INFRAROUGE

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Sources de rayonnement

En 1666, Newton connaissait l'existence d'un rayonnement au-delà du spectre visible du côté du rouge. Sir William Herschel, en 1800, le mettait en évidence, au moyen d'un thermomètre, dans le rayonnement solaire dispersé par un prisme. L'étude de ce domaine spectral ne fit pratiquement aucun progrès, jusqu'à l'invention en 1831 par Leopoldo Nobili du thermoscope ; les travaux qu'il entreprit en collaboration avec Macedonio Melloni intitulé : La Thermochrose ou la Coloration calorifique. En 1835, Ampère formula le principe de l'origine vibratoire commune de la lumière visible et invisible ; la démonstration en fut donnée en 1847 par Hippolyte Fizeau et Léon Foucault grâce à des expériences d'interférences qui déterminaient les longueurs d'onde du rayonnement infrarouge.

À l'opposé des autres modes d'échanges d'énergie, tels que sont la conduction ou la convection, le rayonnement ne nécessite pas l'existence d'un support matériel. Il se propage dans le vide.

Une source importante de rayonnement infrarouge est le corps noir qui est, par définition, un corps susceptible d'absorber complètement le rayonnement qu'il reçoit. Le corps noir obéit à la loi fondamentale de Planck : la brillance énergétique spectrale Wλ (énergie rayonnée par un corps noir) par unité de surface dans un intervalle de longueur d'onde unité, dans un angle solide de 2 π est, à la température absolue T :

Si la longueur d'onde λ est exprimée en centimètres, on a :

Cette loi contient comme cas particulier la loi du déplacement de Wien : la courbe qui représente des variations de Wλ en fonction de λ pour chaque température absolue T a un maximum de brillance pour λ = λM, tel que λM T = 2 897 μm.K ; et la loi de Stefan-Boltzmann : l'énergie totale W rayonnée par 1 cm2 de corps noir dans un angle solide égal à 2 π stéradians dans tout le domaine spectral s'exprime :

formule où σ est la constante de Boltzmann : 5,673.10-12W.cm-2.K-4.

D'une façon générale, tous les corps chauffés émettent de l'énergie suivant des lois qui se rapprochent plus ou moins des lois précédentes. La brillance énergétique W′λ est toujours plus petite que la brillance énergétique Wλ du corps noir, et le rapport W′λ/Wλ définit le facteur d'émission spectrale ; il dépend de la nature du corps émissif, de son état de surface, de la température, de la longueur d'onde, etc.

Les types de sources couramment utilisées dans le domaine spectral infrarouge jusqu'à 25 μm environ sont le filament de Nernst à oxydes de zirconium et d'yttrium chauffé vers 2 000 0C et le globar au carbure de silicium porté à 1 500 0C. Dans l'infrarouge plus lointain, on employait autrefois le manchon Auer ; on préfère maintenant l'arc à vapeur de mercure à enveloppe de quartz sous une pression de 101,3 × 105 à 202,6 × 105 Pa.

Des rayonnements plus ou moins sélectifs sont obtenus au moyen de flammes ; l'émission n'est pas continue mais constituée généralement d'un très grand nombre de raies, que l'on met en évidence à l'aide de spectromètres à résolvance suffisamment grande. Des rayonnements très monochromatiques peuvent être engendrés par la technique des masers ou des lasers (cf. lasers et maser), qui sont des émetteurs de rayonnement stimulé.

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Écrit par :

  • : professeur à l'université de Paris-XI, Orsay
  • : professeur à l'université de Nancy, directeur du Laboratoire d'Infrarouge lointain à l'université de Nancy-I
  • : attaché de recherche au C.N.R.S., Gif-sur-Yvette

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Pour citer l’article

Pierre BARCHEWITZ, Armand HADNI, Pierre PINSON, « INFRAROUGE », Encyclopædia Universalis [en ligne], consulté le 18 mai 2022. URL : https://www.universalis.fr/encyclopedie/infrarouge/