Observer l`univers

Physique
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Evolution de l’univers
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Dynamique de l’univers
Note importante
Cette partie du cours fait intervenir des notions qui ont été vues dans d’autres thèmes
du cours de physique : MCU et gravitation, ondes et lumière, énergie nucléaire
notamment. Certains points n’ont pas été abordés avec les étudiants de 5° année.
Cependant, dans le contexte de chapitre, ces notions n’étant pas approfondies, cela ne
devrait pas poser de problèmes.
Les principales compétences disciplinaires à acquérir (ou à revoir) sont les suivantes
Faire un récit argumenté de l’histoire de l’univers
Maîtriser les ordres de grandeur spatiaux et temporels
Décrire qualitativement la vie d’une étoile et le rôle fondamental de la gravitation en
cosmologie
Relier des phénomènes macroscopiques aux phénomènes microscopiques
Situer, dans leur contexte historique et scientifique, quelques grandes étapes du
développement de la physique :
- modèles atomiques
- particules élémentaires
- relativité restreinte
- mécanique quantique
- structures dissipatives
- modèles de la lumière
Expliquer que l’existence d’une vitesse limite absolue a conduit à une révision des
lois de la mécanique
Expliquer que la masse est une forme d’énergie
Utiliser le modèle de l’atome de Bohr pour expliquer l’émission et l’absorption de
lumière
Donner quelques exemples de comportement corpusculaire et ondulatoire de la
lumière

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Observer l’univers
Introduction
Que savons-nous de l’univers ? Actuellement, grâce aux instruments d’optique
puissants dont nous disposons, nous pouvons voir beaucoup de choses. L’univers est
transparent à la lumière, et longtemps nous avons basé observations et déductions sur
l’observation de la lumière qui nous parvient tant des corps célestes proches que des
tréfonds de l’univers.
Nature et comportement de la lumière
Or, nous ne savons pas tout sur la lumière. La lumière peut être considérée comme
une onde électromagnétique, mais cela n’explique pas toutes ses propriétés. Certaines
propriétés de la lumière ne s’expliquent que lorsqu’on la considère comme étant de
nature « corpusculaire », c’est à dire constituée de particules. Les particules de
lumière sont les photons, particules d’énergie sans masse.
Les phénomènes qui s’expliquent par la théorie corpusculaire de la lumière sont tous
les phénomènes d’interaction entre la lumière et la matière. Ce sont les phénomènes
photoélectriques. Ces phénomènes s’expliquent en utilisant le modèle de l’atome tel
que défini par Bohr : Noyau central composé de protons et neutrons, électrons sur des
orbitales bien définies (quantiques). Sans entrer trop dans les détails, retenons ceci :
Lumière, spectre électromagnétique et énergie
Pour rendre correctes les quelques notions théoriques qui suivent, il nous faut parler
du « corps noir », de la physique quantique, de la loi de Planck et Stephan.
Le corps noir
Un corps noir est un corps qui absorbe, sans la réfléchir ni la diffuser, toute l'énergie
électromagnétique qu'il reçoit. C’est un absorbeur de rayonnement parfait. Ainsi, une
boite avec une toute petite ouverture est généralement une bonne approximation d'un
corps noir. Un tel "corps noir" reçoit de l'énergie, s'il n'en émettait pas, sa température
augmenterait indéfiniment... Ceci est irréaliste, un corps noir réémet donc l'énergie
qu'il a absorbée sous forme de rayonnements électromagnétiques. La quantité
d'énergie réémise dépend de sa température. Ainsi, on a une "loi de rayonnement du
corps noir" qui donne la valeur de l'énergie émise en fonction de la température du
corps noir.
Figure 1.

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Pour faire correspondre théorie et observations, il a fallu attendre Planck et
l'avènement de la physique quantique.
Planck obtint pour la première fois un bon accord théorie/expérience en supposant que
l'énergie électromagnétique, au lieu d'être continue, ne peut prendre que des valeurs
discrètes multiples de h c/ λ, où
- c est la vitesse de la lumière dans le vide : c = 299.792.458 m.s-1,
- h, la constante de Planck, qui vaut h = 6,625 × 10-34 J.s
- λ, la longueur d’onde du rayonnement émis
Ce qui n'était alors qu'un "artifice de calcul" permet de trouver une formule qui
permet de faire correspondre observations et résultats calculés : la loi de Planck :
En fait, la physique quantique a donné un sens à cet "artifice de calcul" des premiers
temps, et la raison de la quantification de l'énergie est maintenant comprise.
Le rayonnement émis ne dépend pas de la nature du matériau composant le corps
noir, mais uniquement de sa température.
Applications
Dans la pratique, la loi de rayonnement du corps noir décrit convenablement le
rayonnement, sous l'effet de la chaleur, par exemple d'un filament chauffé. Ainsi, les
lampes à incandescence émettent un rayonnement qui obéit à la loi du corps noir.
Puissance surfacique spectrale (W/m³)
Longueur d’onde (nm)

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De la même façon, le spectre continu émis par les étoiles (et dont une partie va être
absorbée, donnant ainsi le spectre de raies qui nous est familier) peut être décrit aussi
convenablement par la loi de Planck.
Le maximum de la courbe donnant la densité d'énergie émise en fonction de la
longueur d'onde est donné par la loi de Wien :
λmax = h c / (4,965 k T)
et l'énergie totale émise est donnée par la loi de Stefan :
Le flux énergétique émis intégré sur toutes les longueurs d'ondes est proportionnel à
T4
On constate tout d'abord que la quantité totale d'énergie émise croît avec la
température du corps noir : plus le corps est chaud, plus il émet de l'énergie
électromagnétique.
On constate ensuite que le maximum d'énergie est émis pour une longueur d'onde qui
décroît avec la température. Par conséquent, lorsque la température d'un corps s'élève,
il émet d'abord dans l'infrarouge. Ensuite, lorsqu'il commence à émettre dans le
visible, ce corps est d'abord rougeoyant, puis vire au jaune, puis au blanc...
Lorsque la température devient très intense, comme dans certaines étoiles, la lumière
émise va l'être principalement dans les courtes longueurs d'onde, et l'objet nous
apparaîtra donc bleu.
En bref
La loi de rayonnement du corps noir est utilisée dans sa forme la plus simple
(variation de la couleur avec la température) pour déduire de sa couleur la
température approchée d'une étoile.
La série de figures suivantes montre quelques spectres d’émission pour des
températures voisines de la température du soleil

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L’effet photoélectrique
La lumière est capable de faire sauter les électrons des corps qu’elle frappe sur des
orbitales d’énergie plus élevée. Un électron qui passe sur une orbitale d’énergie plus
élevée absorbe l’énergie de la lumière incidente. Dans le cadre de la théorie
corpusculaire de la lumière, on dira que le photon a été absorbé. Cette propriété de la
lumière nous apprend beaucoup de choses sur l’univers. Les électrons qui sautent sur
une orbitale d’énergie plus élevée absorbent la lumière à une longueur d’onde bien
déterminée. Chaque élément a ainsi ses raies d’absorption de la lumière. Si on place
un gaz devant une source lumineuse qui émet de la lumière blanche, on constate que
la lumière est transmise, mais une analyse fine de la lumière filtrée montre que
certaines longueurs d’onde, donc couleurs ont entièrement disparu. Les vapeurs de
Sodium, par exemple, arrêtent la lumière dans le jaune-orangé ; On appelle les zones
de lumière absorbée les raies d’absorption. L’exemple ci-dessous montre un spectre
de lumière visible avec deux raies d’absorption : vers 450 nm, et vers 580 nm.
A l’inverse, des gaz excités par le passage du courant électrique voient certains des
électrons de leurs atomes sauter sur des orbitales de niveau énergétique plus élevé,
pour en redescendre spontanément en émettant un photon d’une couleur bien
particulière, ou un rayonnement de longueur d’onde bien particulier. Ce sont les raies
d’émission.
Le spectre d’émission et d’absorption des corps
Les raies d’émission ou d’absorption peuvent être observées à l’aide d’un spectro
réalisé à l’aide d’un CD. La surface du CD se comporte comme un réseau de
diffraction par réflexion, et renvoie la lumière sous un certain angle en fonction de la
longueur d’onde de celle-ci. On voit donc les couleurs de l’arc-en-ciel sur le CD. Si la
lumière provenant de la source est suffisamment focalisée, on peut voir les parties
manquantes du spectre, ou sélectionner les parties qui sont visibles…