Quelques questions sur le soleil

[invite7ce6aa19]

merci de vos réponse, et j'aimerais aussi avoir une présission, car il existe pour l'hydrogéne, un spectre d'abosrtion et d'émission ? c'est quoi la différence ? merci

.
Quand tu parles d'hydrogène, s'agit-il d'hydrogène atomique H ou d'hydrogène moléculaire H-H?
.
Cette question est justifiée par le fait que la réponse à ta question ne sera pas la même dans les 2 cas.
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[Calvert]

Petite précsision historique concernant l'hélium:

lors de sa première observation dans le spectre du Soleil, il était inconnu sur Terre (où il n'existe que sous forme de traces). C'est donc bien l'existence de raies inconnues dans le spectre qui ont permis d'identifier ce nouvel élément (d'où son nom, d'ailleurs).
C'est à ma connaissance le seul cas.

[Calvert]

@ mariposa: sa question originale parlant du spectre solaire, probablement H atomique et pas moléculaire.

[invited1c8361c]

héhé merci calvert, je n'avais pas fait le raprochement hélios, helium ..



Donc en faite si j'ai bien compris est si je résume bien :
Le soleil c'est créé par accumulation, de poussière et d'hydrogène.
La gravité qui s'exerce sur le noyau entrainne des pressions considérable et une température de l'ordre de 14 MILLIONS de K
Le faite que c'est température soit importante et que il y'a de l'hydrogene, a permis aux protons de "sortire" de l'atomes d'hydrogéne et crée un cycle qui est le suivant :
H + H -> 2H (+ 1.29 mev)
2H + H -> He3

en additionnant et multipliant par deux on obtien
6H -> 2He3 (car les 2H se simplifie)
et 2He3 -> He4 + 2H

en simplifiant par 2He3 on obtient
4H -> He4 + energie

jusque la j'ai bon ?

ensuite cette helium peut fusionner et donner des élements chimique plus lourd telle que le carbonne, qui poura lui fusionner et donner un cycle
Carbonne 12 -> Azote 13 + H -> men souvient plus mais je vais revoir cela

Question : un positron c'est un éclctron positif, mais comment est t'il devenu
possitif ?

ma second question est : les différentes énergie de c'est réaction sont pas toujours des photons ? merci je poserais mais autres questions par la suite

[Calvert]

Donc en faite si j'ai bien compris est si je résume bien :
Le soleil c'est créé par accumulation, de poussière et d'hydrogène.

En gros. Disons qu'il s'est formé par l'effondrement gravitationnel d'un nuage (une nébuleuse du genre de la nébuleuse d'Orion, par exemple). Il contient donc ce que contenait ce nuage: en gros 75% de ⁴He et 25% de H, avec des très petites parties d'éléments plus lourds (que les astronomes appellent généralement des métaux).

La gravité qui s'exerce sur le noyau entrainne des pressions considérable et une température de l'ordre de 14 MILLIONS de K

Tout à fait.

Le faite que c'est température soit importante et que il y'a de l'hydrogene, a permis aux protons de "sortire" de l'atomes d'hydrogéne

Au-dessus d'une certaine température, l'électron de l'atome de ¹H acquiert assez d'énergie pour n'être plus lié au proton (on appelle ce phénomène "ionisation"). C'est le cas dans les étoiles, où tout est ionisé (sauf dans l'atmosphère des étoiles froides, mais dès que l'on s'enfonce suffisamment, c'est le cas).

et crée un cycle qui est le suivant :
H + H -> 2H (+ 1.29 mev)
2H + H -> He3

en additionnant et multipliant par deux on obtien
6H -> 2He3 (car les 2H se simplifie)
et 2He3 -> He4 + 2H

en simplifiant par 2He3 on obtient
4H -> He4 + energie

jusque la j'ai bon ?

Dans les grandes lignes. La réaction exacte est:

¹H + ¹H -> ²H + e ⁺ +

²H + ¹H -> ³He +

A partir de là, il y a trois options:

chaîne ppI

³He + ³He -> ⁴He + 2 ¹H

chaîne ppII

³He + ⁴He -> ⁷Be +

⁷Be + e- -> ⁷Li +

⁷Li + ¹H -> 2 ⁴He

chaîne ppIII

³He + ⁴He -> ⁷Be +

⁷Be + ¹H -> ⁸B +

⁸B -> ⁸Be + e⁺ +

⁸Be -> 2 ⁴He

Mais la chaîne ppI est très dominante.
Dans les étoiles plus massives, et daonc plus chaudes au centre, un autre cycle devient dominant, le cycle CNO (qui utilise C, N et O comme catalyseurs).

ensuite cette helium peut fusionner et donner des élements chimique plus lourd telle que le carbonne, qui poura lui fusionner et donner un cycle
Carbonne 12 -> Azote 13 + H -> men souvient plus mais je vais revoir cela

Après la fusion du H, le coeur de l'étoile se contracte, et donc s'échauffe. A partir d'un moment, la température devient suffisante pour fusionner He. Cette fusion produit du carbone et de l'oxygène, éventuellement un peu de Ne.

Pour le Soeil, l'histoire se termine là. Il n'est pas assez massif pour entamer les réactions de fusion suivantes. Il expulse ses couches externes (nébuleuse planétaire), et il reste le coeur de l'étoile, composé de C et de O (la naine blanche).

Question : un positron c'est un éclctron positif, mais comment est t'il devenu
possitif ?

C'est deux particules différentes, l'un ne se transforme pas en l'autre comme ça.

ma second question est : les différentes énergie de c'est réaction sont pas toujours des photons ? merci je poserais mais autres questions par la suite

Comme tu as pu le voir plus haut, les réactions nucléaires produisent des photons () et des neutrinos (). Cependant, pour l'étoile, seuls les photons sont importants. La matière au centre de l'étoile est opaque pour les photons (c'est-à-dire que ceux-ci ne se propagent pas loin, ils entrent sans cesse en collision avec les atomes), et elle est chauffée par ceux-ci. Par contre, l'étoile est complétement transparente pour les neutrinos. Ceux-ci emporte de l'énergie directement hors de l'étoile, et cette énergie est donc perdue pour l'étoile.

[invited1c8361c]

merci pour tes réponse, mais les neutrino sont pas des photons donc si c'est les seuls a sortire du soleil, il devrait pas avoir de lumiére ?

[invité576543]

merci pour tes réponse, mais les neutrinos ne sont pas des photons donc si c'est les seuls a sortir du soleil, il devrait pas avoir de lumière ?

Les photons générés par les réactions nucléaires chauffent l'intérieur du Soleil. De proche en proche ça chauffe tout le Soleil jusqu'à la surface, et c'est cette surface qui rayonne de la lumière, de par sa température, comme le filament d'une ampoule à incandescence.

Cordialement,

[Gilgamesh]

Il contient donc ce que contenait ce nuage: en gros 75% de ⁴He et 25% de H

[invite787dfb08]

Oui pour les positrons ce sont bien des particules différentes des électrons : en fait ce sont les même, mais de charges éléctriques opposées, elles forment un couple de particule/antiparticule : le positron est une particule d'antimatière, qui est plus précisément l'antiparticule de l'électron.

Quand une particule rencontre son antiparticule, elles s'anihilent, et "disparaissent" en produisant un dégagement d'énergie important, d'ou le rayonement gamma dans le cycle pp.

A savoir aussi concernant l'antimatière qu'au début de l'univers, suite au big bang, étaient créer 1 milliards d'antiparticules et 1 millards et 1 particules : quasimenet toutes ont disparut en s'anihilant, sauf une particule restant ne trouvant personne pour s'anihiler. Ce qui explique que de nos jours, l'univers soit constitué principalement de matière, et non d'antimatière, mais il me semble que cette "préférence" n'ait encore jamais été vraiment expliquée.....

[Calvert]

Citation:
Posté par Calvert Voir le message
Il contient donc ce que contenait ce nuage: en gros 75% de 4He et 25% de H

Ah ben oui, tiens, j'ai inversé les éléments chimiques...

Il fallait bien sûr lire 25% de ⁴He et 75% de ¹H...

Autant pour moi.

[invited1c8361c]

merci pour vos réponse, donc ensuite aprés les réactions nucleaire des rayon gamma, photon et neutrino sont emis, il on un longeur d'onde trés courte, en traversant les zone du soleil plus froide, la longueurs d'onde va donc s'allonger et devenir plus longue ! merci

[invité576543]

merci pour vos réponse, donc ensuite après les réactions nucléaire des rayon gamma, photon et neutrino sont émis, il on un longueur d'onde très courte, en traversant les zones du Soleil plus froides, la longueur d'onde va donc s'allonger et devenir plus longue !

1/ Les rayons gamma sont des photons
2/ L'écrasante majorité des neutrinos traversent le Soleil comme si c'était du vide

3/ Il est impropre de voir une "longueur d'onde qui s'allonge". Ce n'est pas plus compliqué qu'un objet noir qui chauffe au soleil: l'objet reçoit des photons lumineux (longueur d'onde vers 1/2 µm), les absorbent ce qui le chauffe, et ré-émet des photons thermiques à longueur d'onde plus grande (vers 40 µm).

On appelle cela la thermalisation de l'énergie. Un corps à une certaine température qui reçoit de l'énergie que le chauffe, renvoie une partie de cette énergie sous forme de rayonnement dont la longueur d'onde dépend de la température du corps.

Dans le Soleil les zones plus froides que le centre vont thermaliser l'énergie qui leur arrive du centre. Le processus d'ensemble revient à convertir l'énergie des rayons gamma en du rayonnement lumineux qui part de la surface. Il ne faut pas y voir de continuité entre les photons gamma et les photons lumineux.

Un point tout bête. Pour chaque photon gamma d'énergie 0,5 MeV, donc de longueur d'onde 2,5 pm, il y a environ 200000 photons lumineux émis par la surface du Soleil. Pas vraiment du un pour un, non?


Cordialement,

[invited1c8361c]

merci pour vos réponses c'est vraiment trés complet...

Je voulais savoir si la dérivations de la loi de planck qui est la loi de wien, lorsque l'on regarde la courbe de l'intensité en fonction de la longueur d'onde ... on obtien bien un courbe en cloche et ont voit que si la tempérture est importante la longeurs d'onde est courte on vois l'étoile bleu, celle du soleil montre qu'il est jaune et que les yeux le vois blanc c'est bien sa ?

désolé pour mes questions qui peuvent s'embler idiotes mais je n'est pas 20 ans comme le montre mon pseudo mais 17 et je suis en premiers S merci

[invité576543]

Je voulais savoir si la dérivations de la loi de Planck qui est la loi de Wien, lorsque l'on regarde la courbe de l'intensité en fonction de la longueur d'onde ... on obtient bien un courbe en cloche et ont voit que si la température est importante la longueur d'onde est courte on voit l'étoile bleu, celle du soleil montre qu'il est jaune et que les yeux le voient blanc c'est bien ça ?

Presque. Il semble que la lumière solaire soit blanche, et non jaune. C'est le passage dans l'atmosphère qui rend la lumière jaune, par diffusion du bleu.

A bien regardé, si la lumière du Soleil était jaune, pourquoi verrait-on les nuages ou la neige, ou tout objet diffusant totalement la lumière reçue blancs? Rien d'autre ne les éclaire que la lumière venant du Soleil, non? Une part directement, et une part via la diffusion par d'autres objets, en particulier le ciel, qui est bleu...

Les étoiles ont effectivement les couleurs des spectre suivant la courbe en cloche de la loi de Planck; elles sont bleues pour les plus chaudes, rouges pour les moins chaudes et on passe de l'un à l'autre via le blanc...

Sur ce site http://casa.colorado.edu/~ajsh/colour/Tspectrum.html on trouve des données détaillées sur la couleur du Soleil. Même si tu ne lis pas l'anglais, il y a dès le début le dessin rouge-blanc-bleu donnant la couleur d'un corps noir en fonction de la température. Le jaune n'y apparaît pas. Le Soleil est à 5800 K, blanc légèrement rosé!

Cordialement,

[Gilgamesh]

merci pour vos réponses c'est vraiment trés complet...

Je voulais savoir si la dérivations de la loi de planck qui est la loi de wien, lorsque l'on regarde la courbe de l'intensité en fonction de la longueur d'onde ... on obtien bien un courbe en cloche et ont voit que si la tempérture est importante la longeurs d'onde est courte on vois l'étoile bleu, celle du soleil montre qu'il est jaune et que les yeux le vois blanc c'est bien sa ?

désolé pour mes questions qui peuvent s'embler idiotes mais je n'est pas 20 ans comme le montre mon pseudo mais 17 et je suis en premiers S merci

En complément de la réponse de mmy, il faut également noter que la vision est in fine un phénomène physiologique, faisant intervenir 3 type de pigment dans les cellules en cône de la rétine.

Au delà d'une certaine intensité reçue, les cônes saturent et le signal est écrêté. Un source très brillante, émettant suffisamment pour saturer les 3 types de cônes apparaitra blanche de toutes les façons, ce qui est le cas du Soleil.

a+

[invited1c8361c]

merci beaucoup, se que j'ai mal compris comment l'énergie se diffuse dans le soleil, quelqu'un pourrait m'expliquer merci

[Gilgamesh]

merci beaucoup, se que j'ai mal compris comment l'énergie se diffuse dans le soleil, quelqu'un pourrait m'expliquer merci

Tu as deux façons : par transfert radiatif, par transfert convectif. Dans le premier cas, l'enveloppe est statique, dans le second cas, elle bouillonne.

Commençons par considérer une enveloppe statique, formée de couches sagement empilées et qui ne se mélangent pas. Dans ce cas, le transfert est assuré par les collision des photons avec les électrons et les ions qui transfèrent la chaleur de proche en proche, d'où son nom de transfert radiatif.

Le flux de chaleur F (en W/m²) qui traverse une couche d'épaisseur infinitésimale dr est proportionnel au gradient de température :



où le coefficient C se calcule comme :



avec = 7,56.10^-16J.m^-3.K^-4 la constante de radiation
c la vitesse de la lumière
l'opacité spécifique du milieu, ou coefficient d'absorption massique
la masse volumique (ou densité)

On voit que le transfert radiatif augmente fortement avec la température (c'est en T³), diminue avec le densité du milieu, les photon ayant du mal à traverser un milieu dense et avec l'opacité spécifique de ce milieu qui dépend de la nature des interactions entre les photons et les électrons + ions qui se trouvent sur sa route.

A faible température la matière est sous forme d'atomes électriquement neutre avec lesquels les photons ont peu d'affinité, la matière est transparente ( petit).

A température plus élevée la matière devient ionisée (plasma) et les photons sont constamment absorbés et réémis, essentiellement par les électrons liés au noyau ( augmente avec T).

Au dela de T ~ 10⁵ K l'énergie des photons est telle qu'il devient de plus en plus difficile pour les ions d'absorber les photons (dont l'énergie est en T³). commence à baisser.

Finalement, au dela de T ~ 10⁶K, il ne reste plus aucun électron liés au noyau, et les photons diffusent sur des électrons libre ( constant).

Bon, en considérant l'étoile à l'équilibre, cela signifie que l'énergie ne s'accumule dans aucune enveloppe en partant du centre jusqu'à la surface. Ce qui signifit que F, le flux d'énergie est le même partout.

Considérons maintenant le gradient de température , le quotient du flux (constant) sur le coefficient de transfert radiatif (qui varie du centre vers la surface) :



Dans le terme de droite, C dépend des éléments que nous avons listés : T, (lui même dépendant de la température), (qui augmente avec la profondeur) ; F on l'a dit est constant.

Quand le gradient de température dépasse une certaine limite, le milieu devient instable : en gros, l'écart de température induit un écart de densité (plus c'est chaud, moins c'est dense) ; des bulles de gaz chaud se forment et montent en raison de la poussée d'Archimède, transfèrent leur énergie en se mélangeant aux couches supérieures plus froide puis retombent par gravité. Il se forme un mouvement d'ensemble de convection. On pourrait dire ça comme ça : la matière n'arrivant pas à se débarrasser de son énergie en la confiant au rayonnement finit par se charger elle-même du boulot . Ces mouvement de convection mélangent très efficacement les zones affectées et uniformisent leur composition chimique.

Cela se produit notamment quand est élevé ou quand F est trop important, enfin selon une combinaison de ces deux cas. F grand correspond aux cas des étoiles massive qui brulent selon le cycle CNO, fortement dépendant de la température. Leur température centrale fait qu'elle sont "emballées" et que le flux dégagé est très important. Elles pratiquent donc le transfert convectif en profondeur et radiatif en périphérie. Le mélange convectif permet de ramener du combustible frais vers le coeur et augmente la durée de vie des étoiles massives.

élevé correspond aux couches périphériques des étoiles de faible masse, comme le Soleil Elles pratiquent le transfert radiatif en profondeur (sur les 2/3 du rayon pour le Soleil) et sont convectives en surface. Comme le coeur n'est pas mélangé, elles ne brûlent qu'une petite partie de leur réserve total, environ 10% dans le cas du Soleil.

Cette structure (coeur radiatif, enveloppe convective) concerne également les géantes rouges mais la fraction qui convecte est beaucoup plus importante et descend très profondément. Par dragage convectif elles font remonter depuis les profondeur les produits de combustion (hélium, puis carbone, oxygène...) qui sont ainsi détectable par spectrométrie dans leur atmosphère, ce qui permet d'affiner les modèles de structure interne.

a+

[invited1c8361c]

merci c'est trés complet, j'ai eu du mal à comprendre

j'ai d'autre questions :

pas trés interessant dans la loi de planck y'a exponentiel mais c'est quoi en math ? merci

Quand la matière est ionisé c'est à dire que les protons et électrons sont en dehors du noyau ?

Au niveau du noyau y'a pas que dégagement de photons ? je comprend pas bien se que deviens les autres énergie ?

Merci à tous pour votre aide

[Calvert]

Quand la matière est ionisé c'est à dire que les protons et électrons sont en dehors du noyau ?

Non. Ionisé, c'est-à-dire que les électrons ne sont plus liés aux noyaux. Mais les noyaux restent intacts.

Au niveau du noyau y'a pas que dégagement de photons ? je comprend pas bien se que deviens les autres énergie ?

Non. L'énergie est soit transportée par radiation, soit par convection. Si c'est de la radiation, soit c'est des photons et ils "chauffent" la matière en interagissant avec celle-ci, soit c'est des neutrinos, et ils sortent de l'étoile "sans la voir". Je ne comprends pas de quelles autres énergies tu veux parler.

[Gilgamesh]

merci c'est trés complet, j'ai eu du mal à comprendre

N'hésite pas à poser des questions sur les points qui te semble obscurs, tout le monde en profitera (c'est fou ce qu'on apprend en expliquant ).

j'ai d'autre questions :

pas trés interessant dans la loi de planck y'a exponentiel mais c'est quoi en math ? merci

"pas trés interessant dans la loi de planck y'a exponentiel" j'ai pas bien saisi ton propos... Si, c'est intéressant, c'est même fondamental.

En math c'est, allons du courage :



c'est le flux d'énergie par unité d'angle solide pour une longueur d'onde donnée
h la cte de Planck
c la vitesse de la lumière
k la cte de Boltzmann
T la température

a+

[invited1c8361c]

merci sa devient de plus en plus clair ... donc en faite si j'ai compris les neutrinos servent à rien, c'est les photons qui pemrettent de chauffer les couche du soleil, et donc de lui permettre de brillier ? ce n'est pas si clair que sa ....
j'ai bien compris au niveau, thermonucléaire et tout mais pas trop comme l'énergie se discipe surtout dans la zone de convection ..

edit pour faire gos : par radiation c'est la colision des électrons et des photons ?

[invited1c8361c]

et par convections, c'est la matiere qui est chauffé, et qui chauffe les couche supérieur qui sont plus froide ...

ce que j'ai du mal à comprendre c'est les flux de chaleur, et les gradient de température ..

[Gilgamesh]

merci sa devient de plus en plus clair ... donc en faite si j'ai compris les neutrinos servent à rien, c'est les photons qui pemrettent de chauffer les couche du soleil, et donc de lui permettre de brillier ? ce n'est pas si clair que sa ....
j'ai bien compris au niveau, thermonucléaire et tout mais pas trop comme l'énergie se discipe surtout dans la zone de convection ..

Oui, les neutrinos c'est une perte sèche pour l'étoile. Environ 2% de l'énergie produite s'échappe sans interagir du Soleil (2.10³⁸ particule de 0,3 MeV environ)

http://neutrini.free.fr/Textes/soleil.html

edit pour faire gos : par radiation c'est la colision des électrons et des photons ?

C'est bien ça .

a+

[Calvert]

donc en faite si j'ai compris les neutrinos servent à rien

Effectivement. Du point de vue énergétique, ils se contentent d'en emporter hors du Soleil.

c'est les photons qui pemrettent de chauffer les couche du soleil, et donc de lui permettre de brillier ?

De briller... des photons. Car les neutrinos brillent aussi, en quelque sorte, mais nous ne sommes pas biologiquement conçu pour les "voir". Cependant, des détecteurs comme super-kamiokande, au Japon, perçoivent le flux de neutrinos solaires.
Mais ils n'interagissent pratiquement pas avec la matière du Soleil.
Pour te faire une idée, un neutrino émis au centre du Soleil en sort presque instantanément. Un photon émis au même endroit mettra plusieurs centaines de milliers d'années pour sortir (car il n'arrête pas d'être "dévié" par les électrons).

edit pour faire gos : par radiation c'est la colision des électrons et des photons ?

Oui.

et par convections, c'est la matiere qui est chauffé, et qui chauffe les couche supérieur qui sont plus froide ...

Non. La convection, c'est ce qui se passe dans ta casserole lorsque l'eau bout. Il y des bulles qui remontent du fond vers le haut. C'est ça, la convexion. La radiation, c'est la chaleur que tu ressens lorsque tu es près d'un feu, par exemple.

EDIT: grilled by Gillhamesh!

[Gilgamesh]

et par convections, c'est la matiere qui est chauffé, et qui chauffe les couche supérieur qui sont plus froide ...

ce que j'ai du mal à comprendre c'est les flux de chaleur, et les gradient de température ..

C'est pourtant ce qu'il y a de plus simple et intuitif. Si je pose une casserole de 100°C sur de la glace à 0°C le flux de chaleur passant de la casserole à la glace sera bien plus élevé que si je pose la casserole sur un table à 20°C, car l'écart est plus grand. Si deltaT est la différence de température (deltaT1 = 100°C - 0°C = 100 K dans le premier cas et deltaT2 = 80 K dans le second), l'écart de flux sera en deltaT1/deltaT2, c'est à dire 100/80 = 1,25 fois plus élevé dans le premier cas.

Si je maintient les deux source (chaude et froide) à température constante, j'ai un flux de chaleur à l'équilibre qui va dépendre uniquement de l'épaisseur du cul de la casserole et de sa conductivité thermique. Si r est l'épaisseur du fond de casserole, le gradient de température source froide - source chaude est deltaT/r (des Kelvin par mètre).
Dire que la perte est proportionnelle au gradient c'est exprimer mon flux de chaleur F comme égale à - KdT/r (négatif car la casserole perd de l'énergie), K étant une constante de proportionnalité.

K va dépendre ici de la conductivité thermique du fond de casserole et de l'interface fond-glace ou fond-table, ou ce qui est équivalent 1/K est son pouvoir isolant (dans le cas de l'étoile, l'équivalent de 1/K est l'opacité, produit de la densité de la matière par son opacité spécifique). A l'écart de température, la casserole se refroidira moins vite si je la pose sur une planche bois que sur une surface en alu, car le bois est bien moins bon conducteur que l'alu.

Et bien sur, si les température s'équilibrent (, le flux s'annule.

Si le Soleil devenait totalement transparent sur un coup de baguette magique, il perdrait d'un coup sa chaleur (K -> oo, donc F aussi) et on se prendrait sur la Terre les 1 à 10 millions d'années de rayonnement stockées dans le Soleil (le temps moyen pour qu'un photon produit au centre atteigne la surface).



a+

[invited1c8361c]

sous cet angle, c'est plus simple ! merci j'ai compris !!!

une petite question quelq'un peut m'expliquer ce spectre ? car y'a plusieurs H je comprend pas trop merci

[Calvert]

Bon. Allons-y!

L'atome d'hydrogène, c'est un proton et un électron qui lui "tourne" autour. Cependant, il existe plusieurs orbites permise pour cet électron. Il occupe normalement celle de plus basse énergie.
Appelons la couche de plus basse énergie K. La deuxième orbite (un peu plus énergétique que la repmière) s'appelle L, la troisième M, la quatrième N, ...

Si notre atome d'hydrogène croise un photon qui a exactement l'énergie correspondant à la différence d'énergie entre deux niveaux, alors l'électron va grimper sur ce niveau pour un certain temps, en absorbant ce photon. On appelle ça un "état excité".

Ainsi, si on regarde le spectre de ce gaz, il va manquer les photon d'une certaine longueur d'onde, il y aura des "trous" dans le spectre (des raies d'absorption).
S'il y en a plusieurs, comme c'est le cas sur ta figure, c'est que chaque raie correspond à une transition entre deux niveaux particuliers.

Dans l'atome d'hydrogène, les électrons qui partent de la couche K pour monter sur une autre couche forment les raies connues sous le nom de "Série de Lymann", ceux qui partent du niveau L pour un niveau supérieur la "Série de Balmer", ceux qui partent du troisième niveau vers un niveau supérieur la "Série de Paschen (H)", etc...

Celle que l'on observe sur ta figure est la série de Balmer. Les électrons qui font une transition entre les niveaux L et M sont forment la raie , ceux qui transitent entre L et N la raie , etc...