Thème 1 : Observer – Onde et matière Chapitre 1 : Ondes et particules, supports d’information Rayonnement dans l’univers Actibvité : Observation de la nébuleuse d’Orion par le téléscope Hubble Image obtenue en 2001 Image obtenue en 2014 La scène se déroule, infiniment lente, dans le chaos immobile de la nébuleuse NGC 2174, au sud de la constellation d’Orion. Là, à 6400 années-lumière de la Terre, une étoile est en train de naître. C’est le télescope spatial Hubble qui a saisi, dans l’immense nébuleuse, qui s’étend sur des dizaines d’années-lumière, l’invisible événement. Invisible oui, au sens littéral du terme puisque l’image prise en 2001 dans le domaine visible – les longueurs d’onde auxquelles l’œil humain est sensible, n’a rien vu. Mais en 2014, armé d’une nouvelle caméra installée en 2009, le télescope spatial a rendu la nébuleuse transparente, et dans ces nuées d’hydrogène, il a vu l’étoile naissante, en pleine contraction, qui organise autour d’elle un disque de matière en rotation et éjecte, par ses deux pôles, d’immenses jets de plasma… Serge Brunier, Science&Vie Acquis de 2nde et 1ère S - Notion de période et fréquence La période T est la durée au bout de laquelle un phénomène se reproduit identiquement à lui-même. La fréquence F est le nombre de période qu’il y a en 1s. Elle correspond à l’inverse de la période quand celle-ci s’exprime en seconde : F = 1/T . Son unité est le Hertz (Hz) - Loi de Wien Le spectre du rayonnement thermique émis par un corps à la température T a une intensité maximale pour une longueur d’onde λmax donnée par la relation empirique : 2,90 10 3 max λmax s’exprime en mètre (m) et T en Kelvin (K) T Rappel : relation entre l’échelle de température Kelvin T et l’échelle de température degré Celcius θ : T = θ – 273 Document 1 : Spectre électromagnétique Limites du spectre électromagnétique correspondant au visible λviolet = 390 nm à λrouge = 780 nm Document 2 : Absorption des rayonnements par l’atmosphère terrestre Document 3 : Naissance d’une étoile dans un nuage moléculaire 1 - Une région d'un nuage moléculaire opaque (principalement constitué d’hélium et de d’hydrogène) où la matière est plus concentrée commence à s'effondrer sous son propre poids. 2 - La matière se concentre sur elle-même et tourbillonne autour d'un centre de gravité, futur cœur de l'étoile. La chute de la matière vers son centre rend la protoétoile de plus en plus lumineuse jusqu'à ce que la poussière qu'elle a attirée empêche la lumière visible de passer. 3 -La protoétoile entourée d'un cocon de poussière opaque (disque d’accrétion) laisse échapper des jets d’éjection polaires. 4 - La protoétoile devient de plus en plus chaude et lumineuse : elle forme une étoile de type T dont la température ne permet pas encore d’enclencher les réactions nucléaires. 5 – L’étoile nait lorsque les réactions nucléaires s’enclenchent. Ce ne sont plus les chocs de la matière mais des réactions nucléaires qui l'illuminent. L'accrétion sur l'étoile et les planètes ainsi que l'éjection finissent par épuiser la matière présente autour de l'étoile : celle-ci est alors « nue » et entourée d'un système planétaire. Document 4 : Classe spectrale des étoiles : Classe O B A Température 60 000 à 30 000 à 10 000 à de surface 30 000 K 10 000 K 7 500 K F 7 500 à 6 000 K G 6 000 à 5 000 K K 5 000 à 3 500 K M 3 500 à 2 000 K T 2000 à 600 K Document 5 : diffusion du rayonnement électromagnétique La matière interstellaire peut se présenter sous diverses formes : - atomes isolés ou molécules ; - grains dont la taille est de l’ordre de quelques dizaines à quelques centaines de nanomètres ; - poussières beaucoup plus grosses, de quelques micromètres. Lorsqu’il s’agit d’atomes isolés, on constate une diffusion du rayonnement : il s’agit d’un changement de direction de la lumière, un « éclatement » de la lumière sur l’atome qui constitue l’obstacle. La diffusion est inversement proportionnelle à λ4. Lorsqu’il s’agit de grains ou de poussières, le rayonnement est absorbé puis réémis sous forme de rayonnement infrarouge. Cette absorption est inversement proportionnelle à λ (longueur d’onde du rayonnement). Document 6 : la caméra à large champ WC3 du télescope Hubble La caméra à grand champ WFC3 (Wide Field Camera 3) installée en 2009 sur le télescope Hubble dans le cadre de la mission constitue la troisième génération de cet instrument équipant Hubble comprend 2 canaux (détecteurs) d’observation UVIS et NIR. Le graphe ci-dessous donne l’efficacité quantique (QE) de chaque détecteur, c'est-à-dire la sensibilité du détecteur à la lumière en fonction de la longueur d’onde. A chaque détecteur est associé une série de filtres qui permets des observations à des longueurs d’ondes bien définies. Canaux (détecteurs) Longueurs d’ondes d’observations (correspondant aux filtres utilisés) (nm) http://hubblesite.org/gallery/behind_the_pictures/meaning_of_color/filters.php UVIS NIR 502, 656, 676, 814 1005, 1250, 1600 Questions : 1. Déterminer quel canal et quelle longueur d’onde a permis l’observation de la naissance d’une étoile dans la nébuleuse d’Orion. Justifier (plusieurs arguments sont attendus). 2. Quel est l’intérêt d’avoir placé cette caméra sur le télescope spatial Hubble ?