Fiche de révision : Spectroscopie stellaire

📋 Plan du Cours

1. Galaxies et information lumineuse
2. Dispersion et nature ondulatoire
3. Spectres continus et température
4. Loi de Wien et couleurs stellaires
5. Classes spectrales et évolution stellaire
6. Réseau de diffraction
7. Spectres de raies atomiques
8. Spectres stellaires et identification
9. Applications astronomiques

📅 Repères chronologiques

1. 1666Newton décompose la lumière blanche en un spectre continu
2. 1801Thomas Young montre que la lumière se propage comme une onde
3. 22 février 2017la NASA annonce que le système TRAPPIST-1 comporte sept planètes telluriques, dont trois en zone habitable
4. avril 2017la revue Nature annonce la découverte de l’exoplanète LHS 1140b dans la zone habitable de son étoile

📖 1. Galaxies et information lumineuse

★ À maîtriser

• La matière visible de l’Univers se présente principalement sous forme d’étoiles et de grands nuages de gaz et de poussières regroupés en galaxies.

• Les galaxies peuvent être spirales, elliptiques ou irrégulières, et une galaxie rassemble environ $10^{13}\text{ à }10^{14}$ étoiles.

Compléments

• Les observations astronomiques utilisent plusieurs domaines du rayonnement, notamment le visible, la radio, l’infrarouge, les rayons X et les rayons gamma.

💡 Astuce mémo

Visible : une petite fenêtre ; spectre électromagnétique : l’ensemble du message

📖 2. Dispersion et nature ondulatoire

🔑 Notions clés & Définitions

• Dispersion : Décomposition de la lumière par réfraction différentielle, car l’indice de réfraction dépend de la longueur d’onde.

💡 Astuce mémo

Longueur d’onde différente → réfraction différente → spectre dispersé

📖 3. Spectres continus et température

🔑 Notions clés & Définitions

• Spectre continu : Corps chaud, solide, liquide ou gazeux sous haute pression, émettant un spectre continu d’origine thermique qui dépend uniquement de sa température.

★ À maîtriser

• Quand la température de surface augmente, le spectre continu devient plus lumineux et s’enrichit vers le violet.

Compléments

• Le spectre visible d’un filament blanc contient les radiations de longueurs d’onde comprises entre 400 et 800 nm, tandis qu’un filament rouge n’émet pas de radiations inférieures à 600 nm.

• À une température proche de 37 °C, un corps humain émet principalement un rayonnement infrarouge invisible pour l’œil mais détectable par des caméras de vision nocturne.

💡 Astuce mémo

Plus chaud → plus lumineux → déplacement vers le violet

📖 4. Loi de Wien et couleurs stellaires

★ À maîtriser

📐 Formule — Pour un corps noir, la longueur d’onde du maximum d’émission vérifie $\lambda_{\max}=\frac{2{,}898\times10^{-3}}{T}$, avec $\lambda_{\max}$ en mètre et $T$ en kelvins.

📐 Formule — La température absolue se calcule avec $T=\frac{B}{\lambda_{\max}}$, puis la température en degrés Celsius s’obtient en soustrayant 273,15 à la température en kelvins.

• Bételgeuse a une longueur d’onde maximale de 826 nm et une température de surface d’environ 3200 °C, le Soleil environ 5500 °C pour 504 nm, et Bellatrix environ 28000 °C pour 103 nm.

Compléments

• La couleur observée de Bételgeuse est orangée-rouge, celle du Soleil est jaune et celle de Bellatrix est bleutée.

💡 Astuce mémo

Étoile rouge : froide ; étoile bleue : chaude

📖 5. Classes spectrales et évolution stellaire

★ À maîtriser

• Les classes spectrales stellaires O, B, A, F, G, K et M correspondent respectivement à des températures décroissantes et à des couleurs allant du bleu au rouge.

• La classe O correspond à une température supérieure à 25 000 K et à une couleur bleue, tandis que la classe M correspond à une température inférieure à 3 500 K et à une couleur rouge.

• La séquence principale regroupe les étoiles dans une phase stable de leur existence, comme le Soleil, situé au milieu de sa vie.

Compléments

📌 Les géantes et supergéantes sont très lumineuses, tandis que les naines blanches sont peu lumineuses, extrêmement denses et se refroidissent progressivement après l’expulsion fréquente de leurs couches externes.

💡 Astuce mémo

O-B-A-F-G-K-M : du bleu très chaud au rouge froid

📖 6. Réseau de diffraction

🔑 Notions clés & Définitions

• Réseau de diffraction : Dispositif optique constitué de fentes parallèles en transmission ou de rayures réfléchissantes régulièrement espacées en réflexion.
• Pas du réseau : Le pas du réseau est l’espacement régulier entre deux traits consécutifs, et si le réseau possède n traits par mètre, alors $a=\frac{1}{n}$.

📝 Points essentiels

📐 Formule — La différence de marche entre deux rayons diffractés vérifie $d=a\left(\sin r-\sin i\right)$.

📌 Les interférences sont constructives lorsque la différence de marche est un multiple entier de la longueur d’onde, soit $a(\sin r-\sin i)=k\lambda$ avec k entier positif, nul ou négatif.

💡 Astuce mémo

Pas régulier + interférences constructives → maxima spectraux

📖 7. Spectres de raies atomiques

🔑 Notions clés & Définitions

• Spectre de raies d’émission : Gaz chaud à basse pression émettant un spectre discontinu composé de raies, chaque raie correspondant à une radiation monochromatique de longueur d’onde déterminée.
• Spectre d’absorption : Gaz à basse pression et à basse température traversé par une lumière blanche et produisant des raies noires sur un fond coloré.

📝 Points essentiels

• Dans un gaz à basse pression, une décharge électrique excite les électrons, qui absorbent de l’énergie, passent vers une orbitale plus éloignée, puis reviennent vers une orbitale proche en émettant un photon.

• Le nombre et la position des raies dépendent de la nature du gaz excité, un gaz donné possédant toujours le même spectre d’émission.

💡 Astuce mémo

Spectre continu : thermique ; spectre de raies : transitions atomiques

📖 8. Spectres stellaires et identification

★ À maîtriser

• La photosphère d’une étoile émet un spectre continu, mais la chromosphère absorbe certaines radiations avant que la lumière ne quitte l’étoile, créant des raies d’absorption.

• L’analyse des raies d’absorption permet de déterminer la composition chimique de la chromosphère et de la nébuleuse qui a donné naissance à l’étoile.

• L’étalonnage du spectre de Rigel consiste à mesurer les distances des raies d’argon depuis la raie à 420 nm, à relier ces distances aux longueurs d’onde connues, puis à utiliser la droite d’étalonnage pour identifier les raies stellaires.

Compléments

• Dans le spectre étudié de Rigel, les raies identifiées correspondent notamment à l’hydrogène, à l’hélium, au magnésium et à l’ion magnésium Mg+.

💡 Astuce mémo

Les raies d’absorption forment l’empreinte digitale chimique de l’étoile

📖 9. Applications astronomiques

🔑 Notions clés & Définitions

• Décalage vers le rouge : Déplacement des raies spectrales vers les grandes longueurs d’onde pour des objets astronomiques lointains.

📝 Points essentiels

• Le décalage vers le rouge a constitué une preuve initiale de l’expansion de l’Univers et du modèle cosmologique du Big Bang à la suite des travaux de Hubble.

• La détection spectroscopique d’une exoplanète repose sur la mesure répétée de faibles oscillations périodiques des raies stellaires, interprétées par l’effet Doppler comme le mouvement de l’étoile autour du centre de masse du système.

💡 Astuce mémo

Décalage spectral → mouvement ou expansion → informations cosmologiques

📊 Tableaux de synthèse

Classes spectrales stellaires