Les nuages moléculaires, un lieu pour la formation de molécules et

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-rayonnement-
atmosphere/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