CHAPITRE 2 Les messages de la lumière L observation de la lumière des étoiles nous permis (C.f. TP1) d obtenir des informations sur leur température et leur composition. Cette analyse nécessite l utilisation de systèmes dispersifs (prismes, réseaux) I Analyse de la lumière blanche I.1 Le phénomène de dispersion chromatique Comme nous l avons vu dans le TP1, la lumière traversant une fente peut être décomposée par prisme ou un réseau : des systèmes dispersifs. On observe sur la figure obtenue (le spectre) un plage continue de couleurs s étalant du bleu au rouge. Ceci signifie que le rayon de couleur rouge n est pas dévié de la même façon que le rayon de couleur bleue à la traversée du système dispersif. Ceci signifie également que la lumière blanche était, à la base, une superposition de toutes les couleurs : elle est dite polychromatique. I.2 Notion de radiation À un rayon de couleur donnée, appelé radiation monochromatique, on associe une longueur d onde λ (dire "lambda") qui s exprime en nanomètres (nm). Une lumière blanche comporte donc une infinité de radiations.
II. COULEUR D UNE ÉTOILE I.3 Domaine du visible et au delà Il s étend de 400 nm (le violet) à 800 nm (le rouge). λ 400 nm : ce sont les Ultraviolets (UV), invisibles. λ 800 nm : ce sont les Infrarouges (IR), invisibles. II II.1 Couleur d une étoile s continus d un corps chaud Le spectre continu d un corps chaud est d origine thermique. Tous les corps (les étoiles, les planètes, vous et moi) émettent un rayonnement de ce type. Étoile / corps chaud Fente Lentille Prisme Une caméra IR permet ainsi de repérer le corps d un homme la nuit en détectant son rayonnement thermique intense dans l infrarouge. II.2 Effet de la température sur le rayonnement d un corps chaud On a constaté expérimentalement (C.f. TP1) que, plus la température de surface d un corps est élevée, plus son spectre est enrichi en violet (petites longueurs d onde). La température du fer chauffé à blanc est supérieure à celle du fer chauffé au rouge. La température d une flamme qui paraît bleue est supérieure à celle d une flamme qui paraît rouge. La courbe qui représente l intensité lumineuse des radiations émises en fonction de leur longueur d onde est appelée profil spectral. luminance T 1 = 6500 C T 1 T 2 T 3T3 = 3500 λ C λ max 500 nm λ max 800 nm G. GREDAT Page 2 Cours de seconde
III. COMPOSITION CHIMIQUE D UNE ÉTOILE III Composition chimique d une étoile Activité 1 : À partir de l animation comparaison des spectres d émission et d absorption, visualiser les spectres du Mercure (Hg) et du sodium (Na) Pourquoi dit-on que les raies d émission ou d absorption permettent d identifier une entité chimique présente dans un gaz? III.1 s de raies d émission Gaz à faible pression dans une ampoule Secteur 220 V Fente Lentille Prisme Montage pour un spectre d émission Un gaz excité sous faible pression émet de la lumière dont le spectre dît d émission, caractéristique d une entité chimique, est constitué de quelques raies colorées sur fond noir (il n est pas continu). III.2 s de raies d absorption Lorsqu une lumière blanche traverse un gaz sous faible pression, certaines radiations sont absorbées. Le spectre d absorption d une entité chimique est constitué de raies sombres sur le fond coloré du spectre continu d un corps chaud. Gaz à faible pression Lumière Blanche Fente Ampoule de Gaz Lentille Prisme Montage pour un spectre d absorption On observe, entre spectre d absorption et spectre d émission d une même entité chimique, une position des raies noires et des raies colorées (respectivement) identique. G. GREDAT Page 3 Cours de seconde
IV. NOTRE ÉTOILE : LE SOLEIL Une entité chimique ne peut absorber que les radiations qu elle est capable d émettre. Les raies d absorption ou d émission permettent d identifier une entité chimique présente dans un gaz. III.3 La chromosphère de l étoile se dévoile Activité 3 p 30 du Hachette 2010 Une analyse précise du spectre d une étoile fait apparaître de fines raies noires dans le spectre continu du corps chaud Ces raies noires se traduisent par des minima dans le profil spectral. Ce sont les raies d absorption de l enveloppe gazeuse de l étoile appelée chromosphère. Leurs longueurs d onde renseignent sur la nature des éléments chimiques qui constituent la chromosphère. Activité 2 : Avec le programme (.exe) analyse spectrale, déterminer la composition des 4 étoiles Véga, Betelgeuse, Pollux et Deneb. IV Notre étoile : le Soleil IV.1 Généralités C est l étoile de notre système solaire. Son symbole, en astronomie, c est. Sa masse M 1.99 10 30 kg Son diamètre moyen D 1 392 684 km 110 D Terre. Le Soleil est donc très grand à l échelle des planètes. Pourtant, à l échelle des autres étoiles, sa taille est modeste (on la qualifie de naine jaune). IV.2 La distance Terre Soleil D T erre/ 149 597 870 km parfois appelée unité astronomique (1u.a.). 1.5 1011 Donc D T erre/ 9.5 10 15 a.l. 1.58 10 5 a.l.. Donc D T erre/ 1.58 10 5 365.25 24 60 min.l. 8.3 min.l. En définitive, la lumière du Soleil prend quelques 8 minutes à nous parvenir. La température à sa surface Activité 3 : Ouvrir rayonnement du corps noir : fonction de Planck sur Ostralo.net Déterminer la température à la surface du soleil T soleil sachant que le maximum d intensité lumineuse du Soleil correspond à λ max = 480 nm. G. GREDAT Page 4 Cours de seconde
IV. NOTRE ÉTOILE : LE SOLEIL La conversion entre degrés Kelvin et degrés Celsius est donnée par : T (en K) = T (en C) + 273 On trouve T soleil 5700 C IV.3 La composition chimique de la chromosphère solaire Activité 4 : Ouvrir Étude des spectres sur Ostralo.net Déterminer la composition principale du Soleil Est-il probable que le Sodium (Na) soit présent dans l atmosphère solaire? On zoomera sur le doublet orange. L atmosphère du Soleil est principalement composée d Hydrogène et d Hélium. G. GREDAT Page 5 Cours de seconde