LA LUMIERE EN ASTRONOMIE Que nous dit la lumière du cosmos? 8 octobre 2015 Jean-Luc BOISSEL 1
LA LUMIERE EN ASTRONOMIE 1. La lumière dans tous ses états 1.1 La lumière et ses interactions 1.2 Les télescopes 2. La lumière dans l Univers 2.1 Remonter le temps 2.2 Analyser la matière Que nous dit la lumière du cosmos? 3. La lumière dans notre galaxie 3.1 Comprendre notre soleil 3.2 Etudier les astres du système solaire 3.3 Détecter les exo planètes 2
1. La lumière dans tous ses états 1.1 La lumière et ses interactions Toute la lumière : le rayonnement électromagnétique 3
Pourquoi observer dans différentes longueurs d onde? Un Univers bien différent suivant le domaine de longueur d onde dans lequel on l observe 1. Domaine visible : Bulle en expansion et gaz chaud 1 2 2. Domaine x : Pulsar au milieu de la nébuleuse 3. Domaine infrarouge : Matière et grains de poussières 4. Domaine radio : Toute l étendue de la nébuleuse 10 a.l. (gaz et poussières) 3 4 4
L atmosphère filtre les rayons venus de l espace 5
La distance entraîne une dilution de la lumière étoile L La luminosité : L d Caractérise la lumière émise par l étoile Elle ne dépend que de ses caractéristiques L = fonction de : F observateur R : rayon de l astre T : température L «éclat» ou le flux : F Caractérise la lumière reçue Elle dépend de la surface du récepteur Elle dépend de la distance à la source Si d F La lumière est diluée dans l espace 6
La lumière reçue (par unité de surface) s affaiblit régulièrement avec la distance d F = L 4 π d 2 L : Évaluée au niveau de la source F : Mesuré dans un télescope d : Distance déduite 7
Le déplacement de la source modifie la longueur d onde décalage vers le bleu décalage vers le rouge L effet Doppler-Fizeau La valeur de la modification de la longueur d onde est directement liée à la vitesse de déplacement de la source 8
La lumière interagit avec la matière Lumière Etoile Gaz Poussières = atomes : hydrogène,? oxygène, carbone Na, Mg, K observateur Elle permet de donner la composition chimique d une étoile, d un gaz, de l atmosphère d une exo planète : hydrogène, oxygène, azote, silicium, fer 9
La lumière interagit avec la matière Lumière Atome stable : électron sur une couche de basse énergie Gaz Poussières = atomes : hydrogène,? Etoile oxygène, carbone Na, Mg, K Atome excité : électron absorbant une quantité d énergie Atome de gaz? Rayonnement incident Rayonnement sortant observateur Observation Nature du gaz Atome = noyau Électrons Elle permet de donner la composition chimique d une étoile, d un gaz, de l atmosphère d une exo planète : hydrogène, oxygène, azote, silicium, fer 10
1.2 Les télescopes Les situations : Les principes : Trois grandes solutions pour augmenter la surface collectrice 11
des miroirs monolithiques «minces» VLT diam= 8.2m e = 18 cm 23.5 tonnes 150 actuateurs 12
des miroirs «segmentés» Keck diam= 10m 36 miroirs hexagonaux de 1.8m 15.9 tonnes 13
Les associations de télescopes Objectif : augmenter la quantité de lumière collectée afin d observer des objets de moins en moins lumineux. Les télescopes du VLTI avec les télescopes auxiliaires = 200m Les deux télescopes Keck = 85 m 14
Le futur En 2015 : le «E-ELT» : 798 miroirs de 1,45 m : 39,3 m 7000 actionneurs 30000 supports déformables (1000fois /seconde) 15
Les limites d un télescope : l atmosphère Un télescope plus grand voit-il plus de détails? Théoriquement : OUI? Mais c est sans compter sur notre atmosphère bien turbulente Évolution de l image d une étoile au cours du temps (une image toutes les 25 ms) 16
Limiter les effets de la turbulence : l optique adaptative Corriger des effets de l atmosphère par un miroir secondaire déformable Onde lumineuse perturbée par l atmosphère Télescope avant Atmosphère Miroir Image + = après Image brouillée Image corrigée Système d optique adaptative miroir déformable 17
S affranchir de l atmosphère Le télescope spatial Hubble (HST) : miroir de 2.2m Lancé en 1990 coûts très élevés tailles limitées maintenance 18
Le futur Le James Webb Space Télescope Plus de 6 milliards d euros Miroir de 6,5 m de diamètre visible et infrarouge Lancement prévu en 2018 par Ariane 5 19
L instrumentation (pour la capture, le traitement et l enregistrement) Capteurs CCD 95 millions de pixels 20
Enregistrement et traitement des images 21
Spectrographes, caméras infrarouges Spectrographe VIMOS/VLT 22
KMOS en 2012 2,5 tonnes K band Multi Object Spectrograph 24 objets analysés simultanément dans l IR MUSE en 2012 Multi Unit Spectrographic Explorer Spectrographe intégral de champs Univers de galaxies en 3D 23
2. La lumière dans l Univers 2.1 La lumière pour remonter le temps La vitesse de la lumière est constante dans le vide Elle est indépendante de celui qui la mesure Conséquences Voir loin, c est voir dans le passé Galaxie d Andromède : il y a 2 millions d années 24
3000 inflation 10-32 s fin antimatière 1 s découplage 380 000 ans atomes d hydrogène 75 % atomes d hélium 25 % photons neutrinos Observation du fond diffus cosmologique 25
L analyse des premiers photons Télescope spatial Planck Construit et lancé par l Europe Observation du fond du ciel (domaine des micro-ondes) Lancé par Ariane en mai 2009 Durée de fonctionnement : 21 mois Capteurs refroidis à -273,05 1800 kg 4,2m 26
Résultat : Un rayonnement avec des variations et des irrégularités surprenantes dans le FDC Dès 800 millions d années après le BB Apparition des premières galaxies avec d intenses et rapides formations d étoiles massives Apparition des premiers amas de galaxies géants et très denses Une présence de matière noire? 27
L expansion d après les balises du cosmos Dans une galaxie lointaine Observation d une SN1a Etoile binaire en fin de vie SN1a L déduite L Si F mesuré F = 4 π d 2 d de la galaxie Mais l analyse du décalage spectral ne donne pas ce résultat! 28
L expansion d après la loi de Hubble ( 1927) Raie caractéristique de l hydrogène : Au repos V d En mouvement galaxie proche V Variation de longueur d onde des galaxies en mouvement Mesure du «rougissement» de la lumière : λ λ 0 λ 0 galaxie éloignée Déduction de la vitesse de fuite : = v c d Calcul de la distance: v = H o. d 29
Résultat : L Univers a 13,8 milliards d années L Univers est en expansion accélérée L Univers est composé de Matière ordinaire invisible 3,9 % Matière visible 1 % Une action de l énergie noire? Énergie noire 68,3% Matière noire 26,8 % 30
2.2 La lumière pour analyser la matière Peser les astres T a 2 3 K M Méthode : Par l application de la 3 ème loi de Képler Exemple : calcul de la masse du Soleil Par analyse du mouvement de la Terre a T M T T =1 an=315.10 5 s a T = 1,5.10 11 m M 2.10 30 kg Peser les trous noirs galactiques Analyse du mouvement des étoiles 2 3 T K a Mtroun K a 3 M 2 c T Résultat : au centre de notre galaxie un trou noir de 3 millions de masses solaires 31
Peser les galaxies Principe : analyse du mouvement d une étoile périphérique Mesure de v d après λ M i.tot a v = M i.tot Mesure de a 2.a Calcul de T T v T 2 3 K a M K a 3 M i. tot 2 c T M i.tot : Masse intérieure totale (visible et invisible) d une galaxie Masse ayant une influence gravitationnelle 32
Résultat : M intérieure totale (visible et invisible) d une galaxie Calculée précédemment (gravitation) M intérieure visible d une galaxie Déduite de la relation masse-luminosité Luminosité (L ) M M i.tot vis 10 Masse (M vis ) Matière ordinaire invisible 3,9 % Matière visible 1 % Une présence de matière noire? Énergie noire 68,3% Matière noire 26,8 % 33
Les mouvements internes du disque galactique Observation : 2.3 La lumière pour étudier les mouvements Mesure variation de lumière depuis le centre l r v Hypothèse : Lumière = matière répartition de la matière m l m ------- Calculs : application des lois de la mécanique La variation de la vitesse des étoiles en fonction de leur distance au centre Résultat : Les vitesses théoriques calculées ne correspondent pas à l observation ---------- Courbe observée Courbe théorique Conclusion : Preuve d existence de la matière noire? Présence de matière invisible qui provoque une gravitation supplémentaire, v r v r r 34
Les mouvements entre les galaxies Le mouvement général : l expansion de l Univers Sensible au niveau des amas de galaxies, à grande échelle Globalement l espace se dilate uniformément et entraine les galaxies Localement, la gravitation l emporte : Les galaxies se rapprochent, des rencontres gigantesques sont fréquentes Résultat : lors de ces collisions fusions Grandes distances entre les étoiles Pas de chocs d étoiles Compression du gaz galactique Naissance de nouvelles étoiles 35
3. La lumière dans notre galaxie 3.1 Comprendre notre Soleil L origine de la lumière : les réactions thermonucléaires au centre Trajet d un photon : 1 million d années Photosphère 5800 Trajet d un Neutrino : 2 secondes Zone de réaction 15 millions de + = + M 1 + M 2 = M 3 + M 36
L intensité de la lumière solaire Une étoile rayonne dans tout le domaine du spectre électromagnétique L intensité du rayonnement varie en fonction de la longueur d onde λ L l (T) 30 000 K Étoile «chaude» Grande énergie 30 000 K 6 000 K L(T) 35 000 K L(T) Étoile «froide» Peu d énergie l Soleil 37
Cœur d une étoile : Rayonnement dans toutes les longueurs d ondes L analyse (spectrale) de la lumière provenant d une étoile (soleil) Surface de l étoile : Différents atomes fabriqués par l étoile? Fe Zn Al Si Exemple : le spectre du Soleil Télescope : Analyse de la lumière avec spectrographe Résultat : Ondes absorbées caractéristiques de nombreux matériaux : Fe Zn Al Si 38
3.2 Etudier les astres du système solaire Analyser la composition chimique des comètes Aspect : trajectoire très elliptique, invisible sauf à l approche du soleil queue (chevelure) formée par vaporisation de la matière Composition : glace + poussières + molécules matière originelle du système solaire 39
L analyse de la matière sur la comète Chury La sonde Rosetta ( lancement en mars 2004) et son module Philae (posé le 12 novembre 2014) Contact excellent le 10 juillet pendant 20 mn Mais : problème d orientation de l antenne problème d énergie (passage au périhélie le 13 août) problème de dégazage de la comète 40
Résultats : Présence d alcools, carbonyles, nitriles, amines, base des acides aminés Nécessité de chauffer la matière pour détecter des molécules lourdes De la matière organique sous forme de grains à l origine de l ensemencement des océans en molécules carbonées nécessaires à l apparition d une chimie pré biotique Mais rapport D/H en désaccord avec l hypothèse de l origine de l eau sur Terre 41
Rechercher des preuves de vie sur Mars En janvier 2004 : 2 Rovers de 185 kg En août 2012 : ROVER de 899 kg Spirit Opportunity Curiosity Ensablé en 2010 En mars 2015 : 43 km 42
Résultats (obtenus par l instrument CHEMCAM) Existence passée de lacs non acides Analyse de sédiments liés à la présence d eau (argiles) Découverte de zones d activité hydrothermales passées Présence de méthane récent (d origine volcanique ou biologique?) 43
Les astéroïdes La sonde Dawn (2007) à propulseurs ioniques En 2011 en orbite autour de Vesta En 2015 en orbite autour de Cérès Début août à 1450 km de la surface de Cérès pour analyser les mystérieuses taches blanches Pluton et les astres transneptuniens La sonde New Horizon (2006) Pluton le 14 juillet Des reliefs de glace d azote, de méthane et d eau Des dégagements de gaz (azote) De vastes plaines glacées (-220 ) sans cratères d impacts, donc jeunes Passage le 14 juillet 2015 Résultats transmis jusqu en 2016 44
3.3 Détecter des exos planètes La détection des planètes autour d autres étoiles : les exo planètes Analyse de la variation de la courbe de lumière Analyse du décalage spectral dû au mouvement de l étoile 45
La détection de planètes autour d autres étoiles : les exo planètes Télescope spatial Kepler Lancé en 2009 1 tonne Diamètre 1m 95 millions de pixels 145 000 étoiles à la fois Méthode de transit 46
Résultats : Quelques exemples de systèmes planétaires détectés Présence de nombreuses géantes gazeuses proches de l étoile Elaboration de nouveaux modèles (migration pendant la formation) Détection de planètes semblables à la nôtre (avec de la vie?) Exemple : Kepler 452b 1400 al 1,6 D Terre année de 385 j Analyse de l atmosphère de ces planètes Par spectrométrie présence d eau (H 2 O) Confirmées 1030 (juillet) d ozone (O 3 ) Plus de 5000 candidates de dioxyde de carbone (CO 2 ) 47
La lumière Décoder le langage de la lumière pour comprendre l Univers Fin 48