Caractéristiques du spectre solaire

Le Soleil produit la lumière et la chaleur qui permettent la vie sur Terre. Cette énergie provient du cœur de l’étoile, où règne une température supérieure à 10 millions de degrés Kelvin. Il s’y produit des réactions de fusion nucléaire qui consomment de l’hydrogène et produisent de l’hélium, et des photons gammas. Du fait de la haute densité dans l’étoile, ces gammas vont lentement remonter vers la surface de l’étoile, en un temps très long, de l’ordre de 10 000, 100 000 ans, ou même plus. Une fois arrivé à la surface, ils auront perdu une bonne partie de leur énergie et seront devenus des photons dans le domaine du visible.

A sa surface, au niveau de la photosphère, le Soleil a une température de l’ordre de plusieurs milliers de degrés Kelvin. A ce stade là, il n’est pas indispensable de connaître la structure interne de l’étoile. Il apparaît  pour un observateur terrestre comme une sphère chaude qui émet un rayonnement thermique (modèle du corps noir).

Cependant, il est nécessaire de prendre en compte que l’atmosphère terrestre absorbe certaines radiations, comme les UV (couche d’ozone). D’autre part, le bleu est diffusé par l’atmosphère afin de donner la couleur bleue du ciel. C’est ce qui explique que le Soleil soit vu jaune sur Terre, au lieu de blanc en réalité.

Sur le graphe ci-dessous, il apparaît que le modèle du corps noir à 5900 K correspond bien au spectre solaire « extraterrestre », autrement dit sans les effets de l’atmosphère terrestre. D’autres approches avancent une température d’environ 5780 K comme température de surface de l’astre.

En conséquence, le Soleil émet un spectre continu, polychromatique, correspondant approximativement au rayonnement thermique d’un corps noir d’environ 5700-5900 K.

Mis à part la diffusion du bleu par l’atmosphère terrestre, la lumière visible émise par le Soleil est relativement peu affectée. Il est ainsi possible d’étudier son spectre visible depuis la Terre, en décomposant la lumière du Soleil avec un prisme.

Le spectre représenté sur la photographie rend compte du spectre polychromatique de la lumière blanche émise par le Soleil. Par contre, il comporte de nombreuses raies sombres, non explicables par le modèle du corps noir. Ces raies furent observées pour la première fois en 1802 par William Hyde Wollaston. En 1814, Joseph von Fraunhofer procéda à une étude de ces raies, en mesurant leur longueur d’onde et en les repérant avec des lettres :

Le Soleil émet bien un spectre continu associé à son rayonnement thermique. Cependant, autour de lui se trouve son atmosphère. Les atomes présents à cet endroit là absorbent certaines radiations, puis les réémettent dans des directions aléatoires. Pour un observateur, ces longueurs d’onde sont ainsi absentes du spectre solaire.

C’est le même principe que pour le spectre d’absorption d’un atome. Du fait qu’un atome ne peut occuper que certains états d’énergie (quantification de l’énergie), il absorbe les photons dont l’énergie correspond à celle qui lui faut pour passer à un état d’énergie supérieure. La différence majeure avec l’expérience faite en laboratoire est que l’atmosphère solaire n’est pas constituée que d’un seul élément chimique, mais plusieurs.


Faire correspondre les raies noires aux éléments chimiques associés permet d’en déduire la composition de l’atmosphère solaire, et par extension la composition des couches externes de l’astre. Ainsi, si A, a et B correspondent au dioxygène de l’atmosphère terrestre (à exclure), on a :

• Hydrogène : raies C, F, G’, h
• Hélium : raie D3
• Sodium : raies D1 et D2
• Magnésium : raies b1, b2, b4
• Calcium (ionisé ou neutre) : raies G, H, K
• Fer : raies E2, b3, b4, c, d, e, G

Remarque : certaines raies, comme les raies D sont très proches sur le spectre ; elles sont ainsi numérotées D1, D2, D3. Certaines raies, comme les raie G, sont trop proches pour être différentiées.