TEASER

questions simples et questions composites - hierarchie
0. il sera beaucoup question d'espace et de temps bcp d'espace et bcp de temps!
le plus encombrant et le plus long
(phenomenes extraordinairement dynamiques et fulgurants!!!! pas un escargot!!!!)
1. comment feriez vous pour estimer la duree de vie du soleil?
2.comment mesurer les distances ?
3. comment mesurer les vitesses . c .
roemer-cassini
bradley
foucault fizeau
applications majeures : vitesses radiales bigbang loi de Hubble expansion
rotations des galaxies!
la cinematique en ecoutant -ou plutot en voyant
! la radio ! cinematique de notre galaxie la voie lactee
http://www.physique.usherbrooke.ca/grosdidier/userfiles/grosdidier_ages08.pdf
4 comment connaitre la nature chimique des astres ?
5 que savez vous des supernovas?
6 les saisons font elles 3 mois chacune ?
7.la dimension d;unite de l;univers
exemple : l'unfication de maxwell : spectre infini lumiere et
electricite unifies!
par exemple la radio :
-ondes ! expliquer
-elles se reflechissent ! parabole metallique ! optique ->radiotelescope
a reflection
-comment emettre des ondes radios ?
on a pas tout de suite compris comment EMETTRE des ondes radio!
par exemple Bell et compagnie ont envoye des signaux par un CABLE !cohereur
grenaille
http://www.gr-univers.fr/univers/13.php
http://fr.wikipedia.org/wiki/Histoire_des_techniques_d'%C3%A9mission_radio
L'histoire des techniques d'émission radio commence avec les premières
expériences de Hertz, se poursuit avec les découvertes d'Édouard Branly, les
travaux et essais de Guglielmo Marconi, de Camille Tissot, du général Gustave
Ferrié et de quelques autres inventeurs.
le grand genie ici est Hertz et Maxwell !
http://fr.wikipedia.org/wiki/Heinrich_Rudolf_Hertz
Hertz fit sa thèse de doctorat sous la direction de Hermann von Helmholtz. C'est
en tentant de relier les franges d'interférences formées entre deux lentilles de
verre en contact, qu'il rechercha les déformations de deux corps sphériques mis
en contact sous une force donnée, en supposant leur comportement linéaire
élastique. Il résolut analytiquement cette question pendant les vacances[1] de
Noël 1880, et publia ses résultats en 1881[2]. Le problème du contact élastique
de deux sphères (contact hertzien) reste à ce jour le seul résolu
analytiquement. Il trouve de nombreuses applications, particulièrement dans les
tests de dureté par indentation.
Mais sa contribution essentielle à la physique demeure la vérification
expérimentale en 1887 de la théorie de James Maxwell de 1864, selon laquelle la
lumière n'est rien d'autre qu'une onde électromagnétique.
C'est à Karlsruhe qu'à l'aide d'un oscillateur (dit oscillateur de Hertz,
composé d'un éclateur agissant entre deux sphères creuses en laiton) il mit en
évidence l'existence d'autres ondes électromagnétiques, celles-là non visibles.
Il démontra que ces nouvelles ondes, susceptibles elles aussi de se diffracter,
de se réfracter et de se polariser, se propageaient à la même vitesse que la
lumière. Le 13 novembre 1886, il effectua la première liaison par faisceau
hertzien entre un émetteur et un récepteur[3]. Ces résultats ouvraient la voie à
la télégraphie sans fil et à la radiophonie. Pour cette raison, les ondes radio
sont dites ondes hertziennes, et l'unité S.I. de mesure des fréquences est le
hertz (nom en minuscule car il s'agit d'une unité de mesure, en revanche le
symbole est Hz).
Hertz a découvert en 1886 la photoélectricité : une plaque de métal étant
soumise à une lumière émettra des électrons, dont la quantité dépendra entre
autres de l'intensité lumineuse. Son assistant Wilhelm Hallwachs poursuivra les
recherches dans ce domaine, découvrant en 1887 l'« effet Hallwachs », qui devait
jouer un rôle central dans l'hypothèse des quantas de lumière formulée par
Albert Einstein en 1905.
8.des phenomenes etranges :
la desintegration beta
le paradgme A/B/C
candidat pour masse manquante
pauli et le neutrino!
9.Les qualites du telescopes : iil y an a 4 qui s'opposent!
ouvrir images par lien ou ds ppt
http://www.imcce.fr/fr/ephemerides/astronomie/Promenade/pages2/280.html
taille image
ouverture
champ disponible en pleine lumiere ?
pouvoir de resolution
pouvoir de resolution qu'est ce qui fait un bon telescope
http://fr.wikipedia.org/wiki/Pouvoir_de_r%C3%A9solution
a quelle distance angulaire minimum 2 rayons ou 2 points sont uls perceptibles
comme distincts/separes
par l'instrument ?
reponse : 0 si il n'avait pas la diffraction MAIS justement la lumiere est un
pheno ondulatoire et
les fentes/diaphragmes/ouvertures 'introduisent des centres d'ondes secondaires
-ppe d'Huyghensqui floute le signal (la coherence)
theta=1.2 lamda/D
D=optique du diametre
diametre objectif et longueur d'onde
longues lunettes versus 'plats ovales' ! saucisses ou plats ovales ?
champ de vision
3degres pour galilee
radio/visible rapport diametre objectif a resolution egale ... 100000 pourquoi
des telescopes de 500 kms de diametres alternative (interferometrie distribuee)
pour aller plus loin tache d'airy
http://www.imcce.fr/fr/ephemerides/astronomie/Promenade/pages2/280.html
10. les galaxies tournent sur elles memes
http://www.astrosurf.com/luxorion/univers-cinematique-galaxies.htm
conservation d'un moment cinetique initial (asymetrie originelle ds l'accretion
de matiere/poussiere)
REPONSES:
les dimensions du systeme solaire
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http://www.phy6.org/stargaze/Fscale.htm
http://claudelafleur.qc.ca/Distances-Univers.html
Pour se faire une idée des dimensions du Système solaire – notre petit
coin d’Univers –, divisons ces grands nombres par un milliard. C'est alors que
la taille du Système solaire équivaut à celle d’une ville d'une vingtaine de
kilomètres.
De même, à cette échelle, la Terre correspond à un raisin et la Lune à
un petit pois, les deux étant distants l’un de l’autre de 38 centimètres.
Le Système solaire à l’échelle d’une ville
Imaginons donc la taille du Système solaire comme étant celle d’une
ville. On y placerait le Soleil au centre et on disposerait les planètes-fruits
aux distances proportionnelles.
Ainsi donc, la taille du Soleil divisée par un milliard équivaudrait à
celle d’un ballon de la taille d'un humain. Mercure, la planète la plus proche
du Soleil, deviendrait un petit pois placé à 58 mètres de là. Quant à Vénus, il
s’agirait d’un raisin posé à 108 mètres du Soleil, alors que la Terre (un autre
raisin) serait à 150 mètres – l’équivalent d’un pâté de maisons.
Pour sa part, Mars s'assimilerait à un bleuet placé à 230 mètres du
Soleil (à un pâté et demi de maisons), alors que Jupiter serait un pamplemousse
installé à trois-quarts de kilomètre. Quant à Saturne, un autre pamplemousse,
elle se trouverait à 1½ kilomètre du Soleil. Viennent ensuite Uranus et Neptune,
qui seraient deux oranges déposées respectivement à 3 et 4½ kilomètres.
Finalement, Pluton (une graine) fermerait la marche à 6 kilomètres du centreville.
le cas galilee
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http://fr.wikipedia.org/wiki/Galil%C3%A9e_(savant)#La_t.C3.AAte_dans_les_.C3.A9t
oiles
En mai 1609, Galilée (ou plutôt Paolo Sarpi ?) reçoit de Paris une lettre du
Français Jacques Badovere, l'un de ses anciens étudiants,
qui lui confirme une rumeur insistante : l'existence d'une lunette conçue par
l'opticien hollandais Hans Lippershey en 1608 permettant de voir les objets
éloignés. Fabriquée en Hollande, cette lunette aurait déjà permis de voir des
étoiles invisibles à l'œil nu. Sur cette seule description, Galilée, qui ne
donne plus de cours à Cosme II de Médicis, construit sa première lunette.
Contrairement à la lunette hollandaise, celle-ci ne déforme pas les objets et
les grossit 6 fois, soit deux fois plus que sa concurrente. Il est aussi le seul
à l'époque à réussir à obtenir une image droite grâce à l'utilisation d'une
lentille divergente en oculaire. Cette invention marque un tournant dans la vie
de Galilée.
Le 21 août 1609, venant à peine de terminer sa deuxième lunette (elle grossit
huit ou neuf fois), il la présente au Sénat de Venise. La démonstration a lieu
au sommet du Campanile de la place Saint-Marc. Les spectateurs sont
enthousiasmés : sous leurs yeux, Murano, située à 2,5 km semble être à environ
300 m seulement.
Galilée offre son instrument et en lègue les droits à la République de Venise,
très intéressée par les appli
les supernovas
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1006 - Observation de la supernova la plus brillante observée sur Terre durant
les temps historiques (SN 1006), dans la constellation du Loup.
1054 - La formation de la Nébuleuse du Crabe, dans la constellation du Taureau,
observée par des astronomes Chinois (SN 1054)
1181 - Supernova moins connue dans la constellation de Cassiopée (SN 1181)
Vers 1300 - Une supernova ayant engendré le rémanent RX J0852.0-4622 (ou Vela
Junior) s'est probablement produite, mais semble ne pas avoir été observée,
malgré une certaine proximité avec la Terre.
1572 - Supernova dans Cassiopée, observée par Tycho Brahe, dont le livre De Nova
Stella sur le sujet nous donna le mot « nova » (SN 1572)
1885 - Première supernova de l'ère télescopique, observée dans la galaxie
d'Andromède et visible à l'œil nu (SN 1885A).
1987 - Supernova 1987A observée durant les heures de son commencement dans le
Grand Nuage de Magellan, ce fut la première opportunité pour les théories
modernes sur la formation des supernovae d'être testée face aux observations.
Quelques autres supernovae remarquables ont fait l'objet de nombreuses études,
parmi lesquelles :
Vers 1680, l'explosion d'une autre supernova aurait pu être observée sur Terre,
mais on en trouve aucune mention dans les travaux des astronomes de l'époque. Ce
n'est qu'au milieu du XXe siècle qu'a été rétrospectivement identifié le
rémanent, Cassiopeia A, dont l'âge est estimé légèrement supérieur à trois
siècles. La raison pour laquelle cette supernova est demeurée invisible n'est
pas connue actuellement, mais est probablement due au fait que l'absorption du
milieu interstellaire situé entre la supernova et la Terre était importante,
allié au fait que cette supernova était sans doute sous-lumineuse, à l'instar de
Cassiopée A.
2006 - Supernova SN 2006gy dans la galaxie NGC 1260 située à 240 millions
d'années-lumière de la Terre observée par R. Quimby et P. Mondol et étudiée en
utilisant les télescopes Keck à Hawaii et Lick sur le Mont Hamilton en
Californie. Sa luminosité dépassait d'environ cinq fois celle de toutes les
supernovæ observées à ce jour et sa durée était de 70 jours. Cette supernova
pourrait être un exemple de supernova à production de paires, uniquement issue
d'étoiles extrêmement massives, désormais très rares dans l'univers.
2008 - Supernova SN 2008D[6] dans la galaxie NGC 2770, située à 88 millions
d'années-lumière de la Terre, observée le 9 janvier 2008 par une équipe
internationale d'astronomes dirigée par Alicia Soderberg. C'est la première fois
qu'une supernova est photographiée au moment même où commençait son explosion.
cinematique des galaxies
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FAILLE DANS LA MECANIQUE de Newton-Einstein?
modif de la loi de la gravitation theorie MOND
Modified Newtonian dynamics acronyme qui marche bien
en ... francais
densite grande/constante/faiblissante
equation de vlassov
http://www.astrosurf.com/luxorion/univers-cinematique-galaxies2.htm
Le problème de la matière sombre
On ne peut évidemment pas passer sous silence la question de la matière sombre
qui semble à toute évidence contrecarrer la dynamique newtonienne à l'échelle
galactique. Dans le cas de la rotation galactique, on a besoin de cette
hypothèse.
En effet, les vitesses typiques au sein des galaxies sont de l'ordre de v=200
km/s. Comparées aux 300000 km/s de la lumière, le rapport v/c est très faible,
et dès lors la mécanique de Newton et la gravitation peuvent être appliquées aux
galaxies.
Pour en avoir la preuve, il suffit de constater que les galaxies présentent des
disques stellaires dont le profil lumineux décroît exponentiellement. Nous
savons également que la lumière trace directement la matière baryonique. On peut
en dériver le champ gravitationnel du disque stellaire. On peut calculer ensuite
la vitesse des orbites circulaires dans ce champ pour obtenir la courbe de
rotation des galaxies.
En 1932, l'astrophysicien américain Fritz Zwicky constate que dans les grands
amas de galaxies la vitesse de ces dernières comparée aux modèles théoriques
révèle un écart très important. En effet, à ces vitesses, la masse de la galaxie
(que l'on déduit de la luminosité de celle-ci) ne suffirait pas à les maintenir
: elles devraient s'éloigner. Il proposa alors que cet écart était lié à la
présence d'une source de gravitation non visible, c'est-à-dire autre que
stellaire.
un exemple d'observation de la matiere noire =par ses effets !
http://irfu.cea.fr/Sap/Phocea/Vie_des_labos/Ast/ast.php?t=fait_marquant&id_ast=1
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pouvoir de resolution
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Limite de diffraction
La diffraction limite le pouvoir de résolution des instruments optiques : un
objet ponctuel donne une image « floue », appelée tache de diffraction. Si deux
détails d'un objet sont trop proches, les taches de diffractions se chevauchent
et il devient impossible d'obtenir des images séparées de ces détails.
Pour un instrument optique de diamètre D observant à une longueur d'onde ?, le
pouvoir de résolution maximal, exprimé en radians, est
.
On retiendra que
pour l'œil en vision diurne, le pouvoir de résolution maximum est d'environ 0,5
minute d'arc pour une pupille dilatée à 5 mm de diamètre, soit 1 millimètre pour
un objet ou une image placé à 6 mètres ou 1/6 000 radian ; cette valeur est très
optimiste pour les usages courants, qui correspondent plutôt à 1/3 000 ou 1/1
500 radian ;
pour un télescope de 10 mètres de diamètre, le pouvoir de résolution théorique
est d'environ 15 millisecondes d'arc dans la bande visible du spectre, mais il
ne peut être atteint en raison de la turbulence atmosphérique qui « floute » les
images ;
pour un microscope optique de 1 cm de diamètre, le pouvoir de résolution
théorique est d'environ 15 secondes d'arc, soit 0,5 micromètres pour un
échantillon situé à 1 cm de l'objectif.
Afin d'obtenir une meilleure résolution, deux possibilités sont exploitées :
observer avec des longueurs d'ondes plus petites : c'est le cas du microscope
électronique qui utilise des électrons de très faible longueur d'onde ;
utiliser une optique de plus grand diamètre : c'est le cas en astronomie avec la
course aux grands télescopes. Une variante est d'utiliser l'interférométrie
entre des télescopes distants.
POURQUOI a-t-on remplace les saucisses par les plats ovales ?
http://www.imcce.fr/fr/ephemerides/astronomie/Promenade/pages2/280.html
Les lunettes, depuis une cinquantaine d'années ont été supplantées par les
télescopes. Les raisons de cette évolution sont multiples :
- d'abord l'achromaticité que nous avons abordée ci-dessus;
- ensuite, dans une lunette, la lumière traverse le verre de la lentille alors
que dans un télescope, le verre, poli, ne sert que de support à une couche
réfléchissante. Il faut donc que le verre d'une lentille soit très homogène, ce
qui est très difficile à réaliser pour des lentilles d'un diamètre supérieur à
un mètre;
- pour cette même raison que la lumière traverse le verre de la lentille,
certaines longueurs d'onde du spectre sont arrêtées par le verre : une lunette
est complètement aveugle dans l'infrarouge;
- enfin, on ne sait pas fabriquer des lentilles dont la focale soit du même
ordre de grandeur que le diamètre. Les lunettes sont donc toujours des
instruments de visée de grande longueur. Or une lunette astronomique doit
pouvoir prendre, dans l'espace, des positions très diverses : ainsi, les
contraintes mécaniques sur un instrument de grande longueur (flexions en
particulier) interdisent un réglage précis et permanent de l'instrument, sans
cesse à revoir. Au contraire, les télescopes, plus compacts, se déforment moins
au cours d'une nuit d'observation. De plus, on sait aujourd'hui construire des
télescopes dont les miroirs ont une focale voisine de leur diamètre. Ce sont des
télescopes très ouverts, ce qui veut dire, rapellons-le, que le faisceau de
lumière qui converge au foyer, a un angle important. Plus cet angle est
important, plus la quantité de lumière reçue au foyer est élevée, donc plus
faibles seront -à temps de pose équivalent- les objets observables. Et en
astronomie, voir des objets faibles, signifie souvent voir loin...
ROLE de la focale
avoir de grandes images ds le plan image
Ainsi un angle d'un radian aura pour image un arc de cercle dont la longueur
sera la focale de la lunette ou du télescope.
s=Ra avec a=1. !
Le deuxième paramètre fondamental d'un instrument est son ouverture, c'est-àdire le diamètre du miroir du télescope (de l'objectif pour une lunette). On lui
associe l'ouverture du faisceau qui est égal au rapport f/D de la focale sur le
diamètre. Plus ce rapport est petit, plus la lumière par unité de surface au
foyer est grande et donc moins les temps de pose seront longs.
Un autre paramètre important caractérisant un instrument est le champ disponible
en pleine lumière. Ce champ est caractérisé en angle sur le ciel et en
millimètres dans le plan focal. Les instruments à grand champ ont été construits
spécialement pour cela.
Le dernier paramètre fondamental d'un instrument est son pouvoir de résolution
(ou résolution angulaire), c'est-à-dire la taille angulaire du plus petit objet
mesurable.
les neutrinos
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L’abc de la physique des particules rayons alpha beta gamma !
Qui connaît la radioactivite ?
Des longues ou tres longues durees de vie tres utiles ! mesure du temps !
L'habitude d'appeler rayons alpha, bêta et gamma les noyaux d'hélium, les électrons ou les photons émis
lors de désintégrations radioactives remonte à l'époque de la découverte. Nourris de culture classique, les
physiciens étaient alors férus de grec et de latin.
L'appellation est demeurée. La découverte de « rayons » d'origine inconnue émis par des sels d'uranium faisait
suite en 1896 à celles d'autres rayons dont on n'avait pas encore élucidé la nature : les rayons X et les rayons
cathodiques. Il faudra longtemps pour comprendre l'origine des uns et des autres.
Les désintégrations alpha, bêta, et gamma font intervenir les forces fortes, faibles et électromagnétiques
présentes dans le noyau : le noyau évolue vers un état plus stable en émettant un rayonnement. Les deux
principales causes d'instabilité sont un trop grand nombre de nucléons ou un déséquilibre entre les nombres de
protons et de neutrons.
Dans le premier cas de la radioactivité alpha, le noyau recherche la stabilité en émettant un noyau d'hélium
ou particule alpha. Dans le second cas, un proton se transforme en un neutron (ou l'inverse), avec émission
d'un électron ou un positon, c'est la radioactivité bêta.
La radioactivité gamma est une simple désexcitation du noyau, de même nature que l'émission de lumière ou
de rayons X par les atomes. Les désintégrations gamma sont généralement instantanées et suivent de très
prés l'émission de particules alpha ou bêta. En effet, ces émissions laissent presque toujours le noyau dans un
état excité.
Les désintégrations alpha et bêta ont en général du mal à se produire. Les durées de vie des noyaux radioactifs
sont longues pour les horloges de l'infiniment petit. Elle peuvent l'être aussi pour nous. Certains éléments
radioactifs natures comme l'uranium ou le thorium ont des durées de vie de quelques milliards d'années.
Ces émissions changent la composition du noyau, donc la nature de l'atome. La radioactivité ne transforme pas
le plomb en or, mais elle transmute la matière comme le font les autres réactions nucléaires.
Desint beta : le neutron n’est pas eternel (donne e- nu p
) !
DETAILS PRATIQUES
hyperliens internes navigation ppt
http://www.lockergnome.com/windows/2009/01/26/link-to-another-slide-in-the-samepowerpoint-2007-presentation/
even better !
http://www.presentationmagazine.com/simple-powerpoint-menus-a-tutorial-136.htm
http://www.nursing.umich.edu/snits/documentation/Office/PPTlinks.pdf