Chapitre 3 Rappels des bases sur les sources et les rayonnements

1. Chapitre 3 Rappels des bases sur les sources et les rayonnements 1 Sources utilisées en colorimétrie 2 Propriétés caractéristiques des rayonnements 3 Lois du rayonnement thermique

2. 1Sources utilisées en colorimétrie • 1-1 La lumière naturelle • La lumière naturelle est la base de notre système de vision ainsi que notre perception • Le rayonnement solaire est celui qui couvre tout notre sol • On distingue 2 types de rayonnement :

3. 1-1-1 Rayonnement solaire extraterrestre • Le rayonnement solaire est le rayonnement électromagnétique • Ce rayonnement s'étend depuis les grandes ondes (onde radio) , jusqu‘aux ondes courtes où l’aspect corpusculaire est dominant. • Ce rayonnement est assez fortement absorbé par l'atmosphère terrestre, sauf pour deux zones de longueurs d'onde, dont : la bande 0,3 à 2,5 µm environ de longueur d'onde et la fenêtre radio de 0,1 à 15 m environ • On distingue séparément le rayonnement solaire extraterrestre évalué au niveau de la haute atmosphère et le rayonnement au sol. • Ce dernier est très variable, tandis que le rayonnement extraterrestre est en moyenne constant, à la précision des mesures actuelles (1367 W/m2 ). • Des tables relatives au rayonnement solaire extraterrestre sont disponibles sous le nom de spectre WMO (World Meteorological Organization).

4. Le rayonnement solaire extraterrestre ne peut pas être considéré comme équivalent au rayonnement du radiateur de Planck (à définir par la suite). • Ce rayonnement résulte d’une part de l'émission de rayonnement par diverses zones plus ou moins profondes du soleil, chacune des zones ayant ses propres particularités, • d'autre part, les couches les plus externes absorbent une partie de l'énergie émise par des couches plus profondes. • Le spectre solaire est donc très complexe, marqué par un certain nombre de raies et de bandes d'absorption (plus de 25000 du proche ultraviolet au proche infrarouge, si on effectue les mesures avec une bande passante assez étroite). • On peut néanmoins comparer le rayonnement de base dans la zone 0,3 - 2,5 mm à celui du radiateur de Planck vers 6000 K dont le maximum d'émission se situe à 0,48 mm. • En haute altitude, l'éclairement énergétique dû au rayonnement solaire extraterrestre est en moyenne annuelle de 1367 W/m2: c'est la constante solaire

5. 1-1-2 Rayonnement solaire au sol • Du fait de la présence de l’aire entre celle d'un grand cercle terrestre qui intercepte le rayonnement solaire et celle de la sphère terrestre entière sur laquelle la lumière se répartit, l'éclairement moyen annuel de la Terre est le quart de la constante solaire. • Le rayonnement solaire au sol dépend d'éléments géométriques faciles à évaluer: distance légèrement variable du soleil à la terre (le flux reçu varie de +/- 3,3%, avec un maximum le 3 janvier et un minimum le 3 juillet), latitude, hauteur du soleil sur l'horizon. • Ce dernier facteur : introduit aussi la distance de parcours atmosphérique dont l'effet sur le rayonnement est délicat à chiffrer. • En outre beaucoup d'éléments imprécis interviennent, ils sont liés à la nébulosité, à l'état de l'atmosphère, à sa teneur en poussières et en aérosols, lesquels entraînent l’absorption et la diffusion. • Au plan spectral, l'absorption par l'atmosphère a grossièrement pour effet de ne laisser passer le rayonnement solaire que dans deux zones, la fenêtre optique de 0,3 à 2,5 µm environ de longueur d'onde et la fenêtre radio de 0,1 à 15 m environ

6. 1-1-2-1 Causes de l’absorption dans le domaine optique : • gaz de l'air: • azote et oxygène neutres ou ionisés, ozone, dioxyde de carbone pour les courtes longueurs d'onde et aux bandes d'absorption de l'eau et du dioxyde de carbone pour les grandes longueurs d'onde. • Il s'y ajoute les effets de diffusion et de diffraction fortement dépendants de la nébulosité et de l'état du ciel. • Par temps clair le rayonnement diffus provient surtout de la diffraction moléculaire dans la haute atmosphère (en dessous de 12000 m d'altitude).

7. Éclairement extraterrestre Simulation du radiateur de Planck à T= 6000 K W/m2 Éclairement au sol µm Répartition spectrale de l’éclairement solaire

8. 1-1-2-2 Analyse de l’influence de l’atmosphère • Au dessous de 0,3 µm absorption pratiquement totale par l'ozone, • 0,76 µm bande due à l'oxygène, • Vers 0.9; 1.15; 1.4; 1.9 µm bandes dues à la vapeur d'eau, • Au dessus de 2.4 µm bandes dues au gaz carbonique, • Aux faibles longueurs d'onde et jusque vers 0.7 µm diffusion de Rayleigh (elle affecte le rayonnement direct, mais peu le rayonnement global), - Pour tout le spectre, diffusion par les aérosols, l'eau (liquide ou solide), les poussières.

9. Cette diffraction étudiée par Rayleigh est inversement proportionnelle à la quatrième puissance de la longueur d'onde, ce qui explique que le ciel soit bleu, puisque le phénomène est à peu près dix fois plus intense à 0,4 µm qu'à 0,7 µm. • Il s'y ajoute les effets de particules de toute nature en suspension dans l'air. • Par temps couvert, la diffusion due aux gouttelettes d'eau est à peu près indépendante de la longueur d'onde dans le domaine visible. Une partie du rayonnement diffusé est renvoyée dans l'espace et donc perdue pour le sol. • Le rayonnement solaire qui parvient à la surface du sol possède pour ces raisons un spectre encore plus éloigné de celui du radiateur de Planck, que le rayonnement extraterrestre. • De plus, l'absorption, et dans une moindre mesure la diffusion, réduisent notablement l'intensité du rayonnement.

10. L'éclairement énergétique, au niveau de la mer, pour un soleil au zénith, par temps clair est de l'ordre de 80% de la constante solaire, soit environ 1100 W/m2. • D'ailleurs il est nécessaire de bien distinguer dans le rayonnement solaire global, la part directe de la part diffuse. • Le rayonnement solaire direct s'évalue généralement sur une surface normale au rayonnement, tandis que le rayonnement diffus s'évalue sur une surface horizontale. • Au rayonnement solaire reçu sur un objet peut s'ajouter le rayonnement provenant du sol, en partie dû au rayonnement thermique de celui-ci (jusqu'à 120 W/m2 avec un maximum à 10 µm environ) et en partie dû à la diffusion par le sol, laquelle peut d'ailleurs modifier les couleurs de manière notable. • Par temps couvert, il peut y avoir lieu de prendre en compte les effets d'interdiffusion entre le ciel et le sol, s'il est clair.

11. Par temps clair, le rayonnement direct diminue lorsque le soleil baisse sur l'horizon. L'éclairement est proportionnel au sinus de l'angle donnant la hauteur du soleil (90° au zénith). • De son côté l'accroissement du parcours dans l'atmosphère augmente l'absorption et la diffusion. On en tient compte par une évaluation de la masse relative d'air traversé, laquelle peut être corrigée de divers facteurs. • La diffraction prélève une part du rayonnement direct qui s'appauvrit en courtes longueurs d'onde. Sa température de couleur maximale se réduit donc par rapport à celle du rayonnement extraterrestre. • Elle se situe aux environs de 5600 K pour le soleil au zénith, vers 5000 K pour une hauteur de 30° (au-dessus de l'horizon) et peut diminuer en dessous de 2000 K au moment du coucher du soleil. • Contrairement au rayonnement direct qui peut devenir nul par temps couvert, le rayonnement diffus est toujours présent. Par temps clair il est loin d'être négligeable.

12. 1-1-2-3Caractéristiques du rayonnement Solaire • Rayon du Soleil : R= 696 000 km • Distance moyenne du soleil à la Terre : D= 150 106 km • Grandeurs énergétiques • Température de surface • Puissance totale rayonnée • Répartition spectrale de l'éclairement • Éclairement moyen extraterrestre en W/m2: 1367 • Éclairement global du sol en W/m2 : 705 • L'éclairement global du sol est donné pour une masse d'air relative de 1,5 qui correspond à la valeur, au niveau de la mer pour une hauteur solaire de 45°, Cet éclairement diminue de 5 à 10% pour une agglomération urbaine • La zone du visible recouvre une partie de l'UV - A, tel qu'il est officiellement défini

13. Type Répartition (µm) Éclairement W/m2 Sol Extra UV-C 0,10 - 0,28 0 8 UV-B 0,28 - 0,315 1 17 UV-A 0,315- 0,40 39 85 Zone Inter 0,40 - 0,78 365 635 IR-A 0,78 - 1,4 210 413 IR-B 1,4 - 3,0 90 183 IR-C 3,0 - 1000 0 26 le Visible 0,38 - 0,78 380 656 (La zone du visible recouvre une partie de l'UV - A, tel qu'il est officiellement défini)

14. Grandeurs visuelles • Luminance du Soleil • hors atmosphère L 1.9 109 cd/m2 • au sol par temps clair au zénith L 1.47 109 cd/m2 • Intensité moyenne du Soleil I 2.25 1027 cd • Éclairement normalement au sol E 100000 lux • Température de couleur (au niveau de la mer) • Soleil à 30°, temps clair T = 5 000 K • Soleil direct au zénith, temps clair T = 5600 K • Rayonnement global, temps couvert T = 6500 K • Ciel moyen au Nord (hémisphère N) T = 6 500 K à 25 000 K • Ciel bleu, temps clair T = 15000Kà100000K • Documents CiE (Commission Internationale de l’Éclairage)

15. 1-2 Illuminants et sources associées • Pour la colorimétrique, la complexité et la variabilité des répartitions spectrales de la lumière naturelle et des sources réelles est un obstacle. • Une sélection doit porter à la fois sur les caractéristiques de quelques types de sources et sur leur réalisation matérielle. • En effet, le plus souvent il n'est pas nécessaire de disposer réellement d'une source satisfaisant les exigences adoptées pour obtenir les résultats métrologiques escomptés. • Dans le cas de produits non fluorescents, on peut mesurer le comportement des matériaux vis à vis du rayonnement avec des spectrophotomètres ayant une source à peu près quelconque, car on peut convertir les mesures pour trouver le résultat qui aurait été obtenu avec une autre source.

16. Il est seulement nécessaire de connaître les répartitions spectrales de leurs rayonnements. • Les répartitions spectrales ainsi fixées et que l'on utilise dans les calculs en les substituant à celles des sources réelles, représentent des sources fictives appelées illuminants. • La réalisation de sources réelles qui leur correspondent n'est pas indispensable, elle est cependant très souhaitable pour permettre de comparer les résultats de mesure à des observations visuelles. • A ce point de vue les illuminants représentent une sélection des diverses répartitions spectrales envisageables. • Naturellement la réalisation pratique de sources dont la répartition spectrale est ainsi fixée a priori reste très difficile et n'est pas toujours possible

17. Les répartitions spectrales du rayonnement des illuminants peuvent être choisies de façon beaucoup plus souple que celles de sources à réaliser physiquement et elles peuvent être définies, s'il y a lieu, avec une très grande précision. • Un petit nombre d'illuminants choisis par la Commission Internationale de l'Eclairage (CIE) sont utilisés en colorimétrie : • L’illuminant A relatif à une source à incandescence typique, rayonnant selon la loi de Planck, • L’illuminant C et D représentant quelques aspects caractéristiques de la lumière naturelle, • Les illuminants F sélectionnant quelques sources fluorescentes. Il est probable que dans le futur le développement des techniques d'éclairage conduira à des choix complémentaires

18. Illuminant A représentatif de sources à incandescence • L'illuminant A est défini comme le rayonnement dont la répartition spectrale relative d'énergie dans le domaine visible est donnée par la loi de Planck à une température de 2855,54 K. • Les valeurs relatives de cette répartition ont été calculées par la loi de Planck avec une constante C2 = 1,4388.10-2 m.K en adoptant une valeur spectrale égale à 100 pour la longueur d'onde de 560 nm. • La norme CIE/ISO 10526 les donnent avec six chiffres significatifs de 300 à 830 nm à des intervalles de 1 nm. • On retrouve ces valeurs, mais avec deux chiffres décimaux pour des intervalles de 5 nm (document produit par la CIE).

19. En 1931 la température de couleur fut choisie égale à 2848 K, alors que la seconde constante radiative de la formule de Planck était C2 = 1,4350.10-2 m.K. • Par la suite cette constante fut réévaluée à deux reprises, mais dès 1951 la CIE décida de maintenir inchangée la répartition spectrale en modifiant la température de couleur. • Actuellement la constante est C2 = 1,4388.l0-2 m.K ce qui nécessite une température de 2855,5 K • Dans le futur, pour éviter de nouvelles modifications, la CIE étudie une modification de la définition de l'illuminant afin de la rendre indépendante de l'échelle de température

20. La source correspondante, dite source A, retenue par la CIE en 1931 comme source à incandescence de référence, est une lampe typique à atmosphère gazeuse et filament de tungstène spiralé, fonctionnant à la température de couleur de 2855,5 K 1 environ 2848 Ken 1931. • La source A peut être reproduite ,avec les lampes actuelles à filament de tungstène a condition de réguler après étalonnage, leur tension d'a1imentation et le courant qui les traverse à des valeurs convenables. • Actuellement les lampes tungstène halogène à ampoule de quartz (quartz-tungsten-halogen, QTH) dont la température de couleur s'étage de 3000 à 3200 K tendent à se généraliser. Elles ne correspondent pas actuellement à des valeurs codifiées et ne représentent pas, dans la situation actuelle, un illuminant défini.

21. Illuminants représentatifs de la lumière naturelle • En 1931 les connaissances sur le rayonnement solaire étaient beaucoup moins précises qu'elles ne le sont aujourd'hui. • La CIE avait défini deux types d'illuminants représentatifs de la lumière naturelle: • l'illuminant B destiné à représenter le rayonnement solaire direct à midi, avec une température de couleur proximale de 4870 K environ; • l'illuminant C destiné à représenter la lumière du jour moyenne, avec une température de couleur approximative de 6770 K. • Les deux sources correspondantes pouvaient être produites artificiellement à l'aide de la source A, en intercalant dans le faisceau des filtres liquides bleus appropriés, aisés à reproduire

22. Au cours des années, de nouvelles données sur le rayonnement solaire furent et de nouveaux besoins se dégagèrent, • Par exemple pour des flux plus élevés, incompatibles avec des filtres liquides,ou pour des mesures de fluorescence, • Il apparut en 1963 que des Illuminants nouveaux, représentatifs de la lumière naturelle du jour, y compris dans le proche ultraviolet. • Les illuminants D (initiale de daylight) furent définis. A titre de conséquence l'illuminant B et la source associée furent retirés. • Par contre l'illuminant C et la source qui lui correspond furent maintenus en raison de leur emploi très fréquent.

23. L'originalité des illuminants D est d'avoir été définis comme un ensemble d'illuminants représentant diverses phases du rayonnement solaire global • Cette élaboration s'est faite à partir des valeurs expérimentales des répartitions de ce rayonnement par une méthode de vecteurs propres, c'est à dire en analysant en quelque sorte sa composante moyenne et ses éléments de variance. • On peut ainsi reconstituer simplement une infinité de phases de la lumière du jour avec la répartition moyenne S0(l), et les deux premières répartitions S1(l), S2(l). La densité spectrale résultante est : • S (l) = S0(l) + M1S1(l) + M2S2(l) où M1 et M2 sont deux coefficients ajustables. • Ces deux coefficients ne peuvent être fixés arbitrairement; ils sont en effet liés à la température de couleur proximale et doivent en outre maintenir x et y définissant la chromaticité de ces illuminants dans la zone observée pour la lumière naturelle.

24. Pour les déterminer on part d'une température de couleur proximale T spécifiée avec les relations proposées par la CIE on trouve : x, y représentent les composants réduites des couleurs

25. Parmi tous les illuminants D, la CIE recommande de préférer l'illuminant D65 qui possède une température de couleur proximale voisine de 6500 K et correspond à un rayonnement solaire global typique par temps couvert. • La norme CIE/ISO 10526 fixe cet illuminant par sa répartition spectrale relative d'énergie déduite de déterminations expérimentales faites entre 330 et 700 nm tous les 10 nm. • Les valeurs de la table ont été calculées pour avoir exactement la valeur 100 à la longueur d’onde de 560 nm, extrapolées pour couvrir le domaine de 300 à 830 nm, puis interpolées linéairement pour obtenir des valeurs tous les 1 nm. • Les valeurs sont données dans la norme de 300 à 830 nm à des intervalles de 1nm avec 6 chiffres significatifs.

26. Afin de satisfaire la plupart des besoins, le choix de D65 représente un compromis entre la température de couleur de 5000 K, préférée en Europe et utilisée en particulier dans les industries graphiques et une température voisine de 7000 à 7500 K plus souvent recherchée aux USA. • Si pour des raisons d'adaptation aux conditions réelles cet illuminant n'est pas satisfaisant, il est recommandé d'utiliser un illuminant de température de couleur égale à 5000, à 5500 ou à 7500 K environ, plutôt qu'un illuminant D de température de couleur proximale quelconque. • On choisira des températures de couleur plus basses que 6500 K pour tenir compte d'un rayonnement solaire direct plus important, et des températures de couleur plus hautes pour tenir compte d'un éclairage plus riche en lumière du Nord (dans l'hémisphère boréal), ou par temps couvert. • Les répartitions de ces trois illuminants D sont données avec deux décimales

27. Reproduction des illuminants D avec des sources artificielles • Pour la lumière naturelle D, la CIE n'a pas pu définir de sources correspondantes. • Cela est dû à la part importante de rayonnement au-dessous de 360 nm qu'il comporte et au fait que le spectre présente des irrégularités d'allure erratique, liées aux bandes du spectre solaire. • Il n'y a pas actuellement de méthode industrielle pour produire une source représentant convenablement les illuminants D, ce qui entraîne des difficultés pratiques croissantes et justifie les critiques faites à ces illuminants. • On peut, spécialement en laboratoire, reproduire de façon approchée la répartition spectrale des illuminants D de plusieurs façons :

28. On utilise par exemple des sources à incandescence, spécialement à cycle halogène, en combinaison avec des filtres appropriés. • Mais il est impossible d'ajouter dans l'ultraviolet, en dessous de 350 nm environ, le rayonnement nécessaire, aussi a-t-on toujours un niveau trop faible de 350 à 380 nm et parfois au-delà. • Par ailleurs il est nécessaire d'absorber une énergie considérable au-dessus de 460 nm ce qui réduit considérablement l'efficacité de ces sources. Néanmoins de bons résultats ont été obtenus. • On utilise souvent une source au xénon à haute pression, mais il est indispensable de filtrer le rayonnement excessif au-dessous de 350 nm et surtout l'ultraviolet B. • Secondairement il peut être souhaitable de réduire un pic d'émission vers 470 nm et le rayonnement infrarouge qui accroît les effets thermiques de manière gênante. • Mais cette filtration est difficile à réaliser, les sources évoluent au cours de leur emploi en réduisant l'émission de courtes longueurs d'onde (jusqu'à 10 fois).

29. Répartition spectrale relative des illuminants A, C et D65 Flux spectrique en unités arbitraires en fonction de l en nm. Les flux spectriques des illuminants A et D sont normalisés à 100 pour une longueur d'onde de 560 nm Par rapport à D65 l'illuminant C possède des valeurs particulièrement basses au-dessous de 390 nm ce qui le rend inapte à certaines utilisations.

30. Courbes en traits forts D : 55, D65 et D75 Courbes en pointillé : So répartition moyenne, SI et S2 1er et 2ème vecteurs propres. Courbes plus fins en bas: répartitions spectrales des termes variables pour les illuminants D. Les valeurs des flux sont normalisées pour 560 nm. Les répartitions spectrales des divers illuminants D ont des variations à peu près parallèles correspondant à la valeur moyenne So Néanmoins le 1er vecteur propre montre que les différences entre les diverses températures ne sont pas négligeable

31. 2 Caractérisation des rayonnements • La définition de la lumière comme rayonnement électromagnétique vient de Maxwell et date de 1845 • Le débit d'énergie qui traverse un contour fermé est équivalent à une puissance, exprimable en watts (W) . C’est le flux énergétique du rayonnement. • Si les variations des champs électriques et magnétiques peuvent être totalement représentées par une fonction sinusoïdale unique du temps t, on dit que l'onde est monochromatique, elle est alors caractérisée par sa fréquence n. • Dans le vide, toute onde électromagnétique se propage avec une vitesse constante, désignée par c, qui vaut exactement 299 792458 m/s. Pendant une période, l'onde parcourt par définition sa longueur d'onde, soit une distance • l=c/n

32. Grandeurs radiométriques • Un rayonnement est aussi défini par sa répartition spatiale, en particulier : • Le flux émis par une source, rapporté à l'angle solide d'émission et à l'air apparente de la surface émettrice évalue sa luminance. • le flux émis par la source, rapporté à l'angle solide d'émission évalue l'intensité. • le flux émis par la source, rapporté à l'aire émettrice, évalue l' exitance. • le flux reçu pal' une surface, rapporté à l'aire éclairée, évalue son éclairement.

33. Quand il s'agit d'apprécier comment les lumières sont perçues visuellement, les grandeurs radiométriques sont d'un intérêt relatif. • En effet, il est non seulement nécessaire de connaître l'efficacité visuelle des divers rayonnements, mais le comportement visuel humain dans sa globalité pour élaborer une photométrie visuelle. • Mais la complexité qui en résulte est un obstacle dans les applications pratiques qui concernent les domaines techniques de l'éclairage, de la couleur. • Pour cette raison on a cherché à idéaliser le comportement visuel en faisant deux hypothèses simplificatrices, qui abolissent toute à la distinction entre le système visuel humain et un récepteur physique. • La photométrie ainsi construite est l'exacte transposition de la radiométrie. Il ne faut donc pas perdre de vue que seul est ainsi traité un aspect particulier et limité, quoique capital, de la photométrie visuelle.

34. Les hypothèses de cette photométrie visuelle de base s’énoncent ainsi : • les observateurs humains peuvent être représentés par un observateur moyen, dit observateur de référence photométrique. • cet observateur moyen possède une sensibilité spectrale constante, fonction linéaire des grandeurs radiométriques dans le domaine d'observation photopique • Si K(l) = Km V(l) • représente la sensibilité spectrale de l'observateur de référence photopique, • Alors toute grandeur photométrique énergétique spectrique Pelpossède un équivalent visuel Pvldonné par la relation : • Pvl= Km V(l). Pel • K (l) s'appelle plus exactement l'efficacité lumineuse spectrale du rayonnement, • l'efficacité lumineuse maximale vaut 683 lumen par watt, est l'efficacité lumineuse relative spectrale du rayonnement, dont le maximum par conséquent égal à 1, s'observe pour la longueur d'onde de 555 nm. • On définit ainsi les grandeurs photométriques lumineuses en même temps que l'observateur de référence photométrique pour la vision photopique.

35. La vision photopique est la vision de jour par opposition à la vision scotopique qui est la vision de nuit. La sensibilité de l'œil en vision photopique n'est pas la même pour toutes les longueurs d'onde.

36. Le candela : • Le choix des valeurs de la fonctionV(l) résulte d'un accord réalisé en 1924 au sein de la CIE. • La valeur de la constante Kmdépend de la définition du candela unité fondamentale d'intensité lumineuse dans le système international d'unités. • Cette grandeur était encore récemment appelée émittance et plus anciennement radiance. • Ce dernier mot a été abandonné parce que l'anglais radiance signifie luminance énergétique et tend à s‘implanter dans la langue française avec ce sens

37. Depuis 1979 la candela est rattachée au watt. • C'est aujourd'hui l'intensité lumineuse d'une source monochromatique de 540.1012 hertz dont l'intensité énergétique normale à la surface est 1/683 watt par stéradian. • La fréquence choisie correspond presque exactement à une longueur d'onde de 555 nm dans le vide.

38. Unités photométriques hors SI • Il existe un grand nombre d'unités photométriques lumineuses périmées, ou à proscrire en raison de difficultés d'emploi. • Les unités anglo-saxonnes sont liées au pied anglais: • 1 foot (ft) = 0,3048 m • 1 square foot (sq fI) = 0,0929 m-2 • Unités de luminance visuelle: • 1 stilb (sb) = 104 cd.m-2 • 1 apostllb (asb) = 1/pcd.m-2 appelé aussi blondel • 1 lambert (L) = 104/pcd.m-2 • 1miilllambert(mL) = 10/p cd.m-2 • 1 footlambert (ft-L) =z 10.76/pcd.m-2 • Unités d'éclairement lumineux: • 1 phot (ph) = 104 Ix • 1 footcandle (ft-c) = 10.764 Ix • L'apostilb est défini pour être la luminance du diffuseur parfait sous l'éclairement de 1 lux.

39. Sources • On appelle source primaire un objet capable de produire un rayonnement électromagnétique à partir d'une transformation d'énergie, • Au contraire à une source secondaire qui ne fait que restituer de l'énergie rayonnante reçue d'une autre source. • Quand l'énergie transformée en rayonnement est d'origine thermique il s'agit d'une source à incandescence. • Du point de vue de leur rayonnement, les sources peuvent se classer en trois catégories: • Les sources à spectre discontinu, • Les sources à spectre continu et • Les sources à spectre mixte.

40. Sources à spectre discontinu • A son origine le rayonnement électromagnétique se trouve toujours lié à des transitions d'énergie à l'intérieur des édifices atomiques, auxquelles correspondent des fréquences déterminées. • Quand les phénomènes réels suivent ce modèle assez théorique, la répartition spectrale d'énergie de la source est caractérisée par une suite discrète de longueurs d'onde appelée les raies d'émission. • En général des causes multiples élargissent ces raies autour d'une longueur d'onde centrale lo Pour une raie donnée, le rayonnement transporte un flux d'énergie DF.

41. Sources à spectre continu • Dans un solide chauffé, à tout instant un nombre considérable d'édifices atomiques et moléculaires émettent un rayonnement. • Ces édifices sont perturbés par l'énergie cinétique de vibration et de rotation et par les chocs élastiques qui sont la traduction au niveau atomique de l'énergie thermique. • La matière absorbe également une partie du rayonnement qu'elle émet. Expérimentalement on observe une émission de rayonnement électromagnétique qui s'étend sur un domaine de fréquence pratiquement continu, depuis des valeurs basses jusqu'à des valeurs très grandes. • Il s'agit d'une source à spectre continu qui peut être caractérisée par sa répartition spectrale Fl.

42. Source à spectre mixte • Dans bien des cas pratiques on observe des situations intermédiaires avec superposition d'un spectre de raies élargies, à un spectre continu. • Ce phénomène s'observe dans le cas du rayonnement solaire et avec les sources à tube fluorescent. • Ces sources à spectre mixte soulèvent quelques problèmes dans les applications numériques, parce que les valeurs spectriques sont alors données avec un intervalle de longueur d'onde très supérieur aux largeurs de raies. • On doit alors faire quelques approximations pour combiner les deux sortes de données. • On répartit le flux spectrique de la raie véritable, de longueur d'onde lo, sur deux valeurs situées de part et d'autre de lo et séparées par l'intervalle adopté pour le spectre continu (figure ci-après).

43. On doit respecter deux conditions: • 1 les valeurs de remplacement donnent le même flux total. • 2 leur centre de gravité coïncide avec la longueur d'onde lo. • L'ordonnée ajoutée pour représenter la raie dépend donc des intervalles de longueurs d'onde. • De cette façon l'utilisation de la distribution spectrale se fera sans aucune différence avec le cas d'un spectre continu. • Malheureusement ces règles ne sont pas toujours appliquées, de sorte qu'au vu de représentations graphiques il est souvent impossible de reconstituer le spectre de raies

44. Répartition spectrale relative d'une source à spectre mixte • Pas mesure de 5.nm, la répartition spectrale caractéristique du rayonnement d'une source fluorescente à bande large (illuminant F7). • Présence d‘au moins 4 bandes relatives aux raies du mercure (404.7; 435.8 ; 546.1 ; 577 et 579 nm) superposées au fond d'émission continue.

45. Rayonnement visible et la lumière • L'introduction de la fonction V(l) permet de définir de façon moins arbitraire ce qu'est la lumière, c'est à dire un rayonnement visible. • Mais les limites pratiques des longueurs d'onde de ce rayonnement dépendent des conditions d'observation et de l'intensité de la lumière. • Elles dépendent aussi de l'âge de l'observateur en raison de l'absorption, croissante avec les années, de lumière bleue par le cristallin,

46. 3 Lois du rayonnement thermique  3-1 Émission par les corps chauffés • L'étude expérimentale du rayonnement des corps chauffés, puis l'étude théorique que Planck élabora vers 1900 avec la théorie des quantas. • Cette théorie a pour objectif d’expliquer les faits expérimentaux, permettent de formuler un certain nombre de principes et de lois relatives au rayonnement électromagnétique émis par les corps chauffés. • Ces lois sont essentielles pour l'étude des sources à incandescence, non seulement en éclairagisme mais aussi pour tout ce qui a rapport à la couleur de leur rayonnement.

47. Un corps qui absorbe totalement tous les rayonnements qu'il reçoit émet davantage qu'un corps qui ne les absorbe que peu ou pas du tout. • Ce principe constitue la loi de Kirchoff: la luminance d'une source pour une longueur d'ondée et une température quelconques est égale au produit de celle du radiateur de Planck par le facteur d'absorption de la source à la même longueur d'onde, à la même température et pour une même direction. • Le radiateur de Planck possède unei:; émission maximale parce qu'il est totalement absorbant. • En pratique, on réalise un tel radiateur en perçant un petit orifice dans une : enceinte fermée. En effet, ce dispositif laisse entrer le rayonnement, puis l'absorbe partiellement sur la paroi irradiée • Mais le rayonnement non absorbé est diffusé de façon répétée et cela multiplie la probabilité d'absorption. Aux températures ambiantes l'orifice apparaît comme un corps noir. • Bien entendu à des températures de quelques milliers de degrés,cet orifice émet au contraire de la lumière, il faut donc lui préférer le nom de radiateur de Planck ou de radiateur intégral.

48. 3-2 Lois de rayonnement du radiateur de Planck • Leradiateur de Planck, qui émet à une température donnée le rayonnement d'énergie maximale, suit des lois d'émission simples, aussi le prend-on comme base de comparaison: • Son rayonnement thermique ne dépend pas de sa nature ni de sa réalisation particulière • son rayonnement n'est pas polarisé • sa luminance énergétique est indépendante de la direction • sa luminance énergétique spectrique est donnée par la loi de Planck qui se présente sous diverses formes selon les grandeurs utilisées.

49. Sous la forme énergétique en fonction de la longueur d’onde on a : sr = Stéradian Luminance énergéticienne en W/(m3.sd) l longueur d’onde du rayonnement dans le vide en m c1 première constante radiative c2 deuxième constante radiative