Spectres d’émission et propriétés physiques

1. 📌 L'essentiel

• La lumière met un temps $\Delta = d / c$ pour voyager, permettant de mesurer des distances astronomiques.
• La distance Terre-Lune : environ 384 000 km, soit $\Delta t \approx 1,28\,s$.
• La distance Terre-Soleil : environ 1,5 × 10¹¹ m, avec un Δt ≈ 500 s.
• La plage visible du spectre : 400-800 nm, soit $(4,0 \times 10^{-7} - 8,0 \times 10^{-7})\,m$.
• La couleur d’un corps chaud évolue vers l'infrarouge en se refroidissant.
• La vitesse de la lumière : $c = 3,00 \times 10^{8}\,m/s$.
• Le profil spectral des étoiles présente un maximum entre 450-550 nm, indiquant la température.
• Raies d’émission caractéristiques : par exemple, sodium à $\lambda \approx 589\,nm$.
• La classification stellaire (OBAFGKM) est liée à la température et au $\lambda_{max}$.
• La loi de Wien : $\lambda_{max} = \frac{2,89 \times 10^{6}}{\theta}$ (en nm et Kelvin).
• Identification des éléments par leurs raies spectrales permet de connaître leur composition.