Astronomie

Absorption de la lumière par la matière

Absorption de la lumière par la matière

Qu'est-ce qui détermine si les photons peuvent ou non être absorbés par la matière ? Intuitivement, la réponse est qu'une particule chargée peut absorber des photons (qu'elle soit chargée positivement ou négativement), et les particules neutres ne le peuvent pas. Mais la lumière est souvent absorbée par les atomes dans la matière en vrac, ce qui augmente leur mouvement thermique. Le problème avec ceci est que les atomes sont neutres, et donc vous ne penseriez pas qu'ils pourraient absorber la lumière.


Ce sont les électrons d'un atome qui absorbent l'énergie du photon, pas le noyau. La fréquence de l'onde lumineuse entrante est égale ou proche des niveaux d'énergie des électrons dans la matière. Les électrons vont absorber l'énergie de l'onde lumineuse et changer leur état énergétique.

Les atomes vibrent perpétuellement à toute température supérieure à zéro Kelvin. Certains de ces atomes vibrent suffisamment vigoureusement pour que leur énergie vibratoire soit à peu près égale à l'énergie électrique absorbée par les photons (essentiellement, ils sont en résonance avec l'énergie des photons). Ces atomes effectuent ensuite une transition quantique de excité électroniquement à excité vibratoirement, ce qui signifie que l'énergie fait bouger l'atome entier. Nous ressentons ce mouvement comme de la « chaleur ». Les atomes qui font le saut vers l'excitation vibrationnelle entrent bientôt en collision avec les atomes voisins, dissipant leur énergie vibrationnelle.


Comme @Codosaur l'a mentionné plus tôt, ce sont les électrons qui absorbent l'énergie du photon et ne pas le noyau.

Prenons un exemple théorique pour voir comment cela fonctionne.

Imaginez un atome sans aucune perturbation. Ses électrons sont dans un état détendu. C'est-à-dire que les électrons sont stable dans leurs orbites.

Or, l'énergie d'un photon est absorbée par l'atome. Cela peut éventuellement conduire un (ou plusieurs) électrons de l'atome à obtenir excité et passer à un niveau d'énergie plus élevé.

Lorsque l'électron passe à cet état excité, il est instable.

Pour ceux qui ne le savent pas, lorsqu'un électron passe d'un état d'énergie à un autre (supérieur ou inférieur n'a pas d'importance), cela s'appelle un transition.

Pour que la transition se produise, l'énergie déjà présente dans l'électron doit être supérieure ou égale à la différence entre les 2 niveaux d'énergie.

La partie après ceci est seulement si vous êtes intéressé. Ce n'est pas directement lié à la question.

Après être devenu instable, l'électron reviendra bientôt à son état stabilisé normal et émettra également un photon avec une énergie de la différence entre les 2 niveaux d'énergie de l'électron.

J'espère que cela t'aides,

P.S. Ce lien a une très belle visualisation de la même chose.


C'est l'inverse.

Une particule chargée ponctuellement comme un électron ne peux pas absorber un photon. C'est interdit, car l'énergie et la quantité de mouvement ne peuvent pas être conservées simultanément. Seule la diffusion est autorisée dans de telles circonstances.

Cependant, une particule chargée qui se trouve dans le champ électrique d'une autre (par exemple un électron dans le champ électrique d'un noyau) pouvez absorber (ou émettre) un photon.

La façon de penser classiquement est en termes de moments dipolaires électriques. Un atome n'a pas de charge nette mais peut avoir un moment dipolaire électrique, car les charges positive et négative ne sont pas au même endroit. Ce moment dipolaire électrique peut interagir avec les ondes électromagnétiques entrantes et peut être amené à osciller en extrayant de l'énergie de l'onde entrante.

Dans l'extension de la mécanique quantique à cette image, le dipôle électrique n'oscillera que dans certains modes avec des énergies discrètes. Seuls les photons dans une certaine plage étroite de fréquences/énergies pourront exciter (ou désexciter) ces oscillations.

L'extension à la matière en vrac (et je suppose que vous entendez par là les solides) est que les atomes eux-mêmes sont disposés en réseaux et autres structures. Ceux-ci ont des moments dipolaires électriques (ou multipolaires d'ordre supérieur) qui peuvent être excités en oscillation par des ondes électromagnétiques/photons d'une manière similaire. c'est-à-dire qu'ils offrent d'autres modes de vibration qui agissent comme une voie d'absorption et d'émission de photons.

PS.

Les noyaux eux-mêmes peuvent avoir des moments dipolaires électriques ou multipolaires d'ordre supérieur et sont capables d'absorber (ou d'émettre) directement des rayons gamma.


Absorption de la lumière par la matière - Astronomie


Comme nous l'avons noté dans la section sur l'atome de Bohr, les atomes isolés peuvent absorber et émettre des paquets de rayonnement électromagnétique ayant des énergies discrètes dictées par la structure atomique détaillée des atomes. Lorsque la lumière correspondante passe à travers un prisme ou un spectrographe, elle est séparée spatialement en fonction de la longueur d'onde, comme illustré dans l'image suivante.

Séparation de la lumière par un prisme en fonction de la longueur d'onde

Spectres de continuum, d'émission et d'absorption

Le spectre correspondant peut présenter un continuum, ou peut s'être superposé aux raies lumineuses du continuum (un Spectre d'émission ) ou des lignes sombres (un spectre d'absorption ), comme illustré dans la figure suivante.

Spectres continus, d'émission et d'absorption

Origine des spectres de continuum, d'émission et d'absorption

Les origines de ces trois types de spectres sont illustrées dans la figure suivante.

Sources de spectres continus, d'émission et d'absorption


Ainsi, spectre d'émission sont produits par des gaz minces dans lesquels les atomes ne subissent pas beaucoup de collisions (à cause de la faible densité). Les raies d'émission correspondent aux photons d'énergies discrètes qui sont émis lorsque des états atomiques excités dans le gaz font des transitions vers des niveaux inférieurs.

UNE spectre continu se produit lorsque les pressions de gaz sont plus élevées, de sorte que les lignes sont élargies par les collisions entre les atomes jusqu'à ce qu'elles soient étalées dans un continuum. Nous pouvons considérer un spectre continu comme un spectre d'émission dans lequel les raies se chevauchent et ne peuvent plus être distinguées en tant que raies d'émission individuelles.

Un spectre d'absorption se produit lorsque la lumière traverse un gaz froid et dilué et que les atomes du gaz absorbent à des fréquences caractéristiques, car la lumière réémise est peu susceptible d'être émise dans la même direction que le photon absorbé, cela donne lieu à des lignes sombres (absence de lumière) dans le spectre.

Série d'émission et d'absorption d'hydrogène

Le spectre de l'hydrogène est particulièrement important en astronomie car la majeure partie de l'Univers est constituée d'hydrogène. Les processus d'émission ou d'absorption dans l'hydrogène donnent lieu à des séries , qui sont des séquences de lignes correspondant à des transitions atomiques, chacune se terminant ou commençant par le même état atomique dans l'hydrogène. Ainsi, par exemple, le Balmer Séries implique des transitions commençant (pour l'absorption) ou se terminant (pour l'émission) avec le premier état excité de l'hydrogène, tandis que le Série Lyman implique des transitions qui commencent ou se terminent par l'état fondamental de l'hydrogène l'image adjacente illustre les transitions atomiques qui produisent ces deux séries en émission.

En raison des détails de la structure atomique de l'hydrogène, la série Balmer est dans le spectre visible et la série Lyman est dans l'UV. L'image suivante illustre certaines des transitions de la série Balmer.

Le spectre Balmer de l'hydrogène


Les raies de Balmer sont désignées par H avec un indice grec par ordre de longueur d'onde décroissante. Ainsi, la transition de Balmer à longueur d'onde la plus longue est désignée H avec un indice alpha, la deuxième plus longue H avec un indice bêta, et ainsi de suite.


Polarisation par Absorption

Les filtres Polaroid absorbent une composante de polarisation tout en transmettant les composantes perpendiculaires. L'intensité de la lumière transmise dépend de l'orientation relative entre la direction de polarisation de la lumière entrante et l'axe de polarisation du filtre.

Comment ça fonctionne:

Les filtres polaroïds sont constitués d'un réseau parallèle de molécules à longue chaîne dont les électrons peuvent se déplacer le long de la longueur des molécules mais ne peut pas se déplacer librement de l'autre côté les molécules étroites. Si le champ électrique de la lumière incidente est parallèle aux longues molécules, des courants microscopiques d'électrons circulent et l'énergie de la lumière est finalement absorbée et dissipée sous forme de chaleur (résistance au flux de courant). D'un autre côté, si la lumière incidente est polarisée de sorte que son champ électrique est perpendiculaire aux longues chaînes, les électrons ne peuvent pas circuler, il n'y a donc pas de courant net, de chauffage ou d'absorption. Ainsi, seule la lumière d'une polarisation (à travers les molécules) est transmise. Les filtres Polaroid sont pris en sandwich entre deux feuilles de plexiglas de 1/8" d'épaisseur, mesurant 45 cm de côté. 1 Pour faciliter l'utilisation, les axes de polarisation sont marqués avec du ruban jaune. Un caisson lumineux 2 constitue une bonne source de lumière blanche non polarisée. Un Le filtre est placé devant la boîte à lumière et devient le polariseur un second filtre sert d'analyseur.La loi d'extinction, dite loi d'intensité cos 2 de Malus, peut être démontrée en faisant tourner le filtre de l'analyseur.

Le mettre en place :

Le banc de conférence est le meilleur emplacement pour la visualisation - l'extinction de la lumière est la plus complète lorsque les filtres sont vus perpendiculairement à la surface, donc l'installation doit être aussi éloignée que possible des premières rangées afin que les étudiants assis dans les ailes latérales ne t obtenir une vue trop oblique. Dans les très grandes salles de conférence, il peut être judicieux d'avoir l'installation sur un chariot de démonstration qui peut être tourné pour donner une vue optimale au public gauche, central et droit. Cela nécessite bien sûr de répéter la démonstration trois fois de suite, mais cela ne prend pas longtemps et vaut le temps supplémentaire.

Commentaires:

Ce type de filtre polarisant a été inventé par Edwin H. Land en 1928 alors qu'il était un étudiant de 19 ans ici à Harvard. Son intérêt avait été stimulé par la lecture de cristaux polarisants découverts en 1852 par William Herepath, un médecin anglais, lorsque son assistant avait accidentellement laissé tomber de l'iode dans l'urine d'un chien qui avait été nourri à la quinine ! La plupart des cristaux n'absorbent pas toutes les longueurs d'onde de la même manière et la lumière transmise est donc colorée. De tels cristaux sont appelés dichroïque 3 parce que même la lumière non polarisée qui les traverse dans une direction devient d'une couleur différente de celle de la lumière qui les traverse dans une direction différente.

1 Le matériau polarisant est de type HN32 disponible auprès de la division Polaroid Polarizer, 1 Upland Rd., Norwood MA 02062. Il se présente en feuilles mesurant 19" × 50" × 0,030" et est un polariseur linéaire de couleur neutre de l'alcool polyvinylique- type iode. Il a une transmission lumineuse totale d'environ 32% et une transmission d'extinction d'environ 0,005%. Il représente le meilleur équilibre entre transmission et extinction pour un usage général. Si une densité d'extinction extrême est requise, il faut utiliser Polaroid Type HN22 qui a une transmission lumineuse totale d'environ 22 % et une transmission d'extinction d'environ 0,0005 %. Il est de couleur légèrement verte. Les deux types peuvent être utilisés dans le proche infrarouge (jusqu'à environ 850 nm).
2 Visionneuse de diapositives/transparences PortaView Light Box modèle 2020 de Logan, elle mesure environ 45 × 35 cm.
3 Le mot dichroïque en est venu à désigner tout matériau qui produit de la lumière polarisée par absorption -- donc Polaroid est considéré comme dichroïque.


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Spectres d'absorption

La matière peut émettre de la lumière, mais l'inverse est également vrai : la matière peut absorber la lumière. En astronomie, ce phénomène est souvent observé lorsque la lumière blanche, quelle que soit sa source (la surface du Soleil ou d'une autre étoile, par exemple) traverse un mince nuage de gaz ou de poussière.

Dans ce cas, au lieu de voir un spectre continu du rouge au violet, les astronomes observeront un spectre dans lequel plusieurs rayons de couleur manquent et des lignes sombres prennent leur place.

C'est vers 1802 que le chimiste britannique William Hyde Wollaston a remarqué pour la première fois que le spectre du Soleil présentait justement ce type d'effet. Le spectre solaire est discontinu avec de nombreuses raies sombres apparaissant parmi les bandes colorées. À l'époque, Wollaston ne comprenait pas pourquoi il en était ainsi.

En 1814, l'opticien allemand Josef von Fraunhofer remarqua également ces mêmes raies sombres dans le spectre de la lumière solaire. Bien qu'il n'ait pas non plus compris leur signification, il a néanmoins mesuré et documenté les positions de 324 lignes.

Ce n'est qu'en 1859 que le physicien allemand Gustav Robert Kirchhoff comprit que les raies sombres de Fraunhofer correspondaient exactement aux raies lumineuses émises par certains éléments connus. Selon lui, les lignes sombres représentaient des éléments chimiques spécifiques présents dans l'atmosphère du Soleil mais absorbant certains rayons spectraux émis par la surface du Soleil.

Kirchhoff a nommé ce type de spectre un "spectre d'absorption". Malheureusement, il ne comprenait pas à l'époque comment la matière pouvait absorber les rayons spectraux.

En 1860, l'astronome italien Giovanni Battista Donati eut l'idée d'attacher un spectroscope à son télescope. Il étudia le spectre d'une quinzaine d'étoiles et publia ses résultats en 1863. Il fut suivi en 1862 par l'astronome amateur britannique William Huggins, l'astronome américain Lewis Morris Rutherfurd et l'astronome italien Angelo Secchi, qui travaillèrent tous indépendamment sur le Soleil, les planètes, la Lune et les étoiles.

Ces chercheurs ont amorcé une révolution scientifique en étant les premiers à extraire des informations de la lumière émise par les étoiles. Ils furent rapidement suivis par d'autres astronomes, et l'étude des spectres d'émission devint le principal domaine d'étude de l'astronomie. Malgré des progrès considérables, l'explication de l'absorption de la lumière par la matière échappait encore aux scientifiques de l'époque.

Le physicien danois Niels Henrik David Bohr a finalement fourni la réponse en 1913. Bohr a développé un nouveau modèle de l'atome composé d'électrons chargés négativement qui occupent des orbitales spécifiques autour d'un noyau positif.

Selon Bohr, plus l'orbitale électronique est éloignée du noyau, plus son contenu énergétique est élevé afin de compenser la grande distance au noyau et sa force d'attraction.

Lorsqu'un matériau froid est chauffé, certains des électrons passeront des orbitales de faible énergie proches du noyau à des orbitales plus éloignées et plus énergétiques. Pour ce faire, chaque électron doit augmenter son contenu énergétique pour correspondre exactement au niveau d'énergie de la nouvelle orbitale qu'il occupera.

Bohr a proposé que les électrons absorbent cette énergie supplémentaire sous la forme de "paquets d'énergie" comme décrit par Planck et Einstein.

Le même type de phénomène se produit dans l'espace lorsque la lumière émise par la surface d'une étoile (comme le Soleil) brille à travers les gaz plus froids de l'atmosphère qui l'entoure. L'atmosphère absorbe une partie de la lumière blanche émise par l'étoile, ce qui produit un spectre de couleurs marqué par des raies sombres (raies d'absorption) caractéristiques des éléments présents dans le gaz.

L'étude du spectre d'une étoile nous renseigne ainsi sur la composition chimique de son atmosphère.


Flashs de lumière sur la matière noire

Étudier l'espace intergalactique à l'aide de la lumière provenant de quasars très lointains : grâce à des simulations utilisant un supercalculateur, de nouvelles recherches ont offert de nouvelles preuves sur l'un des grands mystères de l'Univers.

Une toile qui traverse des espaces intergalactiques infinis, une forêt cosmique dense illuminée par des lumières très lointaines et une immense énigme à résoudre. Ce sont les ingrédients pittoresques d'une recherche scientifique - menée par une équipe internationale composée de chercheurs de SISSA, ICTP, l'Institut d'astronomie de Cambridge et l'Université de Washington &ndash qui ajoute un détail important à la connaissance de l'un des éléments fondamentaux de notre Univers : la matière noire. Afin d'étudier ses propriétés, les scientifiques ont analysé l'interaction du &ldquocosmic web&rdquo - un réseau de filaments constitués de gaz et de matière noire présent dans tout l'Univers - avec la lumière provenant de quasars et de galaxies très éloignés. Les photons interagissant avec l'hydrogène des filaments cosmiques créent de nombreuses raies d'absorption définies & ldquoLyman-alpha forest & rdquo. Cette interaction microscopique parvient à révéler plusieurs propriétés importantes de la matière noire à des distances cosmologiques. L'étude et ses résultats confortent en outre la théorie de la Cold Dark Matter, qui est composée de particules qui se déplacent très lentement, tandis que, pour la première fois, ils mettent en évidence l'incompatibilité avec un autre modèle, à savoir la Fuzzy Dark Matter, pour laquelle l'obscurité les particules de matière ont des vitesses plus importantes. La recherche a été réalisée grâce à des simulations effectuées sur des supercalculateurs parallèles internationaux et a récemment été publiée dans Lettres d'examen physique.

Bien que constituant une partie importante de notre cosmos, la matière noire n'est pas directement observable, elle n'émet pas de rayonnement électromagnétique et elle n'est visible que par des effets gravitationnels. De plus, sa nature reste un profond mystère. Les théories qui tentent d'explorer cet aspect sont diverses. Dans cette recherche, les scientifiques ont étudié deux d'entre eux : la matière noire dite &ldquocold&rdquo, considérée comme un paradigme de la cosmologie moderne, et un modèle alternatif appelé Fuzzy Dark Matter (FDM), dans lequel la matière noire est réputée composée de bosons ultralégers pourvus de une pression non négligeable à petite échelle. Pour mener à bien leurs investigations, les scientifiques ont examiné la toile cosmique en analysant la soi-disant forêt Lyman-alpha. La forêt Lyman-alpha est constituée d'une série de raies d'absorption produites par la lumière provenant de sources très lointaines et extrêmement lumineuses, qui traverse l'espace intergalactique en se dirigeant vers les télescopes terrestres. L'interaction atomique des photons avec l'hydrogène présent dans les filaments cosmiques est utilisée pour étudier les propriétés du cosmos et de la matière noire à d'énormes distances.

Grâce à des simulations réalisées avec des supercalculateurs, les chercheurs ont reproduit l'interaction de la lumière avec la toile cosmique. Sur la base des résultats obtenus, ils ont pu déduire certaines des caractéristiques des particules qui composent la matière noire. Plus particulièrement, des preuves ont montré pour la première fois que la masse des particules, qui composeraient la matière noire selon le modèle FDM, n'est pas cohérente avec la forêt Lyman-alpha observée par le télescope Keck (Hawaii, États-Unis) et le Very Large Telescope (Observatoire Européen Austral, Chili). Fondamentalement, l'étude ne semble pas confirmer la théorie de la matière noire floue. Les données, au contraire, soutiennent le scénario envisagé par le modèle de la matière noire &ldquocold&rdquo.

Les résultats obtenus - disent les scientifiques - sont importants car ils permettent de construire de nouveaux modèles théoriques de description de la matière noire et de nouvelles hypothèses sur les caractéristiques du cosmos. De plus, ces résultats peuvent fournir des indications utiles pour la réalisation d'expériences en laboratoire et peuvent orienter les efforts d'observation visant à faire progresser ce thème scientifique passionnant.

Contact IoA local: Dr Martin Haehnelt, Kavli Institute for Cosmology Cambridge

Communiqué de presse de Trieste ici et Document de recherche: Irsic, Viel, Haehnelt, Bolton et Becker

Images (cliquez sur l'image pour accéder à la version à plus haute résolution).

Sur le côté gauche, la toile cosmique dans le scénario froid standard, tandis que sur le côté droit, à quoi cela ressemblerait dans le modèle Fuzzy Dark Matter. Les lignes courbes dans les deux panneaux montrent comment l'absorption par l'hydrogène neutre dans la toile cosmique se comporte dans les deux modèles. La courbe de droite n'est pas en accord avec les données, tandis que celle de gauche le fait.


Spectroscopie d'absorption

En termes de physique, l'absorption est définie comme la manière dont l'énergie des photons est absorbée par la matière et transformée en d'autres formes d'énergie, comme la chaleur. Toute la lumière du spectre électromagnétique est constituée de photons à différents niveaux d'énergie. Les ondes radio sont des photons avec des quantités d'énergie plus faibles et les rayons gamma sont des photons avec des niveaux d'énergie très élevés. Lorsqu'un photon frappe la matière, il peut être soit réfléchi, soit absorbé par la matière. Et s'il est absorbé, l'énergie du photon se transforme en chaleur.

L'absorbance d'un objet est une mesure du pourcentage de rayonnement électromagnétique qu'il est susceptible d'absorber. Les objets transparents ou réfléchissants absorbent beaucoup moins que les objets noirs opaques.

Ce concept est très important pour les astronomes, qui sont capables de mesurer quelles longueurs d'onde de lumière sont absorbées par un objet ou un nuage de gaz, pour avoir une idée de ce qu'il est fait. Lorsque vous mettez la lumière d'une étoile à travers un prisme, vous obtenez un spectre de la lumière provenant de cette étoile. Mais dans certains spectres, il y a des lignes blanches, des espaces où aucun photon d'une longueur d'onde spécifique n'est émis. Cela signifie qu'un objet intermédiaire absorbe tous les photons de cette longueur d'onde.

Par exemple, imaginez comment la lumière d'une étoile traverse l'atmosphère d'une planète riche en sodium. Ce sodium absorbera des photons à une longueur d'onde spécifique, créant des lacunes dans le spectre de la lumière de l'étoile. En comparant ces écarts au modèle de raie d'absorption des gaz connus, les astronomes peuvent déterminer ce qu'il y a dans l'atmosphère de la planète. Cette méthode générale est utilisée de plusieurs manières par les astronomes pour savoir de quoi sont faits les objets distants.

Le contraire de l'absorption est l'émission. C'est là que différents éléments libèrent des photons lorsqu'ils sont chauffés. Différents éléments libèrent des photons à différents niveaux d'énergie, et leurs couleurs sur le spectre électromagnétique aident les astronomes à découvrir de quels éléments l'objet est composé. Lorsque le fer est chauffé, il libère des photons selon un schéma très spécifique, différent du schéma libéré par l'oxygène.

L'absorption et l'émission servent toutes deux d'empreintes digitales pour aider les astronomes à comprendre de quoi est fait l'Univers.

Nous avons écrit de nombreux articles sur la spectroscopie d'absorption pour Universe Today. Voici un article sur la spectroscopie amateur, et voici un article sur le spectre lumineux.

Si vous souhaitez plus d'informations sur la spectroscopie d'absorption, consultez les principes de la spectroscopie et la page sur la spectroscopie infrarouge.

Nous avons également enregistré un épisode d'Astronomy Cast sur le télescope spatial Hubble. Écoutez ici, Épisode 88 : Le télescope spatial Hubble.


Il existe quelques différences entre l'absorption de la réflexion et la transmission de l'ampli. Ceux-ci sont:

Réflexion Absorption Transmission
Lorsque les rayons lumineux tombent sur un objet, il rebondit Lorsque les rayons lumineux tombent sur un objet, il sera absorbé Lorsque les rayons lumineux tombent sur un objet, il passera à travers l'objet
La réflexion se produit sur une surface brillante L'absorption se produit sur n'importe quelle surface autre que les surfaces très brillantes La transmission se produit sur des surfaces de type transparent
Exemple : miroirs, surface d'eau plate, etc. Exemple : brique, livre, etc. Exemple : Verre, eau, air, etc.

Spectre d'absorption

spectre d'absorption une série ou un motif de lignes sombres superposées sur un corps noir à spectre continu un objet idéalisé qui absorbe toute l'énergie électromagnétique qui tombe sur lui spectre continu un spectre de lumière composé de rayonnement d'une gamme continue de longueurs d'onde ou de couleurs, .

Spectre d'absorption
Un spectre qui contient des raies d'absorption.
Accélération.

Spectre d'absorption: A quoi ressemblent les spectres stellaires (la lumière observée depuis les étoiles) ? Les étoiles ont des spectres de raies d'absorption. Nous pouvons considérer les étoiles comme une source continue chaude avec une atmosphère "froide" de gaz absorbant. Les longueurs d'onde absorbées dépendent de la composition chimique du gaz dans l'atmosphère stellaire.

: La plupart des étoiles sont entourées de couches externes de gaz moins denses que le noyau. Les photons émis par le noyau couvrent toutes les fréquences (et énergies). Les photons de fréquence spécifique peuvent être absorbés par les électrons dans la couche externe diffuse de gaz, ce qui fait que les électrons changent de niveau d'énergie.

du quasar HS1603+3820 - I. Observations et analyse des données p. 1205
A. Dobrzycki, M. Nikolajuk, J. Bechtold, H. Ebeling, B. Czerny et A. R ża "ska
EST CE QUE JE: .

montre la fraction d'absorption du rayonnement électromagnétique incident par le matériau sur une plage de fréquences.
d'atomes observés. Albert Einstein
Albert Einstein .

est créé lorsque la lumière d'une source incandescente traverse un gaz plus froid qui absorbe les photons.

Lignes sombres superposées sur un spectre continu.
accélération.

de astronomyknowhow.com
Et si nous transmettions de la lumière blanche (combinant toutes les couleurs) à travers de l'hydrogène gazeux froid. Dans ce cas, l'hydrogène absorbe la lumière aux mêmes longueurs d'onde auxquelles il l'émettrait s'il était plus chaud.

apparaît comme un spectre continu interrompu par une série de lignes sombres. INDICE
5. Les longueurs d'onde des raies d'émission produites par un élément sont différentes des longueurs d'onde des raies d'absorption produites par le même élément. INDICE .

- Les couleurs de la lumière absorbée par un objet lorsqu'il est illuminé. Les couleurs exactes dépendent de la composition de l'objet et sont identiques à celles du spectre d'émission.

Le troisième type de spectre de Kirchoff ne se réfère pas à la source de lumière, mais à ce qui pourrait arriver à la lumière sur son chemin vers l'observateur : l'effet d'un gaz mince sur la lumière blanche est qu'il enlève de l'énergie à quelques longueurs d'onde discrètes, connues sous le nom de

Aucun milieu ne transmet de rayonnement sans perte d'énergie. Cette perte d'énergie est appelée absorption. L'énergie est convertie en une autre forme dans le milieu. voir aussi la loi de Lambert. [DC99]

d'un simple mélange gazeux correspondant à l'atmosphère terrestre
La composition de l'atmosphère de Vénus basée sur les données HITRAN[81] créées à l'aide de HITRAN sur le système Web.[82] .

. Une substance qui absorbe de cette manière est appelée un absorbeur sélectif et doit être mise en contraste avec un corps noir idéal, un corps blanc ou un corps gris.

En revanche, si certaines lignes discrètes manquent, on observe une

. Si seules des raies discrètes sont présentes, on observe un spectre d'émission.
CONVECTION : Circulation du fluide entraînée par de grands gradients de température le transfert de chaleur par cette circulation automatique.

Spectre du flash Le spectre qui apparaît immédiatement avant la totalité d'une éclipse solaire comme la normale

est brièvement remplacé par le propre spectre d'émission de la couronne.

Si le motif produit par l'émission ou

est différent pour chaque élément (et il l'est), alors en regardant un spectre, vous pouvez identifier le gaz qui est impliqué dans la production du spectre. C'est comme prendre les empreintes digitales des atomes - voici une méthode pour obtenir des identifications d'éléments ! .

Pourquoi regarder une source continue à travers un nuage de gaz produit-il un

? Les photons de la source du continuum vont dans le nuage et les atomes absorbent précisément les photons qui correspondent à leurs niveaux d'énergie atomique.

Au cours de cette période, un certain nombre de planètes extrasolaires avaient été découvertes qui détenaient presque certainement des biosphères, par exemple à 83 années-lumière de distance, le monde HD 3823 d a montré une

indiquant la présence de chlorophylle en abondance.

Axe Galaxies spirales barrées Météorites Oxygène Navettes spatiales Région HII Roches Infrarouge Émission de particules subatomiques Azimut Transit Entropie
Esprits curieux en ligne
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Dans le PROCHE INFRAROUGE, les molécules des atmosphères planétaires présentent une riche

, dont l'analyse permet d'établir la composition et la température des atmosphères.

Un spectre d'émission est constitué de l'ensemble des rayonnements émis par des atomes ou des molécules, alors que dans un

, des portions d'un spectre continu (lumière contenant toutes les longueurs d'onde) sont manquantes car elles ont été absorbées par le milieu traversé par la lumière .

Un spectre du transitoire optique associé au GRB nommé GRB970508 contenait un

d'une galaxie située le long de la ligne de visée à un décalage vers le rouge cosmologique de 0,835. Cela signifiait que le GRB lui-même était encore plus éloigné, plaçant les GRB à des distances cosmologiques (à des milliards d'années-lumière).

Bien qu'appelé « fortement doublé » (de par sa forte

), sa teneur en métal n'est que d'environ 10 pour cent supérieure à celle du Soleil. La fascination pour Kappa-1 Ceti vient de son activité. L'étoile est connue depuis longtemps pour varier légèrement sur une période d'environ 9,2 à 9.

Le gaz primordial entrant réside à seulement 190 000 années-lumière de la galaxie - relativement proche sur les échelles de longueur galactiques - et se révèle en silhouette dans le

du quasar de fond plus éloigné QSO J1444535+291905.

d'un objet astronomique, tout nuage de gaz entre nous et l'objet peut absorber la lumière.


Contenu

De nombreuses approches peuvent potentiellement quantifier l'absorption des rayonnements, avec des exemples clés ci-dessous.

  • Le coefficient d'absorption ainsi que certaines quantités dérivées étroitement liées
  • Le coefficient d'atténuation (NB utilisé peu fréquemment avec un sens synonyme de "coefficient d'absorption") [citation requise]
  • Le coefficient d'atténuation molaire (également appelé « absorptivité molaire »), qui est le coefficient d'absorption divisé par la molarité (voir aussi la loi de Beer-Lambert)
  • Le coefficient d'atténuation de masse (également appelé "coefficient d'extinction de masse"), qui est le coefficient d'absorption divisé par la densité
  • La section efficace d'absorption et la section efficace de diffusion, étroitement liées aux coefficients d'absorption et d'atténuation, respectivement, ce qui équivaut au coefficient d'atténuation
  • Autres mesures de l'absorption du rayonnement, y compris la profondeur de pénétration et l'effet de peau, la constante de propagation, la constante d'atténuation, la constante de phase et le nombre d'onde complexe, l'indice de réfraction complexe et le coefficient d'extinction, la constante diélectrique complexe, la résistivité et la conductivité électriques.
  • Mesures connexes, y compris l'absorbance (également appelée "densité optique") et la profondeur optique (également appelée "épaisseur optique")

Toutes ces quantités mesurent, au moins dans une certaine mesure, à quel point un milieu absorbe le rayonnement. Lequel parmi eux les praticiens utilisent varie selon le domaine et la technique, souvent simplement en raison de la convention.

L'absorbance d'un objet quantifie la quantité de lumière incidente qu'il absorbe (au lieu d'être réfléchie ou réfractée). Cela peut être lié à d'autres propriétés de l'objet à travers la loi de Beer-Lambert.

Precise measurements of the absorbance at many wavelengths allow the identification of a substance via absorption spectroscopy, where a sample is illuminated from one side, and the intensity of the light that exits from the sample in every direction is measured. A few examples of absorption are ultraviolet–visible spectroscopy, infrared spectroscopy, and X-ray absorption spectroscopy.

Understanding and measuring the absorption of electromagnetic radiation has a variety of applications.