La matière et le rayonnement Tout ce qui compose notre Univers, de la matière inerte comme les planètes, les étoiles et les galaxies, jusqu'à la matière vivante comme les plantes et les animaux, possède une structure dont le degré d'organisation est plus ou moins élevé. Ainsi, à titre d'exemple, la structure cristalline du sel de table est relativement simple. A l'opposé, un être vivant est un assemblage élaboré de tissus dont l'organisation est très complexe. Un des grands succès de la science a été de montrer que cette diversité macroscopique se ramène à la combinaison d'éléments de base peu nombreux et très simples au niveau microscopique, les atomes (encore ici on retrouve une application du Rasoir d'Occam).

Du niveau miscroscopique (les atomes) jusqu'au niveau macroscopique, incluant l'Univers lui-même, la matière s'organise en structures plus ou moins complexes par le biais des interactions ou forces . Encore une fois, malgré la grande diversité de ce qui compose l'Univers, le nombre d'interactions nécessaires pour créer cette diversité est petit. Seules quatre forces différentes sont requises pour organiser et maintenir la structure de la matière à toutes les échelles.

Finalement, comme nous l'avons vu précédemment, l'astronomie est principalement une science observationnelle. La cueillette des données de même que la possibilité de tester les théories dépendent presqu'exclusivement de notre capacité à capter, manipuler et analyser la lumière émise ou réfléchie par les objets célestes.

Continuer

Introduction 4

Page 1 sur 1

Objectifs du chapitre 4

Décrire la structure de la matière

Décrire le rôle des interactions

Décrire la nature et le comportement de la lumière

Décrire l'interaction entre la lumière et la matière

Cliquez pour imprimer

gfedc

gfedc

gfedc

gfedc

Yannick Dupont V2.0, été 2001

Objectifs du Chapitre 4

Page 1 sur 1

La structure de l'atome Les atomes sont les blocs de construction élémentaires de toute la matière dans l'Univers. Ils sont eux-mêmes formés de trois particules plus simples, les électrons, les protons et les neutrons, dont les caractéristiques sont présentées au Tableau 4.1. Par souci de complétude, il faut noter que les protons et les neutrons ne sont plus véritablement considérés comme des particules élémentaires. Chacune de ces deux particules est formée, à son tour, de trois quarks plus élémentaires.

La Figure 4.1 présente le modèle de Niels Bohr (1885-1962) de la structure d'un atome. Cette représentation, très simplifiée, nous permet de bien comprendre la structure de base d'un atome. Le noyau renferme les protons et les neutrons et sa taille est de l'ordre de 10-15 m. Les électrons se retrouvent sur des orbitales de formes variées (pas nécessairement circulaires ou sphériques) autour du noyau.

Figure 4.1: Le modèle atomique de Bohr

Les différentes sortes d'atomes, appelées éléments, sont constituées d'un nombre plus ou moins grand de protons, de neutrons et d'électrons. Le plus simple des éléments est l'hydrogène dont le noyau est constitué d'un seul proton autour duquel circule un seul électron. Le deuxième élément, l'hélium, est composé de 2 protons, 2 neutrons et 2 électrons. Chaque nouvel élément possède un proton de plus que le précédent. Dans des conditions physiques normales, un atome possède autant d'électrons que de protons, de telle sorte qu'il est électriquement neutre. Dans le noyau, le rôle des neutrons est d'assurer la stabilité mécanique du noyau atomique. Leur nombre dans le noyau varie d'un élément à l'autre et n'est pas nécessairement égal au nombre de protons. Il peut même être différent pour deux noyaux d'un même élément comme c'est le cas pour l'uranium avec 92 protons et 141, 142, 143 ou 146 neutrons. Ces différents noyaux sont appelés les isotopes d'un élément, l'uranium dans ce cas-ci.

Les propriétés physiques et chimiques des éléments varient d'un élément à l'autre. Néanmoins, il existe des similitudes entre certains éléments ce qui permet de les regrouper en familles dans ce qu'on appelle le Tableau Périodique des Eléments,

Table 4.1: Propriétés des particules élémentaires

Particule Masse (Kg) Charge électrique

électron 9.109 x 10-31 négative

proton 1.673 x 10-27 positive

neutron 1.675 x 10-27 aucune

Chapitre 4

Page 1 sur 16

illustré à la Figure 4.2 Dans ce tableau, les 92 premiers éléments (de l'hydrogène jusqu'à l'uranium) sont appelés les éléments naturels. On dit que ce sont des éléments naturels car leur noyau est suffisamment stable pour que leur durée de vie soit très longue (généralement supérieure à 109 années). Les autres, au-delà de l'uranium, possèdent des noyaux très massifs et instables qui ont tendance à se briser (fissionner) facilement. Ces éléments, dont la durée de vie est généralement courte (souvent à peine quelques secondes), sont créés artificiellement, généralement en laboratoire, et n'existent pas dans la nature. Les structures que l'on observe dans l'Univers sont donc le fruit de combinaisons des 92 éléments naturels que l'on connaît.

Cliquez ici pour une TABLEAU RÉCENT Figure 4.2: Le tableau périodique des éléments selon Mendeleïev

http://www.snv.jussieu.fr/enseignement/ARPE/elements/

Chapitre 4

Page 2 sur 16

Les interactions L'organisation de la matière en structures plus ou moins complexes est rendue possible grâce à l'existence de quatre forces, aussi appelées interactions, fondamentales. L'intensité relative et le comportement de ces quatres interactions sont différents pour chacune d'entre elle. De plus, elles agissent à différentes échelles dans l'Univers, du niveau microscopique au niveau macroscopique.

L'interaction gravitationnelle

La plus familière de toutes est l'interaction gravitationnelle. Comme nous l'avons vu précédemment, dans la deuxième moitié du 17ième siècle, Isaac Newton énonça ce qui allait devenir la Loi de la gravitation universelle. Pour y arriver il a inventé à lui seul une branche des mathématiques qui porte aujourd'hui le nom de calcul différentiel et intégral. Son génie fut d'unifier les lois du mouvement planétaire décrites par Kepler, avec la loi de la chute des corps sur Terre énoncée par Galilée. Cette loi s'énonce comme suit:

� Loi de la gravitation universelle - Chaque particule de matière dans l'Univers attire toute autre particule avec une force proportionnelle au produit de leurs masses et inversement proportionnelle au carré de la distance qui les sépare.

Cette loi prend la forme analytique suivante:

où Fgrav est la grandeur de la force, m1 et m2 sont les masses des deux particules (objets), d est la distance qui les sépare, et G est une constante. Le signe négatif indique qu'il s'agit d'une force attractive.

La force gravitationnelle est donc une force attractive dont l'intensité décroît avec le carré de la distance. Cette interaction, dont l'intensité relative est faible, est responsable des grandes structures comme les planètes, les étoiles, et les galaxies. C'est aussi la force gravitationnelle qui décidera, comme nous le verrons plus tard, du destin ultime de l'Univers.

Il importe ici de faire une brève mise au point concernant le concept de masse et de poids. La masse d'un corps est une mesure de la quantité de matière qu'il contient (un astronaute par exemple), il s'agit d'une propriété intrinsèque et invariable de ce corps. Le poids, par contre, est une mesure de la force gravitationnelle s'exerçant entre un corps et une planète (la Terre par exemple), c'est une quantité variable. Pour mieux comprendre, imaginez un astronaute faisant un voyage de la Terre à la Lune. Sa masse ne change pas d'un endroit à l'autre, mais son poids sur la Lune est environ 6 fois moindre que sur la Terre!

L'interaction électromagnétique

A une échelle plus réduite on retrouve la signature de l'interaction électromagnétique. La théorie décrivant les interactions électromagnétiques est un autre exemple de simplification dans le domaine de la physique. Elle regroupe dans une description uniforme les phénomènes faisant intervenir les charges

Chapitre 4

Page 3 sur 16

électriques, leurs déplacements (les courants), ainsi que le rayonnement électromagnétique (la lumière) et les champs magnétiques qui sont souvent engendrés par ces déplacements. Cette théorie a été élaborée en grande partie par James Clerk Maxwell (1831-1879) au 19ième siècle.

Certains aspects de la théorie de l'électromagnétisme s'apparentent un peu à ceux de la théorie de l'interaction gravitationnelle. Ainsi, la force électrique qui s'exerce entre deux charges électriques, porte le nom de Loi électrostatique de Coulomb, et s'énonce comme suit:

� Loi électrostatique de Coulomb - Chaque particule chargée attire toute autre particule chargée avec une force proportionnelle au produit de leurs charges électriques et inversement proportionnelle au carré de la distance qui les sépare.

Sa forme analytique est la suivante:

où Félec est la grandeur de la force, Q1 et Q2 sont les charges électriques des deux particules, d est la distance qui les sépare, et K est une constante.

Cette force est de nature attractive ou répulsive, dépendant des charges électriques en cause (attractive si les charges sont de signe opposé et répulsive si les charges sont de même signe), et son intensité (relativement plus grande que celle de la force gravitationnelle) décroît elle aussi avec le carré de la distance. Cette interaction gouverne le mouvement des électrons autour du noyau atomique. Elle assure aussi la cohésion des liens entre les atomes à l'intérieur des molécules, des cristaux, des cellules, etc... C'est grâce à la force électromagnétique que la lumière, sous tous ses aspects (radio, visible, rayon-X, etc...) existe. Nous y reviendrons d'ailleurs bientôt.

Les interactions nucléaires

Finalement, il existe deux autres interactions appelées interaction nucléaire forte et interaction nucléaire faible. Bien que les intensités relatives de ces deux forces soient très grandes si on les compare à celles des deux précédentes, leur existence n'est connue que depuis peu de temps car ces interactions n'agissent qu'à l'intérieur des noyaux atomiques, sur des distances très petites. Ces forces sont responsables de la stabilité des noyaux ainsi que celle des protons et des neutrons. Elles permettent de comprendre les phénomènes de fusion et de fission des noyaux de même que la radioactivité qui en découle. Ces interactions ont joué un rôle primordial dans les premiers instants qui ont suivi la création de l'Univers par le Big Bang. Elles sont aussi importantes pour comprendre correctement les phénomènes de fusion au coeur des étoiles ainsi que les phases évolutives finales de ces dernières.

Le spectre électromagnétique

Chapitre 4

Page 4 sur 16

Presque toute l'information utilisée pour comprendre la nature et le fonctionnement de l'Univers est recueillie sous forme de rayonnement. C'est la raison pour laquelle les astronomes ont développé toute une panoplie de techniques pour extraire le maximum des signaux (souvent très faibles) qui arrivent aux télescopes. Avant de décrire ces diverses techniques et les instruments associés, il est nécessaire de comprendre ce qu'est la lumière, quelles sont ses propriétés, et comment elle interagit avec la matière.

Propriétés

Nous venons de voir que la matière est formée d'atomes qui sont eux-mêmes composés de particules chargées électriquement. Or, le mouvement des charges électriques (en fait l'accélération) engendre ce que l'on appelle de la radiation (ou onde) électromagnétique. Ce que nos yeux perçoivent, et que nous appelons lumière visible est constitué d'ondes électromagnétiques et ne représente qu'une petite partie de l'ensemble du rayonnement électromagnétique possible.

Une onde électromagnétique est un phénomène ondulatoire dans lequel un champ électrique et un champ magnétique oscillent. Comme le montre la Figure 4.3 , les deux champs oscillent à angle droit l'un de l'autre, et la combinaison des deux forme une onde qui se déplace dans une direction perpendiculaire aux deux champs.

Chapitre 4

Page 5 sur 16

Figure 4.3: Représentation d'une onde électromagnétique

Cliquez pour animer

Cette onde peut être caractérisée par la quantité d'énergie qu'elle transporte. L'énergie associée à l'onde est directement proportionnelle à sa fréquence ( ν ) ou, de façon équivalente, inversement proportionnelle à sa longueur d'onde ( λ) comme on peut le voir dans l'équation suivante:

où E est l'énergie du photon associé à l'onde, h et c sont des constantes (la constante de Planck et la vitesse de la lumière respectivement).

Plus la longueur d'onde est grande, plus la quantité d'énergie est faible et vice-versa. On associe généralement des noms aux différents domaines de longueurs d'onde (et donc d'énergie) du spectre électromagnétique. Le Tableau 4.2 en présente la liste.

À l'exception de leur énergie, toutes les ondes électromagnétiques, quel que soit le domaine du spectre, ont les mêmes propriétés: 1) Les ondes électromagnétiques ne nécessitent aucun support matériel pour se

Table 4.2: Le spectre électromagnétique

Nom de la région Domaine de longueur d'onde

Ondes radio 1cm - 1m

Millimétrique 1mm - 1cm

Infrarouge 1 µm - 1mm

Visible 350nm - 1 µm

Ultraviolet 10nm - 350nm

Rayons-X 0.1 nm - 10nm

Rayons- γ 0.001nm - 0.1nm

Chapitre 4

Page 6 sur 16

propager. Elles peuvent donc voyager dans le vide. Ce n'est pas le cas pour les ondes sonores ou les ondes à la surface de l'eau. 2) La vitesse de déplacement est constante et la même (la vitesse de la lumière: 299 800 km/sec) pour toutes les ondes électromagnétiques.

En général, les astres émettent ou réfléchissent des ondes dans plusieurs domaines du spectre électromagnétique. L'aspect d'un objet peut-être très différent d'un domaine de longueur d'onde à un autre dépendant des phénomènes physiques (et donc des énergies) qui sont à l'oeuvre. A titre d'exemple, la Figure 4.4 illustre quatre visages différents de la galaxie active Messier 82 tels qu'ils peuvent être observés dans quatre domaines du spectre électromagnétique. Les différences morphologiques peuvent être associées à des structures ou des phénomènes physiques différents de cette galaxie.

Figure 4.4: Quatre aspects de la galaxie Messier 82

A la surface de la Terre nous ne recevons qu'une petite partie du rayonnement électromagnétique car l'atmosphère terrestre joue le rôle d'un filtre. La Figure 4.5 présente la transparence de notre atmosphère aux diverses longueurs d'onde. Il est important de noter que ce filtre atmosphérique est essentiel, car il nous protège des rayonnements nocifs tels que ultraviolet, X et γ . Malheureusement pour les astronomes, il empêche d'étudier les astres dans tous les domaines de longueurs d'onde à partir de la surface terrestre. Il faut donc utiliser des ballons sondes, des satellites et des télescopes en orbite pour compléter nos informations. De plus amples détails sur les intruments et les observatoires sont donnés au Chapitre 5.

Chapitre 4

Page 7 sur 16

Figure 4.5: Le spectre électromagnétique et la transparence de l'atmosphère terrestre

La loi de Planck

Comme nous l'avons déjà vu, la matière est constituée d'atomes. Lorsque ceux-ci sont en mouvement, ils émettent des ondes électromagnétiques (de la lumière visible, des ondes radio, des rayons-X, etc...). Les atomes d'un objet sont toujours en mouvement dès que celui-ci est chaud; en fait, c'est seulement à la température du zéro absolu (0 K ou -273 oC) que les atomes n'émettent pas de rayonnement.

L'intensité du rayonnement émis par un objet (chaud) n'est pas la même à toutes les longueurs d'onde. Par exemple, la lumière blanche du Soleil se décompose dans les différentes couleurs de l'arc-en-ciel lorsqu'elle traverse des gouttes de pluie, et l'intensité n'est pas la même pour toutes les couleurs. Il y a des informations cachées dans la lumière émise par un objet, qui peuvent être décodées en décomposant celle-ci avec un prisme (ou un réseau) pour obtenir ce qu'on appelle le spectre lumineux de cet objet.

La morphologie du spectre lumineux d'un objet révèle certaines de ses caractéristiques physiques comme sa température. A titre d'exemple, considérons une étoile, c'est à dire un objet dont la structure est simple. Une étoile est essentiellement une boule de gaz, dont le comportement physique est similaire à celui d'un émetteur parfait; c'est-à-dire que l'énergie produite dans les régions centrales est transportée vers la surface et réémise sans perte. Les atomes de la couche de surface d'une étoile, la photosphère, sont chauffés à une température de plusieurs milliers de degrés et émettent des photons dans l'espace. Le changement de l'intensité lumineuse en fonction de la longueur d'onde dépend uniquement de la température de la photosphère. Par exemple, une étoile dont la couche de surface est d'environ 7 000 K émettra peu de rayons-X et de

Chapitre 4

Page 8 sur 16

rayonnement ultraviolet, davantage de lumière bleue et jaune, et moins de lumière rouge et infrarouge comme l'illustre la Figure 4.6.

Figure 4.6: L'intensité lumineuse d'une étoile en fonction de la longueur d'onde

L'allure de cette courbe correspond à celle d'un corps noir, c'est-à-dire un objet en équilibre thermique dans lequel l'énergie absorbée est complètement réémise. Vers la fin du 19ième siècle, le physicien Max Planck (1858-1947) a décrit ce comportement sous la forme suivante:

où Iλ représente l'intensité émise par unité de surface en fonction de la longueur d'onde λ et de la température T. Dans cette relation, h est la constante de Planck, c est la vitesse de la lumière et k est la constante de Boltzmann. Cette expression analytique nous permet de déduire les trois conséquences suivantes:

� Plus la température d'un corps est élevée, plus l'intensité émise est grande à toutes les longueurs d'onde.

� L'énergie totale émise par unité de surface, le flux F (équivalent à la surface sous la courbe), augmente proportionnellement à la température à la quatrième puissance:

C'est-à-dire que si un corps est 2 fois plus chaud qu'un autre, sa surface émettra 2 x 2 x 2 x 2 = 16 fois plus de lumière. Cette relation porte le nom de

Chapitre 4

Page 9 sur 16

Loi de Stefan- Boltzmann et σ est la constante de Stefan-Boltzmann.

� La couleur dominante, la longueur d'onde à laquelle l'intensité est maximale, se déplace vers les longueurs d'onde plus courtes à mesure que la température augmente. C'est la Loi de Wien:

Ces conséquences de la loi de Planck sont illustrées à la Figure 4.7 . On constate que la courbe correspondant à l'étoile la plus chaude est au dessus de celles décrivant les étoiles froides à toutes les longueurs d'onde. La surface sous la courbe augmente avec la température. Finalement, le maximum de l'intensité lumineuse est plus bleu pour une étoile chaude que pour une étoile froide.

Figure 4.7: Intensité relative en fonction de la longueur d'onde pour trois corps noirs

L'animation suivante illustre le déplacement du maximum de la courbe au fur et à mesure que la température augmente. Le maximum se situe dans l'infrarouge

quand la température est basse, il traverse la partie visible du spectre électromagnétique quand la température devient plus grande, et il se retrouve du côté ultraviolet quand l'animation se termine et que la température est maximale. Donc, l'objet que l'on chauffe change de couleur en passant du rouge sombre au

début, puis à l'orange, au jaune, et au blanc-bleuté.

Chapitre 4

Page 10 sur 16

Cliquez pour animer

L'interaction lumière-matière La distribution de l'intensité lumineuse d'un objet chauffé peut être décrite par la loi de Planck, telle que vu précédemment. Si la lumière émise par cet objet traverse un nuage de gaz mince, quasi-transparent, et plus froid que l'objet en question avant de nous atteindre, le résultat, sans surprise, n'est plus tout à fait le même. C'est ce qu'illustre la Figure 4.8. L'intensité lumineuse en fonction de la longueur d'onde sera semblable à ce que présente la Figure 4.9.

Figure 4.8: Le passage de la lumière d'un objet chaud au travers d'un nuage de gaz mince et froid

Chapitre 4

Page 11 sur 16

Figure 4.9: L'intensité lumineuse en fonction de la longueur d'onde

On remarque que la forme globale, l'enveloppe, correspond encore à celle d'un corps noir à une température donnée. Par contre, à certaines longueurs d'onde l'intensité est plus faible que celle prévue par la loi de Planck; il manque des photons. Ces déficits portent le nom de raies d'absorption et sont le résultat de l'interaction de la lumière et de la matière dans le nuage de gaz. Pour comprendre ce phénomème, examinons attentivement ce qui se produit lorsque la lumière traverse le nuage de gaz.

Les photons de lumière sont émis par l'objet chauffé; leur nombre en fonction de la longueur d'onde est donné par la loi de Planck. Ces photons tentent de se frayer un chemin à travers le nuage de gaz froid. En cours de route, certains d'entre-eux sont absorbés par les atomes du gaz alors que d'autres traversent sans problème, comme l'illustre la Figure 4.10.

Figure 4.10: L'interaction des photons et de la matière dans la photosphère d'une étoile

Pour comprendre ce phénomène, revenons à la description d'un atome tel que nous l'avons vu au début du chapitre. Le modèle simple élaboré par le physicien Niels Bohr suggère que le niveau d'énergie des orbitales soit quantifié, c'est-à-dire que les électrons d'un atome doivent circuler sur des niveaux fixes et non entre deux niveaux. Chaque niveau correspond à une certaine énergie des électrons, et ces niveaux diffèrent d'un élément chimique à un autre.

Lorsqu'un photon tente de traverser les atomes du gaz, il peut être absorbé si son énergie est exactement celle qui est nécessaire à un électron d'un atome pour passer d'un niveau inférieur à un niveau supérieur. Les photons dont l'énergie ne correspond à aucune transition traversent sans problème tandis que les autres sont absorbés et disparaissent du flux total. Ce mécanisme est illustré à la Figure 4.11.

Chapitre 4

Page 12 sur 16

Figure 4.11: L'absorption d'un photon dans une transition électronique

Il est possible qu'un électron absorbe un photon dont l'énergie lui permette de sauter deux, trois ou davantage de niveaux plutôt qu'un seul. Evidemment, lorsqu'un électron se retrouve sur un niveau supérieur il pourra redescendre vers un niveau inférieur en émettant un photon d'énergie équivalente. Cette dé-excitation est très rapide; elle se produit environ 10-8 seconde après l'absorption initiale. On pourrait croire alors que les photons enlevés du flux seront remplacés quasi-immédiatement par des photons de dé-excitation, mais il n'en est rien. En fait, l'absorption des photons est sélective, c'est-à-dire que des photons se dirigeant vers l'observateur sont absorbés. Tandis qu'au moment de la ré-émission ils sont envoyés dans toutes les directions possibles. Il y a donc une déplétion nette causant ainsi les raies d'absorption.

Nous avons déjà vu que l'énergie d'un photon est relié à sa longueur d'onde selon la relation suivante:

Donc, un photon absorbé lors d'une transition d'énergie donnée, correspond à une raie d'absorption à la longueur d'onde équivalente. Puisque les niveaux d'énergie des orbitales sont caractéristiques d'un élément chimique donné, les raies d'absorption observées représentent la signature de cet élément dans le spectre lumineux du gaz.

La Figure 4.12 présente les niveaux d'énergie de l'atome d'hydrogène ainsi que la longueur d'onde associée à chaque transition. Les transitions qui amènent un électron du niveau fondamental (n=1) vers les niveaux supérieurs requièrent plus d'énergie et absorbent des photons ultraviolets. Celles qui partent du niveau n=2 demandent moins d'énergie et les raies d'absorption se produisent dans le domaine visible. Finalement, les transitions à partir des niveaux n=3,4,5,... exigent peu d'énergie et absorbent des photons infrarouges ou de longueur d'onde plus grande.

Chapitre 4

Page 13 sur 16

Figure 4.12: Les niveaux d'énergie de l'atome d'hydrogène

La situation se complique un peu avec l'hélium puisqu'il y a deux électrons en jeu. Chacun des électrons peut absorber un photon et se retrouver à un niveau supérieur. Il y a plus de transitions possibles et donc plus de raies d'absorption dans le spectre de l'hélium. Parfois, un des deux électrons est arraché à l'atome d'hélium, on parle alors d'un atome d'hélium ionisé, il ne reste plus qu'un électron pour absorber des photons. Le Tableau 4.3 présente une liste des longueurs d'onde des raies d'absorption de l'hydrogène et de l'hélium dans le domaine visible.

Table 4.3: Longueurs d'onde des transitions de l'hydrogène et de l'hélium

Hydrogène (nm)

Hélium (nm)

Hélium (nm)

neutre neutre ionisé

HI HeI HeII

410.1 402.6 410.0

434.0 447.1 420.0

486.2 471.3 433.8

656.2 492.1 454.1

Chapitre 4

Page 14 sur 16

On pourrait produire une liste similaire pour les autres éléments chimiques du Tableau Périodique présenté à la Figure 4.2 . Plus un atome possède d'électrons, plus il y a de transitions possibles et donc plus il y a de raies d'absorption potentiellement observables dans le spectre.

Comme nous le verrons dans les prochain chapitres, les raies d'absorption constituent un puissant outil pour l'étude des propriétés intrinsèques des étoiles et des planètes. Elles donnent des informations sur la température, la pression, et la composition chimique du gaz à la surface de ces objets.

Les autres sources d'informations En astronomie, les ondes électromagnétiques constituent la plus importante source de renseignements de l'Univers qui nous entoure. Il existe néanmoins d'autres voies d'informations que les astronomes tentent d'exploiter.

� Les rayons cosmiques sont des particules chargées (surtout des noyaux d'atomes d'hydrogène et d'hélium) voyageant presqu'à la vitesse de la lumière. Lorsqu'ils arrivent au voisinage de la Terre, ils frappent les molécules de la partie supérieure de l'atmosphère et les brisent en un grand nombre de particules subatomiques secondaires, produisant par collisions successives une douche de millions de particules à la surface de la Terre.

� Le vent solaire est un flux constant de noyaux d'atomes (surtout ceux d'hydrogène) et d'électrons en provenance du Soleil. Ces particules possèdent des énergies très inférieures à celles des rayons cosmiques et mettent quelques jours à franchir la distance Terre-Soleil. Au contact de la haute atmosphère terrestre, le vent solaire ionise et excite les molécules qui reviennent à leur état initial en émettant de la lumière, causant ainsi le phénomène des aurores boréales.

� Les neutrinos sont des particules sans charge produites par les réactions nucléaires au centre des étoiles. Ils ont une masse très faible et voyagent presqu'à la vitesse de la lumière (un peu moins si leur masse n'est pas nulle). Ils interagissent très peu avec la matière ce qui rend leur détection particulièrement ardue. Ils nous informent sur l'activité interne des étoiles, surtout notre Soleil.

� La radiation gravitationnelle est une prédiction de la théorie de la relativité générale d'Einstein. D'après cette théorie, toute masse accélérée devrait émettre des ondes gravitationnelles tout comme une charge électrique accélérée émet des ondes électromagnétiques. Certains phénomènes astronomiques très spectaculaires, comme l'explosion d'une étoile, devrait en principe produire une grande quantité d'ondes gravitationnelles. Malheureusement, l'intensité du flux des ondes reçues à la Terre est extrêmement faible et on n'a pas encore réussi à les détecter.

� Les météoroïdes et micrométéoroïdes sont des petites particules de matière (dont la dimension peut aller de quelques mètres jusqu'aux grains de sable) en orbite autour du Soleil. Elles entrent parfois en collision avec les planètes et leur satellites et tombent, à l'occasion, à leur surface. On peut aussi inclure dans cette rubrique les échantillons de sols lunaire et martien qui ont été rapportés, retrouvés et analysés.

501.5 468.6

587.5 485.9

667.8 541.1

656.0

Chapitre 4

Page 15 sur 16

Yannick Dupont V2.0, été 2001

Chapitre 4

Page 16 sur 16