CE QUE NOUS APPREND LA LUMIERE

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1 CE QUE NOUS APPREND LA LUMIERE JP. Maratrey - juin 2008 La matière a cette prpriété remarquable de puvir émettre u absrber de l énergie sus frme de phtns, c'est-à-dire sus frme de raynnement électrmagnétique, sus frme de lumière 1 au sens large (dans tutes les lngueurs d ndes, et pas uniquement dans le dmaine visible). De cette caractéristique de la matière snt nées tris principales branches de l astrnmie : L astrmétrie La phtmétrie La spectrmétrie qui étudie la psitin des astres, leur distance et leur muvement, autrement dit l rigine et la variatin dans l espace de l émissin lumineuse. qui étudie la quantité (luminsité) et de la qualité (culeur) de la lumière émise et leurs variatins dans le temps. qui étudie de qui est frmée la lumière émise en la décmpsant. L étude de la lumière, «cette bscure clarté qui tmbe des étiles» est une des rares surces de renseignement de l astrphysicien. Il dispse également (mais à dse «hmépathique») de l étude d autres particules que les phtns, cmme les neutrins u les rayns csmiques. On ne peut pas faire d expériences sur les étiles u les nuages de gaz. En astrnmie, l expérimentatin est remplacée par l bservatin de l existant. Heureusement, les étiles, les nuages de gaz et de pussières, les galaxies à différents stades de leur évlutin ne manquent pas C est dnc l bservatin qui, cnfrntée avec les théries, permet d avancer dans la cmpréhensin de l univers. L astrmétrie L astrmétrie (u astrnmie de psitin) est peut-être la plus ancienne branche de l astrnmie. De tus temps, les Hmmes nt étudié la psitin des astres et leur variatin seln l heure et les saisns 2. Cette discipline existait dans l antiquité 3, puisque Hipparque a réalisé le catalgue 4 d étiles le plus ancien cnnu (à nter qu il a également inventé l échelle des magnitudes, et est par cnséquent un pinnier de la phtmétrie). L astrmétrie est l util fndamental de la mécanique céleste, par l étude de la psitin, de la distance et du déplacement des astres 5, en particulier des planètes. C est par l étude des psitins de la planète Mars (réalisée par Tych Brahé, sans instrument d ptique, au curs du XVI ème siècle) que Kepler a pu énncer les tris lis fndamentales qui prtent sn nm 6, et qui nt ensuite été explicitées par la thérie de la gravitatin de Newtn 7. Pur faire prgresser l astrmétrie, il a été nécessaire de faire prgresser parallèlement la mesure du temps 8, caractéristique entrant en ligne de cmpte dans la mesure des vitesses, dnc des muvements des astres. Les premiers instruments de mesure pur l astrmétrie furent : Les cadrans slaires pur la mesure du temps Les astrlabes puis les sextants pur la mesure des angles 9 1

2 D autres utils nt été dévelppés, cmme par exemple le repérage dans le ciel par des systèmes de crdnnées 10, la gémétrie sphérique (la vûte céleste n est pas plane ), et les mathématiques 11 en général, puis les instruments d ptique 12. Côté mesure du temps, n est passé en ans du cadran slaire à l hrlge atmique. Plusieurs lgiciels existent au niveau amateur pur faire des «réductins astrmétriques», c est-à-dire repérer précisément les étiles sur une astrpht. On peut citer Iris, Prism, Astrmetrica et LagnAstrmétrie. Les distances : Cncernant les mesures de distances astrnmiques 13, tut a cmmencé avec l estimatin de la distance de la Terre au Sleil par Aristarque de Sams au III ème siècle avant JC. Aujurd hui, les distances des étiles prches snt mesurées très précisément par leur parallaxe. Entre 1989 et 1993, le satellite eurpéen Hipparcs a mesuré la parallaxe de plus de étiles prches avec une précisin d un millième de secnde d arc. Cette méthde a permis de psitinner très précisément les étiles présentes jusqu à al. Pur les bjets plus élignées, des méthdes indirectes snt utilisées : céphéides, Tully-Fisher u étude des supernvas Ia. Les vitesses de déplacement : L effet Dppler-Fizeau 14 permet de cnnaître la vitesse d une étile, d une galaxie, dans l axe de visée. En cmplétant par la mesure de la vitesse radiale, perpendiculaire à la vitesse dans la ligne de visée, n en déduit la valeur et la directin de la vitesse réelle. Pur évaluer la vitesse radiale, il faut faire des mesures de psitin des étiles à différents mments. Cela n est pssible avec suffisamment de précisin que pur les étiles prches, u les bjets se déplaçant très vite dans ce sens. Pur les galaxies élignées, le «muvement prpre» est négligeable devant la vitesse d élignement dans la ligne de visée. C est ainsi que la mesure du Red Shift des galaxies lintaines a incité Hubble à énncer sa célèbre li qui implique l expansin de l univers 15. Pur cnclure : Les résultats de l astrmétrie snt très imprtants. On peut citer : Muvement des planètes mécanique céleste 16 La psitin et le muvement des étiles, des galaxies Muvement des étiles multiples les unes autur des autres Muvement des bras des galaxies spirales Expansin de l univers Structure de l univers à grande échelle (superamas, murs, bulles ) La phtmétrie Les anciens grecs nus nt appris à évaluer la quantité de lumière que nus recevns des étiles. Les étiles qui apparaissaient les premières au crépuscule, les plus brillantes, étaient les étiles de première grandeur, puis venaient les étiles de deuxième grandeur et ainsi de suite jusqu à la sixième grandeur pur les étiles les plus faibles visibles à l œil nu. Il faut rappeler que dans ces temps reculés, la pllutin lumineuse et la pllutin chimique de l atmsphère n existaient pas. Heureux hmmes Beaucup plus tard, les astrnmes nt cnservé ces «grandeurs», en leur attribuant une définitin plus scientifique. C est l échelle des magnitudes 17. Les étiles de magnitude 1 (et mins, une magnitude puvant être négative) apparaissent les premières, puis viennent les étiles de magnitude 2, et ainsi de suite jusqu à la magnitude 6, cnsidérée en myenne cmme l éclat des plus faibles étiles visibles à l œil nu. 2

3 Mais l apparitin des instruments d ptique fait que nus puvns, grâce à eux, bserver des étiles encre plus faibles. L échelle des magnitudes s étend bien au-delà de la magnitude 6. Les plus grs instruments prfessinnels 18 détectent aujurd hui des étiles de magnitude supérieure à 30. L échelle des magnitudes est lgarithmique. Une étile de magnitude 1 est 2,512 fis plus lumineuse qu une étile de magnitude 2. Une étile de magnitude 10 est 100 fis mins lumineuse qu une étile de magnitude 5 (5 magnitudes cuvrent un facteur 2,512 5 = 100 en luminsité). Ntns au passage que plus l étile est brillante dans le ciel, plus le nmbre représentant sa magnitude est petit. L échelle de magnitude sert aussi à mesurer la luminsité d autres bjets que les étiles, cmme la Lune, les planètes, les nuages de gaz et de pussière, les galaxies Cntrairement aux étiles, ces bjets ne snt pas pnctuels, et il faut tenir cmpte de leur surface dans la mesure de leur magnitude. La magnitude du sleil à midi est de l rdre de -26, celle de la pleine lune de -12. L étile Véga a une magnitude de 0. L étile la plus prche du sleil, Prxima du Centaure, a une magnitude de 11 et est par cnséquent invisible à l œil nu, et même avec des jumelles (des jumelles 7 x 50 mènent à la magnitude de 9 envirn). L étude phtmétrique nus en apprend beaucup sur le fnctinnement d une étile. La physique et surtut la physique nucléaire permettent de mdéliser ce qui se passe à l intérieur des étiles 19, et de prédire leur luminsité. Les prédictins de ces théries snt cnfrntées à la phtmétrie expérimentale, ce qui permet d ajuster les mdèles aux bservatins. L héli-sismlgie étudie les très faibles pulsatins de la luminsité du sleil. Ces pulsatins snt la traductin en surface de ce qui se passe en prfndeur dans ntre étile. Cmme la sismlgie, qui permet de mdéliser l intérieur de la terre, cette science vient cmpléter ns cnnaissances de l intérieur du sleil. On sait dnc, sans jamais y être allé, que le centre du sleil cntient un nyau très dense et très chaud ù des réactins nucléaires nt lieu. Ce nyau est enturé d une cuche radiative, puis d une cuche cnvective en cntact avec la «surface», la phtsphère. Ces cnnaissances cncernant le sleil peuvent être étendues avec précautins aux autres étiles. L Hmme ne vit pas assez lngtemps pur bserver et étudier le cycle cmplet de vie d une étile. Une centaine d années cntre plusieurs milliards, le cmpte n y est pas! L bservatin de la luminsité et de la culeur de différentes étiles à différents stades de leur vie permet de recnstituer leur évlutin temprelle, de même qu en bservant une ppulatin d êtres humains de tus âges à un mment dnné unique, n serait capable de recnstituer une vie entière. On sait ainsi par ces études que plus la masse d une étile (en dehrs des stades de début et de fin de vie) et est grande, plus sa température sera élevée, et plus sa durée de vie sera curte. On sait également qu en fin de vie, quand le cmbustible nucléaire (l hydrgène) s épuise, l étile entre dans une phase de «géante ruge» : sn diamètre augmente, sa température de surface diminue, mais sn cœur est de plus en plus chaud, fait l bjet de réactins nucléaires de plus en plus vives, jusqu à l explsin, duce pur les petites étiles cmme le sleil, en supernva vilente pur les plus massives 20. En mesurant la magnitude, dnc la luminsité des étiles dans différentes lngueurs d ndes, n btient une bnne idée de sa culeur, qui elle-même nus renseigne sur sa température. En cnnaissant le stade d évlutin de l étile, n peut en déduire sa masse et sn rayn. On vit que la mesure des magnitudes dans différentes lngueurs d ndes apprte sn lt imprtant de renseignements. Le même type d étude sur les étiles d un amas glbulaire par exemple nus dnne en plus une apprximatin de sn âge 21. 3

4 La spectrmétrie En astrnmie, la spectrmétrie 22 est l étude du spectre de la lumière émise par un bjet astrnmique. Un spectre est la décmpsitin de la lumière émise par l astre, à l aide d un système dispersif (prisme u réseau de diffractin) qui va séparer les cmpsantes de la lumière seln leur culeur (lngueur d nde). L arc en ciel est un bn exemple naturel d un spectre du sleil frmé au travers des fines guttelettes d eau qui frment un nuage. Il existe tris types de spectres : Le spectre cntinu Le spectre en émissin Le spectre en absrptin On dit au physicien allemand Gustav Kirchhff, en cllabratin avec R. Bunsen (tus deux fndateurs de la spectrscpie), l énncé en 1859 de tris lis. Gustav Kirchhff est aussi l «inventeur» du crps nir en ère li de Kirchhff Un spectre cntinu est caractéristique d une émissin dans tutes les lngueurs d ndes. Tutes les culeurs snt présentes. Une lampe à filament de tungstène (une ampule électrique rdinaire) émet un spectre cntinu. Plus généralement, émettent un spectre cntinu, les gaz à pressin élevée, un liquide u un slide s ils snt chauffés. 2 ème li de Kirchhff Un spectre d émissin est frmé lrsque des atmes (d un gaz généralement) snt excités par une surce d énergie externe. Les atmes émettent alrs des phtns dans des lngueurs d ndes caractéristiques de leur nature. C est le cas des lampes à vapeur de sdium de certains lampadaires, des tubes nén, qui émettent des raies caractéristiques des éléments qui cmpse le gaz excité électriquement. Plus généralement, prduisent un spectre d émissin les gaz chauffés, à basse pressin). 3 ème li de Kirchhff Un spectre d absrptin est frmé lrsque la lumière d un spectre cntinu traverse un milieu gazeux. Les atmes du gaz absrbent les phtns crrespndant aux lngueurs d ndes caractéristiques des atmes du gaz. Le résultat est un spectre cntinu dans lequel apparaît des raies nires crrespndant aux lngueurs d ndes caractéristiques des atmes du gaz absrbant. Le spectre du sleil est un bn exemple de spectre d absrptin. Plus généralement, un spectre d absrptin est généré lrsqu un raynnement cntinu traverse un gaz frid à basse pressin. Ces lis décrivent l bservatin, mais n en dnnent pas d explicatin physique. Cette explicatin arrivera plus tard, vers 1920/1930, avec l avènement de la mécanique quantique. 4

5 La première applicatin de la spectrmétrie est dnc l étude chimique des astres 23, u plus exactement de leur atmsphère. Les raies d absrptin du spectre du sleil snt le signe de la présence, entre l émissin et l bservateur, d atmes particuliers au dessus de la «surface» du sleil (la phtsphère qui émet le spectre cntinu) : la curnne slaire et l atmsphère terrestre. Mais la cmpsitin chimique des astres n est pas le seul renseignement cntenu dans leur spectre. Citns : Le décalage des raies permettent de mesurer la vitesse de déplacement de l bjet sur la ligne de visée (Effet Dppler-Fizeau). L élargissement des raies, tujurs par effet Dppler-Fizeau, indiquent une vitesse de rtatin d une étile. Dans le cas d une galaxie, l élargissement de certaines bandes d absrptin furnit la vitesse de rtatin de cette galaxie, et par déductin dnne sa distance. La présence u l absence de certaines raies dans un spectre d absrptin permet sa classificatin, laquelle furnit sa température, puis sa luminsité et sa culeur, puis sn rayn, en appliquant les lis de la thermdynamique. On purrait ajuter à cette liste la déterminatin du champ magnétique d une étile, la densité d une nébuleuse En résumé L bservatin des muvements de la planète Saturne, l étude de sa luminsité, de sn spectre et une cnnaissance minimum de l astrphysique et de la thermdynamique nus dnnent à distance : Sa vitesse de rtatin (différentielle entre l équateur et les pôles) et sn aplatissement L inclinaisn de sn axe de rtatin La vitesse de rtatin de ses anneaux Sa distance au Sleil Sa durée de révlutin et tus ses éléments rbitaux cmme l inclinaisn de l rbite, l excentricité Sa cmpsitin chimique Sa température de surface Sn champ magnétique Sa structure interne (avec encre des incertitudes liées aux mdèles) La nature, la cmpsitin, la densité des anneaux Sa luminsité Sa prductin interne d énergie Sa masse Sn rayn Sa densité Bref, la lumière nus apprend beaucup sur les astres. 5

6 Les renvis dnnent les expsés Quasar 95 qui permettent d apprfndir le sujet. Les expsés snt dispnibles sur le site de Quasar 95 : 1 La lumière (G. Debinne) 2 L histire de l astrnmie avant Cpernic (G. Maugrin) 3 L arché-astrnmie (G. Maugrin) 4 Les catalgues d bjets (JP. Maratrey) 5 Eléments de mécanique céleste (G. Maugrin) 6 Les lis de Képler (G. Debinne) 7 Isaac Newtn (G. Debinne), Csmlgie Newtnnienne (G. Debinne) 8 Le temps (G. Debinne), le calendrier (G. Maugrin) 9 La navigatin astrnmique (G. Debinne) 10 Les systèmes de crdnnées (JP. Maratrey) 11 Initiatin aux maths (G. Debinne) 12 Instruments d bservatin (P. Arnaudet) 13 Les mesures de distances en astrnmie (JP. Maratrey), les échelles de distance dans l univers (JP. Maratrey) 14 Le Red Shift (JP. Maratrey) 15 Les preuves du Big Bang (JP. Maratrey), la csmlgie (JP. Maratrey) 16 Curs de mécanique (G. Debinne), Eléments de mécanique céleste (G. Maugrin) 17 Les magnitudes (JP. Maratrey) 18 Les télescpes prfessinnels (JP. Maratrey) 19 Le mdèle stellaire (JP. Maratrey) 20 Vie et mrt des étiles (O. Nérn), Naines blanches et pulsars (JP. Maratrey) 21 L âge de l univers (JP. Maratrey) 22 La spectrscpie et la classificatin des étiles (JP. Maratrey) 23 L astrchimie (JP. Maratrey) 6