2nde. H. Les étoiles

Les élèves doivent savoir
  • Savoir qu’un corps chaud émet un rayonnement continu, dont les propriétés dépendent de la température.
  • Repérer, par sa longueur d’onde dans un spectre d’émission ou d’absorption une radiation caractéristique d’une entité chimique.
  • Utiliser un système dispersif pour visualiser des spectres d’émission et d’absorption et comparer ces spectres à celui de la lumière blanche.
  • 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.
  • Pratiquer une démarche expérimentale pour établir un modèle à partir d’une série de mesures et pour déterminer l’indice de réfraction d’un milieu.
  • Interpréter qualitativement la dispersion de la lumière blanche par un prisme.

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.

Mise en situation

Nous venons de voir, dans le chapitre précédent, qu’il n’était pas envisageable d’aller explorer d’autres systèmes solaires, dans l’état actuel de nos connaissances techniques, à cause d’une durée de voyage trop long. Pour avoir des informations sur ces étoiles, et les systèmes planétaires qu’elles hébergent, nous ne pouvons que recourir aux informations qu’elles nous transmettent par leur rayonnement électromagnétique, dont la lumière fait partie.

Les ondes

Une onde est une « ondulation » qui peut se transmettre par différents types de supports : surface de l’eau, molécules dans l’air, lumière…

Les ondes possèdent deux caractéristiques principales : leur fréquence (vue précédemment) et leur amplitude (« hauteur » de l’onde).

Pour les rayonnements électromagnétiques, dont font partie la lumière, les rayons X ou les ondes radios, on associe généralement la fréquence et la période à la longueur d’onde.

La longueur d’onde est la distance parcourue par l’onde au cours d’une période

2-ondes

Les ondes peuvent aussi être les vagues à la surface de la mer ou les compressions et décompressions de molécules sous l’effet d’un son (ondes sonores).

Longueur d’onde

La longueur d’onde représente la distance entre deux sommets consécutifs si on représentait l’onde sur une feuille de papier. La période représente, elle, le temps qui s’écoule entre deux sommets consécutifs.

Exemple : une onde électromagnétique d’une fréquence de 300 000 000 Hz (3.108 Hz) qui se propage dans le vide, a une longueur d’onde l = c / f = 3.108 / 3.108 = 1 m

Une onde électromagnétique est plus communément définie par sa longueur d’onde que par sa fréquence, l’une pouvant être calculée à partir de l’autre.

Ondes lumineuses et électromagnétiques

La lumière visible fait partie des ondes électromagnétiques dont le spectre complet est représenté ci-dessous :

testspectre

Une onde électromagnétique peut se propager dans le vide et est associée à un faisceau de photons. Ces photons ne seront « visibles » (par l’œil humain) que lorsque leur longueur d’onde est comprise entre 380 et 800 nm (nanomètre = 10-9 m).

Lumière blanche

Comme vous l’avez vu au collège, la lumière blanche de notre soleil (et de la plupart de nos ampoules électriques) peut être décomposée par un prisme et contient toutes les « couleurs » qui sont en fait des radiations de longueur d’ondes différentes perçues par nos yeux comme des couleurs :

prisme

Si le prisme sépare ainsi les différentes longueurs d’ondes de la lumière blanche, c’est parce que l’angle de réfraction de la lumière lorsqu’elle change de milieu dépend de cette longueur d’onde, ainsi que nous l’avons vu en étudiant les lois de Snell-Descartes. Revoyons rapidement ces lois.

La réfraction

La lumière se propage en ligne droite, mais lorsqu’elle change de milieu transparent, elle peut changer de direction : c’est la réfraction.

Ce phénomène est visible en mettant par exemple une cuillère dans l’eau : alors que celle-ci est droite, une fois dans l’eau elle semble changer d’angle à la surface de l’eau.

On peut mesurer ce changement d’angle qui va dépendre des deux milieux transparents.

La lumière qui arrive sur une surface est nommée rayon incident et celle qui en repart est nommée rayon réfracté.

Les angles sont définis par rapport à la perpendiculaire au plan de séparation des deux milieux, cette perpendiculaire est nommée « normale à la surface ».

réfraction

Lois de Snell-Descartes

Au XVIIe siècle, le physicien néerlandais Willebrord Snell et le physicien français René Descartes ont compilé les travaux effectués précédemment sur l’optique et ont établi des lois sur la réfraction :

Le rayon réfracté est dans un plan défini par le rayon incident et la normale à la surface de séparation entre deux milieux.

Il y a une relation entre les angles des rayons incidents et réfractés qui dépend d’une caractéristique des milieux transparents nommée indice de réfraction :

snell

Dans cette relation :

  • n1 : indice de réfraction du milieu du rayon incident (sans unité)
  • i : angle du rayon incident (en degré ou en radian)
  • n2 : indice de réfraction du milieu du rayon réfracté
  • r : angle du rayon réfracté (en degré ou en radian)

Quelques indices de réfractions :

           Matériau            Indice pour une lumière rouge (laser)
           Air            1,0003
           Eau            1,330
           Verre (type « flint »)            1,596

Cet indice de réfraction traduit la capacité d’un milieu à « ralentir » la lumière : plus l’indice est fort, plus la vitesse de la lumière est ralentie.

Comme la vitesse de la lumière ne peut jamais être supérieure à ce qu’elle est dans le vide, celui-ci a comme indice de réfraction la valeur de 1.

Remarque : L’indice de réfraction d’un matériau dépend aussi de la longueur d’onde de la lumière, ce qui explique que dans un prisme, la lumière blanche puisse se disperser entre ses différentes radiations colorées de base.

Spectre de la lumière

Nos yeux ne perçoivent que la partie du spectre électromagnétique dont la longueur d’onde est comprise entre 380 nm et environ 780 nm :

lumièreblanche

La représentation ci-dessus correspond au spectre d’émission de la lumière blanche, qui contient toutes les couleurs.

Cette lumière est émise par les étoiles, comme le Soleil, car ce sont des corps chauds. C’est également le cas des ampoules à incandescence ou même de n’importe quel corps porté à haute température, comme on peut le voir dans une fonderie où l’acier se met à émettre de la lumière quand on le chauffe pour lui donner une forme.

La lumière émise par les corps chauds dépend de leur température. Plus un corps est chaud, plus la longueur d’onde de sa couleur dominante, on parle aussi du maximum d’émission du corps, est courte.

Un corps chaud émet toujours un spectre continue. Si le corps est porté à une température de 4 000°C, son maximum d’émission va se situer dans le rouge. Comme il émettra peu de radiations à des longueurs d’ondes plus courtes, il apparaitra rouge.

Si le corps est porté à une température de 5500 °C (5773 °K – Kelvin- environ), comme notre Soleil, son maximum d’émission sera situé dans le bleu-vert et sera plus élevé que celui du corps plus froid. Comme c’est une source chaude il émettra tout de même l’ensemble du spectre lumineux (avec une intensité supérieure à son maximum d’émission) et émettra une lumière « blanche » (dans le sens où elle contient tout le spectre lumineux).

maximumemission

La couleur des étoiles nous donne donc une indication de leur température en surface. Plus l’étoile est chaude, plus elle va virer vers le bleu et plus elle est froide, plus elle va virer vers le rouge.

Les étoiles très « froides », comme les naines brunes, dont la température de surface est située entre 1000 °C et 2000 °C ne vont pas émettre de lumière visible à l’œil. Mais nous disposons d’appareils d’observation de l’espace sensibles à un spectre électromagnétique bien plus large que nos capacités de perceptions oculaires et pouvons donc détecter ce type d’étoiles.

Lumière monochromatique

Certaines sources de lumière, comme les lasers, émettent une lumière dans une seule longueur d’onde. On parle alors de lumière monochromatique. Par exemple un laser vert va émettre une lumière dont la longueur d’onde sera de 520 nm (il existe plusieurs variétés de lasers de chaque couleur), qui correspond au vert si l’on regarde le spectre de la lumière blanche ci-dessus.

La couleur de la source de lumière monochromatique est donc définie par sa longueur d’onde.

Spectre de raie

Un atome, ou un ion, à qui l’on transmet de l’énergie par chauffage ou décharge électrique, va restituer cette énergie sous la forme de rayonnements électromagnétiques dont certains sont situés dans le domaine visible. Cela est du au fait que les électrons de cet élément vont temporairement changer de couche et ensuite émettre un photon avec une certaine énergie en revenant à leur couche de départ (cela sera détaillé dans les classes supérieures).

Comme chaque élément chimique a une répartition électronique différente, chaque élément va avoir un spectre d’émission différent et caractéristique. Une analyse du spectre d’émission d’une lampe à décharge ou à vapeur métallique permet de savoir quelle est sa composition.

Inversement, lorsque la lumière d’une étoile lointaine traverse un nuage de gaz froid dans l’espace, ce gaz va absorber certaines radiations de la lumière, laissant autant de bandes noires dans son spectre. Le résultat est un spectre d’absorption par l’élément (ou les éléments) présents dans le nuage de gaz. Ces raies d’absorption sont complémentaires des raies d’émission et caractéristiques d’un élément chimique donné :

spectrehydrogene

Analyse des étoiles

En combinant la mesure de l’intensité lumineuse d’une étoile, qui nous donne une indication de sa température, comme vu précédemment, et l’analyse de son spectre d’émission, nous pouvons déterminer un grand nombre d’informations sur celle-ci.

En effet, la lumière de l’étoile traverse son atmosphère, la chromosphère, que l’on peut considérer comme « froide » par rapport à l’étoile et les raies d’absorption du spectre recueillies nous indique quels éléments se trouvent dans cette chromosphère.

Nous savons ainsi que notre Soleil est constitué essentiellement d’hydrogène et d’hélium, avec quelques traces d’oxygène, de carbone et de fer.

Plus une étoile est âgée, plus elle fabrique des éléments lourds qui sont rejetés, et donc détectables, dans sa chromosphère. Le spectre lumineux d’une étoile nous donne donc également des informations sur son âge.

Et quand la lumière d’une étoile traverse l’atmosphère d’une exo-planète, nous pouvons analyser son atmosphère grâce aux raies d’absorption.

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