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Astrophysique3010

L'astrophysique au collégial - Martin Aubé et François Gaudreau 2012

Types de spectres

Il existe plusieurs types de spectres associés à autant de processus physique d'émission. Nous en définirons ici quelques-uns rencontrés en astrophysique.

Spectres thermalisés

Ces spectres prennent leur origine des systèmes en état d'équilibre thermique. On pense tout de suite au rayonnement du corps noir. Ce type de spectre est dit continu dans le sens que toutes les longueurs d'ondes sont représentées à divers niveau mais sans discontinuités en une longueur d'onde. Pour un système en équilibre thermique parfait, la radiation devrait suivre celle de la théorie du corps noir tel qu'établie par Planck. Entre autre, un corps noir est complètement caractérisé par deux variables physiques: sa température et sa surface émettrice. Ces variables physiques peuvent être mesurées expérimentalement à partir de la loi de Wien et de la loi de Stefan. La première s'explique par la dérivée de l'équation de Planck alors que la second par son intégration.

Loi de Wien: {##\lambda_{max} = \frac {2,9x10^{-3}}{T}##}

Loi de Stefan: {##P = A \sigma T^4##}

où {#\lambda_{max}#} est la longueur d'onde du maximum d'émission du spectre, {#T#} la température de surface en Kelvin, {#P#}, la puissance totale irradiée, et {#A#}, la surface émettrice. {#\sigma#} est la constante de Stefan 5,67x10^-8 W m^-2 K^-4.

Les étoiles et les planètes se rapprochent du modèle du corps noir et il est usuel d'utiliser ces étuations pour les décrire.

Spectres d'émissions

Les systèmes quantiques, tels que les atomes ou les molécules, sont caractérisés par des niveaux d'énergie discrets. Lorsqu'un tel système est excité par collision ou par excitation photonique, il peut passer d'un état d'énergie à un second état d'énergie dit supérieur. L'énergie cinétique ou l'énergie du photon est alors convertie en énergie potentielle en satisfaisant le principe de conservation de l'énergie. Toutefois, tôt ou tard, le système excité retournera à un niveau d'énergie plus basse. Cette transition peut se faire par transfert d'énergie cinétique via une collision ou par l'émission d'un photon. Comme les niveaux d'énergie sont discrets, les longueurs d'ondes des photons sont définies. Ces longueurs d'ondes dépend de la distribution des niveaux d'énergie en satisfaisant la conservation de l'énergie. Ainsi la différence d'énergie potentielle {#\Delta_U#} est convertie en énergie lumineuse (photon) donnée par {#h c / \lambda#}. Les transitions peuvent être liées à un changement d'orbitale de l'électron dans un atome, ou d'une transition de rotation ou de vibration dans une molécule. Certaines transitions de très faibles énergies sont aussi observées fréquemment telles que la transition de spin dans l'atome d'hydrogène. Cette transition spécifique donne lieu à l'émission d'un photon radio de 21cm de longueur d'onde. Cette longueur d'onde est un témoin de l'hydrogène atomique dans l'Univers. Les transitions entre orbitales sont plus énergétiques (UV, visible, proche infra-rouge) alors que les transition de rotation et de vibration se situent plutôt dans l'infrarouge et les micro-ondes. Le spectre résultant de ces transitions sont dits spectres d'émission et sont caractérisés par des valeurs discrètes de longueurs d'ondes.

Spectres d'absorption

Lorsqu'un gaz plus froid se situe entre une source de radiation continue et l'observateur, on observe un spectre de raies mais dont les raies sont sombres. Il s'agit d'une spectre d'absorption. Dans ce cas les photons de la source continue excitent un système quantique et leur énergie est alors absorbée pour occasionner une transition d'énergie. C'est pour cette raison que les raies sont sombres. Les photons sont retirés du spectre original tel que reçu par l'observateur.

Rayonnement synchrotron

Le rayonnement synchrotron ou de Bremsstrahlung apparaît lorsqu'une charge est accélérée. La charge émet alors comme un dipôle et son spectre n'est pas caractérisé par un maximum d'émission comme c'est le cas du corps noir. C'est tout de même un spectre continu (ou quasi continu car il s'agit en réalité d'un très grand nombre de transitions quantifiées très rapprochées en longueur d'onde. Un tel rayonnement peut survenir entre autre lorsqu'une particule chargée entre avec une vitesse dans un champ magnétique. En raison de la force de Lorentz, qui est perpendiculaire à la vitesse et au champ magnétique, la charge prends une trajectoire circulaire et de ce fait est accélérée. On parle alors d'un rayonnement synchrotron.

La force de Lorentz est décrite par {##\vec{F}_L = q \vec{v} \times \vec{B}##}

On peut par ailleur montrer que le rayon de la trajectoire circulaire est donné par:

{##\frac{m v^2}{r} = qVB##}

soit {##r=\frac{m v^2}{qvB}##}