Le spectre: ondes et concordances


Ce cours peut paraître bizarre dans un atelier son. En fait, il va simplement déborder. Il ira plus loin que le son tel qu'on l'entend,  plus loin que le son tel que certains animaux l'entendent, débordera dans les ondes radio, les micro-ondes, le spectre des ondes visibles et ira même au-delà. Il ira chercher certaines concordances entre toutes les fréquences et tentera d'expliquer comment tous ces phénomènes sont unis. Certaines lois de l'acoustique ont leur pendant en d'autres fréquences. Nous pouvons citer déjà 4 exemples: La résonnance, la réflexion, l'absorbtion et l'effet Doppler. Mais commençons d'abord par les bases...

Les longueurs d'ondes les plus lentes sont appelées matérielles car elles demandent un support matériel tel que l'air pour leur propagation. D'autres, plus rapides, sont appellées énergétiques car elles se propagent même dans le vide.



Les ondes matérielles

Partons d'abord d'un mouvement ondulatoire lent, et extrapolons vers le haut.

Gamme de fréquences audibles de 20 à 20000 Hz

Voici quelques exemples de longueurs d'ondes matérielles:

1 Hz               344 m  (un pendule d'une seconde) Une première loi de physique s'énonce: 1Hz (une oscillation par seconde) demande une longueur d'1 mètre. Allongez le pendule et le temps s'allongera d'autant. Ceci n'est pas une valeur audible.

10 Hz             34.4.m  Fréquence toujours inaudible à nos oreilles, mais déjà audible pour d'autres animaux. L'éléphant s'en sert pour localiser ses congénères jusqu'à 10 Km. Le pigeon emploie cette fréquence produite par les vents pour se localiser.

20 Hz :      Début des fréquences audibles pour les hommes

50 Hz             6.88 m
100 Hz           3.44 m
200 Hz           1.72 m
440 Hz           0.78 m   Ce qu'on appelle le "la"
1000 Hz         0.344 m
2000 Hz         0.172 m
3000 Hz         0.11 m
4000 Hz         0.086 m
5000 Hz         0.068 m
10000 Hz       0.034 m
15000 Hz       0.022 m    Fin des fréquences audibles pour des hommes vers 40 ans
20000 Hz        0.01 m     Fin des fréquences audibles pour les enfants.
25000 Hz                        Fin des fréquences audibles pour les chats
35000 Hz                        Fin des fréquences audibles pour les chiens
100 kHz                          Fin des fréquences audibles pour les chauve-souris (clics de 2 millisecondes et temps de silence pour l'écho)
200  kHz                         Fin des fréquences audibles pour les dauphins



Les ondes énergétiques


(150 kHz - 3 GHz)  10 cm   Radio   (4 à 8 Mhz pour les échographies)

(3 - 300 GHz)  De 10 cm à 1 mm   Micro-ondes, natels et radar

De 1 µm à 500 µm  Infrarouges (diodes de télécommandes, visibles avec les caméras)

De 400 nm à 700 nm   600 000 GHz  Lumière visible divisée ainsi:

- Rouge (620-700 nm)
- Orange (592-620 nm)
- Jaune (578-592 nm)
- Vert (500-578 nm)
- Bleu (446-500 nm)
- Violet (400-446 nm)

De 10 nm à 400 nm:  Ultraviolets (400 - 280 nm)

De 10-11 m à 10-8 m:  Rayons X
 
De 10-14 m à 10-11 m:  Rayons gamma

spectre



Notre galaxie vue sous différentes longueurs d'ondes

spectre

Spectre visible. - Ce mot possède en physique plusieurs sens. Employé dans son acception la plus large, il désigne un ensemble de radiations monochromatiques d'un type particulier. Ainsi, dans le contexte de l'étude du rayonnement électromagnétique. On pourra alors parler de spectre électromagnétique pour désigner toute l'étendue de la gamme de rayonnements électromagnétiques possibles. Cet ensemble étant couramment divisé en plusieurs parties ou domaines. Ces domaines vont du rayonnement gamma, défini par des énergies et des fréquences très élevées (soit par des longueurs d'ondes très courtes), au rayonnement radio, qui correspond à des énergies transportées par chacun de ses photons très faibles. La lumière visible, encadrée par le rayonnement ultraviolet (UV) et l'infrarouge (IR)  correspondant pour sa part à un domaine intermédiaire du spectre.

Regardons donc dans l'oeilleton du spectographe.(images ci-dessous) Si nous le tournons vers la fenètre, nous voyons les couleurs de l'arc-en-ciel. Normal, car la lumière traverse un prisme et est décomposée. Si nous regardons mieux, nous voyons de fines lignes sombres: ce sont les lignes d'absorbtion. Si nous le tournons vers un tube néon, nous y verrons des lignes lumineuses. Ce sont les raies d'émission.

Le mot spectre sert plus spécialement à désigner la distribution d'une caractéristique telle que l'intensité d'un rayonnement (ou d'une onde quelconque), en fonction de son énergie (ou d'une grandeur qui en dépend comme la fréquence ou la longueur d'onde). On désigne ainsi sous le nom de spectre lumineux la répartition de l'intensité d'une lumière en fonction de la longueur d'onde (ou de la fréquence) des rayonnements qu'elle contient.

D'un point de vue plus concret, cela revient à définir un spectre comme l'apparence de la lumière émise par un corps lorsqu'elle est dispersée par un prisme (ou un réseau de diffraction). On reconnaîtra alors trois familles principales de spectres : les spectres continus, où les différentes couleurs observées forment un continuum; les spectres de raies, qui sont eux-mêmes de deux sortes : les spectres en absorption,  où certaines radiations (signalées dans le dispositif expérimental par des raies sombres) sont absentes ou très atténuées, et les spectres en émission où, au contraire, certaines radiations (signalées dans le dispositif expérimental par des raies brillantes) sont plus intenses. 

C'est Newton qui a d'abord montré, dès 1666, que la lumière blanche du Soleil pouvait se décomposer grâce à un prisme en une multitude de rayonnements de couleurs. Lorsqu'un faisceau de lumière solaire subit l'action décomposante du prisme, on obtient un spectre brillant qui, à l'instar de celui que révèle l'arc-en-ciel, présente toute la gamme des couleurs, mais que l'on réduit souvent par habitude à la série traditionnelle des sept couleurs dites primitives (le rouge, l'orangé, la jaune, le vert, le bleu, l'indigo et le violet...). Ces couleurs empiètent ordinairement les unes sur les autres; mais si l'un a la précaution d'associer au prisme une lentille convergente et de rétrécir le faisceau par une fente étroite, les divers rayons simples sont alors respectivement confinés dans une série d'espaces contigus, rétrécis, analogues à celui qui se trouve compris entre les bords mêmes de la fente. C'est ainsi qu'on en 1802, soit 138 ans après la découverte de Newton, Wollaston a constaté que quatre raies sombres semblaient séparer les couleurs. Ces raies plus ou moins marquées qui sillonnent le spectre solaire ont été appelées raies de Fraunhofer, du nom du physicien qui, le premier, les a étudiées en détail. Fraunhofer reconnut 500 à 600 de ces raies obscures dans le spectre du Soleil, et montra que malgré l'apparence de leur disposition fortuite, elles sont d'une fixité absolue. En effet, il les retrouva dans Ia lumière du jour réfléchie par les nuages, ainsi que dans celle de la Lune et des diverses planètes, car cette dernière n'est que de la lumière solaire réfléchie. En conséquence, il fut dès lors bien établi que ces raies constituent un caractère indélébile de la lumière solaire. 

Fraunhofer désigna par les huit premières lettres majuscules de l'alphabet les huit raies les plus intenses de ce spectre, puis par des minuscules les raies qui venaient après celle-ci par leur importance. 

Les conventions encore en usage aujourd'hui pour désigner les raies où les zones du spectre électromagnétique dérivent des principes énoncés par Fraunhofer :

La lumière solaire renferme des rayons de toutes les couleurs, mais elle ne renferme pas rigoureusement toutes les nuances appartenant à chacune des couleurs. Les lumières artificielles fournissent également des lumières colorées; mais des raies colorées, brillantes, que le Soleil ne possède pas, caractérisent ces radiations lumineuses. Chaque sorte lumière artificielle fournit un spectre différent, et ces différences dépendent de la présence des particules existant dans la flamme et portées à l'incandescence. Wheatstone le premier a remarqué quelle nombre et la disposition des ligne lumineuses dans le spectre sont caractéristiques de tel ou tel métal. Mais c'est à Kirchhoff et à Bunsen, tous deux professeurs à Heidelberg, que l'on doit l'avoir généralisé cette observation, d'avoir tiré de là une méthode l'analyse nouvelle, l'analyse spectrale, permettant de connaître la composition d'un corps grâce à l'étude de la lumière qu'il émet, par la simple observation de la disposition et des caractéristiques des raies que contient son spectre.

On l'a noté plus haut, dans le spectre produit par un faisceau de lumière solaire, soit directe, soit réfléchie, le nombre et la position des raies obscures, dites raies de Fraunhofer, sont absolument invariables. Les spectres qui donne la radiation lumineuse des étoiles présentent de même des raies obscures; mais ici les raies sont distribuées autrement. Bien plus, chaque étoile fixe affecte, dans la distribution de ces raies, un mode particulier et caractéristique. D'après ce qui précède, il est aisé de concevoir que ces différences doivent résulter de certaines différences correspondantes dans la constitution de ces globes immenses et si éloignés de nous (Les types spectraux des étoiles). En comparant le spectre fourni par la lumière solaire, avec ceux que donnent les métaux actuellement connus, Kirchhoff et Bunsen ont constaté que le premier renferme les raies que produit le sodium, le lithium, le strontium, le magnésium, le fer, le chrome et le nickel, tandis que l'un y trouve pas les raies propres à l'argent, au cuivre, au zinc, au cobalt, a l'antimoine, à l'aluminium et au silicium.

« Telles sont, écrira Léon Foucault, les conséquences grandioses et inattendues auxquelles on arrive en suivant pas à pas la logique des faits. La lumière est le seul moyen de communication que la nature ait mis entre nous et les corps célestes. Mais celle lumière, dans son admirable complexité, se compose d'une infinité de rayons dont chacun peut contenir un renseignement, et que le prisme a la précieuse propriété d'isoler et de ranger dans l'ordre parfait de leur réfrangibilité. Une fois étalés en spectres, ces innombrables rayons sont pour ainsi dire numérotés par ordre, si bien qu'au premier coup d'oeil on constate les forts, les faibles, les présents et les absents. La pile, ce puissant engin calorifique qui réduit en vapeurs tous les corps conducteurs, nous montre, en les portant à l'incandescence, que dans ces circonstances où la cohésion est détruite, toutes ces vapeurs vibrent comme des harpes avec une sonorité propre, émettant dans l'espace des notes lumineuses douées d'un timbre inaltérable et capables de franchir les plus grandes distances. Qu'importent donc les 30 millions de lieues qui nous séparent du Soleil? Si ses rayons parviennent jusqu'à nous et qu'ils renferment les signes caractéristiques de substances connues parmi nos éléments, la conséquence est forcée: ces substances appartiennent incontestablement au soleil. »

Les spectres en émission.
Un spectre en émission correspond à un système de raies brillantes apparaissant dans le spectre de la lumière, d'un atome, d'une molécule, ou plus généralement d'un gaz dilué, porté la plupart du temps à haute température. Dans le cas des étoiles très chaudes, ces raies brillantes se superposent au spectre continu. Elles traduisent  normalement l'émission du gaz très chaud situé qui constitue la couronne de l'étoile. Les spectres en émission sont cependant plus fréquents dans les régions chaudes du milieu interstellaire : ils caractérisent la lumière émise par les nébuleuses brillantes. La couleur rougeâtre qu'elles affectent souvent étant due à  l'émission de l'hydrogène qu'elles renferment en abondance. On notera qu'il existe aussi des raies d'émission en provenance de gaz très froids, et qui s'observent dès lors dans les domaines micro-onde et radio. C'est le cas de l'émission à 21 cm de longueur d'onde par les atomes d'hydrogène dispersés dans des nuages froids du milieu interstellaire. 
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Les spectre en absorption.
On parle de spectre en absorption pour définir un spectre composite, formé d'un  spectre de raie sombres qui se détachent sur le fond fond brillant d'un spectre continu. La composante continue peut provenir de n'importe quelle source située en arrière plan. Dans le cas des étoiles, c'est la région profonde de leur photosphère. La composante discrète est, pour sa part, causée par l'interposition de gaz entre la source du fond continu et l'observateur. Ce pourra être le gaz des couches supérieures d'une atmosphère stellaire (L'atmosphère du Soleil), mais aussi un nuage de gaz interstellaire sans rapport avec l'étoile, ou même l'air de notre atmosphère. Dans tous les cas, les particules du gaz interposé interceptent et absorbent plus ou moins complètement les radiations qui les traversent à des longueurs d'ondes bien définies. Ces radiations sont donc atténuées ou même complètement absentes de la composante continue du spectre. Comme dans le cas des spectres en émission, le système de raies, distribué dans les deux cas de la même façon, constitue une sorte de code-barre qui caractérise les atomes intercepteurs (leur nature d'abord, puis les conditions physiques dans lesquelles ils se trouvent). 


Le décalage Doppler -  Phénomène observé dans tous les cas où la source d'une onde (de nature indifférente) se déplace par rapport à l'observateur. La longueur d'onde du rayonnement reçu est plus grande lorsque la source s'éloigne, et plus courte lorsque la source se rapproche. Cet effet explique en particulier le décalage observé dans le spectre de la lumière d'un astre en mouvement par rapport à l'observateur : lorsque l'astre se rapproche, sa lumière est décalée vers la partie bleue du spectre. Elle est décalée au contraire vers la partie rouge, si la source s'éloigne. Ce phénomène, connu dans sa forme la plus générale sons l'appellation de d'effet Doppler

Analyse de différents spectres lumineux

1) le spectre solaire
spectographe du doleil


2) les ampoules "basses consomation"
lumière basse consomation


3) Les tubes néons "blanc industrie"
blanc industrie


4) Les tubes néons "lumière du jour"
lumiere du jour


5) éclairage public au sodium
public


6) écran d'ordinateur
écran


Exemples de concordances dans les phénomènes ondulatoires:



La réflexion

- Sonore: écho et écholocation
- Radio: radar
- Lumière: les couleurs visibles reflétées
- Dans tous les cas, ce qui n'est pas reflété se pert en chaleur

La réflexion focalisée
(une onde frappant une parabole elliptique est déviée vers le foyer de cette parabole)

- Sonore: salles voûtées, lobe et  main à l'oreille, micro canon
- Miroirs ardents
- Phare de voitures
- Antennes satellites


L'absorbtion (ondes perdant leur énergie en traversant certains matériaux)

- Sonore: voix et cordes de piano
- Lumière: les raies d'absorbtion


L'effet Doppler (Phénomène observé dans tous les cas où une source d'onde se déplace par rapport à l'observateur)

- Sonore: bruit de formule 1
- Radio: radar de police
- Lumière: éloignement des galaxies

Le rapport fréquence / portée (pour une même puissance, une onde plus longue portera plus loin mais sera moins précise)

- Sonore: localisation des éléphants
- Lumineuse: laser rouge et laser bleu
- Radio: Natels A et Natels C
- Les basses du voisin traversent mieux les murs que les aigües

La résonnance

- 2 pendules de même longueur couplés ensemble se mettent en opposition de phase
- Sonore: exemple du diapason
- Lumière: rayon laser

Le filtre

- Pendule sur un trou
- Filtre de Briggs
- Grille de micro-onde


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