Figure 1. radiotélescope

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1 O1 Activité 1 1) Replacez dans les cadre, sous le schéma, le type d'ondes correspondant :rayons X, infrarouge (IR), millimétrique ou micro-ondes (mm), rayons gamma (γ), visible (V), radio, ultraviolet (UV). Couverture de survie Courbe représentant les altitudes, en fonction de la longueur d'onde, où le rayonnement est atténué de 99% par l'atmosphère (Gerbaldi, 1980) Figure 1 2) Quelles sont les ondes que l'on peut recevoir sur Terre. Expliquer. 3) Pourquoi pour les ondes de faibles longueurs d'ondes, parle-ton de couverture de survie? 4) Quel est le lien entre la fréquence et la longueur d'onde de ces ondes électromagnétiques? 5) Dans quel domaine se situe la raie 21 cm de l'hydrogène? Avec quel appareil peut-on l'observer? Qu'est-ce que cela à permis au niveau de la voie lactée 6) Quel est le domaine de longueur d'onde des IR. Expliquer pourquoi les télescopes servant à capter ces ondes doivent être placés en altitude et plutôt dans dans régions sèches et pourquoi d'autres sont envoyés dans l'espace. 7) Que peut-on détecter grâce à ces IR? 8) Indiquer pour chaque domaine de longueur d'onde les observations que l'ont peut faire et les résumer sur le document en annexe. 9) Indiquer ce qu'est une nébuleuse, une super novae. (à détailler) 10) Comment faire pour voir ce qui se passe derrière un nuage de gaz? 11) Dans le document vidéo, on indique que la voie lactée a un diamètre de billions de km et que la lumière met ans pour aller d'un bout à l'autre de cette Galaxie. Ces deux valeurs sont-elles compatibles? LES DEBUTS DE LA RADIOASTROSTRONOMIE En 1880, Edison proposa d'observer le Soleil en utilisant un radiotélescope. Après radiotélescope quelques essais infructueux ceux-ci furent définitivement abandonnés lorsqu'à partir des lois de Planck, on estima en 1902 que le rayonnement émis par le Soleil était proche d'un rayonnement thermique de K et qu'il était par conséquent inutile de chercher à faire des observations dans le domaine des ondes radio, où l'intensité du flux émis était bien trop faible. Il faut attendre 1932 et la découverte fortuite par C.Jansky de l'émission galactique (l = 14,6 m) pour le début de la radioastronomie qui ne démarra réellement qu'après la seconde guerre mondiale en bénéficiant des progrès des techniques radars. Les premières observations se font à de grandes longueurs d'onde pour lesquelles les récepteurs sont les plus faciles à construire. En 1944, un astronome hollandais, Van de Hulst prédit la production de rayonnement dans le domaine radio par des raies correspondant à la transition entre deux sous niveaux du niveau fondamental de l'atome d'hydrogène. Cette raie située à 21 cm fut observée dès 1951 et permettra l'investigation de la répartition de l'hydrogène neutre dans la Galaxie et un peu plus tard dans des galaxies lointaines. ABSORPTION ATMOSPHÉRIQUE EN INFRA-ROUGE (figure 2) Elle est variable en fonction des conditions météorologiques. Cette absorption est due essentiellement à la vapeur d'eau, à l'eau liquide (nuages, brouillard), au gaz carbonique CO 2, au CH 4, à l'ozone O 3. Il faut également tenir compte de la diffusion par les molécules. La figure 2 montre le facteur de transmission, en fonction de la longueur d'onde résultant de l'absorption parh 2 O et CO 2, pour une altitude de 2 km, On remarque que les observations dans l'i.r. ne peuvent se faire que pour certains domaines spectraux qu'on appelle "fenêtres d'observations I.R.". La lumière infrarouge étant en partie absorbée par la vapeur d eau contenue dans l atmosphère terrestre. La plupart des télescopes à infrarouge sont situé à des altitudes élevées ou en orbite tel que le télescope spatial Spitzer, IRAS (Infrared Astronomical Satellite) ou l observatoire spatial Herschel.

2 L'ASTRONOMIE INFRA-ROUGE ET SUB-MILLIMETRIQUE C'est dans ce domaine que les objets "froids" de l'univers émettent le plus d'énergie et donc sont le plus facilement observables. L'appellation "objets froids" recouvre l'ensemble des objets célestes dont la température est inférieure à quelques centaines de degrés Kelvin. Ils sont nombreux et se rencontrent à toutes les échelles de l'univers, des planètes très proches de nous, jusqu'au rayonnement fossile de l'univers. Ce domaine est donc favorable à l'observation des étoiles en cours de formation ou en fin de vie. Dans les deux cas, ce sont les nuages de poussières qui les entourent qui émettent des radiations IR conséquences du chauffage qu'ils subissent par les étoiles voisines. Par ailleurs, l'observation du ciel dans ce domaine est particulièrement utilisée pour l'étude de notre propre galaxie (sa partie centrale, inobservable dans le visible en raison de l'écran de matière interstellaire, libère une forte énergie IR), pour celle des autres galaxies (celles à petit noyau très lumineux émettent un gigantesque rayonnement IR) ainsi que pour celle de l'atmosphère des planètes du système solaire. Dans ce domaine de longueurs d'ondes, la France est impliquée au niveau instrumental tout autant qu'à celui de l'analyse scientifique : le CNES a soutenu le développement du spectromètre acousto-optique (SAO), qui a été embarqué à bord du satellite suédois ODIN lancé en L'instrument français permet d'observer les transitions moléculaires dans le domaine millimétrique et le submillimétrique afin d'étudier les processus physico-chimiques qui conduisent à la formation des étoiles dans le milieu interstellaire. LES OBSERVATIONS DANS LE DOMAINE VISIBLE ET ULTRA-VIOLET Les télescopes spatiaux fonctionnant dans le domaine du visible permettent d'étudier des objets célestes cent fois moins lumineux que ceux observés du sol. L'émission astronomique dans l'ultraviolet est pratiquement inobservable au sol en raison de l'opacité des divers constituants atmosphériques (ozone, oxygène, vapeur d'eau,...). C'est dans l'uv que les étoiles chaudes émettent l'essentiel de leur énergie (c'est souvent le rayonnement UV qui ionise les nuages interstellaires, lesquels réémettent des radiations IR ou visibles). C'est aussi dans ce domaine qu'on peut réaliser l'étude du milieu interstellaire à partir duquel les étoiles se forment et dans lequel les explosions stellaires (supernovae) et les éjections de matière (novae, étoiles éruptives) transfèrent une partie des éléments formés dans les étoiles. Ce domaine de longueurs d'ondes est donc essentiel pour étudier l'évolution des étoiles. Le domaine visible reste celui où il est possible d'atteindre les meilleures performances instrumentales que ce soit au niveau de la résolution angulaire ou de la photométrie. Ce domaine d'investigation reste donc très utilisé par les scientifiques. L'ultraviolet émane de sources chaudes : naines blanches, étoiles à neutrons. L'ASTRONOMIE X Les rayons X peuvent être émis par les atomes chauffés à hautes températures ou lors d'interactions entre des électrons de grande énergie et d'autres particules ou champs magnétiques. Les sources X peuvent être périodiques (pulsars, binaires à éclipse dont une composante est une source X) ou non périodiques : des radiogalaxies, des pulsars, des étoiles, des novas, des quasars émettent des radiations X. Ces dernières années, l'astronomie X a connu une révolution avec la mise en œuvre de la technique de focalisation des rayons X. La mission XMM-Newton d a permis d'identifier individuellement les sources X de notre galaxie et de mettre en évidence, au centre de la Voie Lactée un trou noir de plusieurs milliers de fois la masse du soleil. On sait qu'un trou noir a la capacité d'attirer la matière environnante, en particulier celle des étoiles voisines. Au cours de cette attraction, le gaz s'échauffe et émet un rayonnement détectable par XMM-Newton. Le plus connu des télescopes X est l'observatoire spatial X Chandra. Il a fourni des informations nouvelles inattendues comme des images du trou noir supermassif au centre de la Voie Lactée, ou certaines images de restes de supernova. L'ASTRONOMIE DES HAUTES ENERGIES (GAMMA) Le développement de détecteurs capables de mesurer le rayonnement de très haute énergie (typiquement entre quelques centaines de kev et quelques dizaines de MeV) a permis l'observation détaillée des processus violents de l'univers (novae, supernovae, galaxies actives, etc.), que l'on observait jusqu'à présent essentiellement dans le visible. Ces phénomènes violents produisent des particules de très hautes énergies : les rayons cosmiques (mélange de protons et de noyaux auxquels s'ajoutent une faible proportion d'électrons). De l'interaction de ces rayons cosmiques avec la matière, les champs magnétiques et la lumière, naissent des photons Gamma. Ceux ci se propagent en ligne droite et apportent des informations sur leur lieu d'origine. L'observation Gamma est alors un outil unique pour localiser et étudier les sites où se produisent les grands transferts d'énergie associés aux interactions de particules ou aux processus nucléaires. L'astronomie gamma, par l'étude des processus violents, permet d'étudier les phases ultimes de l'évolution des étoiles : pulsars, étoiles à neutrons, trous noirs. Sources :

3 Activité 1 : corrigé 1) voir annexe 2) D'après la figure 1, on peut recevoir le visible, une partie des UV et des IR, une petite partie des ondes milllimétriques et une très grande partie des ondes radio. 3) Ces ondes sont nocives pour l'organisme humain et pour la vie en général. Les quelques kilomètres de la basse atmosphère arrêtent ces rayonnements et constituent une ''couverture de survie ''. 4) λ= ν c c étant la vitesse de la lumière. 5) On détecte la raie 21 cm de l'hydrogène avec un radiotélescope ( ondes radio). Ce rayonnement est observable sur Terre. On a pu ainsi évaluer la répartition de l'hydrogène dans la galaxie. 6) Les longueurs d'ondes des IR sont comprises entre 0,780 et 300 micromètres. Ces IR sont plus ou moins absorbés par l'eau et le Co2 de l'air. Une atmosphère seiche facilite leur transmission. Il faut positionner les télescopes dans des régions arides. Cependant une partie de ces ondes n'arrive pas au sol. Pour les observer, il faut donc envoyer un télescope dans l'espace. 7) On peut détecter en oservant ces IR des objets froids ( planètes, étoiles en cours de formation ou en fin de vie) 8) Galaxies actives, supernovae, suivi de l'évolution des étoiles Pulsar, quasar, trou noir Étoile, planète proche, naine blanche, étoile à neutron Objets froids, planètes, rayonnement fossiles, matière interstellaire Raies de certains éléments chimiques

4 A retenir L'observation astronomique se fait dans toutes les gammes de longueurs d'ondes du rayonnement électromagnétique. Cependant, de nombreuses radiations ne sont pas observables sur Terre car elles sont absorbées par l'atmosphère terrestre. Les télescopes sont généralement placés en altitude ou dans des régions arides. Dans le premier cas, on limite la couche atmosphérique, dans le deuxième cas la vapeur d'eau est en présence limitée dans l'atmosphère. Pour certains rayonnements électromagnétiques et pour limiter la diffusion due à l'atmosphère, on utilise des télescopes spatiaux tel Hubble. L'univers est parcouru par des noyaux atomiques et des particules élémentaires (protons, électrons,neutrons, neutrinos, muons,..). se déplaçant à grande vitesse : c'est le rayonnement cosmique qui aurait pour origine les supernovas A retenir Pour étudier les ondes, il faut pouvoir les détecter. Pour cela l'homme a inventé toutes sortes d'appareils selon le type d'ondes. Des radios télescopes, des capteurs CCD intégrant pour certains des photodiodes, des antennes, des paraboles, permettent de détecter des ondes électromagnétiques. Des sismographes (doc 5 p 24) permettent de détecter les ondes sismiques. Un micro ou nos tympans permet de détecter les ondes sonores (partie développée au chapitre suivant) Des bouées de haute technologie permettent de détecter la houle. Des compteurs Geiger ou des balises Crirad détectent des particules radioactives. Une chambre à brouillard permet de détecter des muons. Pour information

5 La chambre à fils (inventée par Georges Charpak, physicien français, qui a obtenu le prix nobel de physique en 1992 pour cette découverte) permet de détecter des particules chargées et d'obtenir facilement leurs trajectoires. Ce procédé est utilisé dans le HLC (le grand colisionneur du CERN), HLC qui a permis de détecter le boson de Higgs, particule qui explique la masse de la matière. Cette particule avait été prédite dans les années 60 mais sa détection confirme la théorie alors imaginée. et ouvre aussi l espoir d une «nouvelle compréhension de l Univers», affirme le Cern. A retenir L'observation astronomique se fait dans toutes les gammes de longueurs d'ondes du rayonnement électromagnétique. Cependant, de nombreuses radiations ne sont pas observables sur Terre car elles sont absorbées par l'atmosphère terrestre. Les télescopes sont généralement placés en altitude ou dans des régions arides. Dans le premier cas, on limite la couche atmosphérique, dans le deuxième cas la vapeur d'eau est en présence limitée dans l'atmosphère. Pour certains rayonnements électromagnétiques et pour limiter la diffusion due à l'atmosphère, on utilise des télescopes spatiaux tel Hubble. L'univers est parcouru par des noyaux atomiques et des particules élémentaires (protons, électrons,neutrons, neutrinos, muons,..). se déplaçant à grande vitesse : c'est le rayonnement cosmique qui aurait pour origine les supernovas A retenir Pour étudier les ondes, il faut pouvoir les détecter. Pour cela l'homme a inventé toutes sortes d'appareils selon le type d'ondes. Des radios télescopes, des capteurs CCD intégrant pour certains des photodiodes, des antennes, des paraboles, permettent de détecter des ondes électromagnétiques. Des sismographes (doc 5 p 24) permettent de détecter les ondes sismiques. Un micro ou nos tympans permet de détecter les ondes sonores (partie développée au chapitre suivant) Des bouées de haute technologie permettent de détecter la houle. Des compteurs Geiger ou des balises Crirad détectent des particules radioactives. Une chambre à brouillard permet de détecter des muons. Pour information

6 La chambre à fils (inventée par Georges Charpak, physicien français, qui a obtenu le prix nobel de physique en 1992 pour cette découverte) permet de détecter des particules chargées et d'obtenir facilement leurs trajectoires. Ce procédé est utilisé dans le HLC (le grand colisionneur du CERN), HLC qui a permis de détecter le boson de Higgs, particule qui explique la masse de la matière. Cette particule avait été prédite dans les années 60 mais sa détection confirme la théorie alors imaginée. et ouvre aussi l espoir d une «nouvelle compréhension de l Univers», affirme le Cern.

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