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LUMIERE et SPECTRES DES ETOILES
I /Le spectre électromagnétique :
La lumière détectable par l’œil humain ( la lumière visible) ne
représente qu’une tout petite partie de la vaste étendue des
rayonnements électromagnétiques connus.
Un rayonnement électromagnétique se caractérise par :
-sa longueur d’onde ( en mètre – m)
-son énergie ( en Joule – J )
-sa fréquence ( en Hertz – Hz)
http://www.docsciences.fr/Le-spectre-des-ondes
II/ Les différents types de spectres lumineux :
1-Obtenir le spectre d’une source lumineuse :
Un spectre lumineux est obtenu en décomposant la lumière provenant
d’une source lumineuse.
Pour cela, il suffit de faire passer la lumière issue de la source dans un
dispositif dispersif ( qui disperse la lumière) pour voir apparaître les
lumières de différentes couleurs qui composent la lumière venant de la
source.
Ce dispositif dispersif peut être :
- Un réseau
- un prisme en verre.
2-Les différents types de spectres lumineux : ( +voir schémas )
Spectre continu
Un corps incandescent chauffé à haute température apparaît
successivement rouge, orange, jaune, blanc puis bleu par température
croissante. La couleur du corps de dépend alors que de la température à
laquelle il est porté (cas des étoiles). Le spectre de ce corps est un spectre
continu, contenant les raies rouge et est d'autant plus étendu vers le
violet que la température du corps est élevé.
Expérimentalement on constate que tout corps (gazeux ou solide) sous
haute pression et à haute température, donne naissance à un spectre
continu de lumière.
Spectre de raies d'émission
Si on excite un gaz à faible pression par exemple par une décharge
électrique alors ce gaz émet une lumière dont la couleur est cette fois ci
caractéristique de ou des éléments chimiques dont il est constitué. Le
spectre obtenu est un spectre de raies d'émission et les raies sont
caractéristiques du ou des éléments chimiques dont le gaz est constitué. Il
est ainsi possible d'identifier la nature du gaz par identification des raies.
(cas des nébuleuses)
Spectre d'absorption
Si on fait traverser un gaz froid par un source de lumière incandescente
on observe un spectre dit d'absorption de raies c'est-à-dire qu'il se
présente comme le spectre continu de la source mais que les raies des
éléments contenues dans le gaz sont noires dans le spectre d'absorption.
3-Les lois de Kirchoff
Les conditions de formation des différents spectres sont regroupées sous
forme de lois, que l'on appelle les lois de Kirchoff.
1. Un gaz, un solide ou un liquide à pression élevée, s'ils sont chauffés,
émettent un rayonnement continu qui contient toutes les couleurs.
2. Un gaz chaud, à basse pression, émet un rayonnement uniquement pour
certaines couleurs bien spécifiques : le spectre de ce gaz présente des
raies d'émission.
3. Un gaz froid, à basse pression, situé après une source de rayonnement
continu, en absorbe certaines couleurs, produisant ainsi dans le spectre
des raies d'absorption.
Application 1 :
Ces lois sont fondamentales pour la spectroscopie et nous permettent
ainsi de comprendre les spectres des astres. En effet, le Soleil et les
étoiles émettent un spectre continu : on en déduit alors que les étoiles
sont formées d'un gaz sous pression, à température élevée. Ils rayonnent
comme les corps noirs.
Le spectre du Soleil présente des raies d'absorption, qui caractérisent
les éléments chimiques constituant son atmosphère. En effet sa
température varie de plusieurs millions de degrés, au centre, à quelques
5800 K en surface. Ainsi le rayonnement continu émis par le gaz chaud
subit une absorption par le gaz qui constitue son atmosphère et qui est
plus froid. On a ainsi accès la composition de son atmosphère car
l'absorption est sélective, elle est caractéristique des éléments chimiques
contenus dans celle-ci. On peut en conclure que l'atmosphère du Soleil est
constituée d'un gaz sous basse pression.
Dans une grande variété de corps célestes, telles les comètes et certaines
étoiles, on peut également observer des spectres d'émission. On en déduit
que ces objets sont composés de gaz chaud à basse pression.
Application 2 :Les raies de Balmer
L’atmosphère ( chromosphère) des étoiles est constituée majoritairement
d’hydrogène à basse pression tout en étant encore relativement chaud.
Ainsi, pour la plupart des étoiles, leurs spectres lumineux présentent dans
le domaine du visible des raies d’absorption typiques de l’atome
d’hydrogène que l’on appelle les raies de Balmer ; les premières raies sont
numérotées au moyen de l'alphabet grec :
-La première raie, Hα a une longueur d'onde 656,2 nm, elle est donc
rouge.
- la seconde, Hβ, est bleue à 486,1 nm,
-la troisième, Hγ, est violette à 434,0 nm……………….jusqu'à 364,6 nm.
Cette dernière est la longueur d'onde limite de la série de Balmer.
III/LA CLASSIFICATION SPECTRALE DES ETOILES :
---- Température décroissante ---->
Type
Couleur
spectrale
Température
moyenne
de surface
(°C)
Raies les plus intenses
Notation
spectrale
des raies
W
bleue
35000-50000
nombreuses raies d'émission
HeII,
HI=Hα, Hβ
O
bleueblanche
25000-35000
hélium ionisé
HeII
B
bleueblanche
10000-25000
hélium neutre
HeI
HI
A
blanche
7500-10000
prédominance des raies de
l'hydrogène (série de
Balmer)
F
jaunâtre
6000-7500
nombreuses raies de métaux
ionisés : calcium ionisé...
CaIV
Ca, CaIV
G
jaune
5000-6000
présence simultanée de raies
de métaux neutres et de
métaux ionisés : calcium...
K
orange
3500-5.00
raies de métaux neutres et
d'oxydes de titane
Fe, TiO
M
rouge
<3500
bandes d'oxydes de titane
TiO
Pourtant, vous trouverez dans la littérature une notation plus fournie du
type spectral, comme par exemple : B8 V.
Que signifie la notation B8 ?
Les types spectraux O, B... sont subdivisés de façon décimal
(B0, B1, ..., B9) caractérisant une tranche plus précise de
température de surface de l'étoile.
Que signifie le chiffre romain ?
Il correspond à la classe de luminosité décrite dans le
diagramme HR (Hertzprung-Russel) qui est directement liée à
la surface (πR2) de l'etoile et donc à son rayon R (Ro=rayon
du Soleil) :
o Ia, Iab, Ib : supergéantes (300<R/Ro<1000) ;
o II : géantes brillantes (100<R/Ro<300) ;
o III : géantes (10<R/Ro<100) ;
o IV : sous-géantes (2<R/Ro<10) ;
o V : naines de la séquence principale (0.1<R/Ro<2).
Le diagramme de Hertzsprung-Russel :