LUMIERE et SPECTRES DES ETOILES

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1 LUMIERE et SPECTRES DES ETOILES I /Le spectre électromagnétique : La lumière détectable par l œil humain ( la lumière visible) ne représente qu une tout petite partie de la vaste étendue des rayonnements électromagnétiques connus. Un rayonnement électromagnétique se caractérise par : -sa longueur d onde ( en mètre m) -son énergie ( en Joule J ) -sa fréquence ( en Hertz Hz)

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3 II/ Les différents types de spectres lumineux : 1-Obtenir le spectre d une source lumineuse : Un spectre lumineux est obtenu en décomposant la lumière provenant d une source lumineuse. Pour cela, il suffit de faire passer la lumière issue de la source dans un dispositif dispersif ( qui disperse la lumière) pour voir apparaître les lumières de différentes couleurs qui composent la lumière venant de la source. Ce dispositif dispersif peut être : - Un réseau - un prisme en verre. 2-Les différents types de spectres lumineux : ( +voir schémas ) Spectre continu Un corps incandescent chauffé à haute température apparaît successivement rouge, orange, jaune, blanc puis bleu par température croissante. La couleur du corps de dépend alors que de la température à laquelle il est porté (cas des étoiles). Le spectre de ce corps est un spectre continu, contenant les raies rouge et est d'autant plus étendu vers le violet que la température du corps est élevé. Expérimentalement on constate que tout corps (gazeux ou solide) sous haute pression et à haute température, donne naissance à un spectre continu de lumière. Spectre de raies d'émission Si on excite un gaz à faible pression par exemple par une décharge électrique alors ce gaz émet une lumière dont la couleur est cette fois ci caractéristique de ou des éléments chimiques dont il est constitué. Le spectre obtenu est un spectre de raies d'émission et les raies sont caractéristiques du ou des éléments chimiques dont le gaz est constitué. Il est ainsi possible d'identifier la nature du gaz par identification des raies. (cas des nébuleuses) Spectre d'absorption Si on fait traverser un gaz froid par un source de lumière incandescente on observe un spectre dit d'absorption de raies c'est-à-dire qu'il se présente comme le spectre continu de la source mais que les raies des éléments contenues dans le gaz sont noires dans le spectre d'absorption.

4 3-Les lois de Kirchoff Les conditions de formation des différents spectres sont regroupées sous forme de lois, que l'on appelle les lois de Kirchoff. 1. Un gaz, un solide ou un liquide à pression élevée, s'ils sont chauffés, émettent un rayonnement continu qui contient toutes les couleurs. 2. Un gaz chaud, à basse pression, émet un rayonnement uniquement pour certaines couleurs bien spécifiques : le spectre de ce gaz présente des raies d'émission. 3. Un gaz froid, à basse pression, situé après une source de rayonnement continu, en absorbe certaines couleurs, produisant ainsi dans le spectre des raies d'absorption.

5 Application 1 : Ces lois sont fondamentales pour la spectroscopie et nous permettent ainsi de comprendre les spectres des astres. En effet, le Soleil et les étoiles émettent un spectre continu : on en déduit alors que les étoiles sont formées d'un gaz sous pression, à température élevée. Ils rayonnent comme les corps noirs. Le spectre du Soleil présente des raies d'absorption, qui caractérisent les éléments chimiques constituant son atmosphère. En effet sa température varie de plusieurs millions de degrés, au centre, à quelques 5800 K en surface. Ainsi le rayonnement continu émis par le gaz chaud subit une absorption par le gaz qui constitue son atmosphère et qui est plus froid. On a ainsi accès la composition de son atmosphère car l'absorption est sélective, elle est caractéristique des éléments chimiques contenus dans celle-ci. On peut en conclure que l'atmosphère du Soleil est constituée d'un gaz sous basse pression. Dans une grande variété de corps célestes, telles les comètes et certaines étoiles, on peut également observer des spectres d'émission. On en déduit que ces objets sont composés de gaz chaud à basse pression. Application 2 :Les raies de Balmer L atmosphère ( chromosphère) des étoiles est constituée majoritairement d hydrogène à basse pression tout en étant encore relativement chaud. Ainsi, pour la plupart des étoiles, leurs spectres lumineux présentent dans le domaine du visible des raies d absorption typiques de l atome d hydrogène que l on appelle les raies de Balmer ; les premières raies sont numérotées au moyen de l'alphabet grec : -La première raie, Hα a une longueur d'onde 656,2 nm, elle est donc rouge. - la seconde, Hβ, est bleue à 486,1 nm, -la troisième, Hγ, est violette à 434,0 nm.jusqu'à 364,6 nm. Cette dernière est la longueur d'onde limite de la série de Balmer.

6 III/LA CLASSIFICATION SPECTRALE DES ETOILES : ---- Température décroissante ----> Type spectrale Couleur Température moyenne de surface ( C) Raies les plus intenses Notation spectrale des raies W bleue nombreuses raies d'émission O B bleueblanche bleueblanche A blanche HeII, HI=Hα, Hβ hélium ionisé HeII hélium neutre HeI prédominance des raies de l'hydrogène (série de Balmer) HI F jaunâtre nombreuses raies de métaux ionisés : calcium ionisé... CaIV G jaune K orange présence simultanée de raies de métaux neutres et de métaux ionisés : calcium... raies de métaux neutres et d'oxydes de titane Ca, CaIV Fe, TiO M rouge <3500 bandes d'oxydes de titane TiO Pourtant, vous trouverez dans la littérature une notation plus fournie du type spectral, comme par exemple : B8 V. Que signifie la notation B8? Les types spectraux O, B... sont subdivisés de façon décimal (B0, B1,..., B9) caractérisant une tranche plus précise de température de surface de l'étoile.

7 Que signifie le chiffre romain? Il correspond à la classe de luminosité décrite dans le diagramme HR (Hertzprung-Russel) qui est directement liée à la surface (πr 2 ) de l'etoile et donc à son rayon R (Ro=rayon du Soleil) : o Ia, Iab, Ib : supergéantes (300<R/Ro<1000) ; o II : géantes brillantes (100<R/Ro<300) ; o III : géantes (10<R/Ro<100) ; o IV : sous-géantes (2<R/Ro<10) ; o V : naines de la séquence principale (0.1<R/Ro<2). Le diagramme de Hertzsprung-Russel :