quelques raies viennent de l’atmosphère terrestre : elles disparaissent des spectres pris depuis l’espace.
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