Comment produire de la lumière ?
Le spectre électromagnétique
La lumière peut exister avec n’importe quelle longueur d’onde, ainsi la partie visible ne représente qu’une étroite partie du spectre électromagnétique. Par fréquence décroissante ou longueur d’onde croissante on rencontre d’abord les rayons y puis les rayons x , puis l’ultraviolet, le visible, l’infrarouge et enfin le domaine radio. Ici, la partie visible du spectre.
L’ensemble du spectre électromagnétique : les longueurs d’ondes croissent vers la droite, tandis que la fréquence du rayonnement augmente vers la gauche.
Le corps noir
Théoriquement, un corps noir est un corps qui absorbe la totalité des rayonnements qu’il reçoit ; un tel corps est qualifié de noir car s’il est éclairé, il ne réfléchit aucune lumière, et apparaît donc noir (pour autant que l’on ne tienne pas compte du rayonnement qu’il émet intrinsèquement).
Schéma d'un synchrotron à protons - vue en plan et section d'un électroaimant Wilhlem Wien réalisa une série d'expérience sur le rayonnement du corps noir. Il utilisa un four hermétiquement fermé et isolé qu'il perça d'un minuscule trou pour en étudier le rayonnement électromagnétique qui s'échappait. Il put ainsi connaître la température à l'intérieur du four et établir une loi empirique (1896) qui relie le spectre d'émission d'un corps noir et sa température. Ce spectre d'émission est en forme de cloche. La loi de Wien permet de déterminer la longueur d'onde (en m) pour laquelle le rayonnement du corps noir est le plus intense.
Ce rayonnement, dont la distribution en fonction de la fréquence a une forme de cloche, possèdes des propriétés très particulières, qui ne dépendent que de la température T des parois du four. Tout d’abord, plus le corps est chaud, plus il émet de rayonnement : l’énergie émise par unité de surface et par unité de temps par un corps noir est proportionnelle à la quatrième puissance de sa température absolue ; par exemple, lorsque la température double, la quantité totale de rayonnement émis chaque seconde est multipliée par 16. Plus curieux encore : plus l’objet est chaud, et plus la fréquence correspondant au maximum du rayonnement émis augment (ou de façon équivalent, sa longueur d’onde diminue) : c’est la loi de Wien, qui s’écrit « λ (en mm T (en K) ˜ 3 ». Ainsi, si l’on chauffe une barre de fer, elle prend d’abord une teinte rouge sombre, puis rouge clair, jusqu’à atteindre des teintes jaunâtres, et tourner finalement à un blanc éclatant. Observée dans spectroscope, la lumière émise contient de plus en plus de bleu, ce qui va à l’encontre de notre intuition : le bleu n’est-il pas généralement assimilé à une couleur froide, et un robinet à tête bleue ne dispense-t-il pas que de l’eau froide ? Pourtant, dans l’Univers, les étoiles bleues sont bien les plus chaudes ! La simple analyse du rayonnement d’un astre, s’il s’agit d’un corps noir, permet donc de déterminer sa température.
Quelques applications de la loi de Wien
Considérons que le Soleil est un corps noir. Son pic d'émissivité se situe à 500 nm. En appliquant la loi de Wien, on en déduit une température de surface de 5800 K.La température de surface de la Terre étant de 288 K, on en déduit que l'essentiel du rayonnement se fait dans l'infrarouge.
= 2,898 x 10-3 / T
Une vision enfin unifiée
Louis de Broglie, un français, résout le dilemme : onde et corpuscule sont deux aspects d’une même entité ! La lumière peut être décrit comme une onde à basse fréquence et échelle macroscopique et comme un ensemble de corpuscule dans les autres cas de figure, mais en réalité elle n’est ni l’un ni l’autre. De Broglie en conclue qu’il existait une onde associée à tout corpuscule, qu’il soit photons…ou électrons. Cette conclusion s’avéra exacte : on réussit à obtenir des figures de diffraction à partir de faisceaux d’électrons quelques années plus tard.