Les ondes électromagnétiquesL’architecture de l’Univers

L’astronomie

• L’astronomie est essentiellement une science d’observation

• Toute l’information sur l’univers provient de la lumière qui arrive jusqu’à nous

• Constance de la vitesse de la lumière -> voyage dans le temps

• Jusque dans les années 1940: uniquement optique (visible), puis radioastronomie et ouverture aux autres longueurs d’ondes

La lumière blanche et les couleurs

• Réfraction : la lumière se propage dans un solide transparent a une vitesse c qui dépend de sa longueur d’onde/fréquence-> angle de réfraction

dans le vide: c est constant

α1

α2 c2

c1

sin α1 c1

sin α2 c2

rayon de lumière

Principe:

Application: le prisme

Interférence et diffraction

• Aspect ondulatoire de la lumière

• Si deux ondes lumineuses de même amplitude et même longueur d’onde se rencontrent avec un décalage d’une demi période, leur somme est nulle

∆= d sin θInterférence constructive: ∆ = n λInterférence destructive: ∆ = (n+1/2) λ

Les ondes électromagnétiquesc=λ x ν

c: vitesse de la lumièreλ: longueur d’ondeν: fréquence

La structure d’un atome

• Composantes: noyau (protons+neutrons), électrons

• Modèle de Bohr: les électrons sont sur des orbites autour du noyau (comme les planètes autour du soleil), les orbites sont discrètes

• Le modèle de Bohr est trop simple -> mécanique quantique -> description de la localisation de l’électron en terme de probabilité

niveau d’énergie

chaque flèche correspond a l’émission d’un photon d’une énergiequi correspond a la différence des énergiesentre deux niveaux d’énergie

Le photon

• Nature corpusculaire de la lumière• Théorie quantique: compatibilité entre

l’aspect ondulatoire et l’aspect corpusculaire

• Energie d’un photon: E=hν, ou h est la constante de Planck

Le processus d’émission des ondes électromagnétiques

• L’émission continue – toute particule ionisée qui est accélérée ou freinée émet un photonélectron libre -> électron lié: émission d’un photon d’une fréquence aléatoire

• Émission des raies atomiques passage d’un électron d’un niveau d’énergie a un niveau d’énergie plus bas -> émission d’un photon d’une fréquence précise

Les processus d’émissionLe corps noir

• Le continu thermique : le corps noir– idéalement le corps noir est un corps opaque, isolé, à une température

constante. Son émission à une longueur d’onde donnée ne dépend que de la température et est défini par la fonction de Planck :

Intensité du rayonnement:

c: vitesse de la lumièreλ: longueur d’ondeT: température en Kelvin

dλ dλ

La température

• dans la vie quotidienne mesurée en degré Celsius

• en physique: mesurée en degré Kelvin (K) température absolue

• 1 K = 1oK = 1oC

• 0 K = -273oC

• La loi de Wien donne la longueur d’onde du maximum d’émission de la fonction de Planck

le domaine de longueur d’onde visible s’étend de 0.4 à 0.8 µm

• La loi de Stephan-Boltzmann donne le flux total d’énergie (intégrésur toutes les longueurs d’ondes) émis par un corps noir à la température T :

• pour une étoile on a :

la luminosité est une valeur intrinsèque à l’étoile, contrairement à sa magnitude qui dépend de la distance

200 µm15 KNuage moléculaire

9 µm310 KEtre humain

0.5 µm5500 KSoleil visibleIRradio

Lois de Kirchoff

• 1) un objet dense et chaud produit un spectre continu (corps noir).• 2) si un corps froid peu dense est placé devant une source plus

chaude, des raies en absorption apparaissent sur le spectre continu du corps chaud.

• 3) le corps froid émet un spectre en émission.

• Notez que le nuage froid peut apparaître en émission ou en absorption selon la nature du fond.

Les spectres stellaires

Emission continue:Corps noir

+

Raies d’absorptiondues à l’atmosphèrestellaire

L’effet Doppler

• L'effet Doppler est le décalage entre la fréquence de l'onde émise et de l'onde reçue lorsque l'émetteur et le récepteur sont en mouvement l'un par rapport à l'autre

• En optique: la lumière émise par une source qui se rapproche/s’éloigne est plus bleue/rouge

Déplacement en longueur d’onde des raies d’émission ou d’absorption selon la vitesseradiale de la source

Spectre infrarouge d’une galaxie spirale(Messier 82)

= mélange d’étoiles + gaz + poussière

L’architecture de l’Univers

LL’’univers :univers :des structures emboîtées

• Terre

• Système solaire

• Etoiles proches

• Galaxie

• Autres galaxies

• Grandes structures

LL’’univers :univers :des structures emboîtées

• Terre

• Système solaire

• Etoiles proches

• Galaxie

• Autres galaxies

• Grandes structures

33èème loi de Kepler (1600)me loi de Kepler (1600)

Mesurer les périodes de révolution Pdonne les distances a au Soleil

si a = 1 UA (distance Terre-Soleil)

si P = 1 an aa33 / P/ P²² = 1= 1

Les distances des planLes distances des plan èètestes

distances au Soleil périodes

millions km UA ans

Mercure 58 0,39 0,24

Venus 108 0,72 0,62

Terre 150 1 1

Mars 228 1,52 1,88

----astéroïdes……….

Jupiter 780 5,2 11,86

Saturne1400 9,5 29,5

Uranus 2900 19,2 84

Neptune4500 30 165

Pluton 6000 39 248

La distance aux étoiles –le principe de la parallaxe annuelle

p est toujours très petitet d ’autant plus petit

que la distance est grande _______________________________

si p = 1 ’ ’ (arc seconde)soit le 206265ème d ’un cerclealors p = ST / D = 1 / 206265

donc D = 206265 x STavec ST = distance Terre Soleil

= 1 UnitéAstronomique=> D = 206265 UA

= 1 parsec = 3,26 AL____________________________

pour un angle de parallaxe = p ’ ’

D (parsec) = 1 / p (’ ’ )

La distance aux étoiles –parallaxe annuelle (Bessel 1883)

ST

Dp

L’unité de distanceannée-lumière

1 année-lumière = distance parcourue par la lumière en un an

• 300 000 km en 1 seconde• => (3x105) x 3600 x 24 x 365 en un an =

9 460 milliards de km soit environ

10 000 milliards de km = 10 13 km = 1 AL

Proxima du Centaure = 4,3 AL (p = 0,75 arcsec)

Sirius = 8,5 AL (p = 0,38 arcsec)

Vega = 25 AL (p = 0,13 arcsec)

=> distances bien connues jusqu’à 1 500 AL

=> seules 10 étoiles sont

plus proches que 10 AL

Les étoiles d’une constellationne sont pas à la même distance

Les Céphéides

• Étoiles variables• Période: 1-100 jours• Pulsation radiale• Variabilité caractéristique• Relation période – luminosité• Comparaison entre éclat observé et

luminosité -> distance

La Galaxie La Galaxie de de «« LaLa Voie LactVoie Lact ééee »»

1784: Herschel propose la famille d’étoiles « galaxie »

1917: Shapley mesure la dimension de la Galaxie et la distance au centre galactique

si la Galaxie(1018 km)

s’étendaitsur 100 km

(108 mm)

alors tout leSystème solaire

(1010 km)

aurait la taille d’une

tête dtête d ’é’épinglepingle

1920

La distance aux galaxies

• Céphéides• Supernovae (explosion d’une étoile très

massive)• Decalage spectral par l’expansion de

l’Univers (redshift)vitesse radiale systemique = distance

Les autres galaxies

• Galaxie d'Andromède

(Messier 31)

Distance: 2,2 millions AL

• Groupe local

• Amas de la Vierge (~1000

galaxies)

Distance: 50 millions AL

Les grandes structuresQuasars Distance: 10 à 20 milliards AL

Superamas de 5 000 galaxiesDistance: milliards AL