2nde - Intérpreter le spectre de la lumière émise par une
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Fiche élève 1/5 Physique - Chimie Nom : Prénom : Classe : Date : Thème : L’Univers INTERPRETER LE SPECTRE DE LA LUMIERE EMISE PAR UNE ETOILE 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. 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’…………... . 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 ? © PIERRON 2011 Interpréter le spectre d’une étoile (Page 1) Fiche élève 2/5 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 : 2.89 10 6 273 max (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. © PIERRON 2011 Interpréter le spectre d’une étoile (Page 2) Fiche élève 3/5 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 ? 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 ? 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. 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. © PIERRON 2011 Interpréter le spectre d’une étoile (Page 3) Fiche élève 4/5 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 Dioxygène O2 Fer Fe Calcium Ca+ Magnésium Mg : : : : : 410 – 434 – 486,1 – 656,3 627,7 – 686,7 –759,4 430,8 – 438,3 – 466,8 – 495,8 – 516,9 – 527 393,4 – 396,8 – 430,8 516,7 – 517,3 – 518,4 Vérifier le résultat sur l’affiche murale contenant le tableau des spectres. © PIERRON 2011 Interpréter le spectre d’une étoile (Page 4) Fiche élève 5/5 + 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) © PIERRON 2011 Interpréter le spectre d’une étoile (Page 5)
