Astronomie

Ligne manquante dans le spectre solaire

Ligne manquante dans le spectre solaire

Se référant à cette réponse à Quelle est la raison d'être des fausses couleurs dans les photographies d'observation solaire ? qui comprend le tableau des lignes Fraunhofer de Wikipédia :

Dans le tableau des longueurs d'onde, il y a une raie Hg désignée par e de 546,07 nm qui n'apparaît PAS dans l'image du spectre de Fraunhofer, une explication ? De plus, il y a environ une douzaine de raies dans le spectre qui ne sont pas tabulées ni identifiées du tout.


L'image est un faux et n'est pas une image réelle du spectre solaire. Vous pouvez facilement le voir car les "lignes Fraunhofer" noires s'étendent au-delà du spectre et H alpha devrait avoir une largeur appréciable.

Le tableau est massivement incomplet. Il ne répertorie qu'une infime fraction (les plus fortes) des raies d'absorption dans le spectre solaire. Il y en a des milliers d'autres.

Je suppose que celui qui s'est moqué du spectre n'a pas utilisé cette table.

Un spectre solaire réel est montré ci-dessous. Les lignes de Fraunhofer ne sont pas du tout faciles à voir dans un spectre qui a une résolution suffisamment faible pour inclure le tout dans une seule image linéaire. Toutes les raies dues au mercure seront faibles car le mercure n'est pas un élément abondant dans la photosphère solaire.

Une meilleure vue est offerte par un échellogramme pris à une résolution plus élevée. Cela commence à démontrer combien il y a de raies dans le spectre solaire.


Que sont les lignes Fraunhofer ?

Les raies de Fraunhofer sont l'une des raies d'absorption sombres du spectre des étoiles (comme le Soleil), qui sont causées par l'absorption sélective du rayonnement d'une étoile à des longueurs d'onde spécifiques par divers éléments gazeux présents dans l'atmosphère.

Observé pour la première fois par un physicien anglais William Hyde Wollaston en 1802, mais porte le nom d'un physicien allemand Joseph von Fraunhofer. Depuis 1814, Fraunhofer a tracé plus de 500 lignes de Fraunhofer et attribué les plus brillantes par les lettres A à G, qui sont encore utilisées aujourd'hui.

Au moment d'écrire ces lignes, 25 000 raies de Fraunhofer sont connues pour exister dans notre spectre du système solaire.

Il existe trois types de spectres que vous devez connaître.

Continu – Toutes les couleurs, c'est-à-dire les longueurs d'onde, du spectre visible sans rien manquer. Ce que l'on voit lorsque la lumière blanche est dispersée par un prisme.

Image via : NASA

Émission – Lorsque les atomes sont excités, ils émettent de la lumière. Différents éléments produisent de la lumière avec des longueurs d'onde bien définies, c'est-à-dire des couleurs bien définies. Les lampes à sodium sont jaunes car le sodium émet beaucoup de lumière jaune. Les néons sont rouges car les atomes de néon émettent beaucoup de lumière rouge et orange. Mercure émet beaucoup de lumière bleue et verte. Considérez-le comme une empreinte digitale ou un code-barres. Si nous pouvons mesurer la longueur d'onde de la lumière émise par une substance, nous pouvons l'identifier. Voici la partie visible du spectre d'émission de l'hydrogène.

Image via : NASA

Absorption – Si la lumière blanche, contenant toutes les couleurs, traverse un gaz, alors lorsqu'elle ressort, certaines des couleurs manquent. C'est parce que les atomes du gaz absorbent la lumière avec des longueurs d'onde bien définies, en fait exactement les mêmes longueurs d'onde que les mêmes atomes émettraient s'ils étaient excités. Ce que nous voyons est un spectre continu avec des lignes noires dessus. Voici un spectre d'absorption pour l'hydrogène. Remarquez les couleurs qui manquent.

Image via : NASA

Si nous faisons passer la lumière du soleil à travers un prisme, nous voyons le spectre visible auquel nous nous attendons mais aussi de nombreuses lignes noires. On l'appelle le spectre de Fraunhofer d'après l'une des premières personnes à l'étudier. Ci-dessous, un timbre allemand représentant le dessin original de Fraunhofer.

Il s'agit bien entendu d'un spectre d'absorption. Les lignes noires, plus de 600 d'entre elles, sont dues à l'absorption de longueurs d'onde particulières de la lumière par des éléments chimiques dans les couches externes du Soleil. Cela signifie que si nous mesurons la longueur d'onde de ces lignes noires, nous pouvons identifier quels éléments se trouvent réellement dans le Soleil. Leur intensité relative nous indique également combien de ces éléments sont présents et nous pouvons donc nous faire une assez bonne image de la composition du Soleil.

Un ensemble de lignes, dont une forte ligne jaune, ne correspondait à aucun élément connu. En 1870, Lockyer suggéra qu'ils correspondaient à un nouvel élément qu'il nomma Hélium d'après le dieu grec du Soleil Hélios. 25 ans plus tard, l'hélium a été découvert sur Terre.


3 réflexions sur & ldquo Le spectre d'absorption du soleil & rdquo

Je serais intéressé de comparer le spectre de notre Soleil avec celui d'autres étoiles. Nous parlons beaucoup de la composition de notre Soleil, mais toutes les étoiles sont-elles identiques ? Qu'est-ce qui diffère entre les étoiles ? Les gaz mentionnés (hydrogène, oxygène, carbone, azote, silicium, magnésium, fer, néon et soufre) sont-ils des ingrédients typiques des étoiles ?

Salut de ta niveleuse ! Fait amusant, l'hélium a été découvert pour la première fois dans le soleil !

essai La grammaire et la ponctuation ne sont pas importantes sur une option multiple. C'est peut-être écrit comme argument ou prise de conscience ou pour faire entendre votre voix. Pendant que vous y êtes, distinguez ils sont, là et leurs.


5.5 Formation de raies spectrales

Nous pouvons utiliser le modèle de l'atome de Bohr pour comprendre comment se forment les raies spectrales. Le concept de niveaux d'énergie pour les orbites des électrons dans un atome conduit naturellement à expliquer pourquoi les atomes n'absorbent ou n'émettent que des énergies ou des longueurs d'onde de lumière spécifiques.

Le spectre de l'hydrogène

Regardons l'atome d'hydrogène du point de vue du modèle de Bohr. Supposons qu'un faisceau de lumière blanche (qui se compose de photons de toutes les longueurs d'onde visibles) brille à travers un gaz d'hydrogène atomique. Un photon de longueur d'onde 656 nanomètres a juste la bonne énergie pour élever un électron dans un atome d'hydrogène de la deuxième à la troisième orbite. Ainsi, comme tous les photons de différentes énergies (ou longueurs d'onde ou couleurs) passent par les atomes d'hydrogène, les photons avec cette longueur d'onde particulière peut être absorbée par les atomes dont les électrons sont en orbite au deuxième niveau. Lorsqu'ils seront absorbés, les électrons du deuxième niveau passeront au troisième niveau et un certain nombre de photons de cette longueur d'onde et de cette énergie seront absents du flux général de lumière blanche.

D'autres photons auront les bonnes énergies pour faire passer les électrons de la deuxième à la quatrième orbite, ou de la première à la cinquième orbite, et ainsi de suite. Seuls les photons avec ces énergies exactes peuvent être absorbés. Tous les autres photons traverseront les atomes sans être touchés. Ainsi, les atomes d'hydrogène n'absorbent la lumière qu'à certaines longueurs d'onde et produisent des lignes sombres à ces longueurs d'onde dans le spectre que nous voyons.

Supposons que nous ayons un conteneur d'hydrogène gazeux à travers lequel passe toute une série de photons, permettant à de nombreux électrons de se déplacer vers des niveaux plus élevés. Lorsque nous éteignons la source lumineuse, ces électrons "retombent" des orbites les plus grandes vers les plus petites et émettent des photons de lumière, mais, encore une fois, uniquement la lumière des énergies ou des longueurs d'onde qui correspondent à la différence d'énergie entre les orbites autorisées. Les changements d'orbite des électrons d'hydrogène qui donnent lieu à certaines raies spectrales sont illustrés à la figure 5.19.

Des images similaires peuvent être dessinées pour des atomes autres que l'hydrogène. Cependant, parce que ces autres atomes ont généralement plus d'un électron chacun, les orbites de leurs électrons sont beaucoup plus compliquées, et les spectres sont également plus complexes. Pour nos besoins, la conclusion clé est la suivante : chaque type d'atome a son propre modèle unique d'orbites d'électrons, et il n'y a pas deux ensembles d'orbites exactement identiques. Cela signifie que chaque type d'atome présente son propre ensemble unique de raies spectrales, produites par des électrons se déplaçant entre son ensemble unique d'orbites.

Les astronomes et les physiciens ont travaillé dur pour apprendre les lignes qui vont avec chaque élément en étudiant la façon dont les atomes absorbent et émettent de la lumière dans des laboratoires ici sur Terre. Ensuite, ils peuvent utiliser ces connaissances pour identifier les éléments des corps célestes. De cette façon, nous connaissons maintenant la composition chimique non pas de n'importe quelle étoile, mais même de galaxies d'étoiles si éloignées que leur lumière a commencé à nous parvenir bien avant même que la Terre ne se soit formée.

Niveaux d'énergie et excitation

Le modèle de Bohr de l'atome d'hydrogène a été un grand pas en avant dans notre compréhension de l'atome. Cependant, nous savons aujourd'hui que les atomes ne peuvent pas être représentés par une image aussi simple. Par exemple, le concept d'orbites électroniques bien définies n'est pas vraiment correct cependant, au niveau de ce cours d'introduction, la notion que seules certaines énergies discrètes sont admissibles pour un atome est très utile. Les niveaux d'énergie dont nous avons discuté peuvent être considérés comme représentant certaines distances moyennes des orbites possibles de l'électron par rapport au noyau atomique.

Ordinairement, un atome est dans l'état d'énergie la plus basse possible, son état fondamental. Dans le modèle de Bohr de l'atome d'hydrogène, l'état fondamental correspond à l'électron se trouvant sur l'orbite la plus interne. Un atome peut absorber de l'énergie, ce qui l'élève à un niveau d'énergie plus élevé (correspondant, dans la simple image de Bohr, au mouvement d'un électron vers une orbite plus grande) - c'est ce qu'on appelle l'excitation . On dit alors que l'atome est dans un état excité. Généralement, un atome ne reste excité que très peu de temps. Après un court intervalle, typiquement un cent millionième de seconde environ, il retombe spontanément dans son état fondamental, avec l'émission simultanée de lumière. L'atome peut revenir à son état le plus bas en un seul saut, ou il peut effectuer la transition par étapes de deux ou plusieurs sauts, s'arrêtant à des niveaux intermédiaires en descendant. A chaque saut, il émet un photon de la longueur d'onde qui correspond à la différence d'énergie entre les niveaux au début et à la fin de ce saut.

Un diagramme de niveau d'énergie pour un atome d'hydrogène et plusieurs transitions atomiques possibles sont illustrés à la figure 5.20. Lorsque nous mesurons les énergies impliquées lorsque l'atome saute d'un niveau à l'autre, nous constatons que les transitions vers ou depuis l'état fondamental, appelées Série Lyman de raies, se traduisent par l'émission ou l'absorption de photons ultraviolets. Mais les transitions vers ou depuis le premier état excité (noté n = 2 dans la partie (a) de la figure 5.20), appelée série de Balmer, produisent une émission ou une absorption dans la lumière visible. En fait, c'est pour expliquer cette série de Balmer que Bohr a suggéré le premier son modèle de l'atome.

Les atomes qui ont absorbé des photons spécifiques d'un faisceau passant de lumière blanche et qui sont ainsi devenus excités se désexcitent généralement et émettent à nouveau cette lumière en très peu de temps. Vous pourriez alors vous demander pourquoi foncé des raies spectrales sont jamais produites. En d'autres termes, pourquoi cette lumière réémise ne "remplit-elle" pas rapidement les raies d'absorption les plus sombres ?

Imaginez un faisceau de lumière blanche venant vers vous à travers un gaz plus froid. Une partie de la lumière réémise est effectivement renvoyé au faisceau de lumière blanche que vous voyez, mais cela ne remplit les raies d'absorption que dans une faible mesure. La raison en est que les atomes du gaz réémettent de la lumière dans tous les sens, et seule une petite fraction de la lumière réémise est dans la direction du faisceau d'origine (vers vous). Dans une étoile, une grande partie de la lumière réémise va en fait dans des directions remontant dans l'étoile, ce qui ne sert à rien aux observateurs extérieurs à l'étoile.

La figure 5.21 résume les différents types de spectres dont nous avons parlé. Une ampoule à incandescence produit un spectre continu. Lorsque ce spectre continu est visualisé à travers un nuage de gaz plus fin, un spectre de raies d'absorption peut être vu superposé au spectre continu. Si nous ne regardons qu'un nuage d'atomes de gaz excités (sans source continue visible derrière lui), nous voyons que les atomes excités émettent un spectre de raies d'émission.

Les atomes d'un gaz chaud se déplacent à grande vitesse et entrent continuellement en collision les uns avec les autres et avec les électrons libres. Ils peuvent être excités (électrons se déplaçant vers un niveau supérieur) et désexcités (électrons se déplaçant vers un niveau inférieur) par ces collisions ainsi qu'en absorbant et en émettant de la lumière. La vitesse des atomes dans un gaz dépend de la température. Lorsque la température est plus élevée, la vitesse et l'énergie des collisions le sont aussi. Par conséquent, plus le gaz est chaud, plus il est probable que les électrons occupent les orbites les plus externes, qui correspondent aux niveaux d'énergie les plus élevés. Cela signifie que le niveau où les électrons démarrer leurs sauts vers le haut dans un gaz peuvent servir d'indicateur de la chaleur de ce gaz. De cette façon, les raies d'absorption dans un spectre donnent aux astronomes des informations sur la température des régions d'où proviennent les raies.

Lien vers l'apprentissage

Utilisez cette simulation pour jouer avec un atome d'hydrogène et voyez ce qui se passe lorsque les électrons se déplacent vers des niveaux plus élevés, puis émettent des photons lorsqu'ils passent à un niveau inférieur.

Ionisation

Nous avons décrit comment certaines quantités discrètes d'énergie peuvent être absorbées par un atome, l'élevant à un état excité et déplaçant l'un de ses électrons plus loin de son noyau. Si suffisamment d'énergie est absorbée, l'électron peut être complètement retiré de l'atome, c'est ce qu'on appelle l'ionisation . L'atome est alors dit ionisé. La quantité minimale d'énergie requise pour retirer un électron d'un atome dans son état fondamental est appelée son énergie d'ionisation.

Des quantités d'énergie encore plus importantes doivent être absorbées par l'atome maintenant ionisé (appelé ion ) pour éliminer un électron supplémentaire plus profondément dans la structure de l'atome. Des énergies successivement plus importantes sont nécessaires pour éliminer les troisième, quatrième, cinquième — et ainsi de suite — électrons de l'atome. Si suffisamment d'énergie est disponible, un atome peut devenir complètement ionisé, perdant tous ses électrons. Un atome d'hydrogène, n'ayant qu'un électron à perdre, ne peut être ionisé qu'une seule fois, un atome d'hélium peut être ionisé deux fois et un atome d'oxygène jusqu'à huit fois. Lorsque nous examinons les régions du cosmos où il y a beaucoup de rayonnement énergétique, comme les quartiers où de jeunes étoiles chaudes se sont récemment formées, nous voyons beaucoup d'ionisation se produire.

Un atome qui est devenu ionisé positivement a perdu une charge négative - l'électron manquant - et se retrouve donc avec une charge positive nette. Il exerce donc une forte attraction sur tout électron libre. Finalement, un ou plusieurs électrons seront capturés et l'atome redeviendra neutre (ou ionisé à un degré de moins). Au cours du processus de capture d'électrons, l'atome émet un ou plusieurs photons. Les photons émis dépendent du fait que l'électron est capturé en une fois jusqu'au niveau d'énergie le plus bas de l'atome ou s'il s'arrête à un ou plusieurs niveaux intermédiaires sur son chemin vers le niveau disponible le plus bas.

Tout comme l'excitation d'un atome peut résulter d'une collision avec un autre atome, ion ou électron (les collisions avec des électrons sont généralement les plus importantes), l'ionisation peut également l'être. La vitesse à laquelle de telles ionisations collisionnelles se produisent dépend de la vitesse des atomes et donc de la température du gaz - plus le gaz est chaud, plus ses atomes seront ionisés.

La vitesse à laquelle les ions et les électrons se recombinent dépend également de leurs vitesses relatives, c'est-à-dire de la température. De plus, cela dépend de la densité du gaz : plus la densité est élevée, plus les chances de recapture sont grandes, car les différents types de particules sont plus proches les uns des autres. A partir de la connaissance de la température et de la densité d'un gaz, il est possible de calculer la fraction d'atomes qui ont été ionisés une fois, deux fois, etc. Dans le Soleil, par exemple, nous constatons que la plupart des atomes d'hydrogène et d'hélium dans son atmosphère sont neutres, alors que la plupart des atomes de calcium, ainsi que de nombreux autres atomes plus lourds, sont ionisés une seule fois.

Les niveaux d'énergie d'un atome ionisé sont entièrement différents de ceux du même atome lorsqu'il est neutre. Chaque fois qu'un électron est retiré de l'atome, les niveaux d'énergie de l'ion, et donc les longueurs d'onde des raies spectrales qu'il peut produire, changent. Cela aide les astronomes à différencier les ions d'un élément donné. L'hydrogène ionisé, n'ayant pas d'électron, ne peut produire aucune raie d'absorption.


Toutes les couleurs de l'arc-en-ciel du Soleil : pourquoi en manque-t-il autant ?

Ce que vous voyez ici est la gamme complète de la puissance lumineuse visible de notre Soleil. Il vous montre clairement comment le Soleil émet presque toutes les couleurs, mais comment la sortie de certaines couleurs, comme le jaune et le vert, est plus lumineuse que d'autres. Peut-être plus intéressant encore, les lignes noires illustrent les portions du spectre de la lumière visible qui sont ne pas émis par le Soleil et à ce jour, nous ne savons toujours pas pourquoi certaines parties du spectre solaire visible sont absentes.

L'image ci-dessus (voir la version pleine résolution), appelée spectre d'absorption du Soleil, a été observée par le spectromètre à transformée de Fourier de l'Observatoire solaire national de Kitt Peak, près de Tucson, en Arizona. Les données, qui sont essentiellement recueillies en faisant briller la lumière du soleil à travers un prisme très précis, ont été compilées dans un Atlas du flux solaire. L'Atlas a enregistré l'intégralité de la lumière émise par le Soleil de 296 nm à 1 300 nm, mais pour le spectre d'absorption ci-dessus, cette plage a été réduite à la plage de lumière visible de 400 nm (violet) à 700 nm (rouge). Dans l'image ci-dessus, chacune des 50 lignes représente 60 angströms, ou 6 nm.

Les lignes noires dans le spectre du Soleil sont causées par des gaz sur ou au-dessus de la surface du Soleil qui absorbent une partie de la lumière émise. Chaque gaz (tel que l'hélium, l'hydrogène, l'oxygène, etc.) a un ensemble très spécifique de fréquences qu'il absorbe. Si vous faites passer de la lumière à travers un gaz, puis un prisme, et enregistrez le spectre d'absorption, vous pouvez dire avec certitude ce que ce gaz est un outil précieux en chimie appelé spectroscopie d'absorption. Le rover Curiosity de la NASA utilise des spectromètres (mais pas des spectromètres d'absorption) pour déterminer quels gaz et composés sont présents sur Mars.

Lignes de Fraunhofer, sur le spectre d'absorption du Soleil. Les lettres correspondent à divers éléments (tels que l'hélium, le sodium) qui provoquent les raies.

Pour la plupart, nous savons exactement quels gaz provoquent chacune des raies noires - appelées raies de Fraunhofer, d'après Joseph von Fraunhofer qui les a découverts en 1814 - dans le spectre d'absorption du Soleil. Certaines lignées restent cependant mystérieusement non identifiées. Ce n'est probablement pas le cas que ces lignes soient produites par des éléments étranges et merveilleux qui n'existent pas sur Terre, mais c'est une possibilité.


Société d'astronomie de Flamsteed

Pour notre première conférence de la saison 2012/13, les Flamsteed ont été ravis d'accueillir le Dr Radmila Topalovic du Royal Observatory Greenwich. Bien que Radmila ne nous ait jamais donné de cours auparavant, elle était bien connue de nombreux membres de Flamsteed, à la fois par son travail au ROG et en tant que tuteur du cours d'astronomie du GCSE.

Le style énergique et enthousiaste de Radmila nous a tous gardés complètement accrochés tout au long d'une conférence de grande envergure sur l'importance de la spectroscopie en astronomie et comment elle nous a aidés dans notre compréhension de la nature de l'Univers.

Radmila a commencé la conférence en disant que les spectres atomiques pouvaient être considérés comme l'« empreinte digitale » d'un élément. Il est possible de dire de nombreuses propriétés différentes des objets en regardant cette empreinte digitale.

Nous avons ensuite fait une visite éclair de l'histoire de l'Univers, avec de l'hydrogène, de l'hélium, du lithium et du béryllium créés quelques minutes après le Big Bang et des étoiles produisant tous les éléments les plus lourds du tableau périodique, soit par fusion atomique au cours de leur durée de vie de la séquence principale (pour les éléments jusqu'au Fer) ou via des explosions de supernovae d'étoiles massives (pour les éléments plus lourds que le Fer).

La nature de la lumière a ensuite été expliquée, avec différents types de lumière formant l'ensemble du spectre électromagnétique, des rayons gamma à très courtes longueurs d'onde aux micro-ondes et aux ondes radio à très grandes longueurs d'onde.

Alors, que se passe-t-il lorsque la lumière et la matière interagissent ? Radmila a expliqué que les électrons peuvent se déplacer sur plusieurs orbites, en fonction de la quantité d'énergie absorbée par l'atome. Les photons peuvent pousser les électrons à une énergie plus élevée, créant un spectre d'absorption, qui apparaît sous la forme de «lumière manquante» ou de lignes sombres dans le spectre. Le spectre d'émission est causé par des atomes émettant des photons de lumière, faisant passer les électrons à un état d'énergie inférieur.

En traçant le spectre d'un objet, nous pouvons déterminer sa température. Une mesure du « pic » du spectre d'un objet donne une indication de la température de l'objet. Les étoiles plus chaudes ont un pic dans l'extrémité bleue du spectre, tandis que les étoiles plus froides ont un pic dans l'extrémité rouge.

Nous pouvons également utiliser des spectres pour déterminer la composition chimique des plantes sur Terre. Radmila a demandé « pourquoi les plantes sont-elles vertes » ? La réponse est que les plantes contiennent de la chlorophylle chimique, qui a la propriété de refléter la lumière verte et d'absorber le rouge, l'orange, le bleu et le violet. Les spectres sont également utilisés en médecine. Par exemple, l'utilisation de la spectroscopie pour détecter l'alanine chimique est utilisée comme diagnostic des tumeurs cérébrales.

Les spectres peuvent également nous aider à comprendre comment les objets se déplacent. L'effet Doppler montre que les objets se déplaçant vers nous ont des longueurs d'onde plus courtes (c'est-à-dire que la lumière est « décalée vers le bleu »), tandis que les objets qui s'éloignent ont des longueurs d'onde plus longues (c'est-à-dire que la lumière est « décalée vers le rouge »). Nous pouvons déterminer que le Soleil tourne en mesurant le spectre à chaque extrémité du Soleil. Cela montre un décalage vers le rouge d'un côté du Soleil et un décalage vers le bleu de l'autre, ce qui confirme la rotation du Soleil.

Prendre un spectre du Soleil nous dit qu'il existe des éléments plus lourds que ceux qui peuvent être créés dans une étoile de la taille du Soleil (par exemple, le Fer). Comme le Soleil ne peut pas fabriquer ces éléments, ils doivent avoir été fabriqués dans une autre étoile, plus grosse.

Radmila a expliqué comment les spectres ont été utilisés pour déterminer que l'Univers est en expansion. Edwin Hubble, dans les années 1920, examinait la lumière émise par l'hydrogène gazeux dans les galaxies. En mesurant les spectres, il a déterminé que toutes les galaxies lointaines s'éloignent de nous. De plus, plus la galaxie était éloignée, plus elle se déplaçait rapidement, montrant que l'Univers est en expansion.

L'âge de l'Univers a été déterminé à environ 13,7 milliards d'années en analysant le spectre du rayonnement du fond diffus cosmologique. Radmila a également montré comment la forme de la Voie lactée peut être déterminée en analysant l'inversion de spin de l'hydrogène gazeux dans les bras spiraux, nous permettant ainsi de construire une carte de la Voie lactée. Le décalage Doppler de l'hydrogène gazeux nous montre à quelle vitesse les bras spiraux tournent. En analysant la vitesse de rotation à celle attendue, compte tenu de la quantité de masse que nous pouvons voir, montre qu'il semblerait qu'il y ait une « masse manquante » dans l'Univers, qui a été appelée « matière noire ».

Radmila a ensuite tourné notre attention vers les molécules. Jusqu'à présent, 161 ont été détectés, tels que le monoxyde de carbone et le peroxyde d'hydrogène. Une classe de molécules particulièrement intéressante sont les hydrocarbures aromatiques polycycliques (HAP), que l'on observe dans les nébuleuses. Ces molécules sont importantes, car il existe une théorie selon laquelle les HAP étaient l'« échafaudage » des premières molécules d'ADN.

Des preuves spectrales dans les astéroïdes et les comètes ont montré que toute notre eau est d'origine extraterrestre. Des acides aminés ont été trouvés dans des météorites et il est également possible que des bactéries puissent survivre pendant de longues périodes dans l'espace car nous avons trouvé des bactéries dormantes vieilles de 250 millions d'années dans la mer du Nord. La recherche de la vie se poursuit, avec Curiosity sur Mars qui a trouvé des preuves d'un ancien cours d'eau il y a seulement quelques jours.

Enfin, Radmila a terminé en discutant de l'observatoire spatial Kepler, conçu pour rechercher des planètes « semblables à la Terre ». Jusqu'à présent, 838 exoplanètes ont été détectées par divers moyens. L'exoplanète Kepler-22b est une planète plus grande que la Terre, mais dans la zone «habitable» de son étoile solaire. La prochaine étape doit être de prendre un spectre de la planète pour voir si l'eau, le méthane et d'autres éléments constitutifs de la vie peuvent être détectés.

Ce fut une conférence absolument fascinante qui a vraiment mis en évidence les nombreuses utilisations variées de la spectroscopie en astronomie et dans des domaines plus proches de chez nous. Nos sincères remerciements à Radmila pour avoir abordé un sujet aussi vaste de manière aussi claire. Nous espérons qu'elle reviendra nous voir bientôt.


LA VUE MODERNE DES ATOMES

Questions et exercices supplémentaires

UNE raie spectrale représente (a)

l'énergie d'un électron dans un atome.

la lumière émise sous forme d'électron atomique effectue une transition d'un état atomique à un autre.

la fréquence d'un électron en orbite.

l'absorption d'un photon par un électron.

Pourquoi un atome n'émet-il de lumière qu'avec certaines fréquences définies ?

Un faisceau d'électrons de 4 eV est incident sur une quantité d'hydrogène gazeux. Le gaz sera-t-il excité pour émettre de la lumière ? Expliquer.

le état fondamental d'un atome est (a)

l'état de la plus grande masse.

l'état de plus grand moment cinétique.

l'état avec le plus grand rayon d'orbite.

l'état d'énergie le plus bas possible.

Le photon émis lorsqu'un électron fait une transition du troisième au premier niveau d'énergie de l'atome d'hydrogène a une longueur d'onde de (a)

Un rayon de 13,25 correspond au niveau d'énergie m = ___ de l'atome d'hydrogène. (une)

De quelle manière le modèle atomique de Bohr contredit-il les lois de l'électrodynamique ? Comment ce conflit a-t-il été résolu ?

Le nombre quantique principal m d'un électron atomique détermine (a)

la valeur maximale du moment cinétique que peut avoir l'électron.

la direction du spin de l'électron.

la projection du moment cinétique dans la direction d'un champ extérieur.

la couche électronique dans laquelle se trouve l'électron.

Que faut-il faire à un électron 2S dans un atome d'hydrogène pour en faire un électron 3P ? Que se passe-t-il lorsqu'un électron 3P devient un électron 2S ?

D'après le modèle de Bohr, quelle est l'énergie du photon émis lorsqu'un atome d'hydrogène fait une transition de la couche L à la couche K ?

a été remplacé par la physique quantique.

est valable pour interpréter le comportement de la matière atomique.

est valable pour décrire des objets à grande échelle mais pas pour décrire des atomes et des molécules.

repose sur l'interprétation probabiliste du comportement des atomes.

Discutez de la signification et de l'importance du principe d'exclusion de Pauli. En quoi ce principe est-il utile pour interpréter le tableau périodique ?

Un électron dans la couche L d'un atome d'hydrogène pourrait avoir les nombres quantiques (n, l, mje, ms) (une)

Quel groupe d'éléments a les énergies d'ionisation les plus faibles ? Le plus haut? Expliquer.

Les propriétés chimiques d'un élément sont déterminées principalement par (a)

l'attraction des protons pour les électrons.

le nombre de neutrons dans le noyau.

les électrons dans la couche la plus externe.

Les électrons atomiques du bore (Z = 5) sont disposés comme suit : (a)

2 électrons dans la première couche et 2 électrons dans la deuxième couche.

2 électrons 1S et 3 électrons 2S.

2 électrons 1S et 3 électrons 2P.

2 électrons 1S et 3 électrons dans la deuxième couche.

Quelle est la signification de l'acronyme laser?

Décrivez l'effet laser.


Ligne manquante dans le spectre solaire - Astronomie

Maintenant que vous savez ce que signifient les raies et comment les identifier, essayez de classer les étoiles en fonction de la "force" de leurs raies d'absorption d'hydrogène, en particulier la raie H&alpha. Le spectre ci-dessous est le même que celui de la question 5, encore une fois avec un zoom avant sur la ligne H-alpha du spectre indiquée en dessous.

Cliquez sur l'image pour voir une version plus grande

Notez que la ligne d'absorption H&alpha descend verticalement, mais ce n'est pas une ligne droite, la ligne a une certaine largeur. Les deux triangles dans le zoom avant marquent deux points sur le spectre continu. Si vous dessiniez une ligne entre les deux triangles, vous verriez approximativement combien de lumière aurait été émise par l'étoile si elle n'avait pas d'hydrogène.

Si vous coloriez la zone entre cette ligne et le spectre réel, vous verriez la quantité d'hydrogène "manquante" du spectre en raison de l'absorption d'hydrogène. Cette quantité est appelée force de la raie d'absorption. La force d'une raie d'absorption dépend non seulement de la profondeur de la vallée, mais aussi de sa largeur.

Explorer 2. Regarde le spectres de ces sept étoiles (la page s'ouvrira dans une nouvelle fenêtre). Vous pouvez également voir les sept étoiles sous forme de fichier FlashPaper (nécessite Flash Player gratuit) ou de PDF (nécessite Adobe Reader gratuit).

À l'aide des spectres, classez les sept étoiles en fonction de la force de leurs raies d'absorption H&alpha. Si vous avez du mal à juger à l'œil nu, coloriez la zone entre la ligne reliant les triangles et le spectre, puis comptez le nombre de cases de la grille pour mesurer la force de la ligne.

Classez les étoiles en écrivant chaque numéro d'étoile à l'endroit approprié dans la deuxième colonne du tableau ci-dessous.

Explorer 3. À l'origine, les astronomes classaient les étoiles avec les raies d'hydrogène les plus fortes comme des étoiles « A », les étoiles avec les raies les plus fortes suivantes comme les étoiles « B », la prochaine « C » la plus forte, etc. Finalement, ils se sont rendu compte que certaines lettres étaient inutiles et les ont supprimées du système de classification. La lettre attribuée à une étoile est appelée sa classe spectrale.

Les classes spectrales qui restent sont : A,B,F,G,K,M et O. Dans la troisième colonne du tableau d'Explore 2, écrivez la classe spectrale de chaque étoile du tableau. Il n'y a qu'une étoile de chaque type dans ces données.


Commentaires

Il est logique, selon la loi de Bode (peut-être devrait-on appeler "théorie" ?) qu'il y a ou devrait y avoir une planète que nous ne pouvons pas trouver ou voir - SI elle existe.
IL est facile de dire qu'il est là, mais il est à 2000 années-lumière de son périllion et son apogée ou aperhillion est également à 2000 années-lumière. faux et sinon, peut-être que la solution hypothétique est que la planète manquante est maintenant une lune qui a été projetée dans son orbite actuelle, devenant ainsi un satellite de Jupiter, Neptune ou Uranus ou un astéroïde. Cela pourrait être la raison pour laquelle nous ne pouvons pas voir la forêt pour les arbres ?

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La « loi » de Bode est une observation empirique qui se termine avec Uranus. Puisque Neptune ne correspond pas au modèle, il n'y a aucune raison de l'attendre au-delà de Neptune.

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28 octobre 2017 à 21h36

Je sais que vous êtes tous très logiques et que l'astronome de Cali a une formule juste pour le plaisir. Dans quelle direction regarde-t-il/vous vers la zone du nom de la constellation d'état ?
Si par hasard vous regardez vers les Poissons j'aimerais savoir ? Si c'est le cas, j'ai peut-être une réponse qui vaut la peine d'être poursuivie.
Merci pour votre temps s'il vous plaît laissez-moi savoir dès que possible, s'il vous plaît.
Cordialement, Nistar


Voie lactée : un halo d'hydrogène lève le voile de notre maison galactique

Parfois, il faut beaucoup d'arbres pour voir la forêt. Dans le cas de la dernière découverte faite par les astronomes de l'Université de l'Arizona, exactement 732 225. Sauf que dans ce cas, la "forêt" est un voile de gaz hydrogène diffus enveloppant la Voie lactée, et chaque "arbre" est une autre galaxie observée avec le télescope de 2,5 mètres du Sloan Digital Sky Survey.

Après avoir combiné ce nombre impressionnant de spectres - des modèles de longueurs d'onde enregistrés révélant des indices sur la nature d'une cible cosmique - les astronomes de l'UA Huanian Zhang et Dennis Zaritsky rapportent les premières détections d'hydrogène diffus flottant dans un vaste halo entourant la Voie lactée. Un tel halo avait été postulé sur la base de ce que les astronomes savaient des autres galaxies, mais n'avait jamais été observé directement.

Les astronomes savent depuis longtemps que les caractéristiques les plus importantes d'une galaxie spirale typique telle que notre Voie lactée - un renflement central entouré d'un disque et de bras spiraux - ne représentent que la moindre partie de sa masse. The bulk of the missing mass is suspected to lie in so-called dark matter, a postulated but not yet directly observed form of matter believed to account for the majority of matter in the universe. Dark matter emits no electromagnetic radiation of any kind, nor does it interact with "normal" matter (which astronomers call baryonic matter), and is therefore invisible and undetectable through direct imaging.

The dark matter of a typical galaxy is thought to reside in a more or less spherical halo that extends 10 to 30 times farther out than the distance between the center of our galaxy and the sun, according to Zaritsky, a professor in the UA's Department of Astronomy and deputy director of the UA's Steward Observatory.

"We infer its existence through dynamical simulations of galaxies," Zaritsky explains. "And because the ratio of normal matter to dark matter is now very well known, for example from measuring the cosmic microwave background, we have a pretty good idea of how much baryonic matter should be in the halo. But when we add all the things we can see with our instruments, we get only about half of what we expect, so there has to be a lot of baryonic matter waiting to be detected."

By combining such a large number of spectra, Zaritsky and Zhang, a postdoctoral fellow in the Department of Astronomy/Steward Observatory, covered a large portion of space surrounding the Milky Way and found that diffuse hydrogen gas engulfs the entire galaxy, which would account for a large part of the galaxy's baryonic mass.

"It's like peering through a veil," Zaritsky said. "We see diffuse hydrogen in every direction we look."

He pointed out that this is not the first time gas has been detected in halos around galaxies, but in those instances, the hydrogen is in a different physical state.

"There are cloudlets of hydrogen in the galaxy halo, which we have known about for a long time, called high-velocity clouds," Zaritsky said. "Those have been detected through radio observations, and they're really clouds -- you see an edge, and they're moving. But the total mass of those is small, so they couldn't be the dominant form of hydrogen in the halo."

Since observing our own galaxy is a bit like trying to see what an unfamiliar house looks like while being confined to a room inside, astronomers rely on computer simulations and observations of other galaxies to get an idea of what the Milky Way might look like to an alien observer millions of light-years away.

For their study, scheduled for advance online publication on Nature Astronomy's website on Apr. 18, the researchers sifted through the public databases of the Sloan Digital Sky Survey and looked for spectra taken by other scientists of galaxies outside our Milky Way in a narrow spectral line called hydrogen alpha. Seeing this line in a spectrum tells of the presence of a particular state of hydrogen that is different from the vast majority of hydrogen found in the universe.

Unlike on Earth, where hydrogen occurs as a gas consisting of molecules of two hydrogen atoms bound together, hydrogen exists as single atoms in outer space, and those can be positively or negatively charged, or neutral. Neutral hydrogen constitutes a small minority compared to its ionized (positive) form, which constitutes more than 99.99 percent of the gas spanning the intergalactic gulfs of the universe.

Unless neutral hydrogen atoms are being energized by something, they are extremely difficult to detect and therefore remain invisible to most observational approaches, which is why their presence in the Milky Way's halo had eluded astronomers until now. Even in other galaxies, halos are difficult to pin down.

"You don't just see a pretty picture of a halo around a galaxy," Zaritsky said. "We infer the presence of galactic halos from numerical simulations of galaxies and from what we know about how they form and interact."

Zaritsky explained that based on those simulations, scientists would have predicted the presence of large amounts of hydrogen gas stretching far out from the center of the Milky Way, but remaining associated with the galaxy, and the data collected in this study confirm the presence of just that.

"The gas we detected is not doing anything very noticeable," he said. "It is not spinning so rapidly as to indicate that it's in the process of being flung out of the galaxy, and it does not appear to be falling inwards toward the galactic center, either."

One of the challenges in this study was to know whether the observed hydrogen was indeed in a halo outside the Milky Way, and not just part of the galactic disk itself, Zaritsky said.

"When you see things everywhere, they could be very close to us, or they could be very far away," he said. "You don't know."

The answer to this question, too, was in the "trees," the more than 700,000 spectral analyses scattered across the galaxy. If the hydrogen gas were confined to the disk of the galaxy, our solar system would be expected to "float" inside of it like a ship in a slowly churning maelstrom, orbiting the galactic center. And just like the ship drifting with the current, very little relative movement would be expected between our solar system and the ocean of hydrogen. If, on the other hand, it surrounded the spinning galaxy in a more or less stationary halo, the researchers expected that wherever they looked, they should find a predictable pattern of relative motion with respect to our solar system.

"Indeed, in one direction, we see the gas coming toward us, and the opposite direction, we see it moving away from us," Zaritsky said. "This tells us that the gas is not in the disk of our galaxy, but has to be out in the halo."

Next, the researchers want to look at even more spectra to better constrain the distribution around the sky and the motions of the gas in the halo. They also plan to search for other spectral lines, which may help better understand the physical state such as temperature and density of the gas.


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