Beaucoup de gens se demandent quelle est la science derrière la chromothérapie… Pour comprendre la chromothérapie, vous devez comprendre la lumière

Le soleil tel qu’il apparaît en lumière X (à gauche) et en lumière ultraviolette extrême (à droite).

La lumière comme énergie

La lumière est remarquable. C’est quelque chose que nous tenons pour acquis chaque jour, mais ce n’est pas quelque chose auquel nous nous arrêtons souvent pour penser, ni même que nous essayons de définir. Prenons quelques minutes pour essayer de comprendre certaines choses au sujet de la lumière.

En termes simples, la lumière est la façon dont la nature transfère de l’énergie à travers l’espace. On peut compliquer cela en parlant d’interactions entre champs électriques et magnétiques, de mécanique quantique et de tout cela, mais souvenez-vous simplement : la lumière est de l’énergie.

La lumière se déplace très rapidement, mais elle a tout de même une vitesse finie. Dans le vide, la vitesse de la lumière est de 186 282 miles par seconde (ou près de 300 000 kilomètres par seconde), ce qui va vraiment vite! Toutefois, lorsque nous commençons à parler des distances incroyables en astronomie, la nature finie de la vitesse de la lumière devient évidente. Il faut environ deux secondes et demie, par exemple, pour qu’une communication radio voyageant à la vitesse de la lumière atteigne la Lune et revienne.

Lever de soleil vu de la navette spatiale, mission STS-47. Vous pourriez trouver intéressant de vous rappeler, la prochaine fois que vous observerez un beau lever ou coucher de soleil, que le Soleil lui-même est en réalité passé sous l’horizon huit minutes plus tôt — il faut tout ce temps à sa lumière pour atteindre la Terre! Et, bien sûr, tout article de journal que vous lirez sur l’astronomie inclura toujours la phrase requise : « Une année-lumière est la distance parcourue par la lumière en une année à la vitesse de 186 282 miles par seconde, soit environ 6 billions de miles. » (Enfin, 5,8 billions de miles en fait, mais qu’est-ce que 200 milliards de miles entre amis?)

Il faut aussi souligner d’emblée que la lumière est plus généralement appelée rayonnement électromagnétique. Bon, nous avons utilisé un gros mot. Il fallait bien que cela arrive tôt ou tard. Mais trop souvent, lorsque nous disons « lumière », on pense à tort à la « lumière optique », soit approximativement le rayonnement visible à nos yeux. La lumière visible n’est qu’une minuscule partie d’un immense assortiment de lumière appelé le spectre électromagnétique. Pour plus de commodité, nous divisons cet assortiment en différentes catégories (entrée, salade, etc.) et les désignons par des noms comme rayons gamma, rayons X, ultraviolet, optique, infrarouge et radio. Cependant, il est important de se rappeler qu’il ne s’agit tous que de lumière. Il n’existe pas de « coupures » ni de frontières nettes dans le spectre électromagnétique — seulement une gamme continue d’énergie.

Particules et ondes

Des expériences de physique menées au cours d’environ les cent dernières années ont démontré que la lumière a une double nature. Dans bien des cas, il est pratique de représenter la lumière comme un phénomène de « particule », en pensant à la lumière comme à des « paquets » d’énergie discrets que nous appelons photons. Or, dans cette façon de penser, tous les photons ne se valent pas, du moins en ce qui concerne la quantité d’énergie qu’ils contiennent. Chaque photon de lumière X contient beaucoup d’énergie comparativement, par exemple, à un photon optique ou radio. C’est ce « contenu énergétique par photon » qui est l’une des caractéristiques distinctives des différentes gammes de lumière décrites ci-dessus. Même si ce n’est pas tout à fait exact, il est difficile de ne pas voir un faisceau lumineux comme un ensemble de petites « balles de lumière » alignées les unes à la suite des autres.

Le modèle « onde » de la lumière. L’autre façon de représenter la lumière est comme un phénomène ondulatoire. Cela est un peu plus difficile à comprendre pour la plupart des gens, mais peut-être qu’une analogie avec les ondes sonores sera utile. Lorsque vous jouez une note aiguë et une note grave au piano, elles produisent toutes deux un son, mais ce qui diffère principalement entre les deux notes est la fréquence de la corde vibrante qui produit les ondes sonores — plus la vibration est rapide, plus la hauteur de la note est élevée. Si nous déplacions maintenant notre attention vers les ondes sonores elles-mêmes plutôt que vers la corde vibrante, nous constaterions que les notes plus aiguës ont des longueurs d’onde plus courtes, ou des distances plus petites entre chaque onde successive. De même (et en nous limitant pour l’instant à la lumière optique), la lumière bleue et la lumière rouge sont toutes deux simplement de la lumière, mais la lumière bleue a une fréquence de vibration plus élevée (ou une longueur d’onde plus courte) que la lumière rouge.

Les couleurs du « arc-en-ciel » familier de la lumière visible correspondent à des longueurs d’onde différentes de la lumière, montrées ici sur une échelle en nanomètres. Les longueurs d’onde augmentent progressivement de gauche à droite. La lumière optique s’étend d’environ 400 à 700 nanomètres.

C’est la même chose lorsque nous parcourons le spectre électromagnétique. Chaque gamme de lumière définie ci-dessus correspond à une plage de fréquences (ou de longueurs d’onde) des vibrations lumineuses. Ces longueurs d’onde comptent parmi les principaux indicateurs que nous utilisons pour décrire la lumière et les spectres sur un graphique. Présenter un spectre sous forme de graphique plutôt que comme une simple barre de couleurs nous permet de mesurer la lumière.

Par exemple, l’« arc-en-ciel » de couleurs montré dans la figure ci-dessus est ce que l’on voit lorsqu’on fait passer de la lumière blanche à travers un prisme. Ce qui n’est peut-être pas évident, toutefois, c’est que l’« intensité » ou la luminosité de la lumière change aussi avec les couleurs. Si nous convertissions l’« arc-en-ciel » en un graphique de l’intensité lumineuse en fonction de la longueur d’onde, cela ressemblerait à ceci :

L’« arc-en-ciel » familier du spectre visible peut être converti en un graphique montrant comment l’intensité de la lumière change le long du spectre.

Remarquez que le spectre est le plus lumineux au milieu (région jaune-vert) et diminue dans les deux directions (vers le rouge et le bleu). Ce n’était pas évident dans la version arc-en-ciel du spectre! Notez aussi que l’« intensité » de la lumière dans le graphique ne s’arrête pas aux « extrémités » du spectre arc-en-ciel visible à nos yeux! La lumière se poursuit au-delà de ce que nous pouvons voir dans les deux directions, ce que nous pouvons voir dans le graphique mais pas en regardant l’arc-en-ciel. Les astronomes utilisent surtout des spectres graphiques parce qu’ils peuvent obtenir davantage d’information de la lumière de cette façon, et parce qu’ils peuvent encore tracer et analyser la lumière qui n’est pas directement visible à nos yeux!

Nous avons maintenant mentionné que l’énergie de chaque photon de lumière était aussi une propriété fondamentale. Il s’avère qu’il existe une relation simple entre l’énergie d’un photon et la longueur d’onde correspondante de ce photon :

E(photon) = (constante) / (longueur d’onde). Cette équation simple relie essentiellement la nature particulaire et ondulatoire de la lumière en nous permettant de passer des longueurs d’onde aux photons, et des photons à leurs longueurs d’onde correspondantes. Cette équation est aussi conforme à ce que nous avons dit plus tôt... un photon de rayons X a une grande énergie (et une petite longueur d’onde) comparativement à un photon de lumière optique.

Interaction de la lumière avec la matière : absorption et émission de lumière

Il ne devrait pas vous surprendre que les atomes et les molécules (qui sont simplement des ensembles liés de deux atomes ou plus) puissent absorber la lumière (= énergie!). Sinon, il suffirait d’allumer et d’éteindre une lumière, puis de s’asseoir pendant que les photons continueraient à rebondir dans la pièce! De même, la lumière infrarouge (= chaleur = énergie!) ne servirait à rien pour chauffer votre maison en hiver si elle n’était pas absorbée par la matière. Les photons de lumière à plus haute énergie, comme les rayons X, ont tendance à traverser davantage de matière avant d’être absorbés. (D’où leur utilisation en imagerie médicale : ils peuvent traverser vos tissus « mous », mais sont plus facilement absorbés par vos os, qui sont plus denses.) Comment et pourquoi les photons sont-ils absorbés par la matière?

Eh bien, il est temps de développer un autre outil conceptuel pour nous aider à comprendre ce processus. En physique, il est souvent utile de faire comme si nous observions un seul atome. Les atomes sont composés de protons, de neutrons et d’électrons, et chaque élément chimique en possède un nombre précis — c’est ce qui les rend différents! Les protons (et les neutrons) sont plus massifs que les électrons, et nous visualisons donc parfois un atome comme un système solaire miniature, avec les particules lourdes au centre (le noyau) et les électrons tournant rapidement dans des « orbites » spécifiques comme des planètes. (En réalité, cette image n’est pas très exacte. On ne pense pas que les électrons soient de petites billes « en orbite » autour d’un « soleil » nucléaire. Cependant, si vous retenez que les électrons ne se trouvent qu’à des « distances » précises et discrètes du noyau, et que chaque distance permise correspond à un « niveau d’énergie » différent pour l’électron, vous serez plus près de la réalité.)

Sans trop entrer dans la physique atomique et la mécanique quantique, contentons-nous pour l’instant d’admettre l’énoncé suivant : les électrons liés à un atome particulier ne peuvent se trouver que dans certains niveaux d’énergie précis par rapport au noyau de l’atome. L’atome d’hydrogène ne contient qu’un proton et un électron, et c’est l’élément le plus simple (et le plus commun) de l’Univers, alors utilisons-le comme exemple. La figure [TBD] montre un atome d’hydrogène schématique où, au lieu de dessiner les « orbites » permises pour l’électron, nous dessinons des lignes décalées verticalement pour représenter les niveaux d’énergie permis pour l’électron.

S’il n’est pas perturbé, notre atome d’hydrogène aime lier son électron aussi fortement que possible, et nous trouverions donc l’électron dans le niveau d’énergie le plus bas, appelé l’« état fondamental ». Cependant, si notre atome est plongé dans un faisceau de lumière provenant, disons, d’une étoile voisine, tôt ou tard l’atome rencontrera un photon dont l’énergie est exactement suffisante pour faire passer l’électron au niveau d’énergie supérieur suivant. Voilà! Le photon est absorbé et « disparaît » du faisceau de lumière provenant de l’étoile! Comme le photon absorbé avait une énergie précise, cette absorption se produit à une longueur d’onde précise dans le spectre.

Notre atome d’hydrogène se trouve maintenant dans ce qu’on appelle un état « excité », un peu comme un enfant juste avant l’Halloween. Cependant, comme tous les parents le savent, ce n’est pas l’état naturel d’un enfant, et ce n’est pas non plus l’état naturel d’un atome. Si aucun autre photon n’est absorbé par l’atome, l’électron finira par redescendre vers le niveau d’énergie inférieur, l’état fondamental. Toutefois, l’atome doit perdre de l’énergie pour ce faire, et il libère donc un photon de la même énergie que celui qu’il a absorbé (quoique probablement dans une autre direction que celle d’où il a été absorbé). Ce processus est appelé émission, car un photon de lumière est émis par l’atome, encore une fois à une longueur d’onde très précise.

Bien sûr, l’atome aurait pu absorber un autre photon avec juste la bonne énergie pour faire un autre saut énergétique, ou même deux, trois ou davantage. De même, après chacune de ces excitations possibles de l’atome, l’électron pourrait redescendre d’un ou plusieurs niveaux, en émettant des photons au passage. Si un photon d’énergie suffisamment grande est absorbé, il peut même faire en sorte qu’un électron se détache de son noyau, un processus appelé ionisation. Notre atome d’hydrogène handicapé ne pourrait alors plus absorber ni émettre de lumière jusqu’à ce qu’il parvienne à capturer un électron libre pour le replacer dans un niveau d’énergie lié.

Nous avons discuté d’une transition particulière ou d’un « saut énergétique » dans un atome, mais bien sûr, dans tout système physique, il y a de nombreux atomes. Dans un gaz d’hydrogène, tous les atomes séparés pourraient absorber et émettre des photons correspondant à l’ensemble des transitions « permises » entre les différents niveaux d’énergie, chacun absorbant ou émettant aux longueurs d’onde précises correspondant aux différences d’énergie entre les niveaux. Ce motif d’absorption (ou d’émission) est propre à l’hydrogène — aucun autre élément ne peut avoir le même motif — et produit un motif reconnaissable de lignes d’absorption (ou d’émission) dans un spectre.

Ce graphique montre le spectre optique que l’on verrait d’un gaz de néon luminescent, à la fois sous forme de barre de couleurs et sous forme graphique. Comme pour l’hydrogène, discuté dans le texte, le néon présente un ensemble précis de raies spectrales. Remarquez comment chaque ligne colorée brillante dans la barre de couleurs correspond à un « pic » vers le haut dans la forme graphique. Puisque la plupart des lignes se trouvent dans les régions jaune et rouge du spectre optique, une lampe au néon apparaît « orange » à l’œil. La présence de ce motif de lignes dans le spectre d’un nuage lumineux dans l’espace indiquerait aux astronomes que le nuage contient du néon sous forme gazeuse.

Ce schéma montre comment le spectre du néon apparaîtrait dans le spectre d’une étoile. Ici, l’« arc-en-ciel » de fond provient de l’atmosphère de l’étoile, et les atomes de néon dans l’atmosphère de l’étoile (ou ses couches externes) absorbent la lumière de l’étoile, laissant des lignes sombres. Remarquez comment le graphique montre des creux à chaque position de ligne, produisant le motif caractéristique de lignes attendu pour le néon. En poussant un peu plus loin, il devrait devenir clair que, puisque chaque élément chimique possède son propre ensemble unique de niveaux d’énergie permis, chaque élément possède aussi son propre motif distinctif de lignes spectrales d’absorption (et d’émission)! (Voir les schémas ci-dessus pour le néon, par exemple.) C’est cette « empreinte digitale » spectrale que les astronomes utilisent pour identifier la présence des différents éléments chimiques dans les objets astronomiques. Les raies spectrales sont ce qui nous permet, à partir d’un « spectre », d’obtenir autant d’information sur l’objet observé!

Décomposer la lumière en un spectre : dispersion et diffraction

Presque tous les manuels d’astronomie que vous prendrez en main contiendront une phrase du genre selon laquelle le processus de décomposition de la lumière en un spectre est « comme faire passer de la lumière blanche à travers un prisme ». Ce processus, appelé dispersion, découle du fait que différentes couleurs (ou longueurs d’onde) de lumière se courbent différemment lorsqu’elles passent, par exemple, d’un milieu peu dense (comme l’air) à un milieu plus dense (comme le verre d’un prisme). Ainsi, un faisceau étroit de lumière « blanche » se répartit en un arc-en-ciel. Voilà, un spectre!

Les couleurs du familier « arc-en-ciel » de la lumière visible correspondent à différentes longueurs d’onde de la lumière, montrées ici sur une échelle en nanomètres. Les longueurs d’onde augmentent progressivement de gauche à droite. Mais un tel spectre, bien que très joli, est d’une utilité très limitée pour les astronomes. Ce genre de spectre ne transmet pas l’information physique détaillée dont nous avons besoin pour faire de la science. Et, sur le plan pratique, certains types de lumière (comme la lumière ultraviolette, par exemple) ne traversent pas un prisme de verre, mais sont plutôt absorbés! Il est difficile de mesurer un spectre lorsque la lumière est absorbée!

En pratique, la plupart des spectrographes en astronomie, y compris ceux qui fonctionnent dans la partie optique du spectre, utilisent une méthode totalement différente pour créer un spectre à partir de la lumière entrante du télescope — le processus de diffraction. Ce processus dépend des propriétés ondulatoires de la lumière et utilise un composant appelé réseau de diffraction pour séparer réellement la lumière en ses longueurs d’onde constitutives. Un réseau de diffraction consiste en un substrat (souvent en verre, mais on utilise parfois de l’acier inoxydable, du plastique ou d’autres matériaux) sur lequel sont gravées des lignes très rapprochées. À quel point sont-elles rapprochées? Eh bien, un réseau de diffraction typique utilisé en astronomie optique peut comporter de plusieurs centaines à plus de mille lignes gravées par millimètre! Un célèbre physicien de l’Université Johns Hopkins, Henry A. Rowland, a été la première personne à fabriquer des réseaux de diffraction de haute qualité pour la science.

Comment un tel réseau décompose-t-il un faisceau de lumière en ses longueurs d’onde constitutives? [TBD. J’espère ajouter cela bientôt! Mais la plupart des manuels d’introduction à la physique donnent une description de ce processus. Donc, en attendant, utilisez la bibliothèque!]

Spectroscopes et spectrographes

Un réseau de diffraction seul n’est pas vraiment mieux qu’un prisme pour créer un spectre astronomique. Le réseau doit être intégré dans un appareil appelé spectroscope ou spectrographe pour que cela puisse être fait. Ces deux appareils sont essentiellement la même chose, sauf qu’un spectroscope sert simplement à l’examen visuel (c’est-à-dire que votre œil est le détecteur), tandis qu’un spectrographe comprend un moyen (film photographique ou détecteur électronique) d’enregistrer le spectre pour analyse. En astronomie professionnelle aujourd’hui, il y a très peu de besoin d’un spectroscope (tout comme il y a très peu d’autres travaux d’observation réellement effectués à l’œil nu, à l’exception possible de fixer un écran d’ordinateur toute la journée!).

Bon, alors qu’est-ce qu’un spectrographe? Dans sa forme la plus simple, c’est une boîte étanche à la lumière avec une petite ouverture (souvent étroite, rectangulaire ou réglable) pour laisser entrer la lumière, un réseau pour décomposer la lumière en ses composantes, et un « détecteur » d’un certain type placé au bon angle et à la bonne distance du réseau pour enregistrer le spectre de la gamme de longueurs d’onde qui nous intéresse. Les télescopes servent à recueillir la lumière faible provenant d’objets lointains, et les spectrographes sont placés au foyer du télescope pour analyser la lumière.

Détection et enregistrement des spectres

Un détecteur est simplement un dispositif qui capte et mesure la lumière entrante. Dans un spectrographe, le détecteur doit accomplir cette tâche sur une gamme de longueurs d’onde, en mesurant la quantité de lumière au fur et à mesure qu’elle change d’une longueur d’onde à l’autre. Dans un spectroscope optique, le détecteur est votre œil, qui perçoit les différentes couleurs ainsi que la présence de lignes d’absorption sombres ou de lignes d’émission brillantes dans le spectre de la source observée. Dans un spectrographe, un autre dispositif est utilisé pour capter la lumière.

Pendant de nombreuses années, le détecteur principal utilisé dans les spectrographes était la plaque photographique (essentiellement du film, bien que des émulsions astronomiques spéciales déposées sur des plaques de verre aient été utilisées pour une plus grande sensibilité et stabilité). Souvent, les spectres enregistrés de cette façon étaient ensuite tracés à l’aide d’un dispositif appelé un (êtes-vous prêt pour ça?) microdensitomètre. Cet appareil envoyait un faisceau de lumière stable et étroit à travers la plaque photographique vers un tube photomultiplicateur sensible à la lumière. À mesure que la plaque avançait le long du spectre, le tube photomultiplicateur mesurait et enregistrait la quantité de lumière à chaque longueur d’onde. Le tracé obtenu serait essentiellement un graphique de l’intensité lumineuse en fonction de la position sur la plaque photographique (ou en fonction de la longueur d’onde dans le cas d’un spectre). Cette représentation graphique d’un spectre est ce que les astronomes trouvent le plus utile pour leur travail.

Cette image montre un détecteur électronique appelé dispositif à transfert de charge, ou CCD. Le petit rectangle central contient un réseau serré de 320 par 512 diodes sensibles à la lumière, chacune enregistrant individuellement la luminosité de la lumière et envoyant l’information à un ordinateur. Imaginez placer cet appareil au foyer d’un grand télescope! Il permet aux astronomes de « voir » des objets des millions de fois plus faibles que ce que l’œil nu peut percevoir! (Cliquez sur l’image pour voir une version plus grande. Photo offerte par le Smithsonian Astrophysical Observatory.) Au cours des quelque 20 dernières années, même l’enregistrement photographique des spectres est presque devenu chose du passé. L’enregistrement électronique des spectres est la manière la plus sensible et quantitative de détecter la lumière, et il fournit directement le spectre sous forme numérique, ce qui permet de le traiter sur ordinateur (où le vrai travail se fait). Le détecteur le plus souvent utilisé en astronomie de nos jours est appelé dispositif à couplage de charge, ou CCD. Cet appareil est essentiellement une matrice de minuscules diodes sensibles à la lumière et est aussi maintenant couramment utilisé dans les caméscopes et les appareils photo numériques. Les CCD astronomiques, toutefois, sont souvent ajustés pour offrir le meilleur rendement à de très faibles niveaux de lumière, enregistrant dans bien des cas l’arrivée de photons individuels provenant de sources lointaines dans l’Univers!

Pouvoir de résolution versus couverture spectrale

Chaque fois qu’un astronome se rend à un télescope pour obtenir des spectres, il ou elle doit répondre à plusieurs questions sur les objectifs de son étude. Par exemple, il faut savoir exactement quelles raies spectrales doivent être observées, et donc quelle couverture spectrale est nécessaire. Toutes les raies d’intérêt se trouvent-elles dans la partie rouge du spectre, ou faut-il une couverture spectrale complète du bleu au rouge? L’autre question fondamentale est de savoir quel pouvoir de résolution est nécessaire (essentiellement, à quel point la lumière doit-elle être étalée pour montrer les détails du spectre)?

Cette dernière question comporte plusieurs considérations. Y a-t-il des raies spectrales d’intérêt qui sont proches les unes des autres en longueur d’onde? Si oui, il faut utiliser une dispersion suffisamment élevée pour permettre leur séparation; sinon, les raies seront mélangées au point de ne plus pouvoir être mesurées individuellement.

Une autre considération peut être de savoir si l’on effectue des mesures de vitesse. Si c’est le cas, quelle précision est requise pour mesurer les décalages vers le rouge ou vers le bleu des raies dans le spectre? Par exemple, disons que vous vouliez mesurer les vitesses d’expansion d’une nébuleuse planétaire, typiquement d’environ 10 kilomètres par seconde, en utilisant des raies dans la partie rouge du spectre optique (environ 6500 angströms). L’équation des décalages Doppler indique que vous voudriez vous assurer que votre spectrographe peut effectuer des mesures avec une précision d’au moins 0,2 angström.

Une difficulté survient parfois lorsqu’un projet exige à la fois une dispersion spectrale élevée et une large couverture en longueurs d’onde. Pour un détecteur de taille fixe, plus on étale la lumière (dispersion plus élevée), plus la plage de longueurs d’onde qui tombera sur le détecteur est petite (couverture spectrale plus réduite). Dans les cas où l’on a besoin à la fois d’une large couverture spectrale et d’une forte dispersion spectrale, on peut utiliser un spectrographe spécial appelé spectrographe échelle. Cet appareil contient deux réseaux de diffraction au lieu d’un : un réseau à haute dispersion pour fournir la résolution spectrale désirée, et un réseau à plus faible dispersion qui étale le spectre global en un ensemble de spectres miniatures, chacun ne couvrant qu’une portion de la plage spectrale souhaitée. Bien que ces spectrographes ne conviennent pas à toutes les observations, ils rendent parfois possible, en une seule observation, ce qui exigerait 50 observations ou plus avec un spectrographe ordinaire!

Ce diagramme montre l’ensemble de la gamme de longueurs d’onde de la lumière attribuée au spectre électromagnétique. L’échelle est graduée en puissances de dix, ce qui signifie qu’à chaque étape le long de la barre, les longueurs d’onde augmentent d’un facteur 10! Remarquez que la région de la lumière visible ne représente qu’une infime partie de ce spectre global de lumière. (D’après William J. Kaufmann III, Universe, (4e édition : 1994), W. H. Freeman and Company, NY. Figure 5-6.)

La lumière optique n’est qu’une petite partie du spectre électromagnétique beaucoup plus vaste, qui comprend tout, des soi-disant rayons gamma aux plus courtes longueurs d’onde, jusqu’aux ondes radio aux plus longues longueurs d’onde. En fait, la gamme des longueurs d’onde pour les diverses classifications de la lumière est si grande que nous devons utiliser des puissances de dix pour la décrire! Les longueurs d’onde de la lumière radio sont en réalité macroscopiques — généralement de quelques centimètres à des dizaines de mètres. Les longueurs d’onde de la lumière optique sont si petites que plusieurs milliers d’entre elles pourraient tenir dans un millimètre! Et les rayons gamma ont des longueurs d’onde encore plus petites d’un facteur de 10 000 ou plus!

Les « extrémités » violette et rouge du spectre optique ne sont pas vraiment des « extrémités » du tout, mais simplement les limites de la partie du spectre électromagnétique à laquelle nos yeux sont sensibles. Au-delà de la lumière rouge se trouve la région appelée infrarouge, aussi simplement connue sous le nom de rayonnement thermique. (Le fait que la lumière n’est que de l’énergie est peut-être le plus évident dans cette portion du spectre!) Le rayonnement infrarouge de la plus grande longueur d’onde se fond dans les ondes radio de la plus petite longueur d’onde, et la région radio s’étend jusqu’aux plus longues longueurs d’onde que nous pouvons mesurer.

De même, au-delà du violet du spectre optique se trouve une vaste région appelée ultraviolet, qui se fond dans la région des rayons X, suivie par le rayonnement connu de la plus courte longueur d’onde, les rayons gamma. Là encore, il n’y a pas de bord ni de « fin » du spectre aux plus courtes longueurs d’onde, même si nous atteignons une limite pratique quant à ce qui peut être mesuré. (Les rayons gamma de la plus courte longueur d’onde sont comparables à la taille d’un noyau atomique!)

Il n’existe pas de frontières nettes entre chaque région spectrale; elles se fondent simplement les unes dans les autres dans un continuum de longueurs d’onde qui changent en douceur. Même les limites elles-mêmes sont mal définies, ce qui explique pourquoi, dans le schéma ci-dessus, nous montrons des chevauchements dans certaines des plages. Les régions spectrales ne sont que des définitions pratiques utilisées à titre de référence, et elles peuvent être modifiées au besoin. Par exemple, à certaines fins, il est pratique de définir une plage de longueurs d’onde entre l’infrarouge et la radio, appelée région des micro-ondes. Pour créer cette région, les scientifiques ont simplement révisé les limites supposées des régions infrarouge et radio et ont inséré cette nouvelle région définie entre les deux!

Les scientifiques trouvent aussi parfois pratique de parler de plus petites « sous-régions » de ces grandes régions spectrales. Cependant, ces sous-régions ne sont pas toujours bien définies, et différentes conventions sont parfois suivies. Par exemple, la région infrarouge est parfois divisée en « proche infrarouge » (le plus près du spectre optique rouge) et en « lointain infrarouge » (le plus près de la région des micro-ondes ou de la radio). Cependant, la bande ultraviolette est plus souvent divisée en trois sections : l’ultraviolet proche (le plus près de la lumière optique violette), l’ultraviolet lointain, et enfin l’ultraviolet extrême (le plus près de la région des rayons X).

Puis, dans la région des rayons X, une convention complètement différente est utilisée. Dans cette région, on parle de « rayons X mous » pour ceux qui sont les plus proches de la région ultraviolette, et de « rayons X durs » pour ceux qui sont les plus proches des rayons gamma! (Allez comprendre.) Ainsi, un astronome en rayons X pourrait dire qu’un spectre est « plus dur » qu’un autre, ce qui signifie qu’il comporte plus d’émission à courte longueur d’onde (à haute énergie!) que le spectre de comparaison.

Tiré de : http://violet.pha.jhu.edu/~wpb/spectroscopy/basics.html