Questions sur la thermalisation.

[Zäp 0]

Bijur,

(ralala la jeunesse que de questions )

Un nuage d'hydrogene peu dense et chauffé va emettre un spectre d'emmission avec les 3 bandes qui lui sont propres. Si ce nuage ce densifie et devient une étoile, il va emetre un spectre continu! D'apres le bouquin que je lis c'est la thermalisation. CE que je n'arrive pas à comprendre c'est ce qui ce passe dans ce nuage pour que l'on passe d'un spectre à l'autre. Les photons émis sont absorbé ré-émis et re absorbé par les electrons ce qui fait le spectre continu...

???POURQUOI???

Pouvez vous m'eclairer?!

MErci infiniment

[Bartoumire 1 612]

(ralala la jeunesse que de questions )

Oui, oui, il faudrait un peu aller à l'école .........§-)

Donc, spectre continu et spectre de raies sont des spectres d'émission.
Pour le spectre continu : un corps gazeux (ou d'ailleurs aussi solide) soumis à une pression élevée et surtout porté à haute température, émet des radiations lumineuses formant un SC, on passe insensiblement d'une couleur à une autre. Ex : métal chauffé fortement (rouge cerise, rouge vif , blanc ...). Plus la température est élevée plus il y a émission dans les courtes longueurs d'onde (bleu, violet).
Spectre de raies : Un gaz (uniquement) chaud à densité (ou pression) réduite, donne un spectre de raies, discontinu. Seules certaines couleurs apparaissent et catactérisent le gaz. Ces émissions sont dues à des transitions électroniques d'un état instable vers un état plus stable.
Voir les loi de KIRCHKOFF.
Il y a aussi les spectres d'absorption discontinus (je développe pas,en gros, inverses des spectres d'émission discontinus).
Pour être plus complet en ce qui concerne le rayonnement solaire qui semble te préoccuper :
Le rayonnement en provenance de la photosphère a un spectre continu, sans raies d'émission ou d'absoption, c'est le spectre qu'on observe dans l'arc en ciel, ou avec un simple morceau de verre biseauté.
Au dessus de la photosphère il y a une couche de gaz d'environ 500 km où la température chute de 6000 K à 4000 K. Le rayonnement de la photosphère traverse cette couche relativement froide, il y a alors des absortions de ce rayonnement, qui apporte de l'énergie, dans des régions qui caractérisent atomes et ions de l'atmosphère solaire. De cette zone plus froide provient le spectre d'absorption solaire (décrit par Fraunhofer).
Lors d'une éclipse totale de Soleil, la photosphère est masquée, le spectre d'absorption est remplacé visuellement par un spectre d'émission de raies brillantes ( 3500 raies ...). La région non masquée du Soleil voit sa température s'élever de 4000 K jusqu'à 20 000 K, nous sommes dans la chromosphère, pour atteindre 10^6 K dans la couronne.
La couleur rouge ou rosée de la chromosphère est due à l'émission intense de l'hydrogène à 656,3 nm (raie Ha). D'où l'intérêt de l'observation et de la photo en Ha. La raie Ha donne une très forte absoption du spectre de la photosphère, donc on observe ou on photographie rien (ou presque) en provenance de la photosphère où l'H est en absorption, mais en revanche on observe une grande quantité de rayonnement en provenance de la chromosphère ou l'H est en émission.
Voilà. Donc en réalité il y a les 3 spectres, continu, raies d'absortion et raies d'émission qui existent simultanément.
Pour la thermalisation, je pensais que c'était quand on fait un détour par la Bourboule après avoir trop abondé pour le pastis. En fait c'est un phénomène qui me semble bien complexe et que je n'ai jamais abordé, ou que très superficiellement et dont on peut se passer ici.
J/B

[Zäp 0]

D'accord... merci

Et pour la thermalisation ça a un ropport avec la densité plus precisément avec l'opacité, les photons ont du mal à s'echapper, ce qui crée le SC... (?)

J'aimerai bien que l'on développe un peu plus!

ciaô

[pfil 734]

Lorsqu'un gaz (dans l'Univers le plus souvent sous forme de plasma) est chauffé par des photons (provenant par exemple d'une étoile), on a trois types d'interactions :
- l'interaction compton : entre les photons et les électrons. Les électrons et les photons échangent de l'énergie, le nombre de photons et d'électrons et conservé. On aboutit à un spectre continu appelé spectre Compton
- le rayonnement de freinage : un électron freiné émet un photon
- le double Compton (minoritaire, mais contribue au peuplement en photons)
On aboutit finalement à un spectre continu thermalisé, obéissant à la loi du corps noir, sur lequel se superposent les raies d'absorption.

[Zäp 0]

Oh génial merci pour les explications.

L'effet Compton va m'occuper quelques jours de plus.

Merci.

[ChiCyg 0]

La thermalisation est le retour à l'équilibre thermodynamique d'un milieu qui a été écarté de cet équilibre. L'équilibre thermodynamique concerne la répartition des vitesses des atomes, molécules, ions, électrons présents (distribution de Maxwell) mais aussi la répartition de leurs niveaux d'excitation et d'ionisation (distribution de Saha-Boltzmann). Ces répartitions dépendent de la température c'est-a-dire de l'énergie des collisions entre particules. L'équilibre est le résultat des collisions successives entre particules.

Les photons qu'ils soient émis ou absorbés par le milieu vont perturber cet équilibre : par exemple le rayonnement incident peut être suffisamment énergétique pour ioniser certains atomes et déplacer l'équilibre d'ionisation. Pour avoir rigoureusement l'équilibre thermodynamique, il faudrait qu'aucun photon ne soit échangé avec l'extérieur (ni absorbés, ni émis).

L'interaction matière-rayonnement - entre photons et électrons - dépend de l'état de l'électron : s'il reste lié à un atome au cours de l'interaction il ne pourra passer que d'un niveau précis d'énergie à un autre : le photon émis (ou absorbé) au cours de cette transition aura l'énergie (et donc la longueur d'onde) correspondant à la différence d'énergie entre ces niveaux : le spectre présentera des raies pour chacune de ces transitions.

Pour que l'électron devienne libre (ionisation) il faut qu'il reçoive suffisamment d'énergie pour se "libérer". Si c'est un photon qui lui apporte cette énergie, le photon devra posséder au moins cette énergie minimale (une longueur d'onde maximale) le surcroît éventuel d'énergie étant emporté par l'électron sous forme cinétique : ces transitions dites "liées-libres" se manifestent par un spectre continu au-delà d'un seuil.

Il peut enfin y avoir des transitions "libres-libres" qui donnent un spectre continu mais sans seuil.

Troisième facette de la question : l'aspect du spectre observé. D'abord les différences ne sont pas tranchées : tout spectre comporte une composante continue plus ou moins importante, certaines raies peuvent être plus ou moins absorbées ou plus ou moins en émission, certaines raies peuvent avoir de l'absorption et de l'émission simultanément décalées par effet Doppler (profil P-Cygni).

D'une façon générale, un milieu opaque et homogène (même température et densité partout) émettra un spectre de corps noir donc continu (mais c'est une vue de l'esprit parce que le "bord" du nuage qui va rayonner se refroidira plus que l'intérieur et l'homogénéité n'existera plus).

Un milieu transparent éclairé à l'arrière par une source plus lumineuse montrera des raies d'absorption (c'est le cas d'une atmosphère d'étoile "normale" où l'on voit les couches profondes plus chaudes à travers les couches superficielles). Enfin un milieu transparent non éclairé par l'arrière (ou faiblement éclairé) présentera des raies d'émission.