Les spectres lumineux

Ch 5 - page 1 - Physique 2nde / MCR
Chapitre 5
I - Les spectres d'émission
1.1 Spectres continus ou spectres d’origine thermique
a) Description
Exemple : spectre de la lumière blanche
b) Influence de la température
Exemple : Spectre de la lumière émise par une lampe à incandescence, lorsque l’on augmente
l’intensité lumineuse
Pour une température supérieure à 2 000 °C, toutes les radiations visibles sont présentes dans le
spectre, mais elles n’ont pas la même luminosité. La couleur dominante d’un spectre continu, c’est à
dire la couleur la plus lumineuse, renseigne sur la température de la source : une dominante rouge
correspond à une température de 3 000 °C environ alors qu’une dominante verte correspond à une
température voisine de 6 000 °C
1.2 Spectre de raies
a) La signature des atomes
Exemples : Les spectres obtenus avec des lampes à vapeur de sodium ou de mercure sont des spectres
de raies : la lumière émise n’est composée que d’un nombre limité de radiations monochromatiques bien
distinctes. A chaque raie correspond une radiation monochromatique.
Spectre d'une lampe à vapeur de sodium
Spectre d'une lampe à vapeur de mercure
Les spectres lumineux
On appelle spectre d’émission le spectre de la lumière directement émise par une source.
Un corps dense (solide, liquide ou gaz sous forte pression porté à haute température émet
de la lumière.
Le spectre de la lumière émise est un spectre continu.
La couleur de la lumière émise par un corps dense passe du rouge sombre au blanc brillant
quand sa température augmente.
Le spectre continu observé s’enrichit progressivement vers le violet.
Le spectre de la lumière émise par un gaz, sous faible pression et à haute température, est un
spectre de raies. Chaque entité chimique (atome ou ion) possède un spectre de raies bien
déterminé, ce qui permet de l’identifier.

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b) Application : couleur d’une flamme
Quelques gouttes d’une solution de chlorure de sodium colorent
la flamme bleue pâle d’un bec bunsen en jaune orangé (fig 1).
L’observation du spectre montre la raie caractéristique du
sodium.
De même, le cuivre colore la flamme en vert (fig 2)
Fig 1 Fig 2
II - Les spectres d'absorption
2.1 Spectres de bandes d'absorption
Le spectre d’absorption d’une solution colorée présente des bandes sombres correspondant aux
radiations absorbées : une solution diluée de permanganate de potassium par exemple, de couleur
magenta (rose), absorbe dans le vert alors qu’une solution de sulfate de cuivre de couleur cyan (bleu
clair) absorbe dans le rouge.
Spectre de bandes d'absorption
2.2 Spectres de raies d'absorption
Le spectre d’absorption de la vapeur de sodium est continu mais coupé par une raie sombre dans le
jaune (qui est en fait deux raies très rapprochées).
La radiation absorbée à la même longueur d’onde que celle émise par la lampe à vapeur de sodium.
Spectre d'absorption du sodium
Spectre d'absorption du mercure
L’analyse spectrale des flammes est utilisée en chimie pour
identifier certaines espèces chimiques (ions métalliques en
particulier).
Le spectre d’absorption d’une substance est le spectre obtenu après la traversée de cette
substance par de la lumière blanche.
Le spectre de bandes d’absorption d’une solution est caractéristique de l’espèce chimique
présente dans la solution.
Une entité chimique (atome ou ion) ne peut absorber que les radiations qu’elle est capable
d’émettre. Le spectre de raies d’absorption renseigne donc sur la nature des gaz traversés
par la lumière blanche.

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II - La lumière, message des étoiles
3.1 Spectre d’une étoile : le Soleil
L’analyse de la lumière émise par une étoile montre la présence d’un fond continu coupé par une
multitude de raies noires, appelées raies de Fraunhofer (le spectre du Soleil, en compte environ
20 000).
3.2 Interprétation du spectre d’une étoile
Une étoile peut être modélisée par une énorme boule de gaz à très haute pression, le cœur, entouré
d’une couche de gaz à faible pression, son atmosphère.
• Température de surface d’une étoile
La surface de l’étoile se comporte comme un corps chaud. Elle émet de la lumière qui dépend de la
température de sa surface. Le spectre de cette lumière est donc un spectre continu, plus ou moins
enrichi en radiations bleues. Il donne donc des informations sur la température de surface de
l’étoile.
Pour le Soleil, par exemple, la température en surface est évaluée à 5 500 °C.
Etoile Beltégeuse Soleil Sirius Rigel
Couleur rouge jaune blanche bleue
Température
moyenne
de surface
3 000 °C 5 500 °C 8 000°C > 10 000 °C
• Composition de l’atmosphère d’une étoile
La lumière émise par le cœur de l’étoile traverse les gaz à faible pression contenus dans
l’atmosphère qui l’entoure.
Les entités chimiques constituant ces gaz absorbent certaines radiations, faisant apparaître de
fines raies noires sur un fond continu. Ces radiations manquantes permettent de déterminer la
nature des éléments chimiques présents dans cette atmosphère.
Dans l’exemple du Soleil, les raies noires observées attestent la présence d’une atmosphère.
Celle-ci contient de nombreux éléments chimiques dont les plus abondants sont l’hydrogène et
l’hélium.
Ainsi, grâce à l’étude de la lumière qui arrive des étoiles, les astrophysiciens obtiennent des
renseignements sur ces étoiles.