Raie spectrale

rayonnement dont on peut représenter le profil spectral détecté depuis la Terre.       Ce  spectre    été  observé  par  le  physicien  allemand,  Joseph  Fraunhofer  en  1814.     a. Décrire la forme générale du profil spectral du rayonnement solaire enregistré par Fraunhofer. Quel type de source émet un tel rayonnement ? Le spectre de la lumière émise est continu, son profil spectral est du même type que celui d’un corps noir,

figure ci-dessous représente l’ensemble du spectre (en longueur d’onde, wavelength en anglais, en fréquence et en énergie), la séparation entre les domaines est indicative et n’a rien de physique puisque ! varie de façon continue. II – RAIES SPECTRALES DE L’ATOME D’HYDROGENE 1. DESCRIPTION DU SPECTRE Dans son état normal, la matière n’émet aucun rayonnement. Mais lorsqu’elle est « excitée » c’està-dire lorsqu’on lui fournit de l’énergie, elle peut « restituer » cette énergie sous forme lumineuse

Il commença par s’intéresser à la question du spectre atomique. Depuis plus d’un siècle, les scientifiques considéraient qu’un élément chauffé produit une raie spectrale caractéristique ; la structure spécifique de lignes produites est unique pour chaque élément spécifique. Bien qu’il y ait eu beaucoup de recherche sur les raies spectrales, personne n’avait vraiment réfléchi à ce que leur relation pouvait être avec les atomes. Lorsque Bohr commença à s’attaquer à cette question, il décida de

résultat de l’analyse de la lumière produite, exprimé par la succession des valeurs des énergies, fréquences, nombres d’onde ou longueurs d’onde qui composent cette lumière. Chacune de ces valeurs caractérise une « raie spectrale ». Relations entre les grandeurs caractérisant une raie (important) : E = h.v = h.c.(1/) = h.c. 4. Johann Jakob Balmer (1825-1898) a établi empiriquement (1885) une formule de récurrence reliant les longueurs d’onde des quatre raies alors connues du spectre atomique

lumière rouge. Lumière froide, car son spectre d'émission est surtout composé de lumières bleues et vertes dite « froide ». 1.a. Il semblerait que le pyromètre capte une partie du rayonnement émis par l'objet et qu'il décompose son profil spectral. b. II. a. b. c. 1. Loi de Wien a. λmaxXT=2,9X10^-3 T=2,9X10^-3/0,0000022 T=14500/11 T=14500/11-273 T= 1045,18°C La température de cette lave est de environ 1045°C. b. λmaxXT=2,9X10^-3 T=(2,9X10^-3)/λmax

être un spectre de raie ou un spectre continu A) Spectre continus ou d'origine thermique Un corps dense solide, liquide , ou gazeux sous forte pression porté a haute température émet de la lumière. Le spectre de la lumière émise est un spectre continu, pas de frontière réel entre les couleurs. La couleur de la lumière émise par un corps dense passe du rouge sombre au blanc brillant. Les spectres continu observe s’enrichit progressivement vers le violet B) Spectre de Raie : la signature des

Chapitre P4 Spectres d'émission et d'absorption Nous avons vu dans le chapitre précédent que la lumière blanche est dispersée lorsqu'elle traverse un prisme. Elle donne alors naissance à un spectre présentant toutes les couleurs de l'arc en ciel. Nous allons voir dans ce chapitre les différents types de spectres qui existent et leur utilité. 1. Spectres d'émission 1.1. Spectre continu d'origine thermique Quand on chauffe un corps solide, il émet un rayonnement lumineux dont le spectre est continu

fonction de L pour les raies d’émission de l’argon. 4) En déduire, à l’aide de la courbe d’étalonnage, les longueurs d’onde des raies d’absorption du spectre du Soleil. 5) A partir des données figurant dans le tableau ci-après, associer à chaque raie d’absorption l’entité chimique (ion ou atome) présente dans l’atmosphère du Soleil. 6) Montrer, par un schéma simple, la raison pour laquelle on n’obtient que le spectre d’absorption de la chromosphère, enveloppe de gaz

déterminer la longueur d'onde d'une raie d'émission à partir de son angle. 2 DÉROULEMENT DE L’EXPÉRIENCE Nous avons deux sources lumineuses, une ampoule contenant de l'hélium et une autre contenant de la vapeur de mercure. Ces deux sources lumineuses émettent plusieurs longueurs d'ondes différentes qui seront séparées par un prisme. A l'aide d'un spectromètre à prisme, nous pouvons voir ces différentes raies d'émission et calculer leur angle. Chaque raie à sa propre longueur d'onde et son propre

9(9- I 0 I E e 'E 1) Mcstltss> Etude spectre I'argon: du de Mesurerles distances en mrn, entrela raie d'émissionde L, 390 nm et les autresraiesd'émission.Reporterles dansle tableaucidessous : Longu.ern d'ondeÀ 390 en nm Distance 0 L enmm .â- ,! ÉL e\?g à -o ,g 3 d t E 0 a EL 3 â a b 1À E Ê Ei t Mesrrer les di,stmces,en nm, entre la raie d'émission de 390 nm et les différeffis raies d'absorption ùt specûe du Soleil. Repertorier-lesdms rmtableau