Raies de Fraunhofer

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En physique et en optique, les raies de Fraunhofer sont les raies d'absorption du spectre solaire.

Le spectre continu du Soleil observé à travers un prisme est coupé d'un grand nombre de raies spectrales sombres ou pratiquement noires : certaines longueurs d'onde manquent, ou du moins sont très affaiblies dans la lumière du Soleil.

Le spectre solaire avec les raies de Fraunhofer.

Sommaire

Historique [modifier]

Spectre solaire avec les raies de Fraunhofer.


En 1802, le chimiste anglais William Hyde Wollaston est le premier à observer un certain nombre de bandes noires dans le spectre solaire. Cette découverte marque la naissance de la spectroscopie stellaire. En 1814, le physicien allemand Joseph von Fraunhofer redécouvre ces raies et entreprend une étude approfondie pour mesurer précisément les longueurs d'onde de ces raies. Au total, il a répertorié 570 lignes et nommé les principales raies avec les lettres A à K, et les raies moins importantes avec d'autres lettres[1]. Les moyens modernes d'observation du rayonnement solaire permettent de détecter des milliers d'autres raies.

Par la suite, le physicien allemand Gustav Kirchhoff et le chimiste Robert Bunsen découvrent l'association de chaque élément chimique avec une série de raies spectrales, et en déduisent que les lignes sombres sont dues à l'absorption de certaines longueurs d'ondes du rayonnement solaire par ces éléments dans les couches supérieures du Soleil. Les atomes agissent comme des filtres de longueurs d'onde précises sur le spectre électromagnétique. Leur signature spécifique permet de les identifier. Certaines de ces raies sont également provoquées par les molécules d'oxygène dans l'atmosphère terrestre.

Le Soleil émet un rayonnement à large spectre, qui inclut le domaine visible par l'œil humain. L'ensemble des sillons apparaissant dans le spectre reçu à la surface de la Terre forme les raies de Fraunhofer.
Spectre de luminosité du ciel bleu proche de l'horizon, pointant vers l'est, vers 15 ou 16 h, et par temps clair.

Liste des principales raies [modifier]

Les principales raies de Fraunhofer, et leurs éléments associés, sont présentés dans le tableau ci-dessous :

Désignation Élément Longueur d'onde (nm) Désignation Élément Longueur d'onde (nm)
y O2 898,765 c Fe 495,761
Z O2 822,696 F H β 486,134
A O2 759,370 d Fe 466,814
B O2 686,719 e Fe 438,355
C H α 656,281 G' H γ 434,047
a O2 627,661 G Fe 430,790
D1 Na 589,592 G Ca 430,774
D2 Na 588,995 h H δ 410,175
D3 ou d He 587,5618 H Ca+ 396,847
e Hg 546,073 K Ca+ 393.368
E2 Fe 527,039 L Fe 382,044
b1 Mg 518,362 N Fe 358,121
b2 Mg 517,270 P Ti+ 336,112
b3 Fe 516,891 T Fe 302,108
b4 Fe 516,891 t Ni 299,444
b4 Mg 516,733

Les raies de Fraunhofer C, F, G' et h correspondent aux raies alpha, bêta, gamma et delta de la série de Balmer du spectre d'émission de l'atome d'hydrogène.

Les raies D1 et D2 correspondent au fameux doublet du sodium, dont le milieu D est situé à 589,2 nm. La désignation historique de cette raie correspond à toutes les transitions entre l'état fondamental et les premiers états excités des atomes alcalins.

Dans la littérature scientifique, on peut relever des désaccords sur certaines désignations. Par exemple, la raie d correspond tantôt à la raie cyan du fer à 466,814 nm, tantôt à celle jaune de l'hélium (également appelée D3). De même, il existe une ambiguïté sur la désignation de la raie e, qui correspond soit au fer à 438,355 nm, soit au mercure à 546,073 nm. Pour lever ces ambiguïtés, les appellations des raies de Fraunhofer sont suivies par l'élément auquel ils sont associés. Exemples : raie D de l'hélium, raie e du mercure.

Applications [modifier]

En raison de leurs longueurs d'onde bien définies, les raies de Fraunhofer sont souvent utilisées pour caractériser l'indice de réfraction et les propriétés de dispersion des matériaux optiques.

Les raies de Fraunhofer servent aussi à renseigner à distance sur la composition d'objets célestes émettant de l'énergie électromagnétique. Le phénomène se produit lorsqu'un atome absorbe un photon d'une énergie suffisante pour provoquer le saut d'un électron vers une autre orbitale. Chaque saut, appelé aussi excitation, est associé à une longueur d'onde spécifique. Grâce à l'étude de l'absorption du spectre électromagnétique de la lumière visible, nous pouvons établir la preuve de l'existence de nombreux éléments atomiques dans des régions froides ou à la surface d'un astre.

Références [modifier]

  1. ↑ Jenkins, Francis A. ; White, Harvey E. (1981), Fundamentals of Optics (4th ed.), McGraw-Hill, p. 18, ISBN 0072561912

Voir aussi [modifier]

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