MESSAGES DES ETOILES / Document accompagnement. Place

MESSAGES DES ETOILES / Document accompagnement. Place dans le progr amme : Dans la partie Messages des étoiles / Application à l’astrophysique. Après le T.P. de découverte des différents spectres lumineux, d’émission et d’absorption. Il s’agit d’un document de présentation, en introduction à l’étude du spectre d’une étoile réalisée en T.P. ou activité en classe entière. De nombreux exemples sont disponibles sur le net à partir d’une recherche du type : TP spectre étoile ( site intéressant : http://www.ac­nice.fr/clea/A12.html). Le spectre de Rigel est proposé en fin de document. Sommaire du diaporama : Diapositive n° 1 : Introduction : photo de la nébuleuse d’Orion. Nuage de gaz dans lequel se forme un grand nombre d’étoiles. Les nébuleuses sont en quelque sorte les « pouponnières du ciel » Diapositive n° 2 : Observation de la constellation d’Orion à l’œil nu. Cette constellation est visible dans le ciel d’hiver vers le sud. La nébuleuse précédente se trouve au centre de la constellation. Orion était un guerrier Grec de l’antiquité. On repère d’ailleurs « très facilement » : § Les deux étoiles du haut représentant ses épaules, § Les deux étoiles du bas représentant ses genoux, § Au centre se trouve la ceinture et entre la ceinture et les genoux , on voit l’épée dans laquelle se trouve la fameuse nébuleuse. Au clic : tracé de la constellation. Toutes ces étoiles sont­elles identiques vues de la Terre ? Diapositive n° 3 : La même constellation, vue à travers un instrument d’optique. On retrouve la constellation d’Orion à droite de la trace blanchâtre qui correspond à une portion de notre galaxie : la Voie Lactée. Dans l’épée du guerrier Orion, on voit une tache rouge qui correspond à la nébuleuse vue au début : la nébuleuse d’Orion. A bas à gauche, se trouve Sirius une des étoiles les plus brillantes du ciel. Que remarque­t­on ? Les différentes couleurs apparaissent. Au 1 er clic, deux d’entre elles sont repérées et nommées : l’une est rouge( Bételgeuse) l’autre est bleue (Rigel) Au 2 ème clic, la question apparaît : Pourquoi les étoiles n’ont­elles pas la même couleur ? Diapositive n° 4 : Fait référence au T.P. précédent où l’on a établi un lien entre la couleur et la température d’un filament d’ampoule. Au clic la légende apparaît : La couleur varie en fonction de la température du filament. Diapositive n° 5 : Spectres des deux étoiles repérées précédemment : Bételgeuse et Rigel. Que remarque­t­on ? Bételgeuse a plus de radiations rouges dans son spectre, alors que celui de Rigel présente beaucoup plus de radiations bleues et violettes. A quoi est due la différence ?
Diapositive n° 6 : Photo montage de plusieurs étoiles de couleurs différentes à mettre en correspondance avec l’indication moyenne de température de leur surface. Au clic la légende apparaît : grâce à la couleur, on a une idée de la température de la surface des étoiles. Diapositive n° 7 : Retour sur le Spectre de Rigel. Au clic : Question : A quoi sont dues les r aies noir es ? Diapositive n° 8 : Structure d’une étoile : Photo prise par SOHO et « coupe » du Soleil. La lumière se forme dans la photosphère de l’étoile. Voir « composition et fonctionnement d’une étoile » en bas de page pour r enseignements complémentair es. Diapositive n° 9 : Trajet de la lumière après son émission par l’étoile, de sa surface à l’observateur, avec traversée de la chromosphère. Au clic : légende de la première photo puis des photos suivantes automatiquement Diapositive n°10 : Tableau de classification des étoiles. En effet, les spectres des étoiles diffèrent non seulement par la couleur perçue ( longueurs d’onde des radiations émises ) mais également par le nombre et les positions des raies noires ( longueurs d’onde des radiations absorbées ). On classe donc les étoiles selon leur spectre. Composition et fonctionnement d’une étoile : Le cœur de l’étoile ( 50% de sa masse) est le lieu des réactions de fusion nucléaire (des noyaux d’hydrogène, c’est à dire des protons, s’agglomèrent pour donner des noyaux d’hélium plus gros). Pour le Soleil, le centre est à 15 millions de °C, la pression est 100 milliards de fois plus grande que celle de l’atmosphère terrestre ; chaque seconde, 700 millions de tonnes d'hydrogène sont transformées en hélium. La température diminue quand on s’écarte du centre : à 7 000 000°C, les réactions de fusion cessent. Dans la zone r adiative qui englobent en fait le cœur, l’énergie est transportée par radiation. La densité y est très grande, les photons sont ralentis par de nombreuses collisions avec la matière (phénomènes d’absorption­réémission des photons). L'énergie générée dans le noyau met ainsi un million d'années pour atteindre la surface. La température diminue dans cette zone pour atteindre, dans le cas du Soleil, 2 000 000°C dans la partie la plus externe. Cœur et zone radiative représentent environ 98% de la masse de l’étoile. La zone convective, plus externe et moins dense, est le siège de phénomènes de convection : des bulles de matière chaude montent, se refroidissent et redescendent. La diffusion des photons est alors plus rapide. Pour le Soleil, la température de cette zone varie de 2 millions à 6 000°C. A la fr ontièr e de la zone convective se tr ouve la photosphèr e, pr incipale par tie visible de l’étoile. Cette frontière virtuelle entre le centre opaque et l’atmosphère de l’étoile n’est épaisse que de quelques centaines de kilomètres. Pour le Soleil, sa température est de 6000°C. Les tâches sombres qui apparaissent sur la photosphère correspondent à des zones de « basse » température ( 4000°C pour le Soleil ). Dans la chr omosphèr e, atmosphère basse de l’étoile, la température augmente à nouveau ( jusqu’à 20 000°C pour le Soleil). C’est dans la chromosphère que naissent les éruptions solaires. La cour onne enfin correspond à la couche la plus externe de l’atmosphère de l’étoile. Elle s’étend sur une épaisseur de plusieurs fois le rayon de l’étoile. Elle est constituée de gaz de très faible densité, portés à une température très élevée ( jusqu’à 1 000 000°C autour du Soleil ). La montée de température est liée à des effets du champ magnétique.
Exemple de spectre : Spectre de Rigel La bande centrale du document présent sur la page suivante est le spectre de l’étoile Rigel : elle contient un certain nombre de raies noires numérotées dont on veut connaître la longueur d’onde. Pour cela, on utilise un spectre de référence qui a été photographié dans les mêmes conditions que le spectre de l’étoile. Les traits clairs situés de part et d’autre du spectre de Rigel correspondent à certaines raies d’émission de l’argon et dont les longueurs d’onde (exprimées en nanomètres) sont connues . 1) Utiliser deux raies assez éloignées dans le spectre de l’argon pour déterminer l’échelle des spectres en nm.cm ­1 . 2) En utilisant cette échelle, déterminer les longueurs d’onde des raies numérotées de 1 à 12 dans le spectre de Rigel : pour cela, mesurer la distance de la raie considérée à une raie de référence du spectre de l’argon et en déduire l’écart des longueurs d’onde. Complétez la deuxième colonne du tableau. Remarque : une certaine imprécision est inévitable du fait des mesures . 3) Utiliser les résultats précédents et les longueurs d’onde d’émission pour compléter la troisième colonne du tableau avec les atomes et ions qu’il est possible d’identifier avec certitude dans le spectre de Rigel.
Spectr e r éalisé avec le télescope de 60 cm du pic du midi Ci­dessous, les longueurs d’ondes des raies d’émission ( en nm ) de quelques atomes ou ions ; certaines d’entre elles ne sont pas dans le domaine du visible et ne figurent pas sur ce spectre .
· H : 656,3 486,3 434,2 410,3 397,1
· He : 388,9 402,6 414,4 447,1 471,3 492,1 501,6 504,8 587,6 667,8 687,2 706,1 728,1
· He + : 30,3 164,1 468,6
· Mg : 286,2 383,2 516,7 517,3 518,4
· Mg 2+ : 279,5 280,3 448,1 RAIE N° : Longueur d’onde 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10
11
12
Atome ou ion détecté