Seconde 2015-2016
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Seconde 2015-2016

Les spectres lumineux

Analyser une lumière consiste à réaliser son spectre, grâce au phénomène de dispersion qui permet d'observer les radiations qui la composent. L'étude des spectres d'émission et d'absorption permet de déterminer certaines propriétés comme la composition, la température ou la couleur de la source ou du filtre. Ceci est particulièrement utile en astrophysique pour l'étude des étoiles, la lumière qu'elles émettent étant la principale source d'informations dont nous disposons.

I

L'analyse de la lumière

Le phénomène de dispersion permet de former le spectre d'une lumière et ainsi de l'analyser, c'est-à-dire observer les radiations qui la composent.

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Dispersion de la lumière blanche par un prisme

Chaque radiation lumineuse est associée à une longueur d'onde λ qui permet de la caractériser. Les radiations visibles ont une longueur d'onde comprise entre 400 nm (pour le violet) et 800 nm (pour le rouge) environ.

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Les différents domaines des ondes électromagnétiques

II

Les spectres d'émission

A

Définition

Spectre d'émission

Un spectre d'émission est la figure que l'on obtient en décomposant la lumière émise par une source à l'aide d'un système dispersif (prisme ou réseau).

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Montage permettant l'obtention d'un spectre d'émission

Le spectre d'émission contient donc l'ensemble des radiations émises par une source.

B

Les spectres continus d'origine thermique

Un corps chaud (solide, liquide ou gaz sous haute pression) émet une lumière dont le spectre est continu.

Un morceau de charbon, des braises, un filament d'une lampe à incandescence, la lave en fusion, une barre de fer sont des corps qui, une fois chauds, émettent une lumière dont le spectre est continu.

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Spectre continu

La couleur de la lumière émise par un corps chauffé ne dépend pas de sa composition mais de sa température de surface : lorsqu'elle s’élève, le spectre continu d’émission devient de plus en plus lumineux et s'enrichit vers le violet.

Lorsqu'on augmente sa température, la lumière émise par le filament d'une lampe à incandescence passe par les couleurs suivantes :

  • Filament rouge : le spectre de la lumière émise ne contient pas de radiations de longueurs d'onde inférieures à 600 nm (a).
  • Filament jaune : jaune et vert apparaissent dans le spectre (b).
  • Filament blanc : le spectre de la lumière visible contient toutes les radiations de longueurs d'onde comprises entre 400 et 800 nm (c).
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Spectre de la lumière émise par le filament d'une lampe à incandescence en fonction de sa température

C

Les spectres de raies d'émission

Un gaz chaud à basse pression émet de la lumière dont le spectre n'est pas continu : on obtient un spectre de raies d'émission. À chaque raie correspond une radiation monochromatique de longueur d'onde bien déterminée.

La détermination des longueurs d'onde des raies d'émission permet d'identifier une entité chimique (atome ou ion) : c'est la signature de cette entité chimique.

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Spectres de raies d'émission des éléments mercure et cadmium

III

Les spectres d'absorption

A

Les spectres d'absorption

Spectre d'absorption

Un spectre d'absorption est la figure que l'on obtient en décomposant la lumière ayant traversé un corps, celui-ci étant éclairé par une lumière blanche.

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Montage permettant l'obtention d'un spectre d'absorption
B

Les spectres de bandes d'absorption

Lorsqu'un filtre ou une solution colorée est traversé par de la lumière blanche, le spectre de la lumière obtenue présente des bandes noires sur le fond coloré du spectre de la lumière blanche : c'est un spectre de bandes d'absorption.

Un spectre de bandes d'absorption est caractéristique de la substance colorée présente dans le filtre ou la solution.

La couleur du filtre ou de la solution résulte de la présence des radiations qui ne sont pas absorbées.

Le spectre de la lumière qui a traversé une solution magenta de permanganate de potassium contient principalement les radiations bleue et rouge. La solution a absorbé la composante verte de la lumière blanche incidente.

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Spectre de bandes d'absorption de la lumière transmise par une solution de permanganate de potassium

C

Les spectres de raies d'absorption

Lorsqu'un gaz à basse pression et à basse température est traversé par de la lumière blanche, le spectre de la lumière transmise est constitué de raies noires se détachant sur le fond coloré du spectre de la lumière blanche : c'est un spectre de raies d'absorption.

Le gaz absorbe les mêmes radiations que celles qu'il est capable d'émettre.

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Spectres de raies d'absorption des éléments mercure et cadmium

IV

Application à l'Univers

A

Le spectre de la lumière émise par les étoiles

Une étoile peut être considérée comme une boule de gaz sous haute pression, dont la température varie de plusieurs centaines de millions de degrés, au centre, à quelques milliers de degrés en surface.

La plupart des étoiles comportent une atmosphère constituée de gaz sous basse pression (appelée chromosphère).

Les étoiles émettent donc une lumière dont le spectre est continu et strié de nombreuses raies noires.

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Structure simplifiée d'une étoile

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Exemple de spectre d'une étoile

B

La température de surface des étoiles

Comme pour tous les corps chauds, la couleur d'une étoile et le fond continu de son spectre lumineux nous renseignent sur sa température de surface : plus celle-ci est importante, plus le spectre s'enrichit vers le violet.

Température de surface moyenne3 000 °C5 500°C8 000°C> 10 000 °C
Couleur observéeRouge − orangéeJauneBlancheBleutée
Exemple d'étoileBételgeuseSoleilSiriusRigel
Exemple de spectre(a)(b)(c)(d)
-

Influence de la température de surface des étoiles sur le spectre de la lumière qu'elles émettent

C

La composition chimique de l'atmosphère des étoiles

Lorsque la lumière émise par la surface de l'étoile traverse son atmosphère, les gaz sous basse pression qu'elle contient absorbent leurs raies caractéristiques. Les raies d'absorption du spectre lumineux d'une étoile renseignent donc sur les atomes ou les ions présents dans son atmosphère.

L'étoile dont le spectre lumineux est ci-dessous contient l'élément hydrogène et au moins un autre élément mais pas de fer.

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Détermination de la composition de la chromosphère d'une étoile

D

Le cas du Soleil

En 1814, le physicien allemand Joseph von Fraunhofer observe dans le spectre du Soleil plus de 20 000 raies répertoriées dues aux gaz présents dans sa chromosphère. Leur analyse a permis de connaître la composition chimique détaillée et précise du Soleil : les deux éléments les plus abondants sont l'hydrogène (78,4%) et l'hélium (19,6%).

Bien que le cœur du Soleil atteigne une température de l'ordre du million de degrés Celsius, sa couleur jaune nous indique que la température de sa surface est d'environ 5500°C.

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