TP n 8 Chapitre 10 : Les messages de la lumière dans l'univers Quelles informations contiennent les spectres d'étoiles? Objectifs : - Savoir quelle est la composition chimique d'une étoile, à partir de son spectre. - Déduire la température de surface d'une étoile, toujours à partir de son spectre. I) Un peu d'histoire... En 1814, Joseph Fraunhofer, décompose la lumière solaire à l'aide de son spectroscope et repère dans le spectre des raies noires, qu'il désigne par des lettres. En 1859, Robert Bunsen et Gustav Kirchhoff (voir photo inférieure), le premier enseignant la chimie, le second la physique à l'université d'heidelberg (Allemagne), s'intéressent de près au spectre obtenu par leur confrère Fraunhofer. Connaissant les longueurs d'onde des 2 raies jaunes d'émission du sodium, très proches l'une de l'autre, ils montrent qu'elles coïncident avec les raies noires, nommées DD du spectre de la lumière solaire. Ils mesurent ainsi les longueurs d'onde de plusieurs centaines de ces raies noires et les attribuent à divers éléments chimiques connus, supposés donc présents à la surface de notre étoile... En 1861, ils publient le premier atlas "chimique" du système solaire, en se basant sur cette même méthode. Spectre du soleil, obtenu par Fraunhofer 1. En s'appuyant sur les informations de ce rappel historique, dire à quel type de spectre se rapporte le spectre du soleil (continu/discret, émission/absorption). Justifier la réponse........
II) Comment analyser la composition chimique d'une étoile...? Une étoile peut être assimilée à une sphère majoritairement gazeuse sous haute pression, du fait de sa masse énorme (notre soleil a pour masse Ms ~ 2,0.10 30 kg, soit environ 1 millions de fois plus que la Terre). Sa surface, appelée photosphère, se comporte approximativement comme une lampe à incandescence, portée à haute température. Autour de l'étoile, son enveloppe externe, la chromosphère, se comporte comme un gaz à plus basse pression (ses composants, atomes ou molécules ne sont pas trop "serrés"). 1) Origine du phénomène d'absorption Un rayonnement de spectre continu, est émis par la surface du soleil appelée photosphère. Celle-ci atteint une température d'environ 5000 C. Lorsque ce rayonnement traverse l'atmosphère du soleil appelée chromosphère, il subit une absorption caractéristique des éléments chimiques qui la composent, qui s'étend sur une épaisseur d'environ 2000 km. Le spectre du soleil présente alors des raies... dites d'... présentes dans un spectre par ailleurs.... A partir du spectre du soleil et de spectres d'émission de références obtenus pour certains éléments chimiques, nous allons identifier les espèces chimiques présentes à la surface du soleil, responsables de l'... de certaines... d'... du spectre lumineux du soleil. 2. Emettre une hypothèse quant au phénomène produisant ces "raies noires" rencontrées dans un tel spectre (autrement dit : qu'est ce qui a asborbé ces raies noires...?)......... 2) Principe d'analyse et exploitation des documents 3. Que représentent les raies noires sur le 1er document (a), fourni en Annexe?..
4. Que représentent les raies de couleur sur le 2ème document (b)?.. a) Etude du spectre de l'argon (élément de référence) On va utiliser le spectre de l'argon (b) (dont les raies d'... sont connues, et qui est représenté à la même échelle que le spectre du soleil (a) pour servir de référence d'échelle). Pour cela, à partir de ces raies connues, on va produire une courbe dite d'étalonnage pour pouvoir ensuite identifier les raies d'... du soleil et leur associer des valeurs (en...) à l'aide de cette même courbe de référence. 5. Mesurer sur le spectre (b) de l'argon, à la règle, et le plus précisément possible (demi mm si possible) les distances L (en mm) entre la raie d'émission de référence de l'argon à 390 nm et les 6 autres raies d'émission de l'argon et les reporter dans la 1ère ligne du tableau ci-dessous. 6. Renseigner alors la 2ème ligne du tableau en calculant la différence de longueurs d'onde Δλ (en nm) entre la raie n i et la raie de référence de l'argon à 390 nm) soit : Δλi = λi 390 Raie Référence n 1 n 2 n 3 n 4 n 5 n 6 L(mm) 0 Δλ(nm) 0 On va maintenant tracer cette droite d'étalonnage à l'aide du logiciel Regressi : Ouvrir le logiciel Regressi dans le répertoire Regressi, situé dans l'espace de travail "Espace Physique-Chimie". Cliquer sur Fichier + Nouveau + Clavier. Dans la fenêtre ouverte, créer les 2 grandeurs : L et DeltaLambda, et préciser leur unité respective : mm et nm, puis cliquer sur OK. Dans le tableau de valeurs créé, mais vide, reporter les valeurs du tableau cidessus. Dans la même fenêtre Grandeurs (où est le tableau de mesures), et dans l'onglet Paramètres, cliquer sur Ajouter (Y+) et créer une grandeur de symbole RaieRef, en nm, et cliquer sur OK, puis renseigner la valeur 390. Dans la même fenêtre Grandeurs, dans l'onglet Variables (ou Tableau selon la version du logiciel), cliquer sur Ajouter (Y+) puis sur Grandeur Calc. et créer la grandeur LambReel, en réalisant le calcul : LambReel = DeltaLambda + RaieRef
Cliquer sur l'onglet Graphe, puis cliquer sur Axes (ou Coord, selon la version du logiciel) puis, dans la fenêtre ouverte, cliquer sur Tracé de grille, puis sur Ligne, et choisir de tracer L en abscisses et LambReel en ordonnées. Cliquer sur Modelisation (onglet vertical, tout à gauche) et choisir le modèle affine (ou renseigner dans le cadre blanc : LambReel = a*l + b, puis cliquer sur Ajuster). Dans cette même fenêtre Graphe, cliquer sur Outils Gr., puis sur Réticule modèle. Appeler le professeur b) Etude du spectre du soleil On va maintenant relever les emplacements des raies solaires absorbées et retrouver leurs longueurs d'onde respective grâce à la droite d'étalonnage établie précédemment. 7. Mesurer, sur le spectre du soleil, et toujours à la règle, les distances L (en mm) entre la raie d'émission de référence de l'argon à 390 nm et les différentes raies d'absorption du soleil et les reporter dans la 1ère ligne du tableau ci-dessous. 8. Pour chacune de ces 15 raies, sur la courbe d'étalonnage, chercher l'ordonnée LambdaReelle à l'aide du réticule correspondant à chacune des abscisses L précédemment mesurées et les reporter dans la 2ème ligne du tableau ci-dessous. Raie n 0 n 1 n 2 n 3 n 4 n 5 n 6 n 7 L(mm) 0 λ raie (nm) 390 Raie n 8 n 9 n 10 n 11 n 12 n 13 n 14 n 15 L(mm) λ raie (nm) Sachant que certains éléments chimiques possèdent des raies d'émission caractéristiques qui leur sont propres (Voir par exemple les raies des spectres discrets des lampes à vapeur de Sodium (Na) ou Mercure (Hg)), dont on donne quelques précisions dans le tableau ci-contre :
9. Identifier, en le justifiant, les espèces chimiques présentes à la surface du soleil, dans la chromosphère (essayer de préciser la probabilité de présence en la justifiant). Fin de la 1ère partie du TP III) Comment déterminer la température à la surface d'une étoile? Les étoiles paraissent blanches, au premier coup d'oeil, mais si on regarde plus attentivement, nous pouvons noter une plus grande palette de couleurs : bleu, blanc, rouge, et même jaune ou doré... Dans la constellation d'hiver d'orion, un beau contraste se voit entre la rouge Bételgeuse et la bleue Bellatrix. Ce qui fait que les étoiles possèdent une couleur propre reste longtemps mystérieux jusqu'au début du XIXème siècle, où l'on découvrit que la couleur d'une étoile est directement liée à sa température de surface. Les étoiles "froides" rayonnent le plus gros de leur énergie pour les longueurs d'onde rouge et infrarouge du spectre. Alors que le étoiles Wilhem Wien "chaudes", quant à elles, émettent surtout dans les longeurs d'onde bleues et violettes.
En analysant les spectres de corps à différentes températures, Wilhem Wien (1864-1928), découvre, en 1893, que la distribution des longueurs d'onde émises par une étoile passe par un maximum d'intensité. Il découvre, en outre, que plus la température de sa surface est élevée, plus la longueur d'onde correspondant au maximum diminue. Cette relation T etoile / Couleur s'exprime par le biais de la relation de Wien : Remarque : La température est, dans la vie de tous les jours, exprimée en C (degrés Celsius), mais en fait, l'unité SI de température est le Kelvin (K), et on a la relation qui lie T (C) et T (K) : T (C) = T (K) 273,15 il s'agit donc juste d'un décalage de 273,15 C entre les 2 valeurs de température, exprimées dans les 2 unités différentes! Voici l'allure spectre d'émission du soleil 10. En observant le graphe ci-contre, donnant l'intensité de chaque longueur d'onde du spectre solaire, déterminer la température de surface de notre étoile. 11. Quelle est la couleur associée à la longueur d'onde du pic d'intensité mesuré? Cela correspond il à la couleur du soleil observée à l'oeil nu? 12.Avec quelle source de lumière observée en TP le graphe ci-dessus a t-il un point commun? Justifier. 13.Pourrait on finalement généraliser ce type de graphe obtenu à d'autres corps? En citer quelques uns. 14.Quelle est la couleur d'un filament d'ampoule à incandescence, alimenté par une intensité nominale? 15.Donner alors l'ordre de grandeur de la température du filament de l'ampoule. 16.Quelle est la couleur d'un filament d'ampoule à incandescence, alimenté par une intensité bien plus faible? 17.Dessiner l'allure du spectre de la lumière dans ce dernier cas? Préciser les valeurs de longueurs d'onde en abscisses.