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I.Spectres dabsorption. Un spectre dabsorption est un spectre obtenu en analysant la lumière blanche qui a traversé une substance. 1)Spectre de raies dabsorption.

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1 I.Spectres dabsorption. Un spectre dabsorption est un spectre obtenu en analysant la lumière blanche qui a traversé une substance. 1)Spectre de raies dabsorption. LOI DE KIRCHHOFF : - Un gaz froid, à basse pression, sil est situé entre lobservateur et une source de rayonnement continu, absorbe certaines longueurs donde (ou couleurs), produisant ainsi des raies (ou bandes) sombres dans le spectres continu. Ces longueurs donde sont celles quil émettrait sil était chaud. - Un gaz, à basse pression et à basse température, traversé par une lumière blanche, donne un spectre dabsorption. 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 dun atome ou dun ion.

2 Cliquer pour faire apparaître le spectre démission de lhydrogène. Spectre dabsorption Spectre démission Spectre de latome dhydrogène

3 2)Spectre de bandes dabsorption. On analyse à laide dun spectroscope la lumière transmise à travers différentes solutions colorées. Spectre dabsorption de la solution jaune : vert– jaune – orange –rouge : bande noire qui va du bleu au violet. Remarque : Filtre jaune ou solution jaune

4 Spectre dabsorption de la solution bleue : Filtre cyan ou solution bleu clair Remarque : violet – bleu – vert – jaune : bande noire qui va de lorange au rouge.

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

6 II.Application à lAstrophysique. La surface chaude des étoiles émet une lumière dont le spectre est continu. Certaines radiations de cette lumière blanche traversant latmosphère de létoile sont absorbées par des atomes qui y sont présents. On obtient le spectre dabsorption de létoile. - La couleur de létoile permet de déterminer sa température de surface. - Le but de lexercice est de déterminer les longueurs donde de certaines raies dabsorption 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 donde de plusieurs milliers de ces raies et montre quelles coïncident avec celles émises par diverses entités chimiques : hydrogène, calcium, cuivre, fer, zinc, …Il publie, en 1861, le premier atlas du système Solaire. » 1)Introduction

7 2)Document. Le document fourni, représente : - En noir et blanc, un extrait du spectre visible du Soleil. Les principales raies dabsorption (repérées par un numéro) sont représentées par un trait noir. - Un extrait du spectre de raies de largon obtenu avec le même spectroscope. Ces raies servent de référence de longueur donde. - 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 donde correspondantes.

8 2)Exploitation du document. a)Étude du spectre de largon. Mesurer la distance L, en mm, entre la raie démission de 390 nm et les autres raies démission et remplir le tableau suivant. Compléter le tableau suivant : Longueur donde en nm 390 Distance L en mm , , , , ,5 b)Étude du spectre du Soleil. Mesurer les distances L, en mm, entre la raie démission de 390 nm et les différentes raies dabsorption du spectre du Soleil. Remplir la ligne correspondante du tableau de la page suivante :

9 Tableau 2 : numéro Distance L en mm numéro Distance L en mm 3 6, , , ,5151,5 158,5 163

10 Questions Que représentent les raies noires dans le spectre du Soleil de Fraunhofer ? Quel est lintérêt des travaux de Fraunhofer et de Kirchhoff ? À quoi sert le spectre de largon ? Expliquer la différence de nature qui existe entre les deux spectres. Tracer sur papier millimétré, le graphique donnant la longueur donde en fonction de L pour les raies démission de largon. 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 dabsorption lélément chimique présent dans latmosphère 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 ? Latmosphère du Soleil contient des éléments chimiques. La partie haute de latmosphère absorbe une partie de la lumière émise dans la partie basse. Il en résulte des raies dabsorption dans le spectre continu. Ce sont les raies dabsorption des éléments chimiques présents dans latmosphère du Soleil. Si le Soleil ne comportait pas datmosphère, le spectre de la lumière émise serait continu. Lexistence des raies dabsorption est due à la présence dune atmosphère autour du Soleil, appelée chromosphère. Le gaz présent est principalement de lhydrogène. On trouve aussi des ions He +, Ca 2+, Fe 2+, …

12 Réponses Quel est lintérêt des travaux de Fraunhofer et de Kirchhoff ? Les travaux de Fraunhofer et Kirchhoff ont permis de connaître la composition de latmosphère du Soleil. Un spectre démission ou dabsorption est caractéristique des atomes ou des ions. Un spectre de raies démission ou dabsorption permet didentifier une entité chimique (atome ou ion). Cest sa carte didentité, sa signature.

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

14 Réponses Expliquer la différence de nature qui existe entre les deux spectres. Le spectre de largon est un spectre de raies démission. Le spectre de la chromosphère est un spectre de raies dabsorption.

15 Réponses Graphique donnant la longueur donde en fonction de L pour les raies démission de largon : = f (L). Tableau de valeurs : Longueur donde en nm Distance L en mm 014,543,56788,5142,5172,5 Choix des échelles : une étude rapide permet de choisir les échelles suivantes : échelle des abscisses : 1 cm 1 cm échelle des ordonnées : 1 cm 10 nm Remarque : En abscisse, on met la grandeur L En ordonnée, on met la grandeur λ. On peut partir de la valeur λ = 390 nm

16 Tracé du graphique : = 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 lensembles 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 quen dessous de la droite tracée On dit que l on trace la droite moyenne.

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

19 = f(L) Droite moyenne Relation entre et L : Les deux grandeurs ne sont pas proportionnelles. Léquation de la droite est du type : = a.L. + b a est le coefficient de proportionnalité. a sexprime le plus souvent avec une unité. a est le coefficient directeur de la droite tracée b est lordonnée à lorigine : b = 390 nm Détermination de la valeur de a : Pour une variation de la distance Δ L, on détermine la variation correspondante Δλ.

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

21 Numéro Distance L en mm36, ,55385 Longueur donde λ en mm Numéro Distance L en mm106, ,5151,5158,5163 Longueur donde λ en mm 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) (nm) Compléter la dernière ligne du tableau 2.

22 Élément chimique Longueurs donde λ en nm de certaines raies caractéristiques H556,3 Na589,0589,6 Mg470,3 Ca458,2 Fe489,1539,7 Ti469,1 Mn403,6 Ni508,0 À partir des données figurant dans le tableau ci-dessous, associer à chaque raie dabsorption lélément chimique présent dans latmosphère du Soleil. 410,3434,2484,1 516,7 396,8422,7526,2 438,3 491,9495,7532,8537,1 466,8 498,2 527,0

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

24 Fin


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