Correction ex feuille Etoiles

Correction ex feuille Etoiles-Spectres.
Exercice n°1
1°)Signification UV et IR
UV : Ultraviolet (λ < 400 nm)
IR : Infrarouge (λ > 800 nm)
2°)Domaines des longueurs d’onde
UV : 10 nm < λ < 400 nm
IR : 800 nm < λ < 1 mm
Ces rayonnements ne sont pas visibles par l’œil humain.
3°)Longueurs d’onde et radiations
230 nm : UV
0,650 µ m = 0,650x10
-6
m = 650 nm : lumière rouge
9x10
-7
m = 900 nm : IR
430x10
-9
m = 430 nm : lumière bleue (indigo)
5,8x10
-6
cm = 5,8x10
-6
x10
-2
m = 5,8x10
-8
m = 58 nm : UV
Exercice n°2
a)Spectre de la lumière solaire :
Le spectre du Soleil est un spectre continu (fond coloré : spectre d’émission d’origine
thermique) comportant de nombreuses raies fines et sombres (raies d’absorption de
Fraunhofer).
Spectre 5
b)Spectre de la lumière d’une étoile bleue :
C’est un spectre au fond coloré, riche en radiations bleues et violettes, comportant de
nombreuses raies sombres.
Spectre 7
c)Spectre d’émission d’une source laser :
C’est une source monochromatique : 1 seule raie colorée sur fond noir.
Spectre 2
d)Spectre d’émission de vapeur d’hélium :
C’est une source peu dense (gaz sous faible pression) : le spectre présente quelques
raies colorées sur fond noir.
Spectre 3
e)Spectre d’émission d’un filament à 800°C :
C’est une source dense et chaude : le spectre est un spectre continu. La température
étant peu élevée, les couleurs bleue et violette sont absentes.
Spectre 6
f)Spectre d’émission d’un filament à 5000°C :

C’est une source dense et chaude : le spectre est un spectre continu. La température
est élevée, les couleurs bleue et violette sont présentes.
Spectre 4
g)Spectre d’absorption de vapeur d’hélium :
C’est un corps peu dense : le spectre présente quelques raies noires sur fond coloré.
Ces raies noires correspondent à des radiations de même longueurs d’onde que celles des
raies d’émission de vapeur d’hélium.
Spectre 1
Exercice n°3 :Spectre d’émission d’une lampe à hydrogène
Il y a proportionnalité entre la distance entre deux raies sur le spectre et la différence
des longueurs d’onde.
Appelons λ
0
= 400 nm, la valeur de référence.
Pour placer la raie de longueur d’onde λ
1
= 410 nm, calculons la distance d
1
la séparant de
la référence λ
0
= 400 nm, compte tenu de l’échelle proposée :
Distance sur le spectre (cm) Différence des longueurs d’onde (nm)
4 100
d
1
(λ
1
– λ
0
)
100 x d
1
= 4 x (λ
1
– λ
0
)
d
1
= 4 x (λ
1
– λ
0
) / 100
Application numérique :
d
1
= 4 x (410 - 400) / 100
d
1
= 0,4 cm
Raisonnons de la même manière pour les autres raies. Consignons les résultats dans un
tableau :
λ (nm) 410 434 486 656
d (cm) 0,4 1,4 3,4 10,2
couleur violette bleue bleue rouge
D’où le spectre d’émission suivant :
400 nm

Exercice n°4 :Spectre d’absorption d’une solution et spectre d’absorption de
raies d’un élément chimique.
1)Couleur de la solution contenant des ions Cu
2+
:
La couleur d’une solution contenant des ions Cu
2+
est bleu cyan (bleu turquoise).
2)Schéma du montage permettant d’obtenir le spectre d’absorption d’une solution
colorée :
3)Spectre d’absorption de cette solution :
Le spectre d’absorption d’une substance dense est un fond coloré continu
comportant des bandes noires correspondant aux couleurs absorbées par la
solution. Le cyan est constitué des lumières primaires « bleu » et « vert ». Donc,
zones du bleu et du vert conservées, les autres zones sont noires.
400 500 600 700
4)Spectre d’absorption de raies de l’élément cuivre
Il s’agit du spectre d’absorption d’une substance peu dense, signature de
l’élément cuivre, il présente des raies noires sur fond coloré continu.
400 500 600 700
(Pour placer les 5 raies noires, raisonnons comme dans l’exercice 3, l’échelle proposée
étant la même).
Il y a proportionnalité entre la distance entre deux raies sur le spectre et la différence
des longueurs d’onde.

Appelons λ
0
= 400 nm, la valeur de référence.
Pour placer la raie de longueur d’onde λ
1
= 465 nm, calculons la distance d
1
la séparant de
la référence λ
0
= 400 nm, compte tenu de l’échelle proposée :
Distance sur le spectre (cm) Différence des longueurs d’onde (nm)
4 100
d
1
(λ
1
– λ
0
)
100 x d
1
= 4 x (λ
1
– λ
0
)
d
1
= 4 x (λ
1
– λ
0
) / 100
Application numérique :
d
1
= 4 x (465 - 400) / 100
d
1
= 2,6 cm
Raisonnons de la même manière pour les autres raies. Consignons les résultats dans un
tableau :
λ (nm) 465 515 522 530 570
d (cm) 2,6 4,6 4,9 5,2 6,8
D’où le spectre d’absorption ci-dessus.
Exercice n°5
1)Classement des étoiles selon leur température.
Pour pouvoir répondre à cette question, il faut connaître la couleur de chaque étoile
(donnée p.144)
Le Soleil est une étoile jaune
Sirius est une étoile blanche
Bételgeuse est une étoile rouge
Rigel est une étoile bleue
Plus un corps est chaud, plus son spectre d’émission s’enrichit vers le violet.
La plus froide est Bételgeuse, puis le Soleil, Sirius, la plus chaude étant Rigel.
2)La température à la surface du Soleil est d’environ 5500°C.

3)La galaxie d’Andromède et ses deux galaxies satellites
Nous observons que le cœur d’Andromède émet de la lumière blanche et jaune.
Puis, nous distinguons un anneau de lumière rouge.
Sur l’extérieur, la lumière est bleue.
Sachant que les étoiles les plus vieilles ont les températures les plus basses, nous en
déduisons que :
-les étoiles les plus jeunes sont sur les bords de la galaxie (elles émettent de la lumière
bleue) ;
-Les étoiles les plus vieilles sont en périphérie du cœur (elles émettent de la lumière
rouge) ;
-Au cœur, il s’agit d’étoiles moyennement jeunes (en cours de vie).
La galaxie satellite M32 n’émet que de la lumière blanche : elle est constituée d’étoiles
en cours de vie.
La galaxie satellite M110 émet une lumière blanche au centre, et une lumière bleue sur
les bords : elle est constituée d’étoiles jeunes en périphérie et d’étoiles en cours de vie
au centre.
Exercice n°6 : Spectre d’une étoile
1)Intérêt du spectre de l’argon
C’est un spectre de référence. Il permet d’effectuer un étalonnage, en permettant le
calcul du coefficient de proportionnalité entre la distance entre deux raies sur le
spectre et la différence des longueurs d’onde de ces deux raies.
2)Différence entre les deux spectres.
Une étoile est une source dense et chaude ; son spectre présente un fond coloré continu
(spectre d’émission, d’origine thermique) auquel se superposent des raies noires dues à
l’absorption de certaines radiations par les atomes et ions constituant l’atmosphère de
l’étoile (et éventuellement dans l’atmosphère terrestre).
Le spectre de l’argon est spectre d’émission (obtenu à partir du gaz chaud sous faible
pression) : il présente quelques raies colorées sur fond noir.