Physique de la lumière Photons et couleurs L'atome vu de près

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1 Physique de la lumière Photons et couleurs L'atome vu de près
Les états électroniques Atomes à plusieurs électrons L'absorption d'énergie L'intensité des raies La forme des raies Le continum

2 Propriétés de l'onde électromagnétique
Photons et couleurs Propriétés de l'onde électromagnétique l = longueur de l'onde (3000 à 8000 A) célérité c = m/s Champ électrique (E) Champ magnétique (B)

3 Propriétés de l'onde électromagnétique
Photons et couleurs Propriétés de l'onde électromagnétique

4 L'atome d'hydrogène à l'état fondamental
L'atome vu de près L'atome d'hydrogène à l'état fondamental 20 Angströms

5 L'atome vu de près Retenir que le modèle de Bohr est faux !!!

6 L'atome d'hydrogène aux états excités
L'atome vu de près L'atome d'hydrogène aux états excités Etat excité (3p) Vue schématique (attention aux limites !) Etat excité (3s) Etat excité (3d) Etat excité (2s) Etat excité (2p) État fondamental (1s) 20 Angströms

7 L'atome d'hydrogène à l'état fondamental
L'atome vu de près L'atome d'hydrogène à l'état fondamental L'électron n'est pas localisé en un point L'électron n'a pas de trajectoire mais est présent dans un volume appelé orbitale On ne perçoit qu'une probabilité de présence pour un point donné de l'espace. Il bouge mais a un état stationnaire

8 L'énergie des états électroniques
L'atome d'hydrogène Ionisation n : nb quantique principal l : nb quantique azimutal on a toujours l<n (1s) 1 n=1 et l=0 (2p) 1 n=2 et l=1 (3d) 1 n=3 et l=2 E µ -1/n2 (pour H uniquement) État fondamental

9 Les systèmes à plusieurs électrons L'approximation orbitale
Il n'existe pas de solution exacte mathématique. Les propriétés physico-chimiques semblent montrer une superposition "d'états" mono-électroniques (ex. table périodique). L'approximation orbitale avec des distributions spatiales de type hydrogénoïdes (s, p ,d, …). Prendre en compte l'état de spin.

10 Les systèmes à plusieurs électrons
L'approximation orbitale dans le cas de l'hélium Hélium : 2 électrons et un noyau à deux protons. Etat fondamental : (1s)2 _(n1=1, l1=0, n2=1, l2=0) Un état excité : (1s)(2p) _(n1=1, l1=0, n2=2, l2=1) L'énergie dépend de n2, l2 et du spin total S

11 Les systèmes à plusieurs électrons
Energie de l'hélium Spin singulet (hi-ih) Spin triplet (ii) (hi+ih) (hh)

12 L'absorption d'énergie entre états électroniques 20 Angströms
L'atome d'hydrogène interagissant avec un photon 20 Angströms

13 L'absorption d'énergie entre états électroniques
L'atome d'hydrogène interagissant avec un photon Ionisation (1s) (2p) (1s) (2s) Dl= +1 ou -1 Règle de Laporte État fondamental

14 L'absorption d'énergie entre états électroniques
La série de Lyman de l'atome d'hydrogène Ionisation Série de Lyman Départ : n=1 Arrivée : n>1 Ultraviolet État fondamental

15 L'absorption d'énergie entre états électroniques
La série de Balmer de l'atome d'hydrogène Ionisation Série de Balmer Départ : n=2 Arrivée : n>2 Visible État fondamental

16 L'absorption d'énergie entre états électroniques
La série de Paschen de l'atome d'hydrogène Ionisation Série de Paschen Départ : n=3 Arrivée : n>3 Infrarouge proche État fondamental

17 L'intensité des raies spectrales
Spectres en absorption et en emission Source "continue" (étoiles) Gaz dilué (atmosphères, nébuleuses)

18 L'intensité des raies spectrales
Spectre de l'atome d'hydrogène en absorption

19 L'intensité des raies spectrales
Spectre de l'atome d'hydrogène en emission

20 L'intensité des raies spectrales
Série de Balmer de l'atome d'hydrogène

21 L'intensité des raies spectrales
Série de Balmer de l'atome d'hydrogène L'intensité décroît lorsque l'on "monte" dans la série. L'intensité est proportionnelle à l'efficacité d'interaction entre l'électron et le photon L'efficacité d'interaction est notée : f = force d'oscillateur (varie entre 0 et 1) Ou bien Aij = coefficient d'Einstein "spontané".

22 L'intensité des raies spectrales Série de "Balmer" de l'atome d'hélium

23 L'intensité des raies spectrales Série de "Balmer" de l'atome d'hélium
f = force d'oscillateur décroît dans une série (Ha plus intense que Hb, etc.) L'intensité est plus grande pour une série de plus grande multiplicité de spin. (raies de triplets plus intenses que celles de singulet, etc.) Iigj µ figj Ni figj : force d'oscillateur pour passer de i à j Ni : population du niveau i

24 Facteurs d'élargissements (1)
La forme des raies Facteurs d'élargissements (1) Largeur naturelle (Dl ~ A) Dl µ 1/ tvie avec tvie ~10-8 s Profil lorentzien Elargissement Doppler thermique (Dl ~ 0.5 A) Dl µ racine carrée (température/masse) Profil gaussien Elargissement "Stark" par collision (Dl >10 A) tcollision << tvie _ Dl µ densité . section de collision Profil "plutôt" lorentzien (Holtsmark)

25 Facteurs d'élargissements (1)
La forme des raies Doppler thermique Facteurs d'élargissements (1) Profil gaussien Ailes Stark Profil Voigt Noyau Doppler

26 Facteurs d'élargissements (2)
La forme des raies Facteurs d'élargissements (2) Elargissement Doppler dynamique (Dl de 0 à >1000A) (rotations, expansions, etc.) Dl µ v/c (où z si v est relativiste) Elargissement par levée de dégénérescence (Dl ~ 1A) (Zeeman, etc.) Dl µ champ magnétique (cas Zeeman) Elargissement instrumental (Dl = résolution) Dl µ min (1/ dimension du réseau) (échantillonnage)

27 Facteurs d'élargissements (2)
La forme des raies Facteurs d'élargissements (2) Doppler dynamique Zeeman

28 Emissions thermiques par les corps noirs
Emissions continues Emissions thermiques par les corps noirs Loi de Wien lmax.T = K.m