2.
Les spectres
2.1. Dispersion de la lumière blanche par un prisme
• La lumière blanche est composée d’une multitude de radiations radiations monochromatiques.
• Chacune d’elles est déviée différemment par un prisme car l’indice optique n’est pas le même pour toutes les radiations.
• Un prisme permet donc d’observer le spectre de la lumiuère émise.
‣ La longueur d’onde, notée λ, caractérise dans le vide une radiation monochromatique. Elle s’exprime en mètres.
2.2. Spectres continus
‣ Le spectre de la lumière émise par un corps chaud est continu, et il dépend de sa température.
Température plus élevée Température élevée
600 nm 500 nm
700 nm
Longueur d'onde décroissante
800 nm 400 nm
2.3. Spectres de raies
‣ Le spectre de la lumière émise par un gaz est un s p e c t r e d e r a i e s d’émission : il est la
“signature” d’un élément chimique.
Spectre d'émission de l'hélium.
‣ Le spectre de la lumière qui a traversé un gaz est un spectre de raies d’absorption.
‣ Chaque élément peut absorber les même radiations qu’il est capable d’émettre. Un spectre de raies d’absorptions permet donc d’identifier les éléments qui ont absorbé la lumière.
3. Applications à l’astrophysique
‣ Le gaz chaud de la surface des étoiles émet un spectre continu. Il est donc d’origine thermique permet de déterminer la température de la surface de l’étoile.
‣ Une fois émise, la lumière traverse l’atmosphère de l’étoile. LEs atomes présents absorbent certaines radiations : les trous dans le spectre continu sont caractéristiques des espèces qui ont absorbé les radiations. L’étude des raies d’absorption du spectre d’une étoile permet donc de connaître la composition de son atmosphère.
Exemples de spectres stellaires : p 264
Images www.ulb.ac.be
• L’enveloppe gazeuse du Soleil est essentiellement composée d’hydrogène et d’hélium.
D’autres éléments sont aussi présents (fer, oxygène...) mais à l’état de traces.
Spectre d'absorption de l'hélium.
