Diapositive 1

1
La spectroscopie stellaire
2
Introduction
Lespace
Un thème attrayant de par son immense variété et
ses nombreux mystères qui, pour beaucoup, nont
pas encore été éclaircis, tandis que les autres
restent encore empreints de doute. Pour nos TPE,
nous avons donc choisi de quitter la Terre ferme
et découvrir lunivers.
Cependant, lespace est si vaste que nous avons
dû préciser nos recherches. Après avoir hésité
entre le fonctionnement dune lunette
astronomique, létude des satellites et lutilité
des robots dans les missions spatiales, nous nous
sommes mis daccord sur le sujet suivant la
spectroscopie stellaire.
3
Sommaire
Introduction
III Etoile
I Lumière
Evolution dune étoile
Présentation
Réactions thermonucléaires
Propagation rectiligne
Le corps noir
La voie lactée à différentes longueurs donde
Température dune étoile
II Spectroscopie
Classes détoiles Loi de Wien
Classes détoiles diagramme HR
Dispersion de la lumière lois de Descartes
Expérience de Newton
Types spectraux
Lois de Kirchoff
Composition chimique
Obtenir un spectre
Un exemple le Soleil
Absorption et émission principe
Vitesse Effet Doppler-Fiezau
Absorption et émission à léchelle atomique
Conclusion
4
Lumière
5
Presentation
Une longueur donde sexprime en nm. Elle est
notée ?
6
Propagation rectiligne
N
a
M
h
S
Source lumineuse
T
Main placée entre une source lumineuse et un écran
R
Ombre de la main
Expérience Lorsque la main est à mi distance
entre lécran et la source, les dimensions de
lombre sont doublées par rapport aux dimensions
de la main Lorsque la main est au quart de
distance depuis la source entre lécran et cette
source, les dimensions de lombre sont
multipliées par 4.
7
La voie lactee a differentes longueurs dondes
8
Spectroscopie
9
Dispersion de la lumiere Lois de Descartes
1ère loi Le rayon réfracté est dans le plan
dincidence.
2ème loi Lorsque la lumière passe de lair à un
milieu dindice n, on a sin i n sin r Lorsque
la lumière passe dun milieu dindice n à lair
on a n sin i sin r
sin i nB sin rB et sin i nR sin rR Doù nB
sin rB nR sin rR Et sin rB ? sin rR Donc nB
? nR
10
Experience de Newton
Prisme
Source de lumière blanche
condenseur
fente
Lentille convergente
écran
11
Lois de Kirchoff
Un gaz, un solide ou un liquide à pression
élevée, s'ils sont chauffés, émettent un
rayonnement continu qui contient toutes les
couleurs. Un gaz chaud, à basse pression, émet
un rayonnement uniquement pour certaines couleurs
bien spécifiques le spectre de ce gaz présente
des raies d'émission. Un gaz froid, à basse
pression, situé après une source de rayonnement
continu, en absorbe certaines couleurs,
produisant ainsi dans le spectre des raies
d'absorption.
12
Obtenir un spectre
13
Emission et absorption
14
Absorption et emission
Emission dun photon de grande énergie
Absorption dun photon par latome
État excité
Noyau
Niveau dénergie moyenne
Niveau dénergie minimale
Absorption dun photon par latome
Emission dun photon dénergie moyenne
15
Etoile
16
Nébuleuse
Géante rouge
Etoile
Protoétoile
Evolution Dune etoile
Super géante
Nébuleuse planétaire
Super nova
Nova
Naine blanche
Etoile à neutrons
Trou noir
Naine Noire
17
Reactions thermonucleaires
18
Le corps noir
Un corps noir désigne un objet idéal dont le
spectre électromagnétique ne dépend que de sa
température.
19
Temperature de letoile
20
Classes detoiles Loi de wien
Classe I Supergéantes les plus
lumineuses Classe II Supergéantes et géantes
lumineuses Classe III Géantes Classe IV
Sous-géantes Classe V Naines
21
classes detoiles Diagramme de Herzsprung russel
22
Types Spectraux
23
Composition Chimique
24
Un exemple Spectre du soleil
25
Vitesse Effet Doppler-fIZEAU
26
conclusion
Pour déterminer les principales caractéristiques
dune étoile, la spectroscopie savère être un
moyen très efficace. Grâce à elle, nous pouvons
connaître - La température par comparaison
avec les courbes obtenues en étudiant le spectre
démission dun corps noir à température connue
représentant la luminosité en fonction de la
longueur donde (Loi de Wien) - La composition
chimique par létude des raies dabsorption et
démission présentes dans le spectre de
létoile - La vitesse car les raies sont
décalées vers le rouge ou le bleu suivant que
létoile séloigne ou se rapproche de la Terre
(Effet Doppler-Fizeau) Cependant, la
spectroscopie ne peut sappliquer quaux objets
très lumineux, pour les autres, nous pouvons
utiliser une autre méthode la photométrie.
27
Bibliographie Sitographie

• Encyclopédie Encarta
• Site de la NASA
• Site intitulé  Fenêtre sur lunivers 
• Documents issus de linstitut dastrophysique de
  Paris