Le spectre du soleil

Image Partie 2 / Les couleurs de la lumière et de la matière
Activité
expérimentale La lumière du soleil
▪ Les découvertes astronomiques se font essentiellement par l'étude de la lumière émise par les astres.
Le spectre lumineux ou le profil spectral de la lumière émise par l’étoile nous renseigne :
- sur la couleur de l’étoile (vu à l’œil nu),
- sur la température de surface de l’étoile,
- sur la composition de l’atmosphère gazeuse de l’étoile.
 Etudions le cas de notre étoile : le Soleil…
DOC1 : le soleil
 Comme toute étoile, le Soleil est une énorme sphère de gaz très chaud qui produit de la lumière par
des réactions thermonucléaires
 Paradoxalement, la lumière du Soleil, qui arrive sur la Terre en 8 min, met beaucoup plus de temps
pour se frayer un passage à l'intérieur du Soleil: le cœur de l'astre est si dense et si opaque que la lu-
mière transportant l'énergie libérée par les réactions nucléaires met environ 1 million d'années pour par-
venir à la surface du Soleil, appelée photosphère
 La lumière émise par la surface du Soleil traverse ensuite son atmosphère ou chromosphère qui peut
être assimilée à une couche gazeuse à basse pression
 Au XIXème siècle le physicien allemand, Joseph Fraunhofer (1787–1826), a étudié le spectre visible
de la lumière du soleil décomposée par un prisme : dès 1814, il remarque la présence de raies noires
dans le spectre du Soleil. Entre 300 nm et 700 nm, il existe plus de 20 000 rais répertoriées.
 Kirchhoff mesure la longueur d’onde de plusieurs milliers de ces raies et montre qu’elles coïncident
avec celles émises par diverses entités chimiques : hydrogène, calcium, cuivre, fer, zinc... Il a pu en
déduire la composition chimique de l’atmosphère solaire : il publie, en 1861, le premier atlas du système
solaire.
H 396.0 410.1 434 486.1 656.3
Na 589.0 589.6
Mg 470.3 516.7
Ca 421.7 526.2 527
Fe 438.3 491.5 495.7 532.8 537.1 539.7 539.7
Ti 466.8 498.2
Mn 403.6
Ni 508.0
DOC2 : Profil spectral
du soleil
DOC3 : En annexe ....
(1) un extrait du spectre visible du Soleil.
Les principales raies d'absorption (repé-
rées par un numéro) sont représentées par
un trait noir.
(2) un extrait du spectre de raies d'émis-
sion de l'argon obtenu avec le même spec-
troscope. Ces raies servent de référence
de longueur d'onde.
DOC4 : Longueurs d’onde (en nm)
de certaines raies caractéristiques
de quelques entités chimiques.

Spectre des étoiles
▪ Un élément chimique ne peut absorber que les
raies de lumière correspondant aux longueurs
d’ondes des raies de son spectre d’émission.
 Accéder à l’animation :
http://kieffer.physchim.free.fr/documents/Animati
ons/spectroscopie.swf
 Cliquer sur l’étoile (A, B ou C) pour faire
apparaître son spectre puis cliquer
successivement sur le nom des éléments pour y
ajouter leur spectre. Déterminer les éléments
chimiques identifiables dans chacune des
étoiles A, B et C.
Etude du spectre du soleil
Etude qualitative
 Comment seraient les spectres du DOC3 si le
document était en couleur ?
 Quelle est l’origine du fond coloré continu du
spectre du soleil ?
 Comment peut-on expliquer la présence de
raies noires dans le spectre du Soleil?
 Comment serait le spectre si le Soleil n'avait
pas d'atmosphère?
 Quel schéma, parmi les deux ci-dessous,
permet d’interpréter une de ces raies noires
 Interpréter le fait que l’absorption de la
lumière solaire se fasse sous forme de raies.
 Comment repère-t-on ce phénomène dans le
profil spectral du DOC2 ?
Etude quantitative
 A l’aide du DOC2 et de la loi de Wien, déter-
miner la température de la surface du soleil
► On désire déterminer les longueurs d’onde
des raies qui apparaissent dans le spectre
d’absorption du soleil ; pour cela on utilise dans
un 1er temps le spectre de l’argon qui va permet-
tre de tracer une droite d’étalonnage.
 Placer l’origine de la règle sur la raie 390 nm
du spectre de l’argon.
 Mesurer les distances x entre la raie
d’émission de 390 nm et les autres raies
d’émission ; regrouper les résultats dans un ta-
bleau du type
x (cm) 0
(nm) 390 nm 403,1 428,9
 Tracer à l’aide d’Excel la droite  = f (x) ; dé-
terminer l’équation de la droite «  = a x + b »
 Placer l’origine de la règle sur la raie en poin-
tillé du spectre du soleil.
 Mesurer les distances x entre la raie en poin-
tillé et les raies d’absorption numérotées de 1 à
15.
 A l’aide d’Excel et de l’équation de la droite
«  = a x + b », déterminer les longueurs
d’ondes des raies d’absorption du soleil.
 A l’aide du DOC4, déterminer les éléments
chimiques présents dans l’atmosphère du soleil
mis en évidence dans le spectre d’absorption