Techniques de spectroscopie pour mesurer la température dans les gaz, les plasmas et les objets astronomiques.La spectroscopie de mesure de température est un ensemble de techniques qui utilisent la lumière émise, absorbée ou diffusée par une substance pour déterminer sa température sans contact direct. Au lieu d'un thermomètre, les scientifiques analysent le spectre de la lumière — son intensité à différentes longueurs d'onde — pour en déduire la température d'un gaz, d'un plasma ou d'une étoile lointaine. Cela est essentiel dans des environnements où une sonde physique est impossible, comme l'intérieur d'un réacteur à fusion, l'atmosphère d'une étoile ou l'univers primordial.
Les fondations ont été posées au XIXe siècle avec les travaux de Gustav Kirchhoff et Robert Bunsen, qui ont relié les raies spectrales aux éléments chimiques et à la température. L'utilisation quantitative des rapports de raies spectrales pour la mesure de température s'est développée au début du XXe siècle avec l'avènement de la théorie quantique.
Le principe clé est que les atomes et les molécules émettent ou absorbent la lumière à des longueurs d'onde spécifiques, et que l'intensité relative de ces raies spectrales dépend de la température. Par exemple, dans un gaz chaud, davantage d'atomes sont dans des états excités, de sorte que les raies d'absorption de ces états deviennent plus intenses. En comparant les intensités de différentes raies, ou en ajustant la forme globale d'un spectre continu (rayonnement du corps noir), les scientifiques peuvent extraire une température précise. Dans certaines méthodes avancées, comme la spectroscopie par peigne de fréquences, un laser avec un spectre de raies équidistantes est utilisé pour mesurer l'absorption avec une extrême précision, permettant de cartographier la température dans les gaz et les flammes.
Utilisée en astrophysique pour déterminer les températures stellaires, en physique des plasmas pour surveiller les expériences de fusion, et en recherche sur la combustion pour cartographier les températures de flamme dans les moteurs et les turbines.
Le rayonnement cosmique de fond, qui remplit l'univers, est un spectre de corps noir parfait avec une température de 2,725 kelvins — mesuré si précisément qu'il révèle de minuscules variations de quelques microkelvins, qui sont les germes des galaxies.
| S_a^{1/2} | variable | Spectral density of acceleration noise (square root) — acceleration noise spectral density metre per second squared per root hertz |
| T | variable | Temperature — température kelvin |
| k | variable | Spring constant of the resonator — spring constant newton per metre |
| m | variable | Mass of the resonator — masse kilogram |
| ω | variable | Angular resonance frequency — fréquence angulaire radian per second |
| Q | variable | Quality factor of the resonator — facteur de qualité |
| k_B | constante | Boltzmann constant, relates thermal energy to temperature — constante de Boltzmann = 1.380649e-23 joule per kelvin |
| T_B | variable | brightness temperature — brightness temperature kelvin |
| F_ν | variable | spectral flux density — spectral flux density watt per metre squared per hertz |
| ν | variable | frequency — fréquence hertz |
| Ω | variable | solid angle of the source — solid angle steradian |
| c | constante | speed of light in vacuum — vitesse de la lumière = 299792458 metre per second |
| k_B | constante | relates energy to temperature — constante de Boltzmann = 1.380649e-23 joule per kelvin |
| \Delta\lambda | variable | Line broadening (full width at half maximum) — line width metre |
| \lambda | variable | Central wavelength of the spectral line — longueur d'onde metre |
| T | variable | Temperature of the emitting/absorbing gas — température kelvin |
| m | variable | Mass of the emitting/absorbing particle — masse kilogram |
| c | constante | Speed of light in vacuum — vitesse de la lumière = 299792458 metre per second |
| k_B | constante | Relates thermal energy to temperature — constante de Boltzmann = 1.380649e-23 joule per kelvin |
| \sqrt{} | opérateur | Takes the square root of the argument — racine carrée |
