RIGEL Constellation d`Orion A l`oeil nu

RIGEL
Constellation d'Orion A l'oeil nu
Constellation d'ORION
• RIGEL est une étoile de la constellation d'ORION. La première image montre cette constellation telle
qu'on peut la voir à l'œil nu pendant l'hiver en France. La deuxième image montre la même
constellation avec beaucoup plus de détails. ( photo en longue pose )
• Les principaux astres que l'on peut observer sont : Les étoiles BELTEGEUSE, BELLATRIX, SAIPH et
RIGEL et la grande nébuleuse d'Orion M42
•
L'étoile RIGEL ( β
ββ
β orionis)
• Distance : 800 années lumière ( 7.6 millions de milliards de km)
• Température de surface : 10700 K
• rayon : 84 x Soleil = 58 500 000 km
• Supergéante bleue de classe spectrale B8 I
Avec plus de détails

Quels atomes dans l'atmosphère de RIGEL ?
Principe de la mesure
• L'observation de la décomposition de la lumière provenant d'une étoile montre des spectres continus
parsemés de raies d'absorption
• Le spectre émis par la photosphère de l'étoile est un spectre continu (origine thermique). La
chromosphère de l'étoile est la partie la plus froide de l'atmosphère. Il se produit un phénomène
d'absorption de lumière, caractéristique des atomes présents dans la chromosphère
• Le spectre de l'étoile RIGEL est lui même parsemés de nombreuses raies d'absorption. Il suffit donc de
photographier sur le même négatif le spectre d'émission de référence d'un élément dont toutes les
longueurs d'onde sont connues.
•
• Il suffit ensuite de mesurer les longueurs d'ondes des raies d'absorption de l'étoile par comparaison avec
le spectre de référence.
• Ensuite il est possible de déterminer les éléments chimiques responsables de ce phénomène d'absorption

Mesures sur le spectre de Rigel
Les spectre est séparé en 3 parties

1) Qui est Rigel ?Quand peut-on la voir ?
2) Comment sont les spectres des étoiles ?
3) Comment fait on pour connaître l’atmosphère d’une étoile ?
4) Déterminer le nombre de division auquel correspond la 28° raie et la 18° raie du spectre de l’étoile Rigel
5) Expliquer ce qu’est un spectre d’origine thermique
6) Pourquoi parle-t-on de température des étoiles ?

A Observations
La lumière émise par la surface d'une étoile donne un spectre continu. ( Celui-ci est parsemé de raies d'absorption car
la lumière émise traverse l'atmosphère de l'étoile) . C'est donc un spectre d'origine thermique comme celui du filament
d'une ampoule.
Sur ces courbes d'émissions de "corps noirs" de référence ( puissance rayonnée en fonction de la longueur d'onde) , on
observe : ( clique sur les hypermots)
• Le maximum d'émission ne se situe pas forcément dans le domaine visible mais parfois dans l'ultraviolet
ou dans l'infrarouge.
• Le maximum de l'émission se décale vers les courtes longueurs d'onde quand la température augmente
conséquence immédiate :
• Une étoile apparaissant rougeoyante dans le ciel sera plus "froide" qu'une étoile apparaissant bleutée.
• Mais pour mesurer la température d'une étoile avec plus de précision, il faut trouver une relation entre
la longueur d'onde du maximum d'émission et la température du "corps noir". C'est l'objet de la
LOI DE WIEN.
B LOI DE WIEN
1- Cliquer ici pour ouvrir une fenêtre où les mesures
s'inscriront, sinon il faudra recopier les mesures à la
main.
2- Choisir des températures située entre 2500 et 10000
. entrer une température dans le champ ci-dessous puis
valider. La courbe de corps noir correspondant
apparaîtra.
T = K
3- double clic sur l'endroit du graphe où la longueur
d'onde de l'émission est maximum .le résultat s'affiche
ici :
λ
λλ
λ max= nm. 4- Si la fenêtre de
mesure est ouverte cliquer sur valider : valider
valider