Spectres d’absorption.

1. Spectres d’absorption. Un spectre d’absorption est un spectre obtenu en analysant la lumière blanche qui a traversé une substance. • Spectre de raies d’absorption. LOI DE KIRCHHOFF : -  Un gaz froid, à basse pression, s’il est situé entre l’observateur et une source de rayonnement continu, absorbe certaines longueurs d’onde (ou ‘’couleurs’’), produisant ainsi des raies (ou bandes) sombres dans le spectres continu. Ces longueurs d’onde sont celles qu’il émettrait s’il était chaud. - Un gaz, à basse pression et à basse température, traversé par une lumière blanche, donne un spectre d’absorption. Ce spectre est constitué de raies noires se détachant sur le fond coloré du spectre de la lumière blanche. Ce spectre est caractéristique de la nature chimique d’un atome ou d’un ion.

2. Spectre de l’atome d’hydrogène Spectre d’absorption Spectre d’émission Cliquer pour faire apparaître le spectre d’émission de l’hydrogène.

3. Spectre de bandes d’absorption. • On analyse à l’aide d’un spectroscope la lumière transmise à travers différentes solutions colorées. Spectre d’absorption de la solution jaune : Remarque : vert–  jaune – orange –rouge : bande noire qui va du bleu au violet. Filtre jaune ou solution jaune

4. Spectre d’absorption de la solution bleue : Remarque : Filtre cyan ou solution bleu clair violet – bleu – vert – jaune : bande noire qui va de l’orange au rouge.

5. Spectre d’absorption de la solution magenta : Remarque : Filtre magenta ou solution violette violet – vert – jaune - orange  - rouge : bande noire qui va du bleu au vert

6. Application à l’Astrophysique. • Introduction La surface chaude des étoiles émet une lumière dont le spectre est continu. Certaines radiations de cette lumière blanche traversant l’atmosphère de l’étoile sont absorbées par des atomes qui y sont présents. On obtient le spectre d’absorption de l’étoile. -   La couleur de l’étoile permet de déterminer sa température de surface. -   Le but de l’exercice est de déterminer les longueurs d’onde de certaines raies d’absorption dans une partie du spectre du Soleil. -   On va identifier certaines entités chimiques présentes dans la chromosphère, enveloppe gazeuse qui entoure le Soleil. -  « Dès 1814, le physicien allemand Fraunhofer remarque la présence de raies noires dans le spectre du Soleil Kirchhoff mesure la longueur d’onde de plusieurs milliers de ces raies et montre qu’elles coïncident avec celles émises par diverses entités chimiques : hydrogène, calcium, cuivre, fer, zinc, …Il publie, en 1861, le premier atlas du système Solaire. »

7. Document. Le document fourni, représente :  - En noir et blanc, un extrait du spectre visible du Soleil. Les principales raies d’absorption (repérées par un numéro) sont représentées par un trait noir. - Un extrait du spectre de raies de l’argon obtenu avec le même spectroscope. Ces raies servent de référence de longueur d’onde. - Les deux spectres ont été obtenus avec le même spectroscope à réseau. Dans ce cas, la distance entre deux raies, mesurée sur le spectre, est proportionnelle à la différence entre les longueurs d’onde correspondantes.

8. Exploitation du document. • Étude du spectre de l’argon. • Mesurer la distance L, en mm, entre la raie d’émission de 390 nm et les autres raies d’émission et remplir le tableau suivant. Compléter le tableau suivant : 404 430 451 470 519 545 14,5 43,5 67 88,5 142,5 172,5 • Étude du spectre du Soleil. • Mesurer les distances L, en mm, entre la raie d’émission de 390 nm et les différentes raies d’absorption du spectre du Soleil. Remplir la ligne correspondante du tableau de la page suivante :

9. Tableau 2 : 53 6,5 35 85 3 48,5 22 106,5 120 113 158,5 163 117 140,5 151,5

10. Questions Que représentent les raies noires dans le spectre du Soleil de Fraunhofer ? Quel est l’intérêt des travaux de Fraunhofer et de Kirchhoff ? À quoi sert le spectre de l’argon ? Expliquer la différence de nature qui existe entre les deux spectres. Tracer sur papier millimétré, le graphique donnant la longueur d’onde len fonction de L pour les raies d’émission de l’argon. En déduire une relation simple entre ces deux grandeurs. Compléter la dernière ligne du tableau 2. À partir des données figurant dans le tableau ci-dessous, associer à chaque raie d’absorption l’élément chimique présent dans l’atmosphère du Soleil. Cliquer sur les carrés rouges ou bleus pour afficher la réponse Exploitation avec Excel

11. Réponses Que représentent les raies noires dans le spectre du Soleil de Fraunhofer ? • L’atmosphère du Soleil contient des éléments chimiques. La partie haute de l’atmosphère absorbe une partie de la lumière émise dans la partie basse. Il en résulte des raies d’absorption dans le spectre continu. Ce sont les raies d’absorption des éléments chimiques présents dans l’atmosphère du Soleil. • Si le Soleil ne comportait pas d’atmosphère, le spectre de la lumière émise serait continu. L’existence des raies d’absorption est due à la présence d’une atmosphère autour du Soleil, appelée chromosphère. • Le gaz présent est principalement de l’hydrogène. On trouve aussi des ions He+, Ca2+, Fe2+, …

12. Réponses Quel est l’intérêt des travaux de Fraunhofer et de Kirchhoff ? • Les travaux de Fraunhofer et Kirchhoff ont permis de connaître la composition de l’atmosphère du Soleil. • Un spectre d’émission ou d’absorption est caractéristique des atomes ou des ions. • Un spectre de raies d’émission ou d’absorption permet d’identifier une entité chimique (atome ou ion). C’est sa carte d’identité, sa signature.

13. Réponses À quoi sert le spectre de l’argon ? • Le spectre de l’argon sert de référence. Il permet de connaître la relation l = f(L).

14. Réponses Expliquer la différence de nature qui existe entre les deux spectres. • Le spectre de l’argon est un spectre de raies d’émission. Le spectre de la chromosphère est un spectre de raies d’absorption.

15. Réponses Graphique donnant la longueur d’onde len fonction de L pour les raies d’émission de l’argon : l = f (L). Tableau de valeurs : Remarque : En abscisse, on met la grandeur L En ordonnée, on met la grandeur λ. On peut partir de la valeur λ= 390 nm Choix des échelles : une étude rapide permet de choisir les échelles suivantes : échelle des abscisses : 1 cm  1cm échelle des ordonnées : 1 cm  10nm

16. Tracé du graphique : l = f(L). λ= f (L)

17. Le but est de trouver la relation qui lie les deux grandeurs physiques étudiées. • Comme les points semblent alignés, on représente l’ensembles des points par une droite. • Cette droite passe par le maximum de points expérimentaux • Les écarts entre les points et la droite sont les plus petits possibles • Il doit rester autant de points au-dessus qu’en dessous de la droite tracée On dit que l’on trace la droite moyenne.

18. Tracé du graphique : l = f(L). l = f(L) Droite moyenne

19. Relation entre  et L : Les deux grandeurs ne sont pas proportionnelles. • L’équation de la droite est du type :  = a.L. + b • aest le coefficient de proportionnalité. • a s’exprime le plus souvent avec une unité. • a est le coefficient directeur de la droite tracée • b est l’ordonnée à l’origine : b= 390 nm l = f(L) Droite moyenne Détermination de la valeur de a : Pour une variation de la distance ΔL, on détermine la variation correspondante Δλ.

20. Relation entre  et L : (Suite)  (nm) ≈ 0,9021x L (mm) + 390 (nm) l = f(L) Droite moyenne Δλ ≈ 106 nm ΔL ≈ 117,5 mm

21. Compléter la dernière ligne du tableau 2. Pour connaître la valeur de la longueur d'onde de la radiation λ en nm, on utilise la relation :  (nm) ≈ 0,9021 x L (mm) + 390 (nm)

22. À partir des données figurant dans le tableau ci-dessous, associer à chaque raie d’absorption l’élément chimique présent dans l’atmosphère du Soleil. 410,3 434,2 484,1 516,7 396,8 422,7 526,2 527,0 438,3 491,9 495,7 532,8 537,1 498,2 466,8

23. Récapitulatif : réalisé avec Excel λ (nm) ≈ 0,8975 L (mm) + 390,66 (nm) λ 0 ≈ 390,66 nm

24. Fin