interpreter le spectre de la lumiere emise par une etoile

 INTERPRETER LE SPECTRE DE LA LUMIERE EMISE PAR UNE ETOILE 1. Comprendre le spectre solaire
Le Soleil est une boule de 7 × 105 km de rayon, soit environ 110 fois celui de la Terre ! Au coeur, la
température est de l’ordre de 15 millions de degrés. Chaque seconde, la fusion des protons en hélium produit
une énergie de 383 × 1024 J, soit une énergie équivalente à 6,4 × 1012 fois celle de la bombe d’Hiroshima !
L’énergie produite doit traverser plusieurs couches jusqu’à la photosphère où la température n’est plus que
d’environ 6 000 °C. Mais c’est cette fine couche gazeuse qui émet la lumière du soleil. A l’extérieur de la
photosphère, l’atmosphère de l’étoile (ou chromosphère) contient un grand nombre d’éléments sous formes
d’ions ou d’atomes isolés. Ce sont eux qui vont absorber certaines radiations du rayonnement continu émis
par la photosphère.
Compléter la conclusion ci-dessous en choisissant les bons termes parmi les suivants :
continu, raies, émission, absorption, bandes.
Le spectre de la lumière émise par la photosphère est un spectre ………... Les éléments de la chromosphère
absorbent une partie de ce rayonnement. Le spectre de la lumière reçue sur Terre contient des ………
d’……….. 2. Origine des franges de Fraunhofer
Les éléments de la chromosphère absorbent l’énergie de certaines radiations provenant de la photosphère ce
qui provoque leur excitation : étant excités, ces éléments émettent alors les mêmes radiations que celles
qu’ils ont absorbées ! Pourquoi voit-on alors des raies noires dans le spectre de la lumière solaire ?
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Document professeur 4/7
!
ACTIVITÉ
: Estimation
de ladetempérature
deétoile
surface d’une étoile!
3. Estimation2de
la température
surface d’une
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567,.!
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5.3!
On peut
profil2.!spectral
d’une étoile
en1-892.!
représentant
l’intensité269,-.,39-1!
lumineuse27@9,.73.!
des radiations
émises par
"##".-'"33"1".-$0+1,+#4"$()5:(%+;7."$"-$()543'/1$8$
[email protected]!0;/!261-892.!.,!?8,4-98,!5.!2.7/!28,<7.7/!568,5.A!!
l’étoile en fonction de leur longueur d’onde.
!
Doc.2. Profil1 spectral du Soleil
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$
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B;!-.@01/;-7/.!5.!37/?;4.!5.!261-892.!9,?27.!37/!26;227/.!<28C;2.!5.!4.--.!487/C.A!
ACTIVITÉ 2 : Estimation de la température de surface d’une étoile!
B;!-.@01/;-7/.!5.!37/?;4.!5.!261-892.!9,?27.!37/!26;227/.!<28C;2.!5.!4.--.!487/C.A!
! 2.! 0/8?92! 30.4-/;2! 567,.! 1-892.! .,! /.0/13.,-;,-! 269,-.,39-1! 27@9,.73.! 5.3! /;59;-98,3!
',! 0.7-! -/;4./!
B;!28,<7.7/!568,5.!O@;D!57!@;D9@7@!569,-.,39-1!27@9,.73.!59@9,7.!28/3E7.!2;!-.@01/;-7/.!5.!
[email protected]!0;/!261-892.!.,!?8,4-98,!5.!2.7/!28,<7.7/!568,5.A!!
INTERPRETER
LE SPECTRE DE LA LUMIERE EMISE PAR UNE ETOILE 261-892.!;7<@.,-.A!',!.,!51579-!E7.!2.3!1-892.3!C2.7.3!38,-!0273!4F;75.3!E7.!2.3!1-892.3!/87<.3A!
La température de surface de l’étoile influe sur l’allure globale de cette courbe.
!
lmax du maximum d’intensité lumineuse diminue lorsque Document
la température
de l’étoile
professeur
6/7
! La longueur d’onde
G9,39H!2.!0/8?92!30.4-/;2!5.!2;!27@9I/.!57!J82.92!:K84A!)>!@8,-/.!E7.!O
@;D!L!=M*!,@A!
augmente.
On
en
déduit
que
les
étoiles
bleues
sont
plus
chaudes
que
les
étoiles
rouges.
!
%,! 0FN39E7.H! 2;! 289! 5.! O9.,! ,873! 0./@.-! 5.! /.29./! 4.--.! 28,<7.7/! 568,5.! P! 2;! -.@01/;-7/.! T!
Ainsi,+? le@!
profil
spectral
de 28,<7.7/3!
la lumière568,5.!
du Soleil
2) montre
queDEFGHD!
lmax = 480
EnK!C!
physique,
loi de
0;/-9/!
5.!
5.7A!
5.!(Doc.
/1B1/.,4.!
:/;9.! @!C!
,I!nm.
J! /;9.!
HFHGHD!la
,I>G!
261-892.A!
Wien nous
permet
de
relier
cette
longueur
d’onde
à
la
température
q
de
l’étoile.
0/8083./G!! 5;,3! 2.! 4;/5.! 49! ;0/L3G! 7,.! I1-M85.! 0./I.--;,-! 5.! I.37/./! 2.! 0273! 0/14931I.,-!
08339N2.!2.3!28,<7.7/3!568,5.!5.3!/;9.3!O
)HMU u +* V +!.-!O)!0/13.,-.3!37/!2.!5847I.,-!P!49J;0/L3?!!
Q.--.!289!3614/9-!R! T
)ST !!!!:;W.4!!T!.,!XQ!!!.-!!!O@;D!.,!,@>!
!
O @;D
!
G!26;95.!5.!4.--.!/.2;-98,H!W1/9?9./H!5;,3!2.!4;5/.!49Y5.33873!E7.!2;!-.@01/;-7/.!5.!37/?;4.!57!J82.
A l’aide de cette relation,
vérifier, dans le cadre ci-dessous que la température de surface du Soleil avoisine
;W8939,.!Z!S**!XQA!
5 700 °C.
!
4. Composition de la chromosphère du Soleil
!
!
Doc.2. Profil spectral du Soleil
u
||qQ
!
En 1814, Joseph von Fraunhofer T
découvre
les raies
d’absorption
présentes dans le spectre du Soleil et
B;!-.@01/;-7/.!5.!37/?;4.!5.!261-892.!9,?27.!37/!26;227/.!<28C;2.!5.!4.--.!487/C.A!
entreprend la mesure précise de leurs longueurs d’onde. Il étudie ainsi 570 raies et désigne les principales
par les !lettres A, B, C, etc... (voir Document 4) En étudiant d’autres étoiles, il observe d’autres raies.
!
B;!28,<7.7/!568,5.!O
!57!@;D9@7@!569,-.,39-1!27@9,.73.!59@9,7.!28/3E7.!2;!-.@01/;-7/.!5.!
En même
temps, il étudie les@;D
lumières
artificielles et se rend compte qu’une double raie jaune se trouve dans
!
presque261-892.!;7<@.,-.A!',!.,!51579-!E7.!2.3!1-892.3!C2.7.3!38,-!0273!4F;75.3!E7.!2.3!1-892.3!/87<.3A!
toutes les flammes.Doc.
Ces4.deux
raies occupent exactement la même position que deux raies noires
Principales raies de Fraunhofer dans le spectre du Soleil
!
le spectre du Soleil, ce sont les raies D1 et D2. Ce fait sera interprété plus
tard, les raies
D sont 6/7
dues au
Document
professeur
!
! dans
!
G9,39H!2.!0/8?92!30.4-/;2!5.!2;!27@9I/.!57!J82.92!:K84A!)>!@8,-/.!E7.!O
sodium
qui
apparaît
dans
presque
toutes
les
sources
lumineuses.
En
effet,
une
trace
insignifiante
de
sodium
@;D!L!=M*!,@A!
!
!
pour
faire
ces
raies.
%,! @!
0FN39E7.H!
2;!5.7A!
289!:.,!
5.!
O9.,!.,-/.!
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568,5.!
2;! -.@01/;-7/.!
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2;!apparaître
593-;,4.!
II>!
2.3!
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@!/.29./!
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4.2;!28,<7.7/!
0./I.-!
561-;N29/!
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568,5.!
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:/;9.!
@!C!
DEFGHD!
,I! J!P!/;9.!
K!C!
HFHGHD!
! suffit
1.
A
partir
de
deux
longueurs
d’onde
de
référence
(raie
A
:
759,37
nm
raie
K
:
393,37
nm),
proposer,
dans
261-892.A!
0./I.--/.!5.!I.37/./!0/14931I.,-!2.3!28,<7.7/3!568,5.!5.3!;7-/.3!/;9.3?!
0/8083./G! 5;,3! 2.! 4;/5.! 49! ;0/L3G! 7,.! I1-M85.! 0./I.--;,-! 5.! I.37/./! 2.! 0273! 0/14931I.,-!
!
après, une méthode permettant de mesurer
le plus précisément possible les longueurs d’onde des
! ci08339N2.!2.3!28,<7.7/3!568,5.!5.3!/;9.3!O
! le carde
+!.-!O)!0/13.,-.3!37/!2.!5847I.,-!P!49J;0/L3?!!
V
raies
D
1 et D2 présentes sur le
document
4
ci-après.
)HMU u-/87R1.3!
+*
! )?Q.--.!289!3614/9-!R!
Q8I0;/./! 2.3! TR;2.7/3!
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28,<7.7/3!
568,5.! 5.3!!.,!,@>!
/;9.3! 0/13.,-.3! 5;,3! 2.! 30.4-/.!
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561I93398,!57!38597I!C!Ȝ
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! est ci-dessous n’est qu’un exemple de calcul :
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Ce qui
!
! ;W8939,.!Z!S**!XQA!
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K
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*
!
087/!7,.!R;2.7/!/1.22.!5.!ETFG=!!,I!48,4./,;,-!Ȝ
O+G!389-!7,.!.//.7/!9,B1/9.7/.!Z!+! `**?!
!
! $2! 0.7-! .,! _-/.! 5.! I_I.! 087/! ȜO)! 4;/! 4.3! 4;24723! 510.,5.,-! 5.! ! 2;! 0/149398,! 5.3! I.37/.3G! 5.! 2;!
Doc. 4. Principales raies de Fraunhofer dans le spectre du Soleil
/.0/8574-98,!57!5847I.,-?.-!5.!2610;933.7/!5.3!-/;9-3!/.0/13.,-;,-!2.3!/;9.3?!
!
!
2. Comparer
les valeurs trouvées aux longueurs d’onde des raies présentes dans le spectre d’émission du
!
!
sodium
:
λ
D2 = 589 nm et λD1 = 589,6 nm.
',!
2;! 593-;,4.!
:.,!
.,-/.!
2.3!P>!/;9.3!
@! .-! K!C!5;,3!
4.2;!2.!
0./I.-!
7,.!V7.22.3!
14M.22.!.30L4.3!
V79! R;!
H? I.37/.!
'N3./R./!
2.! 30.4-/.!
57!II>!
U82.92!
:584?!
.-! 9,59V7./G!
4;5/.!561-;N29/!
49J5.33873G!
3.! Observer
le spectre du Soleil (doc. 4) et indiquer, dans le cadre ci-dessous, quelles espèces chimiques sont
0./I.--/.!5.!I.37/./!0/14931I.,-!2.3!28,<7.7/3!568,5.!5.3!;7-/.3!/;9.3?!
4M9I9V7.3!38,-!0/13.,-.3!5;,3!2;!4M/8I830ML/.!57!U82.92?!
!
présentes
dans la chromosphère
du Soleil.
Données
: Longueurs d’onde
(en nm) de raies colorées présentes dans le spectre d’émission de
!
Données différents
: Longueurs
d’onde (en nm) de raies colorées présentes dans le spectre d’émission de différents
éléments
)? Q8I0;/./! 2.3! R;2.7/3! -/87R1.3! ;7A! 28,<7.7/3! 568,5.! 5.3! /;9.3! 0/13.,-.3! 5;,3! 2.! 30.4-/.!
éléments
561I93398,!57!38597I!C!ȜO)!S!ETF!,I!.-!ȜO+!S!ETFG=!,I?!
Hydrogène H :
410 – 434 – 486,1 – 656,3
!
Dioxygène O2 :
627,7 – 686,7 –759,4
Ce qui! est ci-dessous n’est qu’un
exemple de calcul :
Fer
Fe
:
430,8
– 438,3 – 466,8 – 495,8 – 516,9 – 527
!
!
+
:
393,4
– 396,8 – 430,8
Calcium
Ca
! !
O.!2;!/;9.!@!Z!2;!/;9.!K!!92![!;!DEFGHD!\!HFHGHD!S!H==G*!,I!.30;413!37/!7,.!593-;,4.!5.!+DPG*!II!
Magnésium Mg : 516,7 – 517,3 – 518,4
! !
O8,4!+!II!/.0/13.,-.!)G+*H!,I!
!
!
"!#$%&&'(!)*++
! $,-./0/1-./!2.!30.4-/.!567,.!1-892.!:#;<.!=>!
O.!2;!/;9.!K!Z!2;!/;9.!O)G!92![!;!FHG*!IIG!568]!Ȝ
O)!!S!!ȜK!^!FHG*!u!)G+*H!!S!ETTGF:F>!!,I!389-!ETF!,I!
W873!
38,-! 0/13.,-3! 5;,3! 2;! 4M/8I830ML/.!
I;93! 2.! 5847I.,-! P! ,.! /.0/13.,-.! 0;3!
! ! 4.3! 121I.,-3!
.-!5.!I_I.!Ȝ
O+!S!ȜK!^!FHGE!u!)G+*H!!S!EF*G*!,I!
26.,3.IN2.!5.3!ED*!/;9.3!95.,-9B91.3!0;/!X/;7,M8B./?!
! !
',!,.!-/87R.!0;3!.A;4-.I.,-!2.3!R;2.7/3!-M18/9V7.3!I;93!2614;/-!.3-!-/L3!B;9N2.G!5.!268/5/.!5.!*GP!,I!
Y.!-;N2.;7!5.3!30.4-/.3!R873!0./I.-!5.!/.-/87R./!2;!0/13.,4.!5.!-87-.3!4.3!.,-9-13!4M9I9V7.3?!
! !
*
087/!7,.!R;2.7/!/1.22.!5.!ETFG=!!,I!48,4./,;,-!Ȝ
O+G!389-!7,.!.//.7/!9,B1/9.7/.!Z!+! `**?!
$2!
2 510.,5.,-! 5. ! 2;! 0/149398,! 5.3! I.37/.3G! 5.! 2;!
! 0.7-! .,! _-/.! 5.! I_I.! 087/! Ȝ 4;/! 4.3! 4;24723!
!
O)!
!
!
/.0/8574-98,!57!5847I.,-?.-!5.!2610;933.7/!5.3!-/;9-3!/.0/13.,-;,-!2.3!/;9.3?!
!
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!
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