Activité expérimentale TP Quelles entités chimiques dans la

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Chap. 4 La lumière des étoiles
TP – Quelles entités chimiques dans la chromosphère du Soleil Page 1 / 2
Activité expérimentale TP Quelles entités chimiques dans la chromosphère du soleil ?
« Dès 1814, le physicien allemand Fraunhofer remarque la présence de raies noires dans le spectre du Soleil. 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 publie, en 1861, le premier atlas du système
solaire. »
Doc. 1 : Informations préliminaires
Une étoile 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 ; le rayonnement traverse
ensuite les régions superficielles qui sont plus froides et
jouent un rôle d’absorbant.
Doc. 2
a) Un court extrait du spectre visible du soleil. Les principales raies d’absorption (repérées par un numéro) sont
présentées par un trait noir. On ne connaît pas leurs longueurs d’onde.
b) Un extrait du spectre de raies d’émission de l’argon obtenu avec le même spectroscope. Ces raies serviront de
référence de longueur d’onde.
Doc. 3 Longueurs d’onde des raies d’emission caracteristiques de quelques entites chimiques
Elément chimique
 (nm) raies d’émission
H
410,2
434,0
486,1
656,3
Cu
510,5
515,3
521,8
570,0
He
388,9
447,1
468,5
492,2
500,0
587,6
K
404,4
404,7
578,2
580,2
583,2
Mg
470,3
516,7
517,2
518,4
Ca
393,4
396,8
422,7
445,5
585,7
Ti
466,8
469,1
498,2
Fe
430,8
437,6
440,0
516,8
527,0
N
409,9
410,9
444,0
465,0
500,0
567,9
Zn
472,2
481,0
Li
497,0
Mn
403,1
Na
588,9
589,5
Atmosphère ou
chromosphère (gaz à
basse pression)
Surface ou
photosphère
Gaz dense et
chaud

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A. QUESTIONS PRELIMINAIRES
1. Décrire le spectre du soleil. Quel est ce type de spectre ?
2. Expliquer l’origine des raies sombres présentes dans le spectre d’absorption ainsi que le fond coloré.
3. Pourquoi l’étude des longueurs d’onde des raies noires va-t-elle permettre de connaître la composition de la
chromosphère ?
B. DETERMINATION DES LONGUEURS D’ONDES DES RAIES D’ABSORPTION
1. Spectre de l’argon :
Le spectre d’émission de l’argon sert de référence pour l’étude.
- Mesurer les distances L, en mm, entre la raie d’émission de 390 nm et les autres raies d’émission de l’argon.
Consigner les mesures dans le tableau suivant :
 (nm)
390
404
430
451
470
519
545
L (mm)
0
13
41
63
83
134
163
- Tracer le graphique donnant la longueur d’onde  en fonction de la distance L ( = f(L)) pour les raies d’émission
de l’argon à l’aide du tableur grapheur REGRESSI. Quelle est la nature de la courbe obtenue ?
Proposer une modélisation mathématique à l’aide des outils de modélisation de REGRESSI. Imprimer
2. Spectre du soleil :
- Mesurer les distances L, en mm, entre la raie d’émission à 390 nm et les différentes raies d’absorption du
spectre solaire. Les regrouper dans le tableau suivant :
n° raie
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
L (mm)
3
6
20
33
46
50
80
100
106
110
113
132
143
149
154
 (nm)
Entité
chimique
- A l’aide de la courbe d’étalonnage (réticule ou équation de la modélisation), déduire les longueurs d’onde des
raies d’absorption du spectre du soleil.
- A partir des données figurant dans le tableau suivant, associer aux raies d’absorption l’entité chimique (ion ou
atome) présente dans l’atmosphère du soleil. Compléter le tableau ci-dessous :
On tolère des écarts de ± 2 nm à cause des défauts de reprographie et des incertitudes sur la courbe d’étalonnage et
les mesures.
En réalité le spectre du Soleil contient
beaucoup plus de raies