interpreter le spectre de la lumiere emise par une etoile

!INTERPRETER LE SPECTRE DE LA LUMIERE EMISE PAR UNE ETOILE! !
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1!
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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’………..!
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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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3.!Estimation de la température de surface d’une étoile
On peut tracer le profil spectral d’une étoile en représentant l’intensité lumineuse des radiations émises par
l’étoile en fonction de leur longueur d’onde.
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Document professeur 4/7
ACTIVITÉ 2 : Estimation de la température de surface d’une étoile!
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Doc.2. Profil spectral du Soleil
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!INTERPRETER LE SPECTRE DE LA LUMIERE EMISE PAR UNE ETOILE! !
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2!
La température de surface de l’étoile influe sur l’allure globale de cette courbe.
La longueur d’onde lmax du maximum d’intensité lumineuse diminue lorsque la température de l’étoile
augmente. On en déduit que les étoiles bleues sont plus chaudes que les étoiles rouges.
Ainsi, le profil spectral de la lumière du Soleil (Doc. 2) montre que lmax = 480 nm. En physique, la loi de
Wien nous permet de relier cette longueur d’onde à la température q de l’étoile.
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A l’aide de cette relation, vérifier, dans le cadre ci-dessous que la température de surface du Soleil avoisine
5 700 °C.
4. Composition de la chromosphère du Soleil
En 1814, Joseph von Fraunhofer découvre les raies d’absorption présentes dans le spectre du Soleil et
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.
En même temps, il étudie les lumières artificielles et se rend compte qu’une double raie jaune se trouve dans
presque toutes les flammes. Ces deux raies occupent exactement la même position que deux raies noires
dans le spectre du Soleil, ce sont les raies D1 et D2. Ce fait sera interprété plus tard, les raies D sont dues au
sodium qui apparaît dans presque toutes les sources lumineuses. En effet, une trace insignifiante de sodium
suffit pour faire apparaître ces raies.
1. A partir de deux longueurs d’onde de référence (raie A : 759,37 nm - raie K : 393,37 nm), proposer, dans
le carde ci après, une méthode permettant de mesurer le plus précisément possible les longueurs d’onde des
raies D1 et D2 présentes sur le document 4 ci-après.
2. Comparer les valeurs trouvées aux longueurs d’onde des raies présentes dans le spectre d’émission du
sodium : λD2 = 589 nm et λD1 = 589,6 nm.
3. Observer le spectre du Soleil (doc. 4) et indiquer, dans le cadre ci-dessous, quelles espèces chimiques sont
présentes dans la chromosphère du Soleil.
Données : Longueurs d’onde (en nm) de raies colorées présentes dans le spectre d’émission de différents
éléments
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Document professeur 4/7
ACTIVITÉ 2 : Estimation de la température de surface d’une étoile!
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Doc.2. Profil spectral du Soleil
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Doc. 4. Principales raies de Fraunhofer dans le spectre du Soleil
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Données : Longueurs d’onde (en nm) de raies colorées présentes dans le spectre d’émission de
différents éléments
Hydrogène H : 410 – 434 – 486,1 – 656,3
Dioxygène O2 : 627,7 – 686,7 –759,4
Fer Fe : 430,8 – 438,3 – 466,8 – 495,8 – 516,9 – 527
Calcium Ca+ : 393,4 – 396,8 – 430,8
Magnésium Mg : 516,7 – 517,3 – 518,4
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Ce qui est ci-dessous n’est qu’un exemple de calcul :
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Doc. 4. Principales raies de Fraunhofer dans le spectre du Soleil
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Données : Longueurs d’onde (en nm) de raies colorées présentes dans le spectre d’émission de
différents éléments
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Dioxygène O2 : 627,7 – 686,7 –759,4
Fer Fe : 430,8 – 438,3 – 466,8 – 495,8 – 516,9 – 527
Calcium Ca+ : 393,4 – 396,8 – 430,8
Magnésium Mg : 516,7 – 517,3 – 518,4
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Doc.2. Profil spectral du Soleil
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