Rayonnement et particules dans l’espace

Le soleil est une étoile somme toute banale qui émet du rayonnement électromagnétique, un vent stellaire de particules, et des particules de hautes énergies.

→ Le rayonnement électromagnétique

→ Le vent solaire

→ Le rayonnement cosmique

La lumière

Dualité onde-corpuscule:

→ La lumière se comporte comme une onde: onde électromagnétique (variations des champs électrique et magnétique). Mise en évidence du caractère ondulatoire de la lumière: diffraction, interférences.

→ La lumière se comporte comme un flux de particules: les photons (effet photoélectrique, pression photonique)

Vitesse de propagation dans le vide: 299 792 458 m/s. (~ 300000 km/s)

Remarque: ceci est valable pour toutes les particules:

Interférences avec électrons, protons, molécules!

Ondes électromagnétiques

La lumière n’est qu’une petite partie (visible!) du spectre électromagnétique. Toute onde électromagnétique est caractérisée par:

cTc

λ : longueur d’onde en mètre (m)

ν : fréquence en Hertz (Hz)

T : période en seconde (s)

c : célérité (vitesse de groupe) en m/s

Le concept d’onde est plus adapté aux basses énergies (grandes longueurs d’onde, basses fréquences)

Énergie des photons

Les photons associés à une onde électromagnétique de fréquence ν ont une énergie donnée par:

hE

hConstante de Planck : = 6.62 10-34J.s

Le concept de photon plus adapté aux hautes énergies (faibles longueurs d’onde, hautes fréquences)

rappel: W=qE → 1eV = 1,6 10-19JeV unité plus adapté à la physique des particules que le Joule

Le spectre électromagnétique

Le spectre électromagnétique

Ondes radio / micro-ondes

Désignation Fréquences Longueur d'onde

ELF (extremely low frequency)

3-30 Hz 100000 km – 10000 km

SLF (super low frequency) 30–300 Hz 10000 km – 1000 km

ULF (ultra low frequency) 300–3000 Hz 1000 km – 100 km

VLF (very low frequency) 3 à 30 kHz Myriamétrique, 100 km à 10 km

LF (low frequency) 30 kHz à 300 kHz Kilométrique ou ondes longues, 10 km à 1 km

MF (medium frequency) 300 kHz à 3 MHz Hectométrique ou ondes moyennes, 1 km à 100 m

HF (high frequency) 3 MHz à 30 MHz Décamétrique ou ondes courtes, 100 m à 10 m

VHF (very high frequency) 30 MHz à 300 MHz Métrique, 10 m à 1 m (domaine FM: 87.5-108 MHz)

UHF (ultra high frequency) 300 MHz à 3 GHz Décimétrique, 1 m à 10 cm (four: 2.45GHz, WiFi: 2.4GHz…)

SHF (super high frequency)

3 GHz à 30 GHz Centimétrique, 10 cm à 1 cm

EHF (extremely high frequency)

30 GHz à 300 GHz Millimétrique, 1 cm à 1 mm

1mm < γ < 108m

Infrarouge

Découverts en 1800 par W. Herschel

Rayonnement « thermique » (émis spontanément par un corps « chaud »)

En astronomie: les IR donnent accès à l’univers « froid » (milieu interstellaire). Observations IR possible qu’au dessus de l’atmosphère → satellites.

700nm < γ < 1mm

Visible

400nm < γ < 700nm

Spectres stellaires - 1

Le spectre EM et sa longueur d’onde dominante d’une étoile (et de n’importe quel corps, du moment qu’il est considéré comme un corps noir) dépendent de sa température.

Loi de Planck:

cλ vitesse du rayonnement électromagnétique du milieuc = 299 792 458 m/s h = 6,626 17×10-34 J.s (constante de Planck)k = 1,380 66×10-23 J/K (constante de Boltzmannn) T est la température du corps noir en kelvins

Spectres stellaires - 2

Longueur d’onde du maximum d’émission donné par la loi de Wien:

Ultraviolet

Découvert en 1801 par J.W. Ritter.

• UVA: 315 < γ < 400nm

95% des UV qui atteignent la surface de la Terre. Peuvent pénétrer les couches profondes de la peau. Responsable du bronzage immédiat (« bons » UV…)

• UVB: 280 < γ < 315nm

Pénètrent que superficiellement dans la peau → bronzage et coup de soleil à retardement et vieillissement de la peau.

• UVC: 10 < γ < 280nm

Les plus énergétiques et potentiellement les plus dangereux mais totalement filtrés par l’atmosphère (ozone)

Les UV sont très importants dans la formation des ionosphères planétaires. Leur énergie correspondent à l’énergie d’ionisation de O (12,5eV), H (13,6eV), N (14,6eV)…

Rayons X

Produits de 2 manières:

• Par transitions électroniques: changements d’orbites d’électrons de couches internes des atomes (énergies importantes mises en jeu).

• Par accélération des électrons

- Bremsstrahlung (rayonnement de freinage) → tube cathodique

- rayonnement synchrotron (changement de direction)

Découvert par Röntgen en 1895

Énergie suffisamment grande pour pénétrer la matière biologique et l’ioniser (rayonnement ionisant) mais pas pour pénétrer des éléments lourds (métaux)

Rayons γ

Rayonnement électromagnétique le plus énergétique.

Produits par transitions nucléaires lors de désintégration (grandes énergies mises en jeu).

En astrophysique, les sursauts gamma sont associés au stade ultime des étoilesmassives.

Interactions des photons avec la matière - 1

- Chauffage A(T1) + γ → A(T2>T1) + γ’ excitation d’états vibrationnels, rotationnels,…

- Excitation A + γ → A* + γ’ → A + γ’’ excitation d’états électroniques

- Ionisation A + γ → A+ + e- + γ’ un e- est arraché (photo ionisation)

13.6eV pour un H (domaine UV)

Interactions des photons avec la matière - 2

- Effet photoélectrique: le photon transfère toute sont énergie à un électron qui est arraché du matériau (métal)

- Création de paires (e+,e-)

Photons réémis: 511keV

- Diffusion Compton: comparable à l’effet photoélectrique mais le photon a trop d’énergie et un autre photon est émis dans une direction différente.

Interactions des γ avec la matière

Uranium

Plomb

Énergie et interaction photons-matière

Une forte énergie pour des photons ne signifie pas nécessairement une forte interaction avec la matière! (suivant la matière…)

Les micro-ondes (basse énergie) sont très efficaces pour le chauffage de l’eau (plus que les IR pourtant plus énergétiques).

Les UV les plus énergétiques sont stoppés par de simples nuages alors que les moins énergétiques parviennent jusqu’à nous pour nous brûler la peau!

Le rayonnement cosmique

Le rayonnement cosmique désigne de manière générale le flux de particules de haute énergie (c'est-à-dire relativistes) présent dans tout l'Univers. Il s'agit pour sa partie chargée principalement de protons (entre 85 et 90 %) et de noyaux d'hélium (de 9 à 14 %), le reste étant constitué d'électrons, de différents nucléons (noyaux d'atomes) ainsi que de quantités infimes d'antimatière légère (antiprotons et positrons. La partie neutre est quant à elle constituée de rayons gammas ainsi que de neutrino.

Deux composantes:

- origine solaire

- origine galactique

Le rayonnement cosmique1. origine galactique

Composition du rayonnement cosmique permanent                          

  Particules   Taux

  noyau d'hydrogène (protons)   85%

  noyau d'hélium (particules alpha)     12,5% 

  noyau d'atomes plus lourds   1%

  électrons   1,5%

La composante permanente du rayonnement cosmique puise son origine dans la galaxie. Elle est constituée de particules très énergétiques éjectées par les gigantesques explosions de supernovæ, étoiles massives parvenues en fin de vie.

Vitesse proche de celle de la lumière. Très énergétiques (zetta particules)

Rayonnement isotrope.

Le rayonnement cosmique1. origine galactique

Les supernovæ

Stade cataclysmique de la vie d’une étoile massive.

Effondrement gravitationnel dû a l’arrêt des réactions nucléaires (noyau de fer) plus explosion par rebond.

La contraction du noyau engendre la création d’éléments plus lourd que le fer par agglutination de neutrons, dont certains se transforment par la suite en protons.

Le reste de cette explosion donnera, selon la masse initiale:

- une étoile à neutron (pulsar, magnetar)

- un trou noir SN 1604 (Kepler)

Le rayonnement cosmique2. origine solaire

Le Soleil est à l’origine, suivant sont activité, de la composante aléatoire du rayonnement cosmique. Les particules sont de même natures (p+, α, e-, …) mais d’énergies plus faibles.

Provient principalement des éruptions solaires mais les éruptions suffisamment puissantes pour éjecter un flux de particules détectable au sol ou à bord d’un avion commercial restent exceptionnelles : quelques-unes par an, tout au plus.

Caractéristiques des rayonnements extra-terrestres                          

  Rayons cosmiques   Particules solaires

  permanents   sporadiques

  particules très energétiques    particules d'énergie moyenne 

 isotrope  anisotrope

Le rayonnement cosmique3. anticorrelation avec l’activité solaire

Activité solaire intense → intensité des rayons cosmiques diminue!Un champ magnétique fort perturbe la propagation des particules chargées.

Solar Energetic Protons1. observations

Solar Energetic Protons (SEP)2. caractéristiques

• Normalement, les particules sont détectés bien après la lumière!

Ici, pas beaucoup de retard → particules relativistes.

• Énergies de l’ordre du MeV

• Correspondent à des éruptions ou des CMEs

• Accélérés par une onde de choc: vent solaire rapide rattrapant un vent solaire plus lent → un choc se forme

Le rayonnement cosmique4. au sol