la lumiere : messagere des etoiles

Seconde_Thème 1_L’UNIVERS
chapitre 2_Les spectres lumineux
M.Meyniel 1/2
LA LUMIERE : MESSAGERE DES ETOILES
Malgré la distance « infiniment grande », l’astrophysicien est capable d’évaluer la température de surface
d’après la radiation émise avec le plus d’intensité, identifier les entités chimiques présentes dans son atmosphère.
Document 1 : Structure des étoiles
Une étoile, telle que le Soleil, peut être considérée comme une boule
de gaz sous haute pression, dont la température varie de plusieurs centaines
de millions de degrés au centre à quelques milliers de degrés en surface. Les
étoiles émettent un spectre continu produit par les régions internes qui sont
très chaudes ; ce rayonnement traverse ensuite la chromosphère, constituée
de gaz sous basse pression, qui joue un rôle absorbant.
Document 2 : Profil spectral du Soleil
Le profil spectral représente l’intensité relative
d’émission des radiations lumineuses en fonction de
leur longueur d’onde.
Plus l’intensité relative est grande,
plus la radiation correspondante est émise fortement.
Document 3 : Des outils pour l’étude des étoiles
L’astrophysicien peut ainsi : - évaluer la température de surface d’après la radiation émise avec le plus d’intensité,
- identifier les entités chimiques présentes dans son atmosphère.
Voir l’animation : http://www.cea.fr/jeunes/mediatheque/animations-flash/physique-chimie/spectres-et-composition-chimique-du-soleil
Document 4 : Température d’une étoile
Avec un spectroscope de qualité moyenne, le spectre d’émission d’une étoile apparaît continu. Il est donc
difficile pour l’astrophysicien d’analyser ce spectre, puisqu’il ne peut distinguer les raies d’absorption caractéristiques
qu’il peut contenir. Cependant, la longueur d’onde pour laquelle on décèle un maximum d’énergie lumineuse
rayonnée lui permet d’en déduire la température de surface de l’étoile
Soit TS la température de la surface stellaire ; on classe habituellement les étoiles d’après ce critère :
TS  1 000 °C : étoiles dites froides (elles sont quasiment invisibles) TS  2 500 °C : étoiles rouges
TS  6 000 °C : étoiles jaunes TS  10 000 °C : étoiles blanches
25 000 °C  TS  30 000 °C : étoiles bleues
Document 5 : Le spectre de Fraunhofer
En 1666, Isaac Newton interprète la lumière du Soleil comme la superposition de radiations lumineuses de couleurs
différentes. Un siècle et demi plus tard, les astronomes découvrent que la lumière solaire est en fait bien plus complexe comme
l’explique le texte ci-dessous :
« C’est vers 1802 que la savant anglais W. Wollaston, améliorant le dispositif utilisé par Newton, remarque la
présence de quelques lignes sombres dans le spectre de la lumière solaire. En 1814, Joseph von Fraunhofer met au
point un spectroscope très précis et observe cette fois des dizaines de raies sombres dans le spectre solaire. Un an
plus tard, il a mesuré les longueurs d’ondes de plus de 300 raies ! C’est en hommage à cet exploit que son nom est
depuis associé au spectre du Soleil. Fraunhofer ne connaît pas l’origine chimique de ces raies et commence par
désigner les raies principales par des lettres majuscules A, B, C, etc. En quelques décennies, les physiciens établissent,
par des expériences en laboratoire, le lien entre certaines raies et la présence d’atomes particuliers dans le Soleil : par
exemple, les raies de longueurs d’onde 656,3 nm et 486,1 nm sont associés à l’hydrogène tandis qu’une paire de raies
très resserrées, dans le jaune vers 589 nm, est attribuée au sodium. Les raies situées à 526,9 nm et 430,8 nm sont
dues au fer sous forme d’atome isolé, et la raie à 396,8 nm est due à l’ion Ca+.
Le Soleil est une boule de gaz de 7.105 km de rayon. L’intérieur de cette boule est une véritable fournaise :
l’ordre de grandeur de la température qui y règne est 106 °C. En surface, la température tombe à environ …………………
photosphère
= surface de l’étoile
(quelques milliers de °C)
gaz dense et chaud
centre de l’étoile
(quelques millions de °C)
chromosphère
= atmosphère de l’étoile
(gaz à basse pression)
0,8
0,6
0,4
0
0,2
400
450
500
550
600
650
700
750
800
λ (nm)
intensité relative

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dans la photosphère : c’est en fait cette fine couche gazeuse qui émet la lumière du Soleil. A l’extérieur de la
photosphère, l’atmosphère de l’étoile contient un grand nombre d’éléments sous forme d’ions ou d’atomes isolés : ce
sont eux qui vont absorber certaines radiations du rayonnement émis par les gaz chauds et denses de la
photosphère ».
D’après James Kaler, Les étoiles, Belin - Pour la Science, 1997.
I. Structure et température d’une étoile.
1. Quelle partie d’une étoile est responsable du fond continu de son spectre ? Justifier la réponse.
2. Pourquoi peut-on parler de spectre « thermique » pour les étoiles ?
3. a. A quoi correspond la présence de raies sombres dans le spectre d’une étoile ?
b. Quelle partie de l’étoile est responsable de ces raies sombres ?
4. a. A l’aide du document 2, déterminer la longueur d’onde λmax correspondant de la radiation émise
avec le maximum d’intensité pour le Soleil.
b. Les physiciens ont établi une relation entre λmax et la température T de surface de l’étoile :
λmax  (T + 273) = 2,9.10-3 avec λmax en m et T en °C
En déduire alors la température T de la surface du Soleil et justifier sa couleur.
5. Vers quelle couleur s’enrichit le spectre lorsque la température du corps augmente ?
II. Composition d’une étoile.
Document 6 : Spectre d’absorption de Markab
Des astrophysiciens ont obtenu le spectre d’absorption de l’étoile Markab (spectre du haut : spectre a). Seules
sont représentées les raies sombres, numérotés de 1 à 5.
En dessous, on donne le spectre d’émission du fer comme spectre de référence (spectre du bas : spectre b).
Les longueurs d’onde sont toutes indiquées en nanomètre (nm).
Document 7 : Raies d’émission de l’ion hélium (He+), de l’ion magnésium (Mg+) et de l’hydrogène (H)
1. A partir du document 6, justifier le terme spectre « d’absorption » pour le spectre a de cette étoile.
2. a. Mesurer, en mm, la distance entre les deux raies extrêmes du spectre b du fer à 641,6 nm et 404,4 nm.
b. En déduire l’échelle du spectre, c’est-à-dire « combien de nm vaut 1 mm mesuré sur le document ».
c. En déduire la longueur d’onde des 5 raies du spectre a de l’étoile à partir de la raie ⓪ à 404,4 nm.
3. A l’aide du document 7, identifier les entités chimiques contenues dans l’atmosphère de cette étoile.
4. Dans le spectre de cette étoile réalisé depuis la Terre, on peut attribuer deux raies à 686,0 nm et
759,4 nm au dioxygène O2.
a. Proposer une explication quant à la présence de ces raies.
b. Que conseiller aux astrophysiciens pour s’affranchir de ce problème ?
b
a
⓪