Chapitre 1 : Ondes et particules, supports d`information

Thème 1 : Observer – Onde et matière
Chapitre 1 : Ondes et particules, supports d’information
Rayonnement dans l’univers
Actibvité : Observation de la nébuleuse d’Orion par le téléscope Hubble
Image obtenue en 2001
Image obtenue en 2014
La scène se déroule, infiniment lente, dans le chaos immobile de la nébuleuse NGC 2174, au sud de la
constellation d’Orion. Là, à 6400 années-lumière de la Terre, une étoile est en train de naître. C’est le télescope
spatial Hubble qui a saisi, dans l’immense nébuleuse, qui s’étend sur des dizaines d’années-lumière, l’invisible
événement. Invisible oui, au sens littéral du terme puisque l’image prise en 2001 dans le domaine visible – les
longueurs d’onde auxquelles l’œil humain est sensible, n’a rien vu. Mais en 2014, armé d’une nouvelle caméra
installée en 2009, le télescope spatial a rendu la nébuleuse transparente, et dans ces nuées d’hydrogène, il a vu
l’étoile naissante, en pleine contraction, qui organise autour d’elle un disque de matière en rotation et éjecte, par
ses deux pôles, d’immenses jets de plasma…
Serge Brunier, Science&Vie
Acquis de 2nde et 1ère S
-
Notion de période et fréquence
La période T est la durée au bout de laquelle un phénomène se reproduit identiquement à lui-même.
La fréquence F est le nombre de période qu’il y a en 1s. Elle correspond à l’inverse de la période quand celle-ci
s’exprime en seconde : F = 1/T . Son unité est le Hertz (Hz)
-
Loi de Wien
Le spectre du rayonnement thermique émis par un corps à la température T a une intensité
maximale pour une longueur d’onde λmax donnée par la relation empirique :
2,90 10 3
max 
λmax s’exprime en mètre (m) et T en Kelvin (K)
T
Rappel : relation entre l’échelle de température Kelvin T et l’échelle de température degré Celcius θ :
T = θ – 273
Document 1 : Spectre électromagnétique
Limites du spectre électromagnétique correspondant au visible
λviolet = 390 nm à λrouge = 780 nm
Document 2 : Absorption des rayonnements par l’atmosphère terrestre
Document 3 : Naissance d’une étoile dans un nuage moléculaire
1 - Une région d'un nuage moléculaire opaque (principalement constitué d’hélium et de d’hydrogène)
où la matière est plus concentrée commence à s'effondrer sous son propre poids.
2 - La matière se concentre sur elle-même et tourbillonne autour d'un centre de gravité, futur cœur de
l'étoile. La chute de la matière vers son centre rend la protoétoile de plus en plus lumineuse jusqu'à ce
que la poussière qu'elle a attirée empêche la lumière visible de passer.
3 -La protoétoile entourée d'un cocon de poussière opaque (disque d’accrétion) laisse échapper des jets
d’éjection polaires.
4 - La protoétoile devient de plus en plus chaude et lumineuse : elle forme une étoile de type T dont la
température ne permet pas encore d’enclencher les réactions nucléaires.
5 – L’étoile nait lorsque les réactions nucléaires s’enclenchent. Ce ne sont plus les chocs de la matière
mais des réactions nucléaires qui l'illuminent. L'accrétion sur l'étoile et les planètes ainsi que l'éjection
finissent par épuiser la matière présente autour de l'étoile : celle-ci est alors « nue » et entourée d'un
système planétaire.
Document 4 : Classe spectrale des étoiles :
Classe
O
B
A
Température 60 000 à 30 000 à 10 000 à
de surface
30 000 K 10 000 K 7 500 K
F
7 500 à
6 000 K
G
6 000 à
5 000 K
K
5 000 à
3 500 K
M
3 500 à
2 000 K
T
2000 à
600 K
Document 5 : diffusion du rayonnement électromagnétique
La matière interstellaire peut se présenter sous diverses formes :
- atomes isolés ou molécules ;
- grains dont la taille est de l’ordre de quelques dizaines à quelques centaines de nanomètres ;
- poussières beaucoup plus grosses, de quelques micromètres.
Lorsqu’il s’agit d’atomes isolés, on constate une diffusion du rayonnement : il s’agit d’un changement de direction
de la lumière, un « éclatement » de la lumière sur l’atome qui constitue l’obstacle. La diffusion est inversement
proportionnelle à λ4.
Lorsqu’il s’agit de grains ou de poussières, le rayonnement est absorbé puis réémis sous forme de rayonnement
infrarouge. Cette absorption est inversement proportionnelle à λ (longueur d’onde du rayonnement).
Document 6 : la caméra à large champ WC3 du télescope Hubble
La caméra à grand champ WFC3 (Wide Field Camera 3) installée en 2009 sur le télescope Hubble dans le cadre de
la mission constitue la troisième génération de cet instrument équipant Hubble comprend 2 canaux
(détecteurs) d’observation UVIS et NIR. Le graphe ci-dessous donne l’efficacité quantique (QE) de
chaque détecteur, c'est-à-dire la sensibilité du détecteur à la lumière en fonction de la longueur d’onde.
A chaque détecteur est associé une série de filtres qui permets des observations à des longueurs
d’ondes bien définies.
Canaux (détecteurs)
Longueurs d’ondes d’observations (correspondant aux filtres utilisés) (nm)
http://hubblesite.org/gallery/behind_the_pictures/meaning_of_color/filters.php
UVIS
NIR
502, 656, 676, 814
1005, 1250, 1600
Questions :
1. Déterminer quel canal et quelle longueur d’onde a permis l’observation de la naissance d’une étoile
dans la nébuleuse d’Orion. Justifier (plusieurs arguments sont attendus).
2. Quel est l’intérêt d’avoir placé cette caméra sur le télescope spatial Hubble ?