La lumière des étoiles

Lycée Paul CEZANNE – Aix-en-Provence
2nde – Réforme 2010
http://www.stardustlabs.fr
La lumière est un ensemble de radiations, visibles et invisibles. Une radiation est
caractérisée dans le vide par sa longueur d’onde λ en nm. Le domaine des radiations
visibles s’étend de 400 nm (violet) à 800 nm (rouge).
Spectre de la lumière (visible et invisible) :
Rayons γ
Rayons X
10 pm
I.R
proches
U.V.
10 nm
400 nm 800 nm
I.R
lointains
Microondes
1 mm
Ondes
radio
1m
λ
Une lumière monochromatique (mono – une seule, et chromos – couleur) est une lumière
constituée d’une seule couleur : le laser rouge donne une lumière monochromatique.
Une lumière polychromatique est une lumière constituée de plusieurs couleurs (ou
radiations). La lumière blanche émise par une lampe à incandescence est une lumière
constituée d’une infinité de radiations.
Un spectre de lumière est le résultat de la décomposition de la lumière au travers d’un système dispersif
(prisme ou réseau), les différentes couleurs qui composent la lumière sont alors révélées.
Un spectre d’émission continu est obtenu en décomposant la lumière émise par un corps
dense et incandescent (solide, liquide) à l’aide d’un prisme ou d’un réseau.
Source incandescente
Spectre continu d’émission dans le domaine visible :
Partie I – L’Univers
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Lampe de faible intensité (basse température) :
Lampe de moyenne intensité (moyenne température) :
Lampe de forte intensité (température élevée) :
λ (en nm)
Lorsqu’une lampe brille faiblement (sa température est relativement basse), son spectre
comporte peu de couleurs de petites longueurs d’onde (violet, bleu voire vert). Plus sa
température augmente et plus son spectre s’enrichit dans les courtes longueurs d’onde.
Luminance (W.m 2.sr-1)
6,00E+05
LOI DE WIEN D'UN CORPS NOIR
3500 K
4000 K
4500 K
5000 K
5500 K
6000 K
6500 K
7000 K
7500 K
8000 K
8500 K
5,00E+05
4,00E+05
3,00E+05
2,00E+05
1,00E+05
λ (en nm)
1,00E+00
0
1000
U.V.
2000
I.R.
Un corps n’émet pas la même intensité de lumière pour toutes les longueurs d’onde : il
émet un maximum de lumière pour une longueur d’onde directement reliée à la
température du corps. Plus le corps est chaud, et plus ce maximum se déplace vers les
courtes longueurs d’ondes (vers le bleu, etc.).
Loi de WIEN : max
Partie I – L’Univers
2,898.10 3

où θ est la température de l’étoile en °C
 273   
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Lorsqu’un gaz est excité (par chauffage ou décharge électrique), il émet de la lumière : si
on décompose cette lumière par un prisme, on obtient un spectre de raies d’émission,
c’est-à-dire des raies brillantes de couleur sur fond noir.
Les raies d’émission sont caractéristiques du gaz qui les émet, le spectre de raies
d’émission est la « carte d’identité » du gaz.
Lorsque la lumière émise par un corps chaud traverse un gaz plus froid, ce dernier va
absorber les radiations de longueur d’onde qu’il serait capable d’émettre : on obtient par
dispersion d’un prisme un spectre de raies d’absorption, c’est-à-dire un spectre continu
avec des raies noires. Ces raies correspondent aux raies d’émission de ce même gaz.
Pour un gaz donné, le spectre de raies d’émission et le spectre de raies d’absorption sont
complémentaires : le gaz ne peut absorber que les radiations qu’il est capable d’émettre.
Le spectre de raies d’émission ou d’absorption est la carte d’identité d’un élément.
Partie I – L’Univers
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Sources des spectres :
On étudie le spectre d’une étoile : la longueur d’onde pour laquelle son émission de lumière est maximale
indique la température de l’étoile, selon la loi de WIEN.
Application de la loi de WIEN : max 
2 ,898.10 3
, où θ est la température de l’étoile en °C.
273   
L’analyse minutieuse du profil spectral d’une étoile montre chutes brutales d’intensité lumineuse
correspondant aux raies d’absorption sur le spectre de l’étoile : en effet, la lumière émise par la surface de
l’étoile (donnant alors un spectre continu d’émission) traverse ensuite l’atmosphère de l’étoile (gaz), et parfois
même un nuage de gaz interstellaire.
Les raies d’absorption sont caractéristiques de la composition du gaz traversé, on est ainsi
capable de déterminer la composition chimique des étoiles et des nuages de gaz
interstellaires sans y aller.
Partie I – L’Univers
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