LES RAYONNEMENTS DANS L`UNIVERS I. Ondes et

LES RAYONNEMENTS DANS L’UNIVERS
I. Ondes et particules dans l’Univers.
1. Rayonnements
a. Sources de rayonnements dans l'Univers
Les flux de particules dans l'Univers sont regroupés sous le terme de rayonnements. Citons parmi ces
particules:
les particules élémentaires: électrons, neutrinos, etc.
des assemblages de particules élémentaires (par exemple noyaux formés de neutrons et de protons).
des photons, particules associées aux ondes électromagnétiques.
Contrairement aux ondes mécaniques, les ondes électromagnétiques ne nécessitent pas de milieu matériel
pour se propager. Les sources des ondes électromagnétiques dans l'Univers diffèrent selon l'énergie des
photons associés:
les ondes infrarouges, visibles et ultraviolettes ont pour principales sources des corps chauffés (des
étoiles dans l'Univers).
les ondes radio, ou ondes hertziennes, sont produites sur Terre par des antennes, et dans l'espace par
certaines étoiles en fin de vie, les pulsars.
les rayonnements ionisants (X ou gamma) sont également crées dans le cosmos par des pulsars. Sur
Terre, ils proviennent de corps radioactifs.
C'est grâce à l'analyse des ondes ou des particules que les scientifiques peuvent étudier les objets de
l'Univers.
2. Du visible à 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…
2.1. Transparence de l’atmosphère terestre
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
2.2.Les fausses couleurs
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.
Le même astre observé dans plusieurs gammes d’onde
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, clichée 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.
2.3. L’ASTRONOMIE INFRAROUGE.
L’infrarouge pour les astronomes : * l’IR proche de 0,7 à 5 µm
* l’IR moyen de 5 à 30 µm
* l’IR lointain de 40 à 100 µm
* l’IR submillimétrique de 100 à 870 µm
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
agrégat 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, elles 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 Télescope 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.