TS Devoir maison n°1

TS www.pichegru.net 2 octobre 2016
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Devoir Maison n°1
Un peu d’astronomie
Document 1 : Du visible aux ondes radio
Depuis la découverte du premier instrument d’observation astronomique
vers 1610, de nombreux scientifiques ont développé des télescopes de
plus en plus puissants et capables de suivre avec précision les
mouvements des astres. De Kepler à Huygens en passant par Newton ou
Cassegrain, ils ont développé des systèmes optiques pour améliorer la
netteté et la qualité des images observées, mais toutes ces observations,
aussi impressionnantes soient-elles n’étaient faites que dans un seul
domaine du spectre électromagnétique, le spectre visible. Or celui-ci ne
représente qu’une infime partie de l’ensemble du spectre de la lumière,
et il a fallu attendre le début des années 1930 pour voir l’avènement de
la radioastronomie.
L’observation dans le domaine visible présente un énorme avantage,
l’atmosphère terrestre à cette fréquence d’observation est presque
transparente, ce qui n’est pas toujours le cas dans les autres domaines de
fréquence.
Document 2 : Faire la lumière... sur la lumière
La lumière est l’ensemble des ondes électromagnétiques visibles par
l’œil humain, c’est-à-dire dont les longueurs d’onde sont comprises
entre 380 nm (violet) et 780 nm (rouge). La lumière est intimement liée
à la notion de couleur. Outre la lumière visible, par extension, on appelle
parfois « lumière » d’autres ondes électromagnétiques, telles que celles
situées dans les domaines infrarouge et ultraviolet.
La lumière se déplace en ligne droite dans tout milieu transparent
homogène, en particulier le vide ou l’air. Elle peut en revanche changer
de trajectoire lors du passage d’un milieu à un autre. Dans le vide, la
lumière se déplace à une vitesse strictement fixe (et inférieure à celle-ci
dans d’autres milieux). On trouve d’ailleurs souvent l’affirmation « la
vitesse de la lumière est constante », le « dans le vide » étant alors sous-
entendu. La lumière est un peu plus lente dans l’air, et notablement plus
lente dans l’eau.
Document 3 : Les qualités d’un site exceptionnel
Pour savoir si un ciel présente un potentiel intéressant en terme de
transparence atmosphérique, les astronomes définissent le « seeing »
c’est à dire la résolution maximale que l’on puisse atteindre. Cette
résolution dépend fortement des turbulences atmosphériques, c’est
pourquoi il faut privilégier les sites d’observation où l’atmosphère est
particulièrement stable. La différence de température entre le jour et la
nuit doit être minimale.
Autre paramètre important : la pollution de l’air. Pour s’en affranchir les
astronomes choisissent des sites en altitude, au-delà de 2000 m.
L’altitude présente deux autres avantages importants, il y a peu de
pollution lumineuse car la plupart du temps ce sont des régions peu
habitées, de plus, le temps y est plus sec. La quantité de vapeur d’eau
dans l’air pose problème, en particulier dans les domaines infrarouge et
submillimétrique.
Projet du Télescope Géant Européen E-ELT, qui sera construit dans les
années à venir
Les régions désertiques sont intéressantes car l’atmosphère y est sèche et
peu turbulente. Le meilleur site d’observation trouvé, à l’heure actuelle,
se trouve au Chili, dans le désert de l’Atacama. Ce lieu est extrêmement
sec, le pourcentage d’eau dans l’air est souvent inférieur à 10%, et la
pluie est très rare.
Document 4 : Les fenêtres d’observation
L’atmosphère terrestre possède ce que l’on appelle des fenêtres
d’observation. À certaines fréquences, la lumière traverse l’atmosphère
sans être absorbée ou réfléchie, on dit qu’elle est « transparente ». C’est
le cas dans le domaine visible et le domaine des ondes radiométriques.
Le domaine visible est de loin le plus observé, il nous permet de voir de
nombreux astres, comme les planètes, les comètes, les astéroïdes, les
étoiles ou encore les nébuleuses.
Les ondes radio présentent, elles aussi, un grand intérêt scientifique,
notamment pour les astrophysiciens qui étudient les galaxies. En effet, il
existe une raie d’émission de l’atome d’Hydrogène à la longueur d’onde
de 21 cm, cette raie permet de tracer le gaz atomique qui représente une
part importante du gaz dans une galaxie.
Les rayonnements énergétiques (γ, X, UV) sont absorbés par la haute
atmosphère, notamment par la couche d’ozone, il est très difficile de les
observer directement. L’observation des rayonnements infrarouge,
submillimétrique et micrométrique est très sensible à la présence d’eau
et de dioxyde de carbone. Ces deux gaz absorbent une grande partie de
ces rayonnements. Enfin, dans le domaine des très basses fréquences, les
rayonnements sont réfléchis par les électrons libérés par l’ionisation des
gaz dans la haute atmosphère.
1. Donner la fréquence d’une onde électromagnétique dont la longueur
d’onde dans le vide est de l’ordre de 1 µm.
2. Quelle conséquence ont les turbulences de l’atmosphère sur les
observations ?
3.a. Quels sont les astres capables d’émettre des rayonnements UV ?
3.b. Comment doit-on s’y prendre pour observer l’univers dans le
domaine des UV ?
4. La lumière est une onde progressive à combien de dimensions ?
5. On entend parfois dire : « voir loin, c’est voir dans le passé ».
Expliquer cette phrase en prenant comme premier exemple le Soleil, qui
se trouve à 150·10
6
km de la Terre (indiquez, notamment, combien de
temps met la lumière du Soleil pour parvenir jusqu’à nous) et en prenant
un deuxième exemple de votre choix.
Correction
1. T c
λ
=donc =
⋅
==
−6
8
10
103
λ
c
f3·10
14
Hz [1 pt]
2. Diminution de la résolution (doc 3) [0,5 pt]
3.a. La plupart des étoiles assez chaudes (et également les nébuleuses
planétaires, les restes de supernovae, les noyaux galactiques). [0,5 pt]
3.b. Il faut faire des observations hors de l’atmosphère. [0,5 pt]
4. C’est une onde à 3 dimensions. [0,5 pt]
5. Explication + 2 exemples sont nécessaires [1,5 pt]
On observe un objet tel qu’il était au moment où la lumière perçue a été
émise.
La lumière du soleil met un temps =
⋅⋅
==∆
8
9
103
10150
c
d
t500 s (soit 8
minutes et 20 secondes), donc nous le voyons tel qu’il était 8 minutes et
20 secondes dans le passé avant l’observation.
Si l’on observe un astre plus lointain (l’étoile la plus lointaine observée
se trouve à 13 milliards d’années-lumière), on le verra tel qu’il était dans
un passé plus lointain (dans notre exemple, 13 milliards d’années dans le
passé).