I/ TP N°1

  • Un corps chaud émet un rayonnement continu du rouge vers le violet, plus il est chaud, plus il y a de couleurs.

Remarque : Le spectre de la lumière blanche visible :

Ultra violetVISIBLEInfrarouge

400 450 500 550 600 650 800 λ(nm)

λ (lamba) représente la longueur d'onde qui caractérise la radiation lumineuse (couleur).

Les étoiles les plus chaudes sont les étoiles dont la longeur d'onde est la plus faible concernant leur lumière.

  • Les spectres d'émissions de raies sont caractéristiques des éléments. Ils forment une véritable signature de ces éléments. A chaque raie correspond un élément.
  • Les spectres d'absorptions de raies sont représentés par des traits noirs sur un fond coloré. Un élément absorbe les mêmes raies qu'il est capable d'émettre.

Remarque : Il existe des raies d'absorption de bandes.

II/ Activité d'entités chimiques dans l’atmosphère du soleil

  • Pour l'Argon on trace la droite d'étalonage qui associe à n'importe quelle valeur de distance entre les raies une valeur de longueur d'onde.
  • On fait l'hypothèse que les deux spectres de l'argon et du soleil sont pris dans les mêmes conditions.
  • Il suffit de prendre la mesure sur le spectre du soleil et à l'aide de la droite d'étalonage on retrouve la longueur d'onde inconnue.

Par comparaison des valeurs inconnues du soleil avec les longueurs d'ondes des différents éléments on peut dire qu'il y a la présence d'hélium et d'hydrogène dans le soleil.

III/ Analyse de l’atmosphère martienne

On observe un spectre coloré continu (c'est la lumière provenant du soleil renvoyée par Mars).

On y observe un spectre d'absorption de raies lié aux éléments de l'athmosphère martienne.

On lit les raies et on en conclut que du méthane et de la vapeur d'eau sont présents dans l'athmosphère martienne.

Pour obtenir des informations sur Mars, il a suffit d'analyser le spectre de sa lumière.

IV/ Généralisation : interpréter les spectres d'une étoile

Le profil spectral est une courbe en fonction de la longueur d'onde

Intensité lumineuse = f(λ)

1 – Les raies d'absorption sont représentés par des pics (minimas) sur le profil spectral.

2- Les raies d'absorption correspondent aux raies d'émissions de l'hydrogène ce qui prouve qu'il ya de l'hydrogène dans l'étoile.

3- Véga apparaît bleuté car la température de l'étoile est très forte. Elle émet énormément d'ultraviolets.

V/ Comment obtenir un spectre ?

Pourquoi un prisme décompose la lumière blanche ?

Historiquement Newton explique la décomposition de la lumière blanche par un prisme.

  • L'observation de l'expérience historique de Newton nous montre que la lumière blanche est constituée d'une infinité de radiation lumineuses.
  • Chaque radiation est monochromatique (une couleur). Elle est caractérisée par sa longueur d'onde (λ).

Donc la lumière blanche est poly-chromatique.

 

  • Les lois de Snell-Descartes
  • Le rayon incident et le rayon réfracté sont dans le même plan.
  • La relation qui lie le rayon incident et réfracté est la suivante : n1 sini1 = n2 sini2

n1 c'est l'indice de réfraction du milieu 1.

n2 c'est l'indice de réfraction de milieu 2.

  • Appliquons ces lois à la surface A

n'air' sini1 = n'verre' sini2 (rouge)

n'air' sini1 = n'verre' sini2 (bleu)

n'air' = 1 quelque soit la couleur

Comme sini1 est identique dans les deux lignes et que sini2 (rouge) est différent de sini2 (bleu) alors pour que les relations soient justes n'verre' dépend lui aussi de la relation.

Conclusion :

L'indice de réfraction du verre dépend de la longueur d'onde de la radiation, ce qui permet au prisme de séparer les différentes radiations lors de la réfraction : ce phénomène s'appelle la dispersion de la lumière.

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