Caractéristiques du spectre solaire
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Objectif(s)
Rappeler comment le rayonnement solaire est produit. Voir
comment les notions de rayonnement du corps noir et de
spectre d’absorption permettent de comprendre le
spectre du Soleil. Démontrer que l’étude
du spectre de l’étoile permet d’en tirer
certaines informations.
1. Production de lumière par le soleil
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.
2. Le Soleil décrit par le modèle du corps
noir
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.
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.
3. Le spectre visible du Soleil
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 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 :
4. Interprétation des raies noires
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.
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.
L'essentiel
Par le biais de réactions
thermonucléaires, le soleil produit de la
chaleur. Il présente à sa surface une
température qui lui permet d’émettre un
rayonnement thermique visible. Par le modèle du corps
noir, la température de surface du Soleil est
estimée à 5700-5900 K.
La lumière solaire est blanche, de spectre continu, jusqu’à ce qu’elle traverse l’atmosphère de l’étoile. Certaines longueurs d’onde du spectre sont alors absorbées par les atomes présents. Observé depuis la Terre, le spectre solaire se présente alors sous la forme d’un spectre d’absorption, c'est-à-dire comme le spectre de la lumière blanche mais avec des raies noires, nommées raies de Fraunhofer.
En établissant la correspondance entre les raies d’absorption et les éléments chimiques qui en sont responsables, il devient possible d’accéder à la composition de l’atmosphère et des couches externes de l’étoile.
La lumière solaire est blanche, de spectre continu, jusqu’à ce qu’elle traverse l’atmosphère de l’étoile. Certaines longueurs d’onde du spectre sont alors absorbées par les atomes présents. Observé depuis la Terre, le spectre solaire se présente alors sous la forme d’un spectre d’absorption, c'est-à-dire comme le spectre de la lumière blanche mais avec des raies noires, nommées raies de Fraunhofer.
En établissant la correspondance entre les raies d’absorption et les éléments chimiques qui en sont responsables, il devient possible d’accéder à la composition de l’atmosphère et des couches externes de l’étoile.
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