Matière et ondes électromagnétiques

GRF – Physique Chimie 2009 - 2010
Activités pédagogiques – Lycée Vallejo Olivier
Matière et ondes électromagnétiques
Niveau
Lycée - Seconde
Objectif
Après avoir présenté l’Univers dans son ensemble, des plus petites (atomes) au plus
grandes structures (galaxies), nous nous intéressons ici au lien entre la matière et le
rayonnement. A travers l’exemple des poussières interstellaires, le but de ce texte
est de faire sentir les interactions qui existent entre les grains de poussières et le
rayonnement des étoiles proches. Un des objectifs est également d’appréhender la
notion de longueur d’onde.
Compétences
Utiliser les puissances de 10 dans l’évaluation des ordres de grandeur, dans les
calculs, et dans l’expression des données et des résultats.
Savoir que le remplissage de l’espace par la matière est essentiellement lacunaire,
aussi bien au niveau de l’atome qu’à l’échelle cosmique.
Savoir qu’un corps chaud émet un rayonnement continu, dont les propriétés
dépendent de la température.
Savoir que la longueur d’onde caractérise dans l’air et dans le vide une radiation
monochromatique.
Pré requis
Connaître les principales structures de l’Univers, des atomes aux galaxies. Savoir ce
qu’est un spectre, en particulier qu’il existe des spectres d’émission et d’absorption.
Durée
Activité : 15 minutes
Déroulement
La Terre et les autres planètes du système solaire sont issues d’un immense nuage
de gaz et de poussières. Ces poussières nous ont été apportées par des étoiles,
mortes bien avant la naissance de notre Soleil. Ce texte essaie de nous faire
comprendre que la matière et le rayonnement sont étroitement liés. Quelques
questions permettront de voir si l’essentiel du texte a été compris.

GRF – Physique Chimie 2009 - 2010
Activités pédagogiques – Lycée Vallejo Olivier
Les poussières interstellaires
« La poussière dans un galaxie spirale normale ne représente qu’une infime partie de la masse de la
galaxie, environ 1% de la masse du milieu interstellaire, qui lui même ne représente que 10% de la masse
visible. Cependant elle joue un rôle déterminant dans le milieu interstellaire et pour l’observateur.
Les grains ne sont pas aisés à détecter, car ils n’absorbent pas à des fréquences bien précises comme des
atomes ou des ions constituant un gaz. On ne peut pas les détecter en spectroscopie ; des bandes larges
d’émission ou d’absorption sont cependant typiques de certaines classes de poussières.
Historiquement, la présence de ces poussières dans le milieu interstellaire a été suspectée lorsqu’on a
commencé à voir des "trous" dans la Voie Lactée. C’est du moins ce que suggéra William Herschel en
1780 en les interprétant comme conséquence d’un effet d’écran dû à de la matière sur la ligne de visée.
Par la suite, l’identification de nébuleuses par réflexion permit de visualiser directement dans certains
endroits cette matière. Dans ces nébuleuses, les poussières interstellaires sont rendues visibles car elles
réfléchissent la lumière des étoiles très chaudes et très brillantes situées dans le voisinage. En 1919,
l’analyse du spectre de ces nébuleuses montra que celui-ci était identique à celui des étoiles excitatrices. Ceci
signifiait que la taille des particules réfléchissant la lumière était au moins égale à sa longueur d’onde. En
d’autres termes, c’était de la matière solide.
Cette hypothèse fut confirmée en 1923, lorsque la preuve fut apportée que l’absorption interstellaire due à
ces poussières ne changeait pas la couleur des étoiles. Il ne pouvait donc pas s’agir d’atomes, car sinon la
diffusion de la lumière aurait varié en 1/
4.
Les poussières interstellaires semblent composées d’un mélange de silicates divers (silicates d’aluminium, de
fer, de magnésium …), de carbone (sous forme de graphite) et de glaces diverses (eau, ammoniac,
méthane).
On peut représenter un grain interstellaire comme un noyau de silicates recouvert de glaces qui se sont
condensées à la surface. La taille de ces grains varie de quelques nanomètres à un micron environ (Mathis
et al. 1977), taille proche de la longueur d’onde du bleu (0,4 m).
L’effet de cette poussière sur le rayonnement des étoiles va être de l’absorber dans les longueurs d’onde
proche de la taille des grains, c’est pourquoi on va parler de rougissement dû à la poussière. Le rouge est
moins absorbé que le bleu, les zones où la poussière est présente se distingueront donc par un excès dans le
rouge (par rapport à la couleur moyenne).
La formation de ces grains de poussière se fait dans les couches externes des étoiles géantes rouges, ils vont
ensuite être dispersés dans le milieu interstellaire par les vents violents qui précédent la phase de nébuleuse
planétaire (Salpeter 1977).
Une étoile comme le soleil va synthétiser en son cœur des éléments de plus en plus lourds au fur et à mesure
de son évolution, l’hélium, le carbone, l’oxygène, jusqu’au fer. Ces éléments vont être brassés à l’intérieur
de l’étoile grâce aux forts mouvements convectifs internes et ainsi pouvoir atteindre les zones externes de
l’étoile. »
Vallejo Olivier
« Etude approfondie de la galaxie spirale de type floculent NGC
4414. Dynamique, milieu interstellaire et formation d’étoiles. »
mars 2003

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Activités pédagogiques – Lycée Vallejo Olivier
Questions
1) Expliquer ce qu’entend l’auteur par "des bandes larges d’émission ou d’absorption" ?
2) A quoi correspondent les "trous" que l’on voit dans la Voie Lactée ?
3) Pourquoi peut on voir les poussières dans certaines nébuleuses?
4) Pourquoi l’absorption interstellaire due à la poussière "ne change pas la couleur
des étoiles" ?
5) Quels sont les éléments chimiques présents dans les poussières
interstellaires ?
6) Donner un encadrement de la taille d’un grain de poussière en mètre (en
utilisant les puissances de 10).
7) Pourquoi les régions où il y a de la poussière nous apparaissent-elles rouges ?
8) Où se forment les grains de poussière ?
9) Comment les éléments synthétisés au cœur de l’étoile peuvent ils se
retrouver dans les grains de poussière ?