Niveau 2 nde THEME : L UNIVERS. Programme : BO spécial n 4 du 29/04/10 L UNIVERS

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1 Document professeur 1/7 Niveau 2 nde THEME : L UNIVERS Physique-chimie 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. PIERRON 2011 Interpréter le spectre d une étoile (Page 1)

2 Prolongements : Document professeur 2/7 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 Timbre poste allemand commémorant le 200 ème anniversaire de la naissance de Fraunhofer PIERRON 2011 Interpréter le spectre d une étoile (Page 2)

3 Document professeur 3/7 Nom : Prénom : Classe : Date : Physique - Chimie 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 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 J, soit une énergie équivalente à 6, 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 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. PIERRON 2011 Interpréter le spectre d une étoile (Page 3)

4 Document professeur 4/7 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. 6 2,89 10 Cette loi s écrit : 273 (avec en C et max en nm) max A l aide de cette relation, vérifier, dans le cadre ci-dessous que la température de surface du Soleil avoisine C. C PIERRON 2011 Interpréter le spectre d une étoile (Page 4)

5 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 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 D 1 et D 2. 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. PIERRON 2011 Interpréter le spectre d une étoile (Page 5)

6 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 D 1 et D 2 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 : λ D2 = 589 nm et λ D1 = 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 λ D2 = λ K + 93,0 2,103 = 588,9(9) nm soit 589 nm et de même λ D1 = λ K + 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 λ D1, soit une erreur inférieure à 1 0 / 00. Il peut en être de même pour λ D2 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 : ,1 656,3 Dioxygène O 2 : 627,7 686,7 759,4 Fer Fe : 430,8 438,3 466,8 495,8 516,9 527 Calcium Ca + : 393,4 396,8 430,8 Magnésium Mg : 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. PIERRON 2011 Interpréter le spectre d une étoile (Page 6)

7 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 Ca 2+ 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. Doc. 5. Redshift (décalage vers le rouge) PIERRON 2011 Interpréter le spectre d une étoile (Page 7)