TP DE PHYSIQUE : ETUDE DU SPECTRE DU SOLEIL

TP DE PHYSIQUE : ETUDE DU SPECTRE DU SOLEIL.
Objectif : Comment analyser la composition de l’atmosphère d’une étoile ?
I. Le spectre du soleil.
1°) Le soleil peut être modélisé par une boule de gaz à haute pression, le cœur, entouré d’une couche de gaz
à faible pression, son atmosphère.
Schématiser le Soleil ainsi décrit (Doc. 12 page 63).
2°) En 1814, à l’aide d’un spectroscope très dispersif, FRAUNHOFER décompose la lumière solaire ; ce
spectre fait apparaître un fond continu du violet au rouge comportant une multitude de fines raies noires.
 Le fond continu du violet au rouge est le spectre de la lumière émise par le cœur des étoiles.
 Les fines raies noires sont des radiations « manquantes ».
3°) La lumière émise par le cœur traverse les gaz contenus dans l’atmosphère de l’étoile ; les entités
chimiques constituant ces gaz absorbent certaines radiations. Ces radiations manquantes permettent à
KIRCHKOFF, en 1851, de déterminer la nature des éléments chimiques présents dans cette atmosphère.
II. Etude d’un spectre de référence.
On étudie le spectre d’émission de l’argon (obtenu dans un laboratoire) pour établir une relation entre la
longueur d’onde d’une radiation et la position de sa raie dans le spectre. Ce spectre de référence est le b en
annexe.
La position O est la première raie (390 nm) du spectre.

Mesurer les distances D, en mm, entre la position 0 et les autres raies lumineuses. Compléter le tableau
de valeur ci-contre.
Distance D (mm)
Longueur d’onde lambda (nm)

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


A l’aide du logiciel LOTUS1,2,3 tracer la courbe Lambda = f ( D ).
Quelle est l’allure de la courbe ? Conclusion.
Afficher l’équation de la droite.
Indiquer alors la valeur de l’ordonnée à l’origine notée b et celle du coefficient directeur notée a. a =
………………. et b = ………………………. .
Ecrire la fonction obtenue sous forme mathématique, puis sous forme physique.
III. Etude du spectre du soleil.
Le spectre du soleil est le a en annexe. Ce spectre a été obtenu dans les mêmes conditions expérimentales que le
spectre de référence étudié au paragraphe 2. Chaque raie d’absorption visible sur ce spectre a un numéro, mais
on ignore la longueur d’onde de la radiation. La relation obtenue au 2 va nous servir pour déterminer chaque
longueur d’onde inconnue.
La position 0 est la ligne pointillée du spectre.

Mesurer les distances D, en mm, entre la position 0 et les autres raies noires. Compléter le tableau de
valeurs ci-contre.
Numéro de la raie.
Distance D (mm)
Longueur d’onde (nm)

En utilisant l’équation trouvée précédemment, compléter la troisième ligne du tableau en vous aidant du
tableur LOTUS1,2,3.
IV. Analyser la composition de l’atmosphère.
On donne les longueurs d’onde de raies caractéristiques de quelques entités chimiques :
Entités
Hydrogène : H
Sodium : Na
Magnésium : Mg
Calcium : Ca
Fer : Fe
Nickel : Ni
Titane : Ti



Longueurs d’onde
397,0 411,0 434,0 486,1 656,3
589,0 589,6
470,3 516,7
396,8 422,7 458,2 526,2 527,0
438,3 491,9 495,7 532,8 537,1 539,7
508,0
466,8 469,1 498,2
Surligner dans ce tableau les longueurs d’onde qui correspondent au spectre du soleil étudié.
Quelles sont les entités chimiques présentes dans l’atmosphère du soleil ?
Cette composition est-elle exhaustive ?