2nde - Intérpreter le spectre de la lumière émise par une

Document professeur 1/7
Niveau 2nde
Physique-chimie
THEME : L’UNIVERS
INTERPRETER LE SPECTRE DE LA
LUMIERE EMISE PAR UNE ETOILE
Programme : BO spécial n°4 du 29/04/10
L’UNIVERS
Notions et contenus
Compétences attendues
Les étoiles : l’analyse de la lumière provenant des étoiles donne des informations sur leur
température et leur composition. Cette analyse nécessite l’utilisation de systèmes dispersifs.
Les spectres d’émission et d’absorption :
Savoir qu’un corps chaud émet un rayonnement
spectres continus d’origine thermique, spectres
continu, dont les propriétés dépendent de la
de raies.
température.
Raies d’émission ou d’absorption d’un atome ou Repérer, par sa longueur d’onde dans un
d’un ion.
spectre d’émission ou d’absorption une
Caractérisation d’une radiation par sa longueur
radiation caractéristique d’une entité chimique.
d’onde
Savoir que la longueur d’onde caractérise dans
l’air et dans le vide une radiation
monochromatique.
Interpréter le spectre de la lumière émise par
une étoile : température de surface et entités
chimiques présentes dans l’atmosphère de
l’étoile.
Connaître la composition chimique du Soleil.
Pré requis :
o la connaissance des spectres d’absorption et des spectres d’émission sous formes de raies
Mots-clé :
o Univers
o Spectre
o Absorption
o Émission
o Étoile
o Soleil
Liste de matériel :
o Tableau des spectres Réf. MT09224
o Règle graduée
Remarques et astuces :
o Cette activité n’est pas à proprement parler une séance de travaux expérimentaux car tout
se passe sur documents. Elle doit donc être obligatoirement précédée du TP n° 9 relatif aux
spectres d’émission et d’absorption, continus et de raies.
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Interpréter le spectre d’une étoile (Page 1)
Document professeur 2/7
Prolongements :
o Histoire des sciences : les franges de Fraunhofer
En 1814, Joseph von Fraunhofer observe le spectre du soleil avec une très grande précision et se rend
compte que celui-ci n'est pas continu, mais présente une multitude de petites lignes obscures appelées
« raies spectrales ». Ces lignes correspondent à des longueurs d'onde qui, pour une raison inconnue à
l'époque, étaient absentes du rayonnement solaire.
En 1829, Auguste Comte affirmait « Les astres sont ainsi, de tous les êtres naturels, ceux que nous
pouvons connaître sous les rapports les moins variés. Nous concevons la possibilité de déterminer leurs
formes, leur distance et leurs mouvements tandis que nous ne saurions jamais étudier par aucun moyen
leur composition chimique… » (Cours de philosophie positive, 19è leçon)
En 1860, Gustav Kirchhoff et Robert Bunsen, publient un article expliquant le principe de l’analyse
chimique fondée sur les observations du spectre. Aussitôt, Kirchhoff reconnaît dans le spectre de
Fraunhofer, les négatifs (car en noir) de raies d’émission caractéristiques d’éléments présents sur Terre !
Malheureusement, Auguste Comte ne pourra jamais l’apprendre…il meurt en 1857.
Timbre poste allemand commémorant le 200ème anniversaire de la naissance de Fraunhofer
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Interpréter le spectre d’une étoile (Page 2)
Document professeur 3/7
Physique - Chimie
Nom :
Prénom :
Classe :
Date :
Thème : L’Univers
INTERPRETER LE SPECTRE DE LA LUMIERE
EMISE PAR UNE ETOILE
Objectifs :
-
Savoir repérer la longueur d’onde d’une radiation caractéristique d’un élément
chimique dans un spectre d’émission
Savoir que l’étude du spectre d’une étoile permet de connaître la composition de
son enveloppe externe.
ACTIVITÉ 1 : Comprendre le spectre solaire
Le Soleil est une boule de 7 × 105 km de rayon, soit environ 110 fois celui de la Terre !
Au coeur, la température est de l’ordre de 15 millions de degrés. Chaque seconde, la fusion des
protons en hélium produit une énergie de 383 × 1024 J, soit une énergie équivalente à 6,4 × 1012 fois
celle de la bombe d’Hiroshima !
L’énergie produite doit traverser plusieurs couches jusqu’à la photosphère où la température n’est
plus que d’environ 6 000 °C. Mais c’est cette fine couche gazeuse qui émet la lumière du soleil.
A l’extérieur de la photosphère, l’atmosphère de l’étoile (ou chromosphère) contient un grand
nombre d’éléments sous formes d’ions ou d’atomes isolés. Ce sont eux qui vont absorber certaines
radiations du rayonnement continu émis par la photosphère.
Compléter la conclusion ci-dessous en choisissant les bons termes parmi les suivants :
continu, raies, émission, absorption, bandes.
Le spectre de la lumière émise par la photosphère est un spectre d’émission continu.
Les éléments de la chromosphère absorbent une partie de ce rayonnement. Le spectre de la lumière
reçue sur Terre contient des raies d’absorption.
Pour aller plus loin : origine des franges de Fraunhofer
Les éléments de la chromosphère absorbent l’énergie de certaines radiations provenant de la
photosphère ce qui provoque leur excitation : étant excités, ces éléments émettent alors les mêmes
radiations que celles qu’ils ont absorbées !
Pourquoi voit-on alors des raies noires dans le spectre de la lumière solaire ?
Les éléments de la chromosphère absorbent des radiations qui vont les amener dans un état excité,
c'est-à-dire les porter à un niveau d’énergie supérieur. Mais cette énergie va ensuite être libérée sous
forme de lumière contenant les mêmes radiations que celles absorbées, mais qui sera émise dans
toutes les directions : à cause de cette émission multidirectionnelle, la lumière dirigée vers la Terre ne
sera donc plus aussi intense et il y aura formation de raies noires dans le spectre solaire.
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Interpréter le spectre d’une étoile (Page 3)
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ACTIVITÉ 2 : Estimation de la température de surface d’une étoile
On peut tracer le profil spectral d’une étoile en représentant l’intensité lumineuse des radiations
émises par l’étoile en fonction de leur longueur d’onde.
Doc.2. Profil spectral du Soleil
La température de surface de l’étoile influe sur l’allure globale de cette courbe.
La longueur d’onde max du maximum d’intensité lumineuse diminue lorsque la température de
l’étoile augmente. On en déduit que les étoiles bleues sont plus chaudes que les étoiles rouges.
Ainsi, le profil spectral de la lumière du Soleil (Doc. 2) montre que max = 480 nm.
En physique, la loi de Wien nous permet de relier cette longueur d’onde à la température  de
l’étoile.
Cette loi s’écrit :  
2,89  10 6
 273
 max
(avec  en °C et max en nm)
A l’aide de cette relation, vérifier, dans le cadre ci-dessous que la température de surface du Soleil
avoisine 5 700 °C.
C
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Interpréter le spectre d’une étoile (Page 4)
Document professeur 5/7
Rigel, entourée sur l’image ci-contre, est une étoile
bleue située dans la constellation d’Orion.
Indiquer dans le cadre ci-dessous :
- Dans quel sens a varié la longueur d’onde
maximale max des radiations qu’elle émet par
rapport à celle du Soleil ?
- En quoi son spectre sera-t-il différent de celui du
Soleil ?
Doc. 3. La constellation d’Orion
Si l’étoile Rigel est bleue, c’est qu’elle est plus
chaude que le Soleil. D’après la loi de Wien, si 
augmente, alors max diminue.
On en déduit que le spectre de Rigel sera plus
intense dans les faibles longueurs d’onde (dans le
violet)
Pour aller plus loin : classification des étoiles
La classification de Harvard classe les étoiles par température de surface.
Leur classement utilise, dans l’ordre suivant, les lettres O B A F G K M (pour s’en souvenir, les
anglo-saxons ont inventé la petite phrase : « Oh ! Be A Fine Girl, Kiss Me ! »…)
La lettre O correspond aux étoiles les plus chaudes (température de surface supérieure à 30 000 °C)
Le Soleil est de classe G.
Bételgeuse, autre étoile de la constellation d’Orion, est une étoile de classe M.
Dans le cadre ci-dessous, comparer sa température à celle du Soleil. Quelle en est la conséquence
sur son spectre ? Pouvez-vous l’identifier sur le document 3 ?
La classe M regroupe des étoiles moins chaudes que le Soleil (de classe G, située avant).
En conséquence, son spectre sera plus intense dans des longueurs d’onde plus grandes (vers le rouge)
L’étoile Bételgeuse sera de couleur plus rouge : on la reconnaît dans le coin gauche du haut de la
photo.
ACTIVITÉ 3 : Composition de la chromosphère du Soleil
En 1814, Joseph von Fraunhofer découvre les raies d’absorption présentes dans le spectre du Soleil
et entreprend la mesure précise de leurs longueurs d’onde. Il étudie ainsi 570 raies et désigne les
principales par les lettres A, B, C, etc… (voir Document 4)
En étudiant d’autres étoiles, il observe d’autres raies.
En même temps, il étudie les lumières artificielles et se rend compte qu’une double raie jaune se
trouve dans presque toutes les flammes. Ces deux raies occupent exactement la même position que
deux raies noires dans le spectre du Soleil, ce sont les raies D1 et D2.
Ce fait sera interprété plus tard, les raies D sont dues au sodium qui apparaît dans presque toutes les
sources lumineuses. En effet, une trace insignifiante de sodium suffit pour faire apparaître ces raies.
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Interpréter le spectre d’une étoile (Page 5)
Document professeur 6/7
1. A partir de deux longueurs d’onde de référence (raie A : 759,37 nm - raie K : 393,37 nm),
proposer, dans le carde ci après, une méthode permettant de mesurer le plus précisément
possible les longueurs d’onde des raies D1 et D2 présentes sur le document 4 ci-après.
Doc. 4. Principales raies de Fraunhofer dans le spectre du Soleil
On mesure la distance (en mm) entre les raies A et K : cela permet d’établir une échelle qui va
permettre de mesurer précisément les longueurs d’onde des autres raies.
2. Comparer les valeurs trouvées aux longueurs d’onde des raies présentes dans le spectre
d’émission du sodium : λD2 = 589 nm et λD1 = 589,6 nm.
Ce qui est ci-dessous n’est qu’un exemple de calcul :
De la raie A à la raie K il y a 759,37 – 393,37 = 366,0 nm espacés sur une distance de 174,0 mm
Donc 1 mm représente 2,103 nm
De la raie K à la raie D2, il y a 93,0 mm, d’où λD2 = λK + 93,0  2,103 = 588,9(9) nm soit 589 nm
et de même λD1 = λK + 93,5  2,103 = 590,0 nm
On ne trouve pas exactement les valeurs théoriques mais l’écart est très faible, de l’ordre de 0,4 nm
pour une valeur réelle de 589,6 nm concernant λD1, soit une erreur inférieure à 1 0/00.
Il peut en être de même pour λD2 car ces calculs dépendent de la précision des mesures, de la
reproduction du document.et de l’épaisseur des traits représentant les raies.
3. Observer le spectre du Soleil (doc. 4) et indiquer, dans le cadre ci-dessous, quelles espèces
chimiques sont présentes dans la chromosphère du Soleil.
Données : Longueurs d’onde (en nm) de raies colorées présentes dans le spectre d’émission de
différents éléments
Hydrogène H :
Dioxygène O2 :
Fer Fe
:
Calcium Ca+ :
Magnésium Mg :
410 – 434 – 486,1 – 656,3
627,7 – 686,7 –759,4
430,8 – 438,3 – 466,8 – 495,8 – 516,9 – 527
393,4 – 396,8 – 430,8
516,7 – 517,3 – 518,4
Tous ces éléments sont présents dans la chromosphère mais le document 4 ne représente pas
l’ensemble des 570 raies identifiées par Fraunhofer.
Le tableau des spectres vous permet de retrouver la présence de toutes ces entités chimiques.
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Interpréter le spectre d’une étoile (Page 6)
Document professeur 7/7
Pour aller plus loin : l’ion Ca+
L’ion Ca+ présent dans la chromosphère respecte t-il la règle de l’octet ?
Non, car le calcium fait partie de la famille des alcalino-terreux et devrait former l’ion Ca2+ et
non pas l’ion Ca+.
Cela montre que l’univers synthétise des espèces que nous ne pouvons pas toujours reproduire
en laboratoire
4. Le dioxygène absorbe une partie du spectre, mais où le trouve-t-on ailleurs que dans la
chromosphère ?
Le dioxygène se trouve dans l’atmosphère et c’est là qu’il absorbe une partie des radiations
solaires.
5. En 1868, l’astronome français Jules Janssen découvre dans l’atmosphère solaire une nouvelle
raie inconnue à 668 nm. Interprétant la découverte de Janssen, l’astronome britannique Joseph
Norman Lockyer donne un nom dérivé du grec signifiant « soleil » à ce gaz alors non reconnu
sur Terre.
On ne se rendra compte qu’en 1895 qu’il est également présent en faible quantité dans
l’atmosphère terrestre.
Noter dans le cadre ci-dessous le nom de cet élément.
Il s’agit de l’hélium
Pour aller plus loin : mesure de l’expansion de l’Univers
Lorsqu’une étoile s’éloigne, les longueurs
d’onde des radiations qu’elle émet augmentent :
c’est l’effet Doppler-Fizeau.
Le spectre se décale ainsi vers le rouge.
La mesure de ce décalage sur deux spectres
d’une même étoile pris à des dates différentes
permet de calculer la vitesse d’éloignement de
cette étoile.
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Doc. 5. Redshift (décalage vers le rouge)
Interpréter le spectre d’une étoile (Page 7)