E7 Physique atomique et raies spectrales

Topique

L'élément central de ce modèle est l'atome, et plus particulièrement l'atome d'hydrogène, qui constitue le fondement de tous les diagnostics spectraux en astrophysique.

Le modèle de Bohr décrit les niveaux d'énergie possibles de cet atome d'hydrogène, chacun étant moins profond que le précédent à mesure que le nombre quantique d'énergie augmente. Les séries de Lyman, Balmer et Paschen correspondent chacune à l'ensemble des transitions atomiques aboutissant à l'un des trois niveaux d'énergie les plus bas, et la formule de Rydberg garantit que chacune de ces transitions possède une longueur d'onde associée, précise et prévisible.

L'élargissement Doppler thermique, dû à la vitesse thermique de l'atome au sein du gaz, détermine la largeur minimale possible de la raie spectrale associée à chaque transition : plus la température du gaz est élevée, plus la vitesse thermique de ses atomes est grande, ce qui se traduit par une raie spectrale de plus en plus large.

L'équation de Boltzmann, quant à elle, donne la population relative de chaque niveau d'énergie de cet atome : à une température donnée, la fraction d'atomes occupant un niveau excité diminue exponentiellement lorsque l'énergie de ce niveau augmente au-dessus de l'état fondamental. Une élévation de température entraîne une augmentation du nombre de niveaux d'énergie supérieurs de l'atome, tandis qu'une plus grande séparation énergétique entre deux niveaux, à l'inverse, diminue le nombre de ces niveaux supérieurs.

L'équation de Saha étend ce même raisonnement à l'ionisation de l'atome : le rapport entre les atomes ionisés et les atomes neutres augmente avec la température du gaz et diminue lorsque le nombre d'électrons libres autour de cet atome augmente. Ainsi, de l'atome d'hydrogène qui ouvre ce document à son état d'ionisation final, en passant par le modèle de Bohr, l'élargissement Doppler thermique et l'équation de Boltzmann, la physique atomique démontre que l'état d'un même atome — le nombre de niveaux d'énergie, la largeur de ses raies et son degré d'ionisation — détermine entièrement la classification spectrale des atmosphères stellaires et l'état observé des nébuleuses.

ID:3928