2nde - Intérpreter le spectre de la lumière émise par une

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Fiche élève 1
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Objectifs :
- Savoir repérer la longueur d’onde d’une radiation caractéristique d’un élément
chimique dans un spectre d’émission
- Savoir que l’étude du spectre d’une étoile permet de connaître la composition de
son enveloppe externe.
ACTIVITÉ 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 cœur, 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 : la température n’y 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.
Pour aller plus loin : 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 ?
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’…………... .
Physique - Chimie
Thème : L’Univers
INTERPRETER LE SPECTRE DE LA LUMIERE
EMISE PAR UNE ETOILE
Nom :
Prénom :
Classe :
Date :

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ACTIVITÉ 2 : 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.
Doc.2. Profil spectral du Soleil
La température de surface de l’étoile influe sur l’allure globale de cette courbe.
La longueur d’onde max 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 max = 480 nm.
En physique, la loi de Wien nous permet de relier cette longueur d’onde à la température de
l’étoile.
Cette loi s’écrit : 273
max
1089.2 6
(avec  en °C et max en nm)
A l’aide de cette relation, vérifier, dans le cadre ci-dessous ; que la température de surface du Soleil
avoisine 5700 °C.

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Doc. 3. La constellation d’Orion
Pour aller plus loin : classification des étoiles
La classification de Harvard classe les étoiles par température de surface.
Leur classement utilise, dans l’ordre suivant, les lettres O B A F G K M (pour s’en souvenir, les
anglo-saxons ont inventé la petite phrase : « Oh ! Be A Fine Girl, Kiss Me ! »…)
La lettre O correspond aux étoiles les plus chaudes (température de surface supérieure à 30 000 °C)
Le Soleil est de classe G.
Bételgeuse, autre étoile de la constellation d’Orion, est une étoile de classe M.
Dans le cadre ci-dessous, comparer sa température à celle du Soleil. Quelle en est la conséquence
sur son spectre ? Pouvez-vous l’identifier sur le document 3 ?
ACTIVITÉ 3 : 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 page 5)
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.
La classe M regroupe des étoiles moins chaudes que le Soleil (de classe G, située avant).
En conséquence, son spectre sera plus intense dans des longueurs d’onde plus grandes (vers le rouge)
L’étoile Bételgeuse sera de couleur plus rouge : on la reconnaît dans le coin gauche du haut de la
photo.
Rigel, entourée sur l’image ci-contre, est une étoile
bleue située dans la constellation d’Orion.
Indiquer dans le cadre ci-dessous :
- Dans quel sens a varié la longueur d’onde
maximale max des radiations qu’elle émet par
rapport à celle du Soleil ?
- En quoi son spectre sera-t-il différent de celui du
Soleil ?

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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.
Doc. 4. Principales raies de Fraunhofer dans le spectre du Soleil
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
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
Vérifier le résultat sur l’affiche murale contenant le tableau des spectres.

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Pour aller plus loin : l’ion Ca+
L’ion Ca+ présent dans la chromosphère respecte t-il la règle de l’octet ?
4. Le dioxygène absorbe une partie du spectre, mais où le trouve-t-on ailleurs que dans la
chromosphère ?
5. En 1868, l’astronome français Jules Janssen découvre dans l’atmosphère solaire une nouvelle
raie inconnue à 668 nm. Interprétant la découverte de Janssen, l’astronome britannique Joseph
Norman Lockyer donne un nom dérivé du grec signifiant « soleil » à ce gaz alors non reconnu
sur Terre.
On ne se rendra compte qu’en 1895 qu’il est également présent en faible quantité dans
l’atmosphère terrestre.
Noter dans le cadre ci-dessous le nom de cet élément.
Pour aller plus loin : mesure de l’expansion de l’Univers
Lorsqu’une étoile s’éloigne, les longueurs
d’onde des radiations qu’elle émet augmentent :
c’est l’effet Doppler-Fizeau.
Le spectre se décale ainsi vers le rouge.
La mesure de ce décalage sur deux spectres
d’une même étoile pris à des dates différentes
permet de calculer la vitesse d’éloignement de
cette étoile.
Doc. 5. Redshift (décalage vers le rouge)