L'astronomie de l'invisible...

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1 L'astronomie de l'invisible... Cité Scolaire du Maréchal Lannes Place Brossolette LECTOURE S. DELBES

2 1. Comment émettre de la lumière?

3 1.a. Emission lumineuse d'origine thermique Température > -273 C (= 0 K) (= zéro absolu) agitation des particules (atomes, molécules, ) émission lumineuse Le spectre de la lumière émise dépend de la température de la source. Ce spectre est toutefois continu.

4 Evolution de l'intensité lumineuse émise en fonction de la longueur d'onde, pour des corps pris à à différentes températures... Rγ RX UV R visible IR MO OR

5 Evolution de l'intensité lumineuse émise en fonction de la longueur d'onde, pour des corps pris à à différentes températures... Rγ RX UV Un corps «chaud», émet surtout du côté des Rayons UV... Il émet ainsi beaucoup d'énegie. R visible IR MO OR Un corps «froid», émet surtout dans le domaine des Ondes Radio... Il émet toutefois peu d'énegie lumineuse.

6 Etoiles plus chaudes que le Soleil Etoiles plus «froides» que le Soleil Soleil: température de surface à environ C Corps humain: température de surface à environ 37 C

7 1.b. Emission/absorption lumineuse liées à une transition électronique dans des atomes ou des molécules Dans un atome ou une molécule, les électrons ne peuvent pas avoir n'importe quelle énergie. Celle-ci ne peut varier que par paliers. Tout se passe comme s'ils étaient situés sur des «couches» bien définies. Exemple de l'atome d'hydrogène (H) (cas le plus simple): énergie N M Couche K Couche L Couche M NOYAU p+ L Couche N Couche... K Electron sur la couche K (de plus basse énergie) situation la plus stable = «état fondamental»

8 Mais les atomes et les molécules ne restent pas toujours dans leur état fondamental (ou état le plus stable)! - Prenons par exemple un gaz traversé par la lumière d'une lampe à incandescence (qui a un spectre continu)... Gaz d'atomes X?? Quelle lumière va-t-on obtenir de l'autre côté?

9 Les atomes du gaz X vont absorber les radiations qui leur permettent de changer de couche. Certaines couleurs vont donc disparaître du spectre. Gaz d'atomes X? énergie N M Couche K Couche L Couche M NOYAU p+ L Couche N Couche... K Il y a eu absorption de certaines radiations. On parle de spectre de raies d'absorption.

10 Les atomes du gaz X sont alors excités. Ils ne peuvent pas rester ainsi très longtemps. Inversement, ils vont donc revenir sur leurs couches initiales en émettant leur énergie excédentaire, sous forme de radiations. Gaz d'atomes X EXCITES énergie N M Couche K Couche L Couche M NOYAU p+ L Couche N Couche... K Il y a eu émission de certaines radiations. On parle de spectre de raies d'émission.

11 Chaque atome, chaque molécule peut ainsi émettre ou absorber des radiations lumineuses bien précises, en fonction des niveaux d'énergie qu'il propose à ses électrons. Un spectre de raies, d'émission ou d'absorption, permet ainsi d'identifier des atomes et des molécules. Exemples: spectres d'émission de quelques atomes. H He Hg U

12 Un exemple: observons le spectre d'une étoile, le Soleil, de plus en plus près... De «loin» d'abord, il semble parfaitement continu, et il ressemble au spectre d'une «vulgaire» lampe à incandescence:

13 Mais en y regardant de plus près... Sur un fond continu, typique d'une émission d'origine thermique, on trouve une multitude de raies d'absorption!

14 La lumière du Soleil est bien d'origine thermique. Les réactions nucléaires chauffent son coeur à environ C, et sa surface à environ C. Cela crée une importante agitation thermique d'où résulte une émission lumineuse... MAIS, avant de nous parvenir cette lumière traverse l'atmosphère solaire, appelée chromosphère: là, de nombreux atomes, et même quelques molécules absorbent une partie de la lumière émise. Cela explique qu'on se retrouve finalement avec un spectre de raies d'absorption! La lumière «part» de la photosphère... Zone radiative Zone convective Photosphère Chromosphère noyau Et traverse ensuite la chromosphère!

15 Les raies d'absorption permettent d'identifier les gaz présents dans la chromosphère! On retrouve la même situation pour toutes les étoiles!

16 1.c. Emission/absorption lumineuse liées aux mouvements internes d'une molécule. Dans une molécule, les atomes sont «liés» les uns aux autres, mais ils ne sont pas complètement fixes. Les liaisons entre eux peuvent vibrer, un peu comme s'ils étaient liés par des ressorts... Une molécule peut aussi tourner sur elle-même, ou même «se tordre»... Exemple: molécule d'eau... O H H Chacun de ces mouvements internes, s'accompagne d'une absorption, ou d'une émission de radiations lumineuses, à des longueurs d'onde bien précises, caractéristiques de la molécule concernée. La lumière émise ou absorbée se trouve en général dans le domaine des Infra-rouges ou des ondes Radio...

17 1.d. Emission/absorption lumineuse liées au «spin» des électrons. «Tout se passe comme si»... un électron appartenant à un atome tournait sur lui-même... Il peut arriver qu'un électron (particule chargée) inverse son sens de rotation sur lui-même. Une onde lumineuse est alors émise, à une longueur d'onde bien précise, caractéristique de l'atome auquel l'électron appartient... Lumière émise Inversion du spin N.B.: «To spin» = tourner (en anglais) Un exemple important en astronomie: Ce phénomène peut notamment arriver à l'électron d'un atome d'hydrogène... C'est rare...mais comme il y a beaucoup d'atomes d'hydrogène dans l'univers, cela peut permettre d'y repérer la présence d'hydrogène. Les atomes d'hydrogène se manifestent alors par une émission d'ondes Radio à la longueur d'onde de 21 cm.

18 1.e. Emission lumineuse liée à l'accélération d'une particule chargée. Accélérée par un champ magnétique ou un champ électrique, n'importe quelle particule chargée (électrons, protons, ions, ) émet de la lumière! Visualisation de particules en mouvement, dans une chambre à bulles. Et des champs magnétiques il y en a dans l'univers! Ceux crées par les étoiles sont notamment très intenses.

19 Bilan Inversion du spin d'un électron Accélération de particules chargées par un champ magnétique ou par un champ électrique Agitation thermique T > C Transitions électroniques dans des atomes ou des molécules Emission de lumière Mouvements internes dans une molécule (torsions, vibrations, rotations,..)

20 2. Le spectre de la lumière.

21 Le spectre de la lumière (Microondes) 400 nm fréquence énergie 800 nm

22 Ce que révèlent les ondes Radio... - Elles passent sans peine à travers les nuages de poussière et de gaz permettent de repérer étoiles et galaxies cachées par ces nuages. - Permettent de repérer l'hydrogène grâce à sa raie d'émission caractéristique à 21 cm (inversion du spin de l'électron). - Permettent aussi le repérage des pulsars (étoile très dense, cadavre d'une grosse étoile, qui tourne très rapidement en émettant des ondes Radio, grâce à son champ magnétique puissant). - Permettent le repérage de quasars (galaxies les plus lointaines, vues telles qu'elles étaient «peu après» le big bang, et qui n'apparaissent que comme des points dans le visible). - Nous donnent la plus ancienne image possible de l'univers («fond diffus cosmologique»): environ ans après le big bang, les électrons ont été capturés par les noyaux, et l'univers a ainsi pu libérer ses premières lumières. Elles nous parviennent aujourd'hui sous forme d'ondes Radio...

23 Pulsar (Ondes radio) Fond diffus cosmologique (Ondes radio)

24 Ce que révèlent les Infra-Rouges... - Permettent de repérer des sources très faibles, telles que les poussières et les gaz froids. - Permettent de repérer certaines molécules...

25 Ce que révèlent les lumières visibles... - La température, la composition et la distance des étoiles, des galaxies, des nébuleuses, - Les mouvements des astres. - L'évolution des astres. - Le passé de l'univers...

26 Ce que révèlent les Ultra-Violets... - Permettent de repérer les étoiles les plus chaudes, et les gaz les plus chauds. - Permettent de repérer le dihydrogène (H2, molécule la plus répandue de l'univers), ainsi que le deutérium (21H, isotope de l'hydrogène, formé principalement pendant le big bang).

27 Ce que révèlent les Rayons X... - Permettent de repérer les zones les plus chaudes de l'univers (plusieurs millions de degrés Celsius). - Permettent de repérer les zones les plus denses (étoiles à neutrons, trous noirs,...). - Permettent de repérer des «zones agitées»: étoiles binaires X (une étoile très dense, absorbe une voisine), les résidus de supernovae.

28 Ce que révèlent les Rayons γ... - Permettent de repérer les phénomènes les plus violents de l'univers: températures les plus élevées, jets de matière de part et d'autres d'un trou noir,...

29 3. Comment capter cette lumière?

30 Les ondes lumineuses qui peuvent traverser l'atmosphère terrestre...

31 Schéma de principe d'un radiotélescope Surface parabolique

32 Radiotélescope de Parkes (Australie) Diamètre = 64 m Surface parabolique

33 Radiotélescope d'aricebo (île de Porto Rico) (1963) Diamètre = 305 m Surface sphérique

34 Radiotélescope de Nancay (France, Sologne) (1965) Diamètre = 100 m Surface parabolique

35 Radiotélescope V.L.A. (Very Large Array) (Nouveau Mexique) 27 antennes de 25 m de diamètre Système interférentiel Surfaces paraboliques

36 Télescope spatial I.R.A.S. (lancé en 1983) Diamètre = 57 cm Surface parabolique Télescope spatial I.S.O. (lancé en 1995) Diamètre = 85 cm Surface parabolique

37 Télescope spatial I.R. Spitzer (lancé en 2003) Diamètre = 85 cm Surface parabolique

38 Observatoire du Pic du Midi (France, Pyrénées) (2877 m d'altitude) Diamètre du plus grand télescope = 2 m Surface parabolique

39 Observatoire au sommet du volcan Mauna Kea (Hawaï) (4205 m d'altitude) Plusieurs télescopes travaillant dans plusieurs domaines (radio, I.R., visible) Diamètre du plus grand télescope dans le visible = 8,2 m Surface parabolique

40 Observatoire au sommet du Mont Cerro Paranal (désert d'atacama Chili) (2635 m d'altitude) 4 télescope principaux (miroirs paraboliques de 8,2 m de diamètre) + 4 télescopes auxiliaires (miroirs paraboliques de 1,8 m de diamètre) Domaines visible et I.R. Fonctionnement séparé... ou en interférométrie (on obtient alors l'équivalent d'un télescope de 200 m de diamètre!)

41 Télescope spatial Hubble (lancé en 1990) Diamètre = 2,4 m Surface parabolique

42 Télescope Spatial F.U.S.E. (Far UltraViolet Spectroscopic Explorer) (lancé en 1999) Diamètre =? Surface?

43 Télescope Spatial GAL.E.X (GALaxy Evolution EXplorer) (lancé en 2003) Diamètre =? Surface?

44 Télescope Spatial X.M.M. Newton (X ray Multi Mirror) (lancé en 1999) Les rayons X traversent les miroirs traditionnels... Une technologie complètement différente est nécessaire!

45 Télescope Spatial C.G.R.O. (Compton Gamma Ray Observatory) (lancé en 1991) Les rayons gamma traversent les miroirs traditionnels... Une technologie complètement différente est nécessaire!

46 4. Comment analyser les messages de la lumière?

47 Bibliographie: - Les couleurs de l'univers, Yaël Nazé, Ed. Belin (collection Pour la Science). - Lumières d'étoiles, André Brahic, Isabelle Grenier, Ed. Odile Jacob. - Astronomie et Astrophysique, Marc Séguin, Benoît Villeneuve, Ed. De Boeck Université réponses à vos questions sur l'astronomie, Pierre-Yves Bely, Carol Christian, Jean-René Roy, Ed. Gerfaut. - Les six visages du Soleil et de la Voie lactée, Azar Khalatbari, article du magazine Sciences et Avenir, hors série de mai-juin Les ondes électromagnétiques, Revue mensuelle du Palais de la Découverte, N 295 (février 2002).

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