Introduction - Echelles de distances - La lumière

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1 Université Lille 1 Licence Sciences de la Vie, de la Terre et de l Environnement UE Sciences de l'univers Introduction à l astronomie et à l'astrophysique Introduction - Echelles de distances - La lumière 1/49

2 Bibliographie livre : Agnès Acker, Astronomie Astrophysique, Dunod, 2005 formation en ligne de l Observatoire de Paris : Astronomie et mécanique céleste Fenêtres sur l'univers cours disponible ici : cf. rubrique enseignement / documents pédagogiques 2/49

3 Plan du cours I. Introduction 1. Astronomie : une science pluridisciplinaire 2. Les différents sujets d'étude de l'astronomie II. Echelles de distances exemples; définition d unités de distance (unité astronomique, année-lumière, parsec) III. La lumière 1. Généralités 2. Les différents spectres de lumière 3. Le rayonnement du corps noir 4. L'effet Doppler-Fizeau 3/49

4 I. Introduction: 1. astronomie, une science pluridisciplinaire astronomie: vient du grec ancien loi des astres science de l'étude et de l observation des astres cherche à expliquer l origine, l évolution, les propriétés physiques et chimiques des astres science la plus ancienne 4/49

5 I. Introduction: 1. astronomie, une science pluridisciplinaire Antiquité: l'astronomie consiste principalement en l'astrométrie, i.e. la mesure de la position dans le ciel des étoiles et des planètes travaux de Kepler et Newton (XVII è siècle): naissance de la mécanique céleste description mathématique des mouvements des corps célestes sous l'action de la gravitation Aujourd hui: astronomie ''séparée'' en 2 grandes branches: observation construction/maintenance des instruments, acquisition de données, traitement des résultats théorie comprendre et prédire les phénomènes observés à l aide de modèles 5/49

6 I. Introduction: 1. astronomie, une science pluridisciplinaire définition: astrophysique = physique des astres branche de l'astronomie qui détermine les phénomènes physiques déduits de l'observation différents sujets d'étude, selon la région de l'espace ou le type de problème considéré différents modes d'observation, selon la longueur d'onde étudiée (radio, lumière visible, infrarouge, etc) 6/49

7 I. Introduction: 2. sujets d étude de l astronomie mécanique céleste: description du mouvement des objets célestes à l'aide de théories mathématiques et physiques 1687 : loi universelle de la gravitation d'isaac Newton Soleil: notre étoile, la plus étudiée 7/49

8 I. Introduction: 2. sujets d étude de l astronomie planétologie: étude des planètes, satellites, comètes, astéroïdes du système solaire (télescopes, sondes spatiales) détection et étude des planètes extrasolaires but: comprendre la formation et l'évolution des systèmes planétaires 8/49

9 I. Introduction: 2. sujets d étude de l astronomie astronomie stellaire: étude de la physique des étoiles, de leur évolution et de leur formation astronomie galactique: étude de notre galaxie, la Voie lactée structure, populations d'étoiles, milieu interstellaire (ex: nuages moléculaires H 2 où se forment les étoiles), etc 9/49

10 I. Introduction: 2. sujets d étude de l astronomie astronomie extra-galactique: formation et évolution des galaxies, morphologie et classification but: mieux comprendre les structures à grande échelle de l'univers cosmologie: étude de l'univers dans son ensemble théorie du Big Bang 10/49

11 II. Echelles de distances diamètre de la Terre D(Terre) = 1.3 x 10 7 m 11/49

12 II. Echelles de distances distance Terre-Lune d (Terre-Lune) = 3.8 x 10 8 m 12/49

13 II. Echelles de distances d (Terre-Soleil) = 1 unité astronomique (UA) ~ 1.5 x m (150 millions km) 13/49

14 II. Echelles de distances unités de distance en astronomie: unité astronomique (UA): distance Terre-Soleil 1 UA ~ 1.5 x m année-lumière (a.l.): distance parcourue par la lumière en 1 année vitesse de la lumière c ~ km.s -1 1 a.l. = 9,46 x m ~ m exemples: d (Terre-Lune) = 1.3 secondes-lumière d (Terre-Soleil) = 8 minutes-lumière 14/49

15 II. Echelles de distances Mercure Venus Terre Mars Jupiter Saturne Uranus 0.4 UA 0.7 UA 1.0 UA 1.5 UA 5.2 UA 0.8 x m 9.5 UA 19.2 UA planètes du système solaire Neptune 30 UA Pluton 40 UA 0.6 x m 15/49

16 II. Echelles de distances étoile la plus proche: Proxima du Centaure 4.2 a.l. ~ 0.4 x m amas des Pléiades 400 a.l. distance entre étoiles ~10 a.l. 16/49

17 II. Echelles de distances parallaxe (annuelle) p : le mouvement de la Terre autour du soleil se traduit par un mouvement apparent des étoiles du proche voisinage solaire, qui semblent parcourir une petite ellipse sur le fond des étoiles plus lointaines, fixes. p = angle sous lequel est vu le rayon de l orbite terrestre (1UA) 17/49

18 II. Echelles de distances unité d'angle : la seconde d'arc 1 = 60 (minutes d arc) 1 = 60 (secondes d arc) donc 1 = 3600 radian = 180 donc 1 rad = (180 x 3600) / = ordres de grandeur : diamètre angulaire du Soleil ou de la Lune ~ 0.5 = 30 limite résolution oeil humain ~ 2 parallaxe de Proxima du Centaure ~ /49

19 II. Echelles de distances parsec (parallax second, noté pc) = distance pour laquelle la parallaxe vaut 1 seconde d arc 1 pc = 1 UA / (1'' en radian) 1 pc = UA ~ 3.1 x m ~ 3.3 a.l. Ainsi une étoile de parallaxe p, exprimée en secondes d arc, est à une distance 1 / p, exprimée en pc. d (parsec) = 1 / p (arcsec) 19/49

20 II. Echelles de distances notre galaxie : la Voie lactée distances interstellaires ~ 1 pc Andromède (d~ 2,5 M a.l) 20/49

21 II. Echelles de distances D (galaxie) ~ 30 kpc ~ a.l. ~ m épaisseur ~ 2 kpc contient environ 100 milliards d'étoiles Soleil à ~ a.l. du centre de la galaxie révolution en ~ 230 millions d'années avec une vitesse ~ 230 km.s -1 21/49

22 II. Echelles de distances D (amas de galaxies) ~ 10 M a.l. ~ m distances inter-galactiques : quelques Mpc d (galaxies les plus lointaines) ~ 10 G a.l. ~ m 22/49

23 II. Echelles de distances distance à partir de la Terre: Lune Soleil Pluton Proxima du Centaure centre de la Voie Lactée diamètre de la Voie Lactée galaxie d'andromède diamètre amas de galaxies diamètre de l'univers observable 1,3 seconde-lumière 8 minutes-lumière 5,5 heures-lumière 4,2 a.l a.l a.l. 2,5 M a.l. 10 M a.l. 45 G a.l. 23/49

24 III. La lumière 24/49

25 III. La lumière: 1. généralités information en astronomie provient principalement de la détection et de l'analyse du rayonnement spectroscopie = analyse du rayonnement électromagnétique dans ses différentes longueurs d'ondes l'analyse du rayonnement émis/absorbé par les atomes d'un gaz renseigne sur ses propriétés physiques (température, pression, densité, composition,..) spectre du Soleil 25/49

26 III. La lumière: 1. généralités radio > 0.3 mm - système radar entre 0.3 et 2500 mm - ionosphère réfléchissante si l >15m IR 0.3 mm - permet la détection de zones chaudes 760 nm - absorption atmosphérique (vapeur d'eau) sauf pour certaines fenêtres visible 760 nm - rouge 390 nm - bleu UV 390 nm - très énergétique, filtré par l'atmosphère 20 nm X 20 nm - très énergétique, filtré par l'atmosphère nm < nm - émis en masse lors des réactions nucléaires, destructeur pour le vivant, stoppé par l'atmosphère 26/49

27 III. La lumière: 1. généralités atmosphère terrestre = protecteur efficace variations de l'absorption atmosphérique du rayonnement électromagnétique en fonction de la longueur d'onde et de l'altitude du lieu d'observation 27/49

28 III. La lumière: 1. généralités observations terrestres: visible, proche IR et radio lunettes, télescopes, radiotélescopes + photographie, CCD, spectroscopie dégradation de la qualité des informations due à l atmosphère ( optique adaptative) observations spatiales: tout le spectre électromagnétique satellites astronomiques (Hubble, Planck, Gaia, ) sondes spatiales (Voyager, Cassini, Rosetta ) avantage: élimination du filtre atmosphérique 28/49

29 III. La lumière: 1. généralités lunette - Observatoire de Lille télescope - VLT (ESO), Chili radiotélescope - VLA, USA télescope spatial, HST (NASA) 29/49

30 III. La lumière: 2. les différents spectres spectre continu décomposition de la lumière blanche du Soleil à l'aide d'un prisme éventail de couleurs la lumière blanche possède un spectre continu: passage d'une couleur à une autre sans interruption expérience: tout gaz à haute pression et à haute température donne naissance à un spectre continu de lumière 30/49

31 III. La lumière: 2. les différents spectres spectre de raies d'émission analyse de la lumière émise par une lampe à vapeur (ex. sodium) à l'aide d'un prisme (gaz peu dense et chaud) spectre discontinu, constitué d'un nombre limité de raies intenses sur un fond noir un gaz, à basse pression et à température élevée, émet une lumière constituée d'un nombre restreint de radiations = spectre de raies d'émission couleurs/positions des raies caractéristiques des atomes du gaz qui émettent ces radiations, i.e. chaque élément à l'état gazeux possède son propre spectre de raies 31/49

32 III. La lumière: 2. les différents spectres spectre d'absorption les atomes peuvent aussi absorber de la lumière, en faisant passer de la lumière blanche à travers un gaz froid et à basse pression, puis en dispersant cette lumière à l aide d un prisme le spectre de la lumière transmise est constitué de raies noires sur le fond coloré du spectre de la lumière blanche = spectre de raies d'absorption propriété: les raies d'absorption se produisent au même endroit que les raies d'émission (i.e. le gaz absorbe les radiations qu'il serait capable d'émettre s'il était chaud) 32/49

33 III. La lumière: 2. les différents spectres lois de Kirchoff: regroupent les conditions de formation des différents spectres un gaz chaud, à pression élevée, émet un rayonnement continu qui contient toutes les couleurs un gaz chaud, à basse pression, émet un rayonnement uniquement pour certaines couleurs bien spécifiques : le spectre de ce gaz présente des raies d'émission un gaz froid, à basse pression, situé après une source de rayonnement continu, en absorbe certaines couleurs, produisant ainsi dans le spectre des raies d'absorption 33/49

34 III. La lumière: 2. les différents spectres application lois qui permettent de comprendre les spectres des astres Soleil, étoiles émettent un spectre continu étoiles formées d'un gaz sous pression, à température élevée raies d'absorption dans le spectre du Soleil, qui caractérisent les éléments chimiques de son atmosphère (constituée d un gaz à basse pression) explication: température centre ~15 MK, surface 5800 K rayonnement continu émis par le gaz chaud absorbé par le gaz plus froid de l atmosphère spectres d émission observés dans les corps célestes (exemple : comètes) objets composés de gaz chaud à basse pression 34/49

35 III. La lumière: 3. le rayonnement du corps noir définition: un corps noir est un corps idéal totalement absorbant à toute radiation électromagnétique Un corps absorbant apparaît noir, d où le terme de corps noir raies en absorption: elles sont noires façade de maison: murs réfléchissants, ouvertures sombres (diffusés dans la pièce) 35/49

36 III. La lumière: 3. le rayonnement du corps noir exemples de corps noirs: 1. enceinte isotherme (four) munie d'une toute petite ouverture 2. Soleil traversée directe d un rayon solaire = 2 sec (à la vitesse de la lumière c) en réalité = 1 million d'années trajet de l'énergie = marche au hasard entrecoupée d'absorptions et de réémissions de photons Soleil très absorbant pour ses propres photons corps noir 36/49

37 III. La lumière: 3. le rayonnement du corps noir corps noir: objet qui absorbe toute l'énergie électromagnétique qu'il reçoit équilibre thermique spectre électromagnétique qui ne dépend que de la température 37/49

38 III. La lumière: 3. le rayonnement du corps noir P Sl (T) 38/49

39 III. La lumière: 3. le rayonnement du corps noir loi de Planck: émission d'un corps noir de température T P Sl (T)= 2 π h c 2 / [ l 5 ( exp( hc / lkt ) 1 ) ] P Sl (T) puissance spectrale émise par unité de surface (énergie (par unité de l) par seconde) Unité: W.m -1.m -2 c = 3 x 10 8 m.s -1 h = x J.s k = x J.K -1 vitesse de la lumière constante de Planck constante de Boltzmann 39/49

40 III. La lumière: 3. le rayonnement du corps noir constante de Planck h chaque photon (particule élémentaire médiatrice de l interaction électromagnétique) associé à une onde de fréquence n, possède une énergie proportionnelle à sa fréquence: énergie = h n = h c / l relation de Planck lien entre rayonnement et énergie constante de Boltzmann k constante de proportionnalité entrant dans la loi des gaz parfaits (pv=nkt) lien entre température et énergie thermique 40/49

41 III. La lumière: 3. le rayonnement du corps noir loi de Wien : maximum du spectre du corps noir longueur d'onde du maximum d'émission inversement proportionnelle à T l max T = cste = 2898 μm.k exprime le lien entre T et l, donc entre température et couleur T (K) l max domaine spectral étoile chaude nm UV soleil μm visible une étoile bleue est plus chaude qu'une étoile rouge 41/49

42 III. La lumière: 3. le rayonnement du corps noir loi de Stefan : énergie totale émise par seconde (puissance) et par unité de surface P S = P S l dl = s T 4 s = 5.67 x 10-8 W.m -2.K -4 constante de Stefan s = 2 π 5 k 4 / 15 c 2 h 3 42/49

43 III. La lumière: 3. le rayonnement du corps noir spectre du Soleil: à basse résolution spectrale, spectre du soleil = celui d'un corps noir de température 5777 K à plus haute résolution, raies d'absorption: signature de la présence des éléments constitutifs de l'atmosphère de l étoile 43/49

44 III. La lumière: 4. effet Doppler-Fizeau ciel profond vu par le télescope spatial Hubble (HST) rougissement des galaxies dû à l expansion de l'univers effet Doppler-Fizeau vitesse d éloignement des galaxies 44/49

45 III. La lumière: 4. effet Doppler-Fizeau période T d'une onde = durée qui sépare 2 passages successifs, par ex. son maximum, en un point donné longueur d onde : l = c. T un observateur (fixe) qui mesure T trouve une valeur différente, plus élevée si la source s éloigne de l observateur, plus courte si elle se rapproche T T 45/49

46 III. La lumière: 4. effet Doppler-Fizeau décalage vers le rouge des raies des galaxies lointaines entraînées par l'expansion de l'univers 46/49

47 III. La lumière: 4. effet Doppler-Fizeau décalage spectral : z = Δl / l = ( l observée l émise ) / l émise décalage Doppler-Fizeau : z = V R / c V R vitesse radiale de la source par rapport à l'observateur V R > 0 si éloignement rougissement V R < 0 si rapprochement bleuissement mesure du décalage spectral dans un spectre permet de calculer V R 47/49

48 III. La lumière: 4. effet Doppler-Fizeau 1842: Doppler explique que notre perception de la hauteur d'un son est altérée par le mouvement relatif de la source sonore par rapport à l'observateur 1848: Fizeau conclut que l'on peut détecter de faibles variations de longueurs d'onde des raies dans le spectre des étoiles 1868: Huggins réalise avec succès l'expérience mesure le décalage des raies de l'hydrogène dans le spectre de l'étoile Sirius et en déduit que cette étoile s'éloigne du soleil avec une vitesse V ~ 45 km.s -1 48/49

49 III. La lumière: 4. effet Doppler-Fizeau démonstration: cas où l'émetteur E s'éloigne d'un observateur O avec une vitesse V (<< c) sur la ligne de visée OE (vitesse radiale) E produit des signaux à des intervalles de temps réguliers Δt 1 er signal émis à l'instant t 1, distance OE 1 = r 2 ème signal émis à t 2 = t 1 + Δt, distance OE 2 = r + V ( t 2 - t 1 ) = r + V Δt O reçoit le 1 er signal à l'instant t' 1 = t 1 + durée de parcours du trajet = t 1 + OE 1 / c = t 1 + r / c 2 ème signal t' 2 = t 2 + OE 2 / c = t 2 + [ r + V Δt ] / c intervalle de temps qui sépare l'arrivée des 2 signaux t' 2 - t' 1 = t 2 - t 1 + V Δt / c = Δt + V Δt / c = Δt ( 1 + V / c ) pour observateur, intervalle perçu entre 2 signaux successifs celui de l'émission (plus grand si l'émetteur s'éloigne V>0, plus petit si l'émetteur se rapproche V<0) si durée Δt = période T de l onde (fréquence n = 1 / T et l = c T = c / n ): observateur perçoit un rayonnement de longueur d'onde l = l ( 1 + V / c ) i.e. un décalage Δl = l' l tel que Δl / l = V / c crédits des images : Observatoire de Paris UFE, ESO, NASA, HST, NOAO 49/49