INCANDESCENCE
Corps noir :
Degrés Celsius, couleur perçue sur le corps rayonnant :
580 ° rouge sombre
700 ° rouge
900 ° orange
1,100 ° jaune
1,300 ° blanc jaune
> 1,400 ° blanc
Attention : cette couleur n’est que celle perçue par l’œil humain quand il regarde l’objet incandescent.
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Cela inclut donc le fait qu’il fait d’une part de la trichromie et d’autre part l’œil pondère les couleurs de façon spécifique.
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D’autre part, l’intensité rayonnée augmentant très vite avec la température, les pondérations des différentes longueurs d’ondes changent beaucoup.
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L’œil s’adapte à la luminosité ambiante et corrige les couleurs.
En conséquence, par exemple, la couleur vue sur l’objet ne sera pas la couleur éclairant la pièce ! Fixer un filament d’ampoule incandescent le montre blanc ou blanc-jaune, mais si on regarde la pièce depuis l’extérieur, on voit bien qu’elle est éclairée en jaune.
Les fabricants d’éclairages utilisent la notion de « température de couleur », qui correspond la température nécessaire pour éclairer une pièce de cette couleur.
Degrés Celsius Couleur émise, vue sur un objet éclairé
36° (être vivant) Infrarouge, invisible à l’œil humain
525° env. « Draper Point » Début de la luminescence dans le visible
800° Rouge
1500° Orange
2300° Filament d’une ampoule à incandescence
2500° Jaune
3200° Filament d’une ampoule hallogène
4200° Blanc « chaud » (jaunâtre)
5200° Blanc
7000° Blanc « froid » (bleuté)
Une DEL moderne (LED en anglais) peut donc avoir une température « apparente » de 5000°, mais ce n’est que
Q : si la lumière vient du cœur du soleil, et même si elle perd en énergie, pourquoi apparaît-elle avoir exactement le spectre d’une incandescence à 6000K, la température de la surface du soleil ? « thermalisation » ?
Le soleil
D ’où vient le spectre continu : La lumière du soleil est issue des réactions nucléaires au cœur du soleil, zone où la pression est suffisante pour enclencher les réactions de fusion nucléaire (qui créent à partir de l’hydrogène des éléments léger comme l’hélium). La lumière met 100 000 ans à remonter vers la surface du soleil car elle est constamment absorbée et réémise en chemin. Cette lumière est absorbée et réémise pour la dernière fois dans la photosphère (dernière couche dense du soleil, épaisse de 300 km). La lumière emporte donc « l’information » sur la température de la photosphère. D’où le fait que le soleil possède un rayonnement de corps noir à 6000K alors que sa température en son centre est de plus de 14 millions de kelvin.
D’où viennent les raies sombres dans le spectre continu : Lorsque la lumière « sort » de la photosphère, elle rentre dans l’atmosphère du soleil. La partie la plus dense de l’atmosphère du soleil (et aussi la plus proche du soleil) est la chromosphère. Elle s’étend sur quelques milliers de kilomètres au-dessus du soleil. Paradoxalement la température y est plus élevée que dans la photosphère, plusieurs centaines de milliers de degrés. Néanmoins elle n’est pas assez dense pour que la lumière se thermalise et donc qu’elle agisse comme un corps noir. En revanche elle est assez dense pour absorber une partie du rayonnement de la photosphère, c’est ce qui donne naissance aux raies d’absorption.
Les raies d’absorption solaire ne nous renseignent que sur la composition de la basse atmosphère du soleil. On a pu détecter jusqu’à 26000 raies d’absorption qui ont permis d’identifier 61 éléments chimiques. Les premières observations remonte à 1814 par Joseph von Fraunhofer, d’où le nom de raies de Fraunhofer. En 1868 une raie dans le jaune n’appartenant à aucun élément chimique connu à l’époque est découverte, on l’attribue à un nouvel élément plus tard identifié comme l’hélium. Les raies d’absorption montrent la présence de très nombreux éléments comme le Fer, le Calcium… qui ne sont pourtant pas produit au cœur du soleil. Ces éléments devaient être présents lors de la formation du soleil, donc du système solaire. L’abondance de ces éléments sur Terre, dans les météorites et dans le soleil est identique ce qui donne des informations sur les éléments ayant formé le système solaire.
Etant donné que les raies d’absorption ne nous renseignent pas directement sur la composition du soleil on peut se demander : comment la connaissons-nous ? A partir de notre connaissance des éléments présents lors de la création du système solaire on connait la composition initiale du soleil, ensuite les modèles basés sur la physique nucléaire permettent de prédire les réactions nucléaires au centre du soleil et donc les éléments qui y ont été produits, consommés.
PS : L’atmosphère solaire est beaucoup plus grosse que la seule chromosphère, plusieurs couches beaucoup moins denses mais plus chaudes (jusqu’à 4 millions de degrés) se superposent (atteignant une altitude de 1 million de km) mais altèrent peu la lumière qui nous parvient du fait de leur faible densité. La température très élevée de l’atmosphère solaire vient d’un chauffage intense dû au magnétisme solaire et aux éruptions principalement. On observe que l’atmosphère rayonne très peu (ce qui serait pourtant un mécanisme de refroidissement). Cette non dissipation entraîne donc la surchauffe.