Les nuages moléculaires, un lieu pour la formation de molécules et
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LES RAYONNEMENTS DANS L’UNIVERS 1. DU VISIBLE A L’INVISIBLE. Pendant des siècles, l’astronomie fut une science du visible, par l’observation directe , puis grâce aux photographies qui, avec de longues poses permirent de découvrir et étudier des astres lointains ou peu lumineux. Au cours du XIXème siècle, furent découverts des rayonnements de part et d’autre du domaine visible : l’infrarouge , l’ultraviolet, les ondes radio, les rayons X et les rayons gamma. Tous ces rayonnements étant des ondes électromagnétiques. Au fil des décennies, les astronomes ont étudié le ciel dans ces différentes gammes d’onde, se rendant compte que nous parviennent des quatre coins de l’Univers toutes sortes de rayonnements. Chaque catégorie d’onde apporte des renseignements spécifiques, par exemple sur la nature de l’astre observé, son évolution, son mouvement, sa structure , sa température, etc… 2. TRANSPARENCE DE L’ATMOSPHERE TERRESTRE. L’atmosphère terrestre ne laisse passer qu’une partie des ondes électromagnétiques provenant du cosmos : Echelonnement en longueur d’onde des différents domaines d’ondes électromagnétiques. La transparence de l’atmosphère terrestre à ces rayonnements figure en nuances de gris, du noir (forte opacité) au blanc (transparence). (extrait de « Passeport pour les deux infinis » - Dunod) DOC. 1 L’atmosphère est constituée de gaz à concentration constante (azote N2 - 78,1% -, oxygène O2 21,8% -, argon Ar - 0,9% -) et de gaz dont la concentration varie localement et au cours du temps, comme la vapeur d’eau H2O, le dioxyde de carbone CO2, le méthane CH4, le monoxyde de carbone CO, le protoxyde d’azote N2O, les chlorofluorocarbones CFC ou l’ozone O3. Chacun des gaz de l’atmosphère absorbe le rayonnement dans des longueurs d’onde sélectives délimitant ainsi des bandes d’absorption . Les longueurs d’onde pour lesquelles le rayonnement électromagnétique est peu ou pas absorbé constituent ce que l’on appelle les fenêtres de transmission atmosphériques. Le lien suivant, extrait d’un cours sur la télédétection, explique les interactions entre les radiations et les gaz atmosphériques : http://e-cours.univ-paris1.fr/modules/uved/envcal/html/rayonnement/3-rayonnementatmosphere/3-1-absorption-transmission-atmospherique.html Mis à part le visible et les ondes radio, le 3. LES FAUSSES COULEURS : RENDRE VISIBLE L’INVISIBLE. Les trois expériences suivantes nécessitent l’utilisation d’une caméra thermique. *Expérience 1 : se placer dans un endroit très sombre, viser le visage d’un camarade. Enregistrer l’image. *Expérience 2 : tenir un sac plastique opaque devant le visage d’un camarade. Viser le sac et enregistrer l’image. *Comparer les deux images. *Le plastique est opaque radiations visibles, mais présente une certaine transparence aux radiations IR. Les logiciels associés à la capture du rayonnement par la caméra attribuent une couleur à chaque gamme de température. On obtient ainsi l’image thermique d’un corps (chat, ci-contre). Avec des méthodes similaires, on peut « rendre visibles » des objets célestes qui n’émettent pas dans le visible, ou dont les radiations visibles ont été absorbées dans leur trajet jusqu’à nous, alors que d’autres types de rayonnements qu’ils émettent ont pu atteindre les détecteurs des astronomes. 4. LE MEME ASTRE OBSERVE DANS PLUSIEURS GAMMES D’ONDES. Exemple 1 : le Soleil le 11/02/2010 Le radiohéliographe de Nançay observe la structure et l’activité de la couronne solaire. Le but de ces observations est de parvenir à prévoir l’intensité de l’activité solaire, qui a un impact sur de nombreuses activités terrestres. Au niveau de la zone rouge, ce cliché indique une forte émission radioélectrique correspondant à de puissants jets d’électrons lors d’une éruption solaire. Le même jour la sonde SOHO a pris ce cliché en lumière visible (filtrée). On étudie ainsi la photosphère (communément appelée « surface » du Soleil ). Les taches solaires correspondent à des zones actives. A la même date, cliché de SOHO en UV : L’atmosphère du Soleil brille en UV (ici à 17,1 nm). Les zones les plus brillantes sont à des températures de l’ordre du million de degrés. Cette longueur d’onde correspond à une raie d’émission d’ions fer dans la basse atmosphère solaire. Exemple 2 : la nébuleuse du Crabe (document IN2P3) Des infra-rouges … aux gamma La figure montre le même objet céleste - la nébuleuse du Crabe - vue par des photons très différents : des infra-rouges, des photons du visible, des rayons X et des rayons gamma. Tous ces photons ont la même nature, bien que leur longueur d'onde (la couleur dans le visible) et leur énergie soient très différentes. L'image avec les rayons gamma de haute énergie a été obtenue grâce au dispositif de 4 télescopes de l'expérience HESS pour identifier et mesurer la direction des gamma de très haute énergie. IN2P3/LPNHE 5. L’ASTRONOMIE INFRAROUGE. L’infrarouge pour les astronomes : * l’IR proche de 0,7 à 5 m * l’IR moyen de 5 à 30 m * l’IR lointain de 40 à 100 m * l’IR submillimétrique de 100 à 870 m Ce paragraphe est extrait du site « Herschel France » proposé par le CNES, CEA, et CNRS Scruter l’Univers dans l’infrarouge et le submillimétrique Un des vecteurs très efficace de l’énergie infrarouge est la poussière interstellaire. Les grains de poussière sont des petits solides très froids. Ils ont des tailles comparables à la longueur d’onde de la lumière visible, soit quelques centaines de nanomètres à quelques micromètres. Ils ne représentent que 1% de la masse du gaz interstellaire. Mais cette petite fraction est très importante parce que ces grains interagissent fortement avec la lumière. Les grains de poussière, vecteurs de l'énergie infrarouge Les grains de poussière absorbent et diffusent la lumière des astres très efficacement comme une petite quantité de fumée qui peut rendre une salle très sombre. Chauffés par leur environnement, ils émettent de l’énergie dans l’infrarouge et le submillimétrique. Plus la longueur d’onde est grande, plus on se décale vers l’infrarouge lointain, moins l’interaction avec les grains de poussière est importante, et plus la lumière a la possibilité de s’échapper de l’intérieur du nuage où l’objet céleste lumineux est dissimulé. La lumière infrarouge étant moins affectée par ces effets, surtout aux grandes longueurs d’onde, observer dans l’infrarouge revient à sonder ces nuages de poussière. Image au microscope électronique d’un aggrégat de grains de poussière interplanétaires. Chaque grain est une taille de moins d’un micromètre. Crédit : Don Brownlee and Elmar Jessberger, License: http:// creativecommons.org L’infrarouge lève le voile de poussière des galaxies Les observations de l’Univers dans le domaine de l’infrarouge et du submillimétrique s’attaquent principalement aux mystères de la formation des étoiles et de l’évolution de la vie des galaxies. Parce que les étoiles naissent enfouies dans des cocons opaques de gaz et de poussière, elle sont totalement invisibles pendant leur gestation. Les détecteurs de lumière infrarouge permettent de sonder ces mondes enfouis qu'on ne voit pas avec le télescope spatial Hubble. La lumière visible d’une galaxie, par exemple, est dominée par l’éclat des étoiles massives. La poussière y apparaît comme des bandes sombres. Ces bandes sombres sont d’ailleurs visibles à l’œil nu à travers la Voie Lactée lors d’une belle nuit. Quand on se décale vers l’infrarouge lointain, ces bandes opaques de poussière deviennent très brillantes et dominent l’éclat de la galaxie. Les étoiles massives déjà sorties de leur cocon sont toujours distinguables. Mais d’autres étoiles encore enfouies sortent dans les bras spiraux. L’astronomie infrarouge permet ainsi une véritable étude démographique de toutes les populations d’étoiles à venir dans une galaxie, de la gestation à la naissance. Ces observations contribuent également à la compréhension du milieu interstellaire des galaxies qui gît entre les étoiles et qui est mélangé avec la poussière. Enfin ces techniques d’observation permettent de sonder l’Univers lointain et plus jeune (5 milliards d’années en arrière) pour comprendre comment la formation des étoiles au sein d’une galaxie évolue au cours du temps. À GAUCHE - Une galaxie vue en lumière optique et ultraviolet . L’émission des étoiles domine largement sur le fond diffus. À DROITE - La même galaxie vue dans l’infrarouge. L’émission des grains de poussière domine. Les étoiles massives déjà sorties de leur cocon sont toujours distinguables. Mais d’autres étoiles encore enfouies sortent dans les bras spiraux. Crédit : Hubble & Spitzer space telescopes – NASA http://www.herschel.fr/Phocea/Video/index.php?id=11 http://www.herschel.fr/fr/galerie/animations/astronomie_infrarouge.htm 5. LA RADIOASTRONOMIE. Voir la vidéo http://www.insu.cnrs.fr/co/ama09/podcast/voir-naitre-les-etoiles Les nuages moléculaires, un lieu pour la formation de molécules et de futures étoiles Jeudi, 26 Novembre 2009 A gauche, la nébuleuse de la Tête de Cheval observée avec l’un des télescopes de 8 mètres de diamètre du Very Large Telescope de l’European Southern Observatory au Chili. © FORS2/VLT – ESO. A droite, la Tête de Cheval vue dans le domaine de longueur d’onde radio millimétrique. Cette image a été obtenue avec le radiotélescope de 30 m de diamètre de l’Institut de Radioastronomie Millimétrique (IRAM : CNRS, MPG, IGN) installé au sommet du Pico Veleta en Espagne, près de Grenade. La répartition et la densité du gaz moléculaire dans la nébuleuse y sont détectées. L’image de la Tête de Cheval dans le domaine millimétrique ressemble plutôt à celle d’un hippocampe. © IRAM. INSU-CNRS, MPG, IGN. La nébuleuse de la Tête de Cheval se situe à 1 400 années-lumière de nous. Ce nuage de poussière et de gaz fait partie d'un grand nuage moléculaire, le nuage de Barnard. La couleur rouge entourant la Tête de Cheval est due à l'émission de l'hydrogène ionisé. Des molécules d'hydrocarbures ont été découvertes dans la crinière de la Tête de Cheval avec le radiotélescope de 30 m de l'IRAM. Elles pourraient provenir de la décomposition, par le rayonnement interstellaire, de molécules beaucoup plus grosses. L'analyse des nuages moléculaires est importante, d'une part pour mieux comprendre la chimie organique du milieu interstellaire, d'autre part pour mieux comprendre la formation des étoiles.
