parcours scientifique cycle terminal du bac pro

PARCOURS SCIENTIFIQUE
CYCLE TERMINAL DU BAC PRO
ATELIER SL5 :
LES SPECTRES LUMINEUX ET LEURS APPLICATIONS
À L’ASTROPHYSIQUE
Benoît PATEY (IEN) - Laurent DERNIS - François HAUSSOULLIEZ - Patrice HUMIERE Nicolas NOWAK - Gérard VERSTRAETE - Bruno DECRIEM - Martial ANDRE - Nicolas FIOLET
Avertissements
Dans ce dossier, plusieurs symboles sont utilisés.
Permet une aide pour la (ou les) notion(s) abordée(s).
Avant de manipuler, écoutez avec attention les précautions à prendre et les règles de
sécurité rappelées par le professeur.
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Atelier SL5 : Les spectres lumineux et leurs
applications à l’astrophysique.
Avant de manipuler, écoutez avec attention les précautions à prendre et les règles de sécurité
rappelées par le professeur.
I. Spectre de la lumière blanche
1. Réaliser le dispositif suivant :
C = + 5 
2. Régler la lanterne au maximum d'intensité lumineuse à l'aide du curseur du rhéostat.
Régler le dispositif pour obtenir un spectre net sur l'écran.
Observer et dessiner le spectre.
II. Influence des filtres colorés sur le spectre de la lumière blanche
1. Même montage que précédemment en plaçant les filtres de couleur magenta, bleu et cyan entre la lentille
et le prisme.
2. Que peut-on dire du rôle des filtres colorés sur le spectre de la lumière blanche
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III. Spectres de raies d'émission
1. Montage :
2. Manipulation :
Observer le spectre de la lumière blanche à l'aide du spectroscope à main (en regardant par la fenêtre de la salle
par exemple).
Observer et attribuer les spectres de raies d'émission correspondant au sodium, à l’hydrogène, au mercure et au
hélium (préciser « inconnu » si vous n’avez pas observé le spectre).
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IV. Application à l’astrophysique
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'enveloppe gazeuse de l'étoile. Il se produit un phénomène
d'absorption de lumière, caractéristique des atomes présents dans la chromosphère. On observe donc un spectre
d'absorption.
Le spectre de l'étoile RIGEL est parsemé de nombreuses raies d'absorption qu'il faut identifier. Il suffit donc de
photographier sur le même négatif photo le spectre d'émission de référence d'un élément dont toutes les
longueurs d'onde sont connues.
A l'aide des longueurs d'ondes connues de ce spectre d'émission, par exemple celui de l'argon, il est possible de
graduer un axe en nm et ainsi de déterminer les longueurs d'onde des raies d'absorption du spectre de RIGEL (voir
ci-dessous). Il suffit ensuite de comparer ces résultats avec des tables de longueurs d'onde de spectres d'éléments.
Problématique :
On a obtenu le spectre de l’étoile de Rigel dans la constellation d’Orion.
 Peut-on déterminer la composition de l’atmosphère de cette étoile ?
 Peut-on déterminer la température de surface d'une étoile ?
1. Détermination de la composition chimique de l’étoile de Rigel :
a. Étude du spectre de l’argon
Le spectre d’émission de l’argon sert de référence pour l’étude du spectre d’absorption de l’étoile Rigel.
Il faut d’abord l’étalonner pour pouvoir l’utiliser.



Parmi les deux spectres donnés en annexe 1, quel spectre correspond à celui de l’argon ?
Mesurer, en mm, les distances L entre la raie d’émission de 451 nm et les autres raies d’émission.
Regrouper vos résultats dans le tableau de l’annexe 1.
Tracer la courbe d’étalonnage sur le papier millimétré donné en annexe 2 ou à l’aide d’un tableur grapheur.
Échelle :
Abscisse : 1 cm pour 10 mm
Ordonnée : 1 cm pour 10 nm (origine des ordonnées à 450 nm.)
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b. Étude du spectre de Rigel
Le spectre représenté est une reproduction simplifiée de celui de l’étoile (l’original est en couleurs, et présente
davantage de raies).

Mesurer les distances, en mm, entre la raie d’émission de 451 nm et les différentes raies d’absorption du
spectre de Rigel. Regrouper vos résultats dans le tableau de l’annexe 1.
Déterminer à l’aide de votre courbe d’étalonnage, la longueur d’onde de chaque raie.

c. Analyse du spectre de Rigel
A partir des données figurant dans le tableau ci-après (et si c’est possible), rechercher pour chaque espèce
chimique la présence de ses raies dans le spectre de l’atmosphère de Rigel. (Une raie ne peut être attribuée
qu’à un seul élément)
En déduire la composition de l’atmosphère de Rigel. On tolère des écarts de ±2 nm à cause des défauts de
reprographie et des défauts de votre courbe d’étalonnage.


Espèces
H
He
He
+
Longueur d’onde (nm)
410
434
486,1
656,3
447
471
493
502
589
589,6
Mg
516,7
517
Mg
280
448
Ca
422,7
458,2
526,2
469,1
498,2
489,1
491,9
2+
588
668
532,8
537,1
539,7
468,6
Na
+
505
Ca
396,8
Ti
466,8
Mn
403,6
Fe
438,3
Ni
508,0
518
527
495,7
Espèces chimiques présentes dans l’atmosphère de Rigel :
2. Température des étoiles :
La loi de Wien relie la longueur d'onde λ m, correspondant au maximum d'émission lumineuse du spectre de l'étoile,
à la température T en Kelvin de l'étoile.
La température en Kelvin (K) s'obtient en ajoutant 273 à la température exprimée en degré Celsius :
Voici des courbes de référence donnant la puissance rayonnée en fonction de la longueur d'onde. Le maximum de
l'émission se décale vers les courtes longueurs d'onde quand la température augmente. Un corps à une
température de 9000 K apparaîtra bleuté car il émet plus de puissance dans la partie bleue du spectre.
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Température du
corps (en K)
Couleur
apparente de
l’étoile
9000 < T
Bleu
6000 < T < 9000
Blanche
4000 < T < 6000
Jaune
1000 < T <4000
Orangé
T < 1000
Rouge
a. A partir du tableau ci-contre, représenter graphiquement
avec un tableur – grapheur la courbe λm = f (T). Exprimer la longueur
d'onde en mètre.
La courbe obtenue est-elle celle représentant une fonction
connue ?
T (K)
2500
3500
4500
5500
6500
7500
8500
9500
10500
11500
12500
13500
14500
15500
16500
17500
18500
19500
λm (nm)
1165
841
651
536
454
393
352
311
279
257
238
219
209
197
184
171
165
155
b. Avec le tableur – grapheur, tracer λm = f (1/T). La courbe obtenue est-elle celle représentant une fonction
connue ?
c. Modéliser la courbe et donner l’équation de la droite ainsi obtenue.
d. Donner, en écriture scientifique arrondie au dixième, le coefficient directeur de la droite.
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e. La loi de Wien liant λm et T est :
Calculer la température, en K, d'une étoile pour laquelle λ m = 480 nm.
Le résultat est-il en accord avec les courbes de référence donnant la puissance rayonnée en fonction de la longueur
d'onde.
f. Entre les étoiles BETELGEUSE et RIGEL, laquelle a la température
de surface la plus élevée ? Justifiez votre réponse. Indication :
recherchez les couleurs de ces deux étoiles.
Justification :
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Annexe 1
Spectre A
Spectre B
Spectre A
L (mm)
 (nm)
451
470
519
549
603
642
675
Spectre B
Raies
L (mm)
 (nm)









Annexe 2
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