Les ondes électromagnétiques L architecture de l Univers

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1 Les ondes électromagnétiques L architecture de l Univers

2 L astronomie L astronomie est essentiellement une science d observation Toute l information sur l univers provient de la lumière qui arrive jusqu à nous Constance de la vitesse de la lumière -> voyage dans le temps Jusque dans les années 1940: uniquement optique (visible), puis radioastronomie et ouverture aux autres longueurs d ondes

3 La lumière blanche et les couleurs Réfraction: la lumière se propage dans un solide transparent a une vitesse c qui dépend de sa longueur d onde/fréquence Principe: -> angle de réfraction dans le vide: c est constant Application: le prisme α 2 c2 c 1 α 1 rayon de lumière sin α 1 c 1 sin α 2 c 2

4 Interférence et diffraction Aspect ondulatoire de la lumière Si deux ondes lumineuses de même amplitude et même longueur d onde se rencontrent avec un décalage d une demi période, leur somme est nulle = d sin θ Interférence constructive: = n λ Interférence destructive: = (n+1/2) λ

5 Les ondes électromagnétiques c=λ x ν c: vitesse de la lumière λ: longueur d onde ν: fréquence

6 La structure d un atome Composantes: noyau (protons+neutrons), électrons Modèle de Bohr: les électrons sont sur des orbites autour du noyau (comme les planètes autour du soleil), les orbites sont discrètes Le modèle de Bohr est trop simple -> mécanique quantique -> description de la localisation de l électron en terme de probabilité niveau d énergie chaque flèche correspond a l émission d un photon d une énergie qui correspond a la différence des énergies entre deux niveaux d énergie

7 Le photon Nature corpusculaire de la lumière Théorie quantique: compatibilité entre l aspect ondulatoire et l aspect corpusculaire Energie d un photon: E=hν, ou h est la constante de Planck

8 Le processus d émission des ondes électromagnétiques L émission continue toute particule ionisée qui est accélérée ou freinée émet un photon électron libre -> électron lié: émission d un photon d une fréquence aléatoire Émission des raies atomiques passage d un électron d un niveau d énergie a un niveau d énergie plus bas -> émission d un photon d une fréquence précise

9 Les processus d émission Le corps noir Le continu thermique : le corps noir idéalement le corps noir est un corps opaque, isolé, à une température constante. Son émission à une longueur d onde donnée ne dépend que de la température et est défini par la fonction de Planck : Intensité du rayonnement: dλ dλ c: vitesse de la lumière λ: longueur d onde T: température en Kelvin

10 La température dans la vie quotidienne mesurée en degré Celsius en physique: mesurée en degré Kelvin (K) température absolue 1 K = 1 o K = 1 o C 0 K = -273 o C

11 La loi de Wien donne la longueur d onde du maximum d émission de la fonction de Planck Soleil Etre humain Nuage moléculaire 5500 K 310 K 15 K 0.5 µm 9 µm 200 µm visible IR radio le domaine de longueur d onde visible s étend de 0.4 à 0.8 µm La loi de Stephan-Boltzmann donne le flux total d énergie (intégré sur toutes les longueurs d ondes) émis par un corps noir à la température T : pour une étoile on a : la luminosité est une valeur intrinsèque à l étoile, contrairement à sa magnitude qui dépend de la distance

12 Lois de Kirchoff 1) un objet dense et chaud produit un spectre continu (corps noir). 2) si un corps froid peu dense est placé devant une source plus chaude, des raies en absorption apparaissent sur le spectre continu du corps chaud. 3) le corps froid émet un spectre en émission. Notez que le nuage froid peut apparaître en émission ou en absorption selon la nature du fond.

13 Les spectres stellaires Emission continue: Corps noir + Raies d absorption dues à l atmosphère stellaire

14 L effet Doppler L'effet Doppler est le décalage entre la fréquence de l'onde émise et de l'onde reçue lorsque l'émetteur et le récepteur sont en mouvement l'un par rapport à l'autre En optique: la lumière émise par une source qui se rapproche/s éloigne est plus bleue/rouge Déplacement en longueur d onde des raies d émission ou d absorption selon la vitesse radiale de la source

15 Spectre infrarouge d une galaxie spirale (Messier 82) = mélange d étoiles + gaz + poussière

16 L architecture de l Univers

17 L univers : des structures emboîtées Terre Système solaire Etoiles proches Galaxie Autres galaxies Grandes structures

18 L univers : des structures emboîtées Terre Système solaire Etoiles proches Galaxie Autres galaxies Grandes structures

19 Les distances des planètes 3ème loi de Kepler (1600) Mesurer les périodes de révolution P donne les distances a au Soleil si a = 1 UA (distance Terre-Soleil) si P = 1 an a 3 / P² P = 1

20 distances au Soleil périodes millions km UA ans Mercure 58 0,39 0,24 Venus 108 0,72 0,62 Terre Mars 228 1,52 1, astéroïdes. Jupiter 780 5,2 11,86 Saturne1400 9,5 29,5 Uranus ,2 84 Neptune Pluton

21 La distance aux étoiles le principe de la parallaxe annuelle

22 La distance aux étoiles parallaxe annuelle (Bessel 1883) ST D p p est toujours très petit et d autant plus petit que la distance est grande si p = 1 (arc seconde) soit le ème d un cercle alors p = ST / D = 1 / donc D = x ST avec ST = distance Terre Soleil = 1 Unité Astronomique => D = UA = 1 parsec = 3,26 AL pour un angle de parallaxe = p D (parsec) = 1 / p ( )

23 L unité de distance année-lumière 1 année-lumière = distance parcourue par la lumière en un an km en 1 seconde => (3x10 5 ) x 3600 x 24 x 365 en un an = milliards de km soit environ milliards de km = km = 1 AL

24 Proxima du Centaure = 4,3 AL (p = 0,75 arcsec) Sirius = 8,5 AL (p = 0,38 arcsec) Vega = 25 AL (p = 0,13 arcsec) => seules 10 étoiles sont plus proches que 10 AL => distances bien connues jusqu à AL

25 Les étoiles d une constellation ne sont pas à la même distance

26 Les Céphéides Étoiles variables Période: jours Pulsation radiale Variabilité caractéristique Relation période luminosité Comparaison entre éclat observé et luminosité -> distance

27 La Galaxie de «La Voie Lactée» 1784: Herschel propose la famille d étoiles «galaxie» 1917: Shapley mesure la dimension de la Galaxie et la distance au centre galactique

28 1920 si la Galaxie (10 18 km) s étendait sur 100 km (10 8 mm) alors tout le Système solaire (10 10 km) aurait la taille d une tête d éd épingle

29 La distance aux galaxies Céphéides Supernovae (explosion d une étoile très massive) Decalage spectral par l expansion de l Univers (redshift) vitesse radiale systemique = distance

30 Les autres galaxies Galaxie d'andromède (Messier 31) Distance: 2,2 millions AL Groupe local Amas de la Vierge (~1000 galaxies) Distance: 50 millions AL

31 Les grandes structures Quasars Superamas de galaxies Distance: 10 à 20 milliards AL Distance: milliards AL

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