température

L'astronomie
de l'invisible...
Cité Scolaire du Maréchal Lannes – Place Brossolette – 32 700 LECTOURE – S. DELBES
1.
Comment
émettre
de la lumière ?
1.a. Emission lumineuse
d'origine thermique
Température > -273°C (= 0 K) (= zéro absolu)
→ agitation des particules (atomes, molécules, …)
→ émission lumineuse
Le spectre de la lumière émise
dépend de la température de la source.
Ce spectre est toutefois continu.
Evolution de l'intensité lumineuse émise
en fonction de la longueur d'onde,
pour des corps pris à à différentes températures...
Rγ – RX – UV →
R visible
← IR – MO – OR
Evolution de l'intensité lumineuse émise
en fonction de la longueur d'onde,
pour des corps pris à à différentes températures...
Rγ – RX – UV →
Un corps « chaud »,
émet surtout du côté
des Rayons UV...
Il émet ainsi
beaucoup d'énegie.
R visible
← IR – MO – OR
Un corps « froid »,
émet surtout dans le
domaine des Ondes
Radio...
Il émet toutefois
peu d'énegie lumineuse.
Etoiles
plus chaudes
que le Soleil
Etoiles
plus « froides »
que le Soleil
Soleil:
température
de surface à
environ
6 000 °C
Corps
humain:
température
de surface à
environ
37 °C
1.b. Emission/absorption lumineuse
liées à une transition électronique
dans des atomes ou des molécules
Dans un atome ou une molécule, les électrons ne peuvent pas avoir n'importe quelle énergie.
Celle-ci ne peut varier que par paliers.
Tout se passe comme s'ils étaient situés sur des « couches » bien définies.
Exemple de l'atome d'hydrogène (H) (cas le plus simple):
énergie
N
M
Couche K
Couche L
Couche M
NOYAU
p+
L
Couche N
Couche ...
K
Electron sur la couche K (de plus basse énergie)
→ situation la plus stable = « état fondamental »
Mais les atomes et les molécules ne restent pas toujours
dans leur état fondamental (ou état le plus stable)!
- Prenons par exemple un gaz traversé par la lumière d'une lampe à
incandescence (qui a un spectre continu)...
Gaz
d'atomes X
?
?
Quelle lumière va-t-on obtenir de l'autre côté ?
Les atomes du gaz X vont absorber les radiations qui leur permettent
de changer de couche.
Certaines couleurs vont donc disparaître du spectre.
Gaz
d'atomes X
?
énergie
N
M
Couche K
Couche L
Couche M
NOYAU
p+
L
Couche N
Couche ...
K
Il y a eu absorption de certaines radiations.
On parle de spectre de raies d'absorption.
Les atomes du gaz X sont alors excités.
Ils ne peuvent pas rester ainsi très longtemps.
Inversement, ils vont donc revenir sur leurs couches initiales en
émettant leur énergie excédentaire, sous forme de radiations.
Gaz
d'atomes X
EXCITES
énergie
N
M
Couche K
Couche L
Couche M
NOYAU
p+
L
Couche N
Couche ...
K
Il y a eu émission de certaines radiations.
On parle de spectre de raies d'émission.
Chaque atome, chaque molécule peut ainsi émettre ou absorber des radiations lumineuses
bien précises, en fonction des niveaux d'énergie qu'il propose à ses électrons.
Un spectre de raies, d'émission ou d'absorption,
permet ainsi d'identifier des atomes et des molécules.
Exemples:
spectres
d'émission de
quelques
atomes.
H
He
Hg
U
Un exemple:
observons le spectre d'une étoile, le Soleil,
de plus en plus près...
De « loin » d'abord, il semble parfaitement continu, et il ressemble au
spectre d'une « vulgaire » lampe à incandescence:
Mais en y regardant de plus près...
Sur un fond continu, typique d'une émission d'origine thermique,
on trouve une multitude de raies d'absorption !
La lumière du Soleil est bien d'origine thermique.
Les réactions nucléaires chauffent son coeur à environ 20 000 000 °C, et sa surface à
environ 6 000°C. Cela crée une importante agitation thermique d'où résulte une émission
lumineuse...
MAIS, avant de nous parvenir cette lumière traverse l'atmosphère solaire, appelée
chromosphère: là, de nombreux atomes, et même quelques molécules absorbent une
partie de la lumière émise.
Cela explique qu'on se retrouve finalement avec un spectre de raies d'absorption !
La lumière
« part » de la
photosphère...
Zone radiative
Zone convective
Photosphère
Chromosphère
noyau
Et traverse
ensuite la
chromosphère !
Les raies d'absorption permettent d'identifier les gaz présents dans la chromosphère !
On retrouve la même situation pour toutes les étoiles!
1.c. Emission/absorption lumineuse
liées aux mouvements internes d'une molécule.
Dans une molécule, les atomes sont « liés » les uns aux autres, mais ils ne sont pas
complètement fixes. Les liaisons entre eux peuvent vibrer, un peu comme s'ils étaient liés par
des ressorts...
Une molécule peut aussi tourner sur elle-même, ou même « se tordre »...
Exemple: molécule d'eau...
O
H
H
Chacun de ces mouvements internes,
s'accompagne d'une absorption, ou d'une émission de radiations lumineuses,
à des longueurs d'onde bien précises, caractéristiques de la molécule concernée.
La lumière émise ou absorbée se trouve en général
dans le domaine des Infra-rouges ou des ondes Radio...
1.d. Emission/absorption lumineuse
liées au « spin » des électrons.
« Tout se passe comme si »...
un électron appartenant à un atome tournait sur lui-même...
Il peut arriver qu'un électron (particule chargée) inverse son sens de rotation sur lui-même.
Une onde lumineuse est alors émise, à une longueur d'onde bien précise, caractéristique de
l'atome auquel l'électron appartient...
Lumière
émise
Inversion du spin
N.B.:
« To spin »
= tourner
(en anglais)
Un exemple important en astronomie:
Ce phénomène peut notamment arriver à l'électron d'un atome d'hydrogène...
C'est rare...mais comme il y a beaucoup d'atomes d'hydrogène dans l'Univers, cela peut
permettre d'y repérer la présence d'hydrogène.
Les atomes d'hydrogène se manifestent alors
par une émission d'ondes Radio à la longueur d'onde de 21 cm.
1.e. Emission lumineuse
liée à l'accélération d'une particule chargée.
Accélérée par un champ magnétique ou un champ électrique,
n'importe quelle particule chargée (électrons, protons, ions, …)
émet de la lumière !
Visualisation
de particules en mouvement,
dans une chambre à bulles.
Et des champs magnétiques … il y en a dans l'Univers !
Ceux crées par les étoiles sont notamment très intenses.
Bilan
Inversion du spin
d'un électron
Accélération de particules chargées
par un champ magnétique
ou par un champ électrique
Agitation thermique
T > - 273°C
Transitions électroniques
dans des atomes
ou des molécules
Emission
de lumière
Mouvements internes
dans une molécule
(torsions, vibrations,
rotations, ..)
2.
Le spectre
de la lumière.
Le spectre de la lumière
(Microondes)
400 nm
fréquence
énergie
800 nm
Ce que révèlent les ondes Radio...
- Elles passent sans peine à travers les nuages de poussière et de gaz
→ permettent de repérer étoiles et galaxies cachées par ces nuages.
- Permettent de repérer l'hydrogène grâce à sa raie d'émission caractéristique à 21
cm (inversion du spin de l'électron).
- Permettent aussi le repérage des pulsars (étoile très dense, cadavre d'une
grosse étoile, qui tourne très rapidement en émettant des ondes Radio, grâce à son
champ magnétique puissant).
- Permettent le repérage de quasars (galaxies les plus lointaines, vues telles
qu'elles étaient « peu après » le big bang, et qui n'apparaissent que comme des
points dans le visible).
- Nous donnent la plus ancienne image possible de l'Univers (« fond diffus
cosmologique »): environ 380 000 ans après le big bang, les électrons ont été
capturés par les noyaux, et l'Univers a ainsi pu libérer ses premières lumières. Elles
nous parviennent aujourd'hui sous forme d'ondes Radio...
Pulsar (Ondes radio)
Fond diffus cosmologique (Ondes radio)
Ce que révèlent les Infra-Rouges...
- Permettent de repérer des sources très faibles, telles que les poussières
et les gaz froids.
- Permettent de repérer certaines molécules...
Ce que révèlent les lumières visibles...
- La température, la composition et la distance des étoiles, des galaxies,
des nébuleuses, …
- Les mouvements des astres.
- L'évolution des astres.
- Le passé de l'Univers...
Ce que révèlent les Ultra-Violets...
- Permettent de repérer les étoiles les plus chaudes, et les gaz les plus
chauds.
- Permettent de repérer le dihydrogène (H2, molécule la plus répandue de
l'Univers), ainsi que le deutérium (21H, isotope de l'hydrogène, formé
principalement pendant le big bang).
Ce que révèlent les Rayons X...
- Permettent de repérer les zones les plus chaudes de l'Univers (plusieurs
millions de degrés Celsius).
- Permettent de repérer les zones les plus denses (étoiles à neutrons, trous
noirs, ...).
- Permettent de repérer des « zones agitées »: étoiles binaires X (une étoile
très dense, absorbe une voisine), les résidus de supernovae.
Ce que révèlent les Rayons γ...
- Permettent de repérer les phénomènes les plus violents de l'Univers:
températures les plus élevées, jets de matière de part et d'autres d'un trou
noir, ...
3.
Comment
capter
cette lumière ?
Les ondes lumineuses
qui peuvent traverser l'atmosphère terrestre ...
Schéma de principe d'un radiotélescope
Surface parabolique
Radiotélescope de Parkes (Australie)
Diamètre = 64 m
Surface parabolique
Radiotélescope d'Aricebo (île de Porto Rico) (1963)
Diamètre = 305 m
Surface sphérique
Radiotélescope de Nancay (France, Sologne) (1965)
Diamètre = 100 m
Surface parabolique
Radiotélescope V.L.A. (Very Large Array) (Nouveau Mexique)
27 antennes de 25 m de diamètre – Système interférentiel
Surfaces paraboliques
Télescope spatial I.R.A.S. (lancé en 1983)
Diamètre = 57 cm
Surface parabolique
Télescope spatial I.S.O. (lancé en 1995)
Diamètre = 85 cm
Surface parabolique
Télescope spatial I.R. Spitzer (lancé en 2003)
Diamètre = 85 cm
Surface parabolique
Observatoire du Pic du Midi (France, Pyrénées) (2877 m d'altitude)
Diamètre du plus grand télescope = 2 m
Surface parabolique
Observatoire au sommet du volcan Mauna Kea (Hawaï)
(4205 m d'altitude)
Plusieurs télescopes travaillant dans plusieurs domaines (radio, I.R., visible)
Diamètre du plus grand télescope dans le visible = 8,2 m
Surface parabolique
Observatoire au sommet du Mont Cerro Paranal (désert d'Atacama – Chili)
(2635 m d'altitude)
4 télescope principaux (miroirs paraboliques de 8,2 m de diamètre)
+ 4 télescopes auxiliaires (miroirs paraboliques de 1,8 m de diamètre)
Domaines visible et I.R.
Fonctionnement séparé...
ou en interférométrie (on obtient alors l'équivalent d'un télescope de 200 m de diamètre !)
Télescope spatial Hubble (lancé en 1990)
Diamètre = 2,4 m
Surface parabolique
Télescope Spatial F.U.S.E. (Far UltraViolet Spectroscopic Explorer)
(lancé en 1999)
Diamètre = ?
Surface ?
Télescope Spatial GAL.E.X (GALaxy Evolution EXplorer) (lancé en 2003)
Diamètre = ?
Surface ?
Télescope Spatial X.M.M. Newton (X ray Multi Mirror) (lancé en 1999)
Les rayons X traversent les miroirs traditionnels...
Une technologie complètement différente est nécessaire !
Télescope Spatial C.G.R.O. (Compton Gamma Ray Observatory) (lancé en 1991)
Les rayons gamma traversent les miroirs traditionnels...
Une technologie complètement différente est nécessaire !
4.
Comment
analyser
les messages
de la lumière ?
Bibliographie:
- Les couleurs de l'Univers, Yaël Nazé, Ed. Belin (collection Pour la Science).
- Lumières d'étoiles, André Brahic, Isabelle Grenier, Ed. Odile Jacob.
- Astronomie et Astrophysique, Marc Séguin, Benoît Villeneuve, Ed. De
Boeck Université.
- 250 réponses à vos questions sur l'astronomie, Pierre-Yves Bely, Carol
Christian, Jean-René Roy, Ed. Gerfaut.
- Les six visages du Soleil et de la Voie lactée, Azar Khalatbari, article du
magazine Sciences et Avenir, hors série de mai-juin 2009.
- Les ondes électromagnétiques, Revue mensuelle du Palais de la
Découverte, N°295 (février 2002).