Spectre du Soleil - pontonniers

Spectres d’absorption : application à l’astrophysique
I.
Les éléments chimiques de la chromosphère solaire
Document 1 : Spectre d’absorption d’une étoile :
Dans le cas d'une étoile, la lumière émise par les réactions thermonucléaires
qui règnent dans son coeur doit pour nous parvenir traverser l'atmosphère de
l'étoile. Les atomes de cette atmosphère gazeuse très diluée et à faible pression
absorbent des photons. Apparaissent alors les raies d'absorption dans le
spectre de la lumière solaire.
Ainsi un astronome peut "lire" un spectre stellaire et déterminer précisément
les éléments composant les zones superficielles de l'étoile.
L’Etoile Mystérieuse
Chromosphère (gaz
sous faible pression)
Gaz chaud et très dense
Spectre de la lumière
après avoir traversé la
chromosphère
Lumière émise
Spectre de la lumière
émise par le plasma
Document 2 : Spectre du Soleil et principales raies d’absorption dues aux éléments présents dans
son atmosphère.
On cherche à déterminer les longueurs d’onde des raies d’absorption du spectre du Soleil.
En utilisant le logiciel SalsaJ et le fichier LibreOfficeCalc à votre disposition sur le site Pontonniers-physique.fr ,
déterminer les longueurs d’onde des raies d’absorption du spectre du soleil.
Utilisation du logiciel SalsaJ :
- Lancer le logiciel puis ouvrir l’image SpectreSoleil.
-
En déplaçant la souris sur l’image, le logiciel indique les coordonnées (x ; y) du curseur en pixels. C’est
l’abscisse x (horizontale) qui nous intéresse.
Utilisation du fichier LibreOfficeCalc
- Ouvrir le fichier CourbeEtalonnage
- Remplir le tableau 1
- Noter l’équation de la courbe qui donne la relation entre les pixels et les nanomètres
- Remplir la colonne 1 du tableau 2 en indiquant l’abscisse en pixels de chaque raie du spectre
- Remplir la colonne 2 en complétant avec l’équation établie plus haut.
Document 3 : Longueurs d’ondes des raies les plus intenses de quelques éléments chimiques
 Entourer dans le tableau suivant les longueurs d’ondes correspondant aux raies d’absorption du Soleil.
 En déduire quels sont les éléments chimiques principaux présents dans la chromosphère solaire.
Rq : plus l’élément est abondant dans l’atmosphère de l’étoile, plus nombreuses sont les raies
correspondant à cet élément
Elément chimique
H I (hydrogène neutre)
Na I (Sodium neutre)
Mg I (Magnésium neutre)
Ca I (Calcium neutre)
Ca II (Calcium une fois ionisé)
F I (Fluor neutre)
Fe I (Fer neutre)
Mn I (Manganèse neutre)
Eu I (Europium neutre)
O2 (Molécule de dioxygène présente dans
l'atmosphère terrestre)
CH (molécule de méthylidyne)
II.
Longueur d'onde en nm
388,9 397,0 410,2 434,0
589,0 589,6
309,7 470,3 516,7 517,3
422,7 458, 2 526,2 527,0
393,4 396,8
821,5
389,9 404,6 423,4 425,1
452,9 459,3 489,1 491,9
527,0 532,8 536,7 536,9
545,6 561,6 822,0
403,6 403,1 402,1
535,2
686,7
430,5
Les étoiles génératrices des éléments chimiques
1. Réactions nucléaires :
Dans les étoiles, ce ne sont pas les réactions chimiques qui sont à
l’origine de l’énergie dégagée par l’étoile, mais des réactions de
« fusion nucléaire ».
Au cours d’une fusion nucléaire, deux noyaux atomiques entrent en
collision et produisent des produits différents des particules
originelles.
La réaction nucléaire ci-contre est modélisée par l’équation
suivante :
6
2
4
3 Li  1 H  2 2 He
Remarque : les réactions nucléaires s’accompagnent souvent d’une
émission d’énergie sous forme d’ondes appartenant au domaine des
rayons γ très énergétiques (qu’on ne notera pas dans l’équation de
la réaction nucléaire).
486,1 656,3
518,4
616,2 616,9 650,0
426,0 427,2 438,3
495,7 501,2 508,0
543,0 543,4 544,7;

Les éléments chimiques sont-ils conservés lors des réactions nucléaires ?

A partir de l’exemple donné, que remarquez-vous au sujet de la somme des numéros atomiques Z et de la
somme des nombre de masse A ?
2. Mécanisme de fusion de l’hydrogène dans une étoile :
« ...La phase de fusion (ou combustion) de l'hydrogène est la plus longue de la vie des étoiles. Si la masse stellaire est
comparable ou inférieure à celle du Soleil, la température centrale est inférieure à une vingtaine de millions de degrés.
Dans ces conditions, la fusion de deux noyaux d'hydrogène (ou protons) produit un noyau de Deutérium qui capture un
autre proton et forme un noyau d'Hélium 3 ... Finalement, deux noyaux d'Hélium 3 fusionnent en un noyau d'Hélium 4
...L'ensemble de ces réactions constitue la première des chaînes proton - proton ou chaîne p-p, la plus importante dans le
cas du Soleil ...».
Pour la science, janvier 2001
Hydrogène (ou proton) : 11 H (ou 11 p)
Electron :
0
1
e
Deutérium : 21 H
Hélium 3 : 23 He
Hélium 4 : 42 He
Positon : 01 e

Écrire la réaction de fusion de deux noyaux d'hydrogène en un noyau de deutérium et une particule que
l'on notera sous la forme AZ X .Comment s'appelle cette particule ?

Écrire la réaction de fusion d'un noyau de deutérium et d'un proton en un noyau d'hélium 3.

Écrire la réaction de fusion de deux noyaux d'hélium 3 en un noyau d'hélium 4. Cette fusion s'accompagne
de l'émission de deux autres noyaux identiques. Lesquels ?

Écrire la réaction bilan des trois réactions de fusion précédentes, qui, à partir de noyaux d'hydrogène,
permet d'obtenir un noyau d'hélium 4.
3. La nucléosynthèse stellaire :
La matière qui nous entoure et nous constitue est faite d’une centaine d’éléments chimiques que nous retrouvons
jusqu’aux confins de l’Univers. L’astrophysique nucléaire explique l’origine de ces éléments chimiques par la
nucléosynthèse, c’est-à-dire la synthèse des noyaux d’atomes dans différents sites astrophysiques comme les étoiles.
Les étoiles enchaînent des cycles de réactions nucléaires. La nucléosynthèse dans les étoiles permet ainsi d’expliquer
l’origine et l’abondance des éléments indispensables à la vie comme le carbone, l’oxygène, l’azote et le fer .
Compléter les équations des réactions nucléaires ci-dessous par la représentation complète du noyau de
l’atome manquant.
Durée du cycle de fusion pour une étoile en fonction de la masse M
de l’étoile
M < 0,3xMSoleil
M ≈ MSoleil
M > 25×MSoleil
Exemples de fusions
Fusion de l’hydrogène
4 H 
He  2 e
1
1
4
2
0
1
~800 milliards
d'années
10-12 milliards
d'années
7 millions d'années
Fusion de l’hélium :
2 24He48Be
He  Be C
4
2
8
4
12
6
S'arrête avant
d'atteindre ce stade
Fusion du carbone :
2 C  Ne  He
12
6
20
10
4
2
~200 millions
d'années
500 000 ans
S'arrête avant
d'atteindre ce stade
200 ans
Fusion du néon :
1 an
C  168O  24He
20
10
Fusion de l’oxygène :
5 mois
28
2 168O  14
Si  24He
Fusion du silicium :
28
2 14
Si 
~1 jour
Fe  24He
52
26
Les explosions d’étoiles, sous la forme de supernovae, diffusent les noyaux formés par la nucléosynthèse dans
l’espace et expliquent la formation des éléments chimiques les plus lourds comme l’or, le platine ou le plomb.
III.
Classification spectrale des étoiles ;
diagramme H,R
Luminosité
En classant les étoiles d'un même type spectral,
Ejnar Hertzsprung (1873/1967) découvre en 1905
qu'il existe une relation entre la luminosité et la
température des étoiles.
Le diagramme auquel il aboutit, perfectionné par
Russel en 1913, est connu sous le nom de
Diagramme de Hertzsprung-Russel ou Diagramme
HR, et joue encore de nos jours un rôle fondamental
en astrophysique stellaire pour déterminer
l’évolution d’une étoile.
Nébuleuses
planétaires
Naines blanches
O
B
A
F
G
K
M
Classe
Température
de surface
raies d'absorption
O
60 000 - 30 000
azote, carbone, hélium et oxygène
B
30 000 - 10 000 K hélium, hydrogène
A
10 000 - 7 500 K Hydrogène
F
7 500 - 6 000 K
métaux: fer, titane, calcium, strontium et magnésium
G
6 000 - 5 000 K
calcium, hélium, hydrogène et métaux (Fer)
K
5 000 - 3 500 K
métaux et oxyde de titane
M
3 500 - 2 000 K
métaux et oxyde de titane
A partir de l’étude menée, définir la classe spectrale du Soleil. En déduire sa place dans le diagramme HR.
IV.
Evolution du Soleil :
A partir du document ci-dessus, indiquer le chemin que suivra le Soleil dans le diagramme HR
Evolution d’une étoile peu massive (M < 8×MSoleil) : (http://fr.wikipedia.org)
Les étoiles se forment à partir de nuages interstellaires qui se contractent sous l'effet de la gravitation.
Lorsque l'étoile en formation est suffisamment dense, la pression qui règne au cœur déclenche les premières
réactions de fusion : on parle alors de proto-étoiles. Ces proto-étoiles naissent généralement dans des nuages
capables de former des centaines d'étoiles en même temps (voir par exemple la nébuleuse d'Orion).
http://hubblesite.org/gallery/album/pr2003030a/
http://hubblesite.org/gallery/album/pr2005012r/
La séquence principale est la région du diagramme de Hertzsprung-Russell où la majorité des étoiles résident.
Si la concentration d'étoiles y est si élevée, c'est parce que celles-ci y passent environ 90 % de leur vie en
évoluant très peu, transformant l'hydrogène de leur cœur en hélium. La dispersion des étoiles autour de la
séquence principale a plusieurs raisons. La composition chimique change légèrement la place de l'étoile sur le
diagramme : plus celle-ci est riche en métaux, plus elle est froide et moins elle est lumineuse. De plus, les
étoiles accroissent lentement leur luminosité et en température pendant leur phase sur la séquence
principale. D'autres facteurs comme la rotation, la présence de compagnons proches ou de champs
magnétiques peuvent également expliquer un placement un peu dispersé.
Dans la zone de température des étoiles de type G et F à des luminosités au-delà de 50 fois celle du soleil, il y
a quasi-absence d'étoiles. Un tel « trou » peut s'expliquer par l'instabilité de telles étoiles : les étoiles de
masses intermédiaires ou très massives, après la séquence principale, deviennent géantes rouges très
rapidement. Cette évolution est rapide et dure moins de 1 % de leur temps passé sur la séquence principale.
L'étoile gonfle et prend une teinte rouge : les couches externes de l'étoile se dilatent ce qui a pour
conséquence de diminuer la température de la chromosphère de 5500 K à 3700 K alors que leur luminosité ne
varie que très peu.
Il s'agit d'étoiles en fin de vie avec une fine couche d'hydrogène fusionne autour d'un noyau d'hélium. Au
cœur de la majorité des géantes rouges l'hélium fusionne pour donner du carbone et de l'oxygène. La fusion
de l'hélium est cependant beaucoup plus rapide que celle de l'hydrogène (qui a eu lieu pendant la séquence
principale) ; on parle de « flash de l’hélium » au moment où la fusion de l’hélium commence.
http://hubblesite.org/gallery/album/pr2001039a/
Lorsque la géante rouge arrive en fin de vie, ayant transformé ses réserves d'hélium et d'hydrogène son noyau
se contracte tandis que les couches périphériques sont expulsées sous la forme d'un vent stellaire. La
température de surface du noyau de l’étoile augmente jusqu’à 30000K : la nébuleuse planétaire apparait.
Cette nébuleuse est assez éphémère, il ne dure que quelque 10 000 années.
http://hubblesite.org/gallery/album/nebula/planetary/
Le noyau de l’étoile devient une naine blanche. Il s’agit d’étoiles très petites (de la taille de la Terre pour
certaines) et très chaudes en surface. C'est le stade ultime des étoiles de masse inférieure à 8 masses solaires.
Ces étoiles se refroidissent lentement pour devenir des naines noires, mais ce refroidissement prend plusieurs
dizaines de milliards d'années, de sorte qu'aucune naine noire n'a été observée à ce jour. Contrairement aux
autres étoiles, les naines blanches les plus lumineuses sont les moins massives, car le rayonnement d'une
naine blanche diminue avec sa masse.
http://hubblesite.org/gallery/album/star/white_dwarf/
Evolution des étoiles de très faible masse (inférieure à 0,5 fois la masse du Soleil) : pour des étoiles de masse
inférieure à la moitié de la masse du Soleil, également appelées naines froides, il n'y a pas de fusion
d'éléments plus lourds après la fusion de l'hydrogène. La durée de vie de ces étoiles sur la séquence principale
est supérieure à l'âge actuel de l'Univers (environ 14 milliards d'années). Les modèles d'évolution stellaire
prévoient que ces étoiles finissent en naines blanches d'hélium... mais il est encore trop tôt pour en observer.
Evolution des étoiles massives (supérieure à 8 fois la masse du Soleil) : À partir de la séquence principale, les
éléments de plus en plus massifs fusionnent au cœur de l'étoile. Les éléments moins massifs continuent de
fusionner en couches, enrichissant les couches plus profondes en produits de fusion. De forts vents stellaires
sont observés.
Lorsque le noyau de fer dépasse une certaine masse, il s'effondre sur lui-même. Le vide créé aspire la matière
de l'étoile qui rebondit et crée une onde de choc qui expulse violemment toutes les couches externes : c'est
une supernova. Le résidu du cœur de fer effondré forme une étoile à neutrons ou un trou noir selon sa masse.
http://hubblesite.org/gallery/album/star/supernova/pr2004009q/
http://hubblesite.org/gallery/album/star/supernova/pr1995011a/
http://hubblesite.org/gallery/album/star/supernova/pr2004029b/
C’est pas sorcier : les étoiles
http://www.youtube.com/watch?v=FbK-FPwSAFQ
C’est pas sorcier : le Soleil
http://www.youtube.com/watch?v=F2zOHTOQg_U
Vie et mort des étoiles – 44min
http://www.youtube.com/watch?v=RI8rLVDeP1Q
http://www.youtube.com/watch?v=fIFx21ZRLKU

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