Les ondes électromagnétiques L`architecture de l`Univers
publicité
Les ondes électromagnétiques L’architecture de l’Univers L’astronomie • L’astronomie est essentiellement une science d’observation • Toute l’information sur l’univers provient de la lumière qui arrive jusqu’à nous • Constance de la vitesse de la lumière -> voyage dans le temps • Jusque dans les années 1940: uniquement optique (visible), puis radioastronomie et ouverture aux autres longueurs d’ondes La lumière blanche et les couleurs • Réfraction: la lumière se propage dans un solide transparent a une vitesse c qui dépend de sa longueur d’onde/fréquence -> angle de réfraction dans le vide: c est constant Principe: Application: le prisme α2 c2 c1 α1 rayon de lumière sin α1 sin α2 c1 c2 Interférence et diffraction • Aspect ondulatoire de la lumière • Si deux ondes lumineuses de même amplitude et même longueur d’onde se rencontrent avec un décalage d’une demi période, leur somme est nulle ∆= d sin θ Interférence constructive: ∆ = n λ Interférence destructive: ∆ = (n+1/2) λ Les ondes électromagnétiques c=λ x ν c: vitesse de la lumière λ: longueur d’onde ν: fréquence La structure d’un atome • Composantes: noyau (protons+neutrons), électrons • Modèle de Bohr: les électrons sont sur des orbites autour du noyau (comme les planètes autour du soleil), les orbites sont discrètes • Le modèle de Bohr est trop simple -> mécanique quantique -> description de la localisation de l’électron en terme de probabilité niveau d’énergie chaque flèche correspond a l’émission d’un photon d’une énergie qui correspond a la différence des énergies entre deux niveaux d’énergie Le photon • Nature corpusculaire de la lumière • Théorie quantique: compatibilité entre l’aspect ondulatoire et l’aspect corpusculaire • Energie d’un photon: E=hν, ou h est la constante de Planck Le processus d’émission des ondes électromagnétiques • L’émission continue – toute particule ionisée qui est accélérée ou freinée émet un photon électron libre -> électron lié: émission d’un photon d’une fréquence aléatoire • Émission des raies atomiques passage d’un électron d’un niveau d’énergie a un niveau d’énergie plus bas -> émission d’un photon d’une fréquence précise Les processus d’émission Le corps noir • Le continu thermique : le corps noir – idéalement le corps noir est un corps opaque, isolé, à une température constante. Son émission à une longueur d’onde donnée ne dépend que de la température et est défini par la fonction de Planck : Intensité du rayonnement: dλ c: vitesse de la lumière λ: longueur d’onde T: température en Kelvin dλ La température • dans la vie quotidienne mesurée en degré Celsius • en physique: mesurée en degré Kelvin (K) température absolue • 1 K = 1 oK = 1 oC • 0 K = -273oC • La loi de Wien donne la longueur d’onde du maximum d’émission de la fonction de Planck Soleil Etre humain Nuage moléculaire 5500 K 310 K 15 K 0.5 µm visible 9 µm IR 200 µm radio le domaine de longueur d’onde visible s’étend de 0.4 à 0.8 µm • La loi de Stephan-Boltzmann donne le flux total d’énergie (intégré sur toutes les longueurs d’ondes) émis par un corps noir à la température T : • pour une étoile on a : la luminosité est une valeur intrinsèque à l’étoile, contrairement à sa magnitude qui dépend de la distance Lois de Kirchoff • 1) un objet dense et chaud produit un spectre continu (corps noir). • 2) si un corps froid peu dense est placé devant une source plus chaude, des raies en absorption apparaissent sur le spectre continu du corps chaud. • 3) le corps froid émet un spectre en émission. • Notez que le nuage froid peut apparaître en émission ou en absorption selon la nature du fond. Les spectres stellaires Emission continue: Corps noir + Raies d’absorption dues à l’atmosphère stellaire L’effet Doppler • L'effet Doppler est le décalage entre la fréquence de l'onde émise et de l'onde reçue lorsque l'émetteur et le récepteur sont en mouvement l'un par rapport à l'autre • En optique: la lumière émise par une source qui se rapproche/s’éloigne est plus bleue/rouge Déplacement en longueur d’onde des raies d’émission ou d’absorption selon la vitesse radiale de la source Spectre infrarouge d’une galaxie spirale (Messier 82) = mélange d’étoiles + gaz + poussière L’architecture de l’Univers L’univers : des structures emboîtées • Terre • Système solaire • Etoiles proches • Galaxie • Autres galaxies • Grandes structures L’univers : des structures emboîtées • Terre • Système solaire • Etoiles proches • Galaxie • Autres galaxies • Grandes structures Les distances des planètes 3ème loi de Kepler (1600) Mesurer les périodes de révolution P donne les distances a au Soleil si a = 1 UA (distance Terre-Soleil) si P = 1 an 3 a / P² = 1 distances au Soleil périodes millions km UA Mercure 58 ans 0,39 0,24 Venus 108 0,72 0,62 Terre 150 Mars 1 1 228 1,52 1,88 ----astéroïdes………. Jupiter 780 5,2 11,86 Saturne1400 9,5 29,5 Uranus 2900 19,2 84 Neptune4500 30 165 Pluton 6000 39 248 La distance aux étoiles – le principe de la parallaxe annuelle La distance aux étoiles – parallaxe annuelle (Bessel 1883) p est toujours très petit et d ’autant plus petit que la distance est grande _______________________________ si p = 1 ’ ’ (arc seconde) soit le 206265ème d ’un cercle alors p = ST / D = 1 / 206265 ST p D donc D = 206265 x ST avec ST = distance Terre Soleil = 1 Unité Astronomique => D = 206265 UA = 1 parsec = 3,26 AL ____________________________ pour un angle de parallaxe = p ’ ’ D (parsec) = 1 / p (’ ’ ) L’unité de distance année-lumière 1 année-lumière = distance parcourue par la lumière en un an • 300 000 km en 1 seconde • => (3x105) x 3600 x 24 x 365 en un an = 9 460 milliards de km soit environ 10 000 milliards de km = 1013 km = 1 AL Proxima du Centaure = 4,3 AL (p = 0,75 arcsec) Sirius = 8,5 AL (p = 0,38 arcsec) Vega = 25 AL (p = 0,13 arcsec) => seules 10 étoiles sont plus proches que 10 AL => distances bien connues jusqu’à 1 500 AL Les étoiles d’une constellation ne sont pas à la même distance Les Céphéides • • • • • • Étoiles variables Période: 1-100 jours Pulsation radiale Variabilité caractéristique Relation période – luminosité Comparaison entre éclat observé et luminosité -> distance La Galaxie de « La Voie Lactée » 1784: Herschel propose la famille d’étoiles « galaxie » 1917: Shapley mesure la dimension de la Galaxie et la distance au centre galactique 1920 si la Galaxie (1018 km) s’étendait sur 100 km (108 mm) alors tout le Système solaire (1010 km) aurait la taille d’une tête d’épingle La distance aux galaxies • Céphéides • Supernovae (explosion d’une étoile très massive) • Decalage spectral par l’expansion de l’Univers (redshift) vitesse radiale systemique = distance Les autres galaxies • Galaxie d'Andromède (Messier 31) Distance: 2,2 millions AL • Groupe local • Amas de la Vierge (~1000 galaxies) Distance: 50 millions AL Les grandes structures Quasars Distance: 10 à 20 milliards AL Superamas de 5 000 galaxies Distance: milliards AL
