Observer

Crédit : Maarten Roos - LightCurveFilms

Observer "+ loin"

Crédit : Bibliothèque / Observatoire de Paris

Observer "+ loin encore"

Crédit : Gabriel ACOCA - Photographe

Observer du sol, encore "+ loin"

Crédit : ESO

Observer de l'espace, encore "+ loin"

Crédit : CNES

Objectif de cette vidéo poétique sur le concept de la lumière : donner envie d’en savoir plus, de se poser des questions, de s’intéresser aux sciences ...

Ce site accompagne les vidéos "Lumière !" et "Faire parler la lumière - La spectroscopie". Vous y trouverez le texte énoncé par l'astronome, un glossaire des mots utilisés : ils sont indiqués par les mots bleus, des références bibliographiques et webographiques et des QCM et exercices d'auto-évaluation (avec correction).

La lumière "ne se voit pas", c’est ce qui permet à nos yeux de découvrir le monde par son interaction avec les choses autour de nous.

Elle est source de vie, elle illumine nos jours. Le soleil, source de lumière la plus importante, a longtemps été vénéré comme un dieu dans de nombreuses civilisations.

Décomposition "naturelle" de la lumière par les gouttes d'eau dans l'atmosphère : Arc en ciel sur l'Île de Tatihou, Normandie

Crédit : Philippe Denis - photographe

Décomposition de la lumière par un prisme de verre

Crédit : Maarten Roos, LightCurveFilms

La nature qui nous entoure et la composition de la lumière

Un objet a-t-il une couleurquand on ne le regarde pas ?

Spectre électromagnétique

Le domaine visible des ondes électromagnétiques ne représente qu'une partie infime du spectre électromagnétique de l' ultraviolet à l' infrarouge (de 400 nm à 700 nm). Le rayonnement à d'autres longueur d'onde ( < 400nm et > 700nm) n'est pas détecté par nos yeux (pas vu).

Crédit : CETI/Observatoire de Paris

Depuis toujours l’homme s’est interrogé sur la nature de la lumière.

Newton

Isaac Newton 1642 – 1727 )

Crédit : Bibliothèque/Observatoire de Paris

Au 17ème siècle Newton et Huygens proposent deux interprétations différentes.

Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica

Philosophiae naturalis principia mathematica (Principe mathématiques de philosophie naturelle). L'ouvrage se compose de 3 livres : Les "Pincipia"

Crédit : BNF

Pour Newton la lumière est constituée de corpuscules.

Huygens

Bibliothèque/Observatoire de Paris

Pour Huygens elle est comme une onde.

Il faudra attendre le début du 20ème siècle pour que cette question soit résolue grâce aux avancées de la physique qui permettront de montrer la double nature de la lumière, onde et particule.

Astronome du moyen âge

Crédit : Bibliothèque de l'Observatoire de Paris

Contrairement aux autres scientifiques qui disposent de leur objet d’étude a portée de main,

Les astronomes pour étudier les astres élaborent des instrument qui permettront de dépasser les capacités d'observation de leurs yeux.

Crédit : Collection particulière D Briot/Observatoire de Paris

L’astronome ne dispose que de ses yeux pour recevoir la lumière des astres et tenter de comprendre ce qu’il voit dans le ciel.

Observation à la lunette Arago

Crédit : mfl/Observatoire de Paris

Les yeux de l'astronome

Crédit : Maarten Roos - LightCurveFilms

Principe de la lunette, schéma du haut. Principe du télescope, schéma du bas.

Crédit : CETI/Observatoire de Paris

Trois types de télescope.

Crédit : Astrophysique Sur Mesure/Observatoire de Paris

capteur CCD dans l'objectif de la caméra

Crédit : CETI/Observatoire de Paris

Grille de Bayer

Crédit : Mathieu Puech/Observatoire de Paris

À partir du 17Ème siècle, l’utilisation de la lunette (dont l'objectif est constitué d'une lentilles) , puis de télescopes de plus en plus grands, a permis d'accéder à accès a des objets de plus en plus faibles.

A la fin du 19 ème siècle la photographie, très sensible, a remplacé l’oeil.

Et puis les caméras CCD au 20 ème siècle ont permis d’enregistrer la lumière d’objets trop faibles pour être détectés par nos yeux. Le CCD est un semi-conducteur sensible à la lumière, il "transforme " les photons en électrons. Il n'est sensible qu'à l'intensité de la lumière, pas à sa couleur. Des filtres rouge, vert et bleu sont disposés en grilles devant les cellules photosensibles (les photosites), suivant une matrice, généralement de Bayer. Pour obtenir un signal couleur, il y aura (au moins) trois photosites élémentaires par pixel.

La sphère céleste et la déclinaison d'un astre (formation 'Astronomie et Mécanique Céleste')

Crédit : Jean-Eudes Arlot, Gilles Bessou et Djamila Taharbouche/observatoire de Paris (projet 'Astrophysique Sur Mesure')

Ainsi les astronomes ont pu découvrir des zones encore inexplorées repoussant les limites de l’univers connu. En observant et en photographiant les astres, on peut voir principalement leurs mouvements et leurs formes.

C’est l’astronomie pratiquée jusqu’au début du 20,ème siècle : l’étude des mouvements et de la morphologie des corps célestes (mécanique céleste), faute d’autres instruments.

Mais, la nature nous a ouvert la voie.

Arc-en-ciel

Crédit : CETI/Observatoire de Paris

Voilà, l’arc en ciel: exemple de la décomposition de la lumière blanche du soleil que tout le monde connaît.

Avec les gouttes d'eau

Crédit : CETI/Observatoire de Paris

Ou bien sa version artificielle

C’est encore Newton qui a ouvert le chemin vers une utilisation plus scientifique de l’arc en ciel: il a trouvé une manière de décomposer la lumière blanche en ses différentes couleurs avec un prisme .

Décomposition de la lumière par un prisme

Crédit : CETI/Observatoire de paris

spectre

Spectre du soleil

Crédit : Bibliothèque/Observatoire de Paris

Le spectre des astres est maintenant accessible avec une très grande précision. Non seulement pour la lumière visible à nos yeux, mais bien au delà dans toutes les régions du spectre électromagnétique.

types de spectres

Trois type de spectres : Continu - Raies en émission - Raies en absorption

Crédit : CETI/Observatoire de Paris

On voit desraies d'émissionet des raies d’absorption. Ce sont des véritables cartes d’identité des astres observés, qui permettent d’identifier leurs caractéristiques physiques, entre autre leur composition chimique, leur température et leur vitesse.

Ainsi, l’astronome est devenu astrophysicien, étudiant la physique des astres avec l’aide de la lumière, observant des objets proches avec de plus en plus de détails et des objets faibles, de plus en plus nombreux pour comprendre leur distribution, leur formation et leur évolution.

La lumière, c’est la clé de l’Univers.

l'Univers

Crédit : Flammarion-colorisé

l'Univers

Crédit : CETI/Observatoire de Paris

Les galaxies sont des ensembles d’étoiles (entre 10 millions et 100 milliards), de gaz et de poussières.

Pour commencer observons la galaxie la plus proche de nous, notre propre Galaxie : La Voie Lactée. L’image ci-dessous est une photographie panoramique de la Voie Lactée. Les trois ingrédients composant les galaxies sont clairement visibles sur cette image.

Milky Way Galaxy

• Les étoiles – À l’œil nu, la Voie Lactée apparaît comme un nuage blanchâtre. Sur cette photographie nous pouvons constater qu’elle est constituée en réalité d’une myriade d’étoiles. En étudiant leurs spectres (voir TP Étoiles) nous arriverions à la conclusion que les étoiles constituant notre Galaxie ont des masses et des températures variées.

• Le gaz - Le gaz contenu dans la Galaxie (essentiellement de l’hydrogène) se trouve sous plusieurs états. Il existe dans notre Galaxie des grands nuages froids d’hydrogène moléculaire représentant approximativement la moitié de toute la masse de gaz dans la région comprise dans l’orbite du Soleil. C’est au sein de ces nuages que naissent les étoiles par effondrement gravitationnel. La signature spectrale des nuages moléculaires est observable dans le domaine radio millimetrique (raies du monoxyde de carbone CO).

  Après leur naissance au sein d’un nuage moléculaire, les étoiles les plus massives ionisent le gaz environnant. Il se forme alors des nuages de gaz ionisé appellés nébuleuses en émission. Sur la photographie, les nébuleuses en émission sont clairement reconnaisables à leur teinte rouge-rose due à la couleur de la raie d’émission de l’hydrogène Halpha à 656.3 nanomètres.

• La poussière – Les galaxies contiennent aussi de la poussière que les étoiles ont formée pendant leur vie et qu’elles ont ejecté dans le milieu interstellaire. Ces particules de poussière ont la propriété d’absorber la lumière émise par les étoiles, exactement comme la poussière suspendue dans l’air absorbe la lumière du Soleil. Ainsi, depuis la Terre nous ne pouvons observer (dans le domaine de la lumière visible) qu’une petite partie de notre Galaxie. La poussière distribuée sur le plan de la Galaxie, absorbe une grande partie de la lumière provenant du centre galactique et au delà. Sur la photographie de la Voie Lactée les régions en noir ne sont pas des zones vides d’étoiles et de gaz mais des régions où la poussière a absorbé pratiquement toute la lumière en arrière plan.

  L’absorption par la poussière est un effet chromatique : la poussière diffuse beaucoup plus la lumière bleue que la lumière rouge. La poussière eteint et rougit la lumière des objects astrophysiques.

  Étoiles, gaz et poussière sont les ingrédients principaux des galaxies. Chacune de ces composantes a sa propre signature spectrale. L’outil fondamental des astronomes extra-galactiques est l’analyse des spectres des galaxies. À partir des spectres, les astronomes réussissent à déterminer :

  1. L’âge des populations d’étoiles
  2. La composition chimique du gaz
  3. La quantité de poussière

  Mais aussi :

  1. Dynamique des galaxies (mouvement des étoiles et du gaz).
  2. Distance (décalage vers le rouge)

  Les questions que vous trouverez au cours de ce TP sur l'analyse des Spectres observés de galaxies vous permettrons d'approcher le travail de l'astrophysicien extra- galactique.

Spectre d’émission - Considérons un nuage chaud et ténu d’hydrogène. Les atomes entrent en collision entre eux, et l’énergie des collisions peut transférer un électron vers un niveau d’énergie supérieur. En retombant l’électron émet un ou plusieurs photons de longueur d’onde propre à l’hydrogène. Dans le domaine visible, le résultat sera un spectre appelé spectre d'émission, car on y voit des raies d’émission.

Spectre thermalisé ou du corps noir - Contrairement au nuage ténu, un corps noir a une densité élevée. Avant de sortir du corps noir les photons créés par les atomes subissent de multiples collisions avec ceux-ci. Ceci a pour effet de redistribuer les photons sur toutes les longueurs d’ondes, donnant ainsi la distribution du corps noir. Lorsqu’on analyse le spectre d’un corps noir on obtient une bande continue de lumière allant du rouge au violet : c’est un spectre continu. Tous les objects en équilibre thermique, c’est à dire caractérisés par une température propre (comme les étoiles), ont une émission voisine de celle d’un corp noir.

Spectre en absorption - Il existe une troisième classe de spectres : les spectres d’absorption. Un spectre d’absorption se forme lorsqu’un faisceau de lumière continue passe par un nuage ténu et froid. Seuls les photons correspondant aux transitions permises sont absorbés par les atomes du nuage puis réémis dans diverses directions. On obtient un spectre continu (corps noir) avec des raies noires correspondant aux absorptions. Le spectre de la lumière solaire est un exemple de spectre d’ émission. Les raies d’absorption se forment quand la lumière du soleil passe les couches ténues de l’atmosphère solaire. On peut ainsi déterminer la composition chimique de l’atmosphère du Soleil.

Types de spectres

Crédit : Observatoire de Paris

Le programme Spectrum Explorer permet d’afficher les spectres de divers objets astrophysiques (étoiles, nébuleuses, galaxies, etc..) en représentation 2D (l’image qui sort du spectrographe) et sa représentation en 1D.

Charger le programme Spectrum Explorer, sur le site Project LITE. Ce programme est libre et multiplateforme.

Chargement du spectre de NGC 5236

• Ouvrir le programme Spectrum Explorer. Double cliquer sur l’icône spex_v3.jnpl
• Dans le menu Astronomy, cliquer sur Hubble Tuning Fork
• Cliquer sur l’image de la galaxie NGC 5236

Spectrum Explorer pour afficher le spectre observé

Crédit : Project LITE Spectrum Explorer / Observatoire de Paris

C’est l’image à la sortie du spectrographe. Le rectangle à droite represente la couleur l’objet vu sans spectrographe. Tout les pixels d’une même colonne ont la même longueur d’onde.

Spectre

Crédit : Project LITE Spectrum Explorer / Observatoire de Paris

C’est la représentation utilisée par les astronomes avec en abscisse la longeur d’onde en nanomètres et en ordonnée l’intensité de la lumière. Il est possible de changer l’unité en abscisse en fréquences ou énergie dans le menu plot. Rappel : λ=c/ν où λ est la longueur d’onde, ν la fréquence et c la vitesse de la lumière dans le vide.

Spectre 1D

Crédit : Project LITE Spectrum Explorer / Observatoire de Paris

Revenons au spectre de la galaxie NGC 5236 affiché à l'écran par Spectrum Explorer (spex_v3.jnlp)

La couleur d’une galaxie est essentiellement due aux types d’étoiles la composant. En effet, le spectre continu et les raies d’abosrption d’une galaxie proviennent presque exclusivement de la lumière émise par ses étoiles. Ainsi, la lumière qui nous provient d’une galaxie est un mélange de tous les spectres de corps noir émis par les étoiles. En comparant le spectre d’une galaxie à celui d’une étoile, il est possible de trouver le type d’étoile qui la compose majoritairement.

Dans cette partie du TP nous allons comparer le spectre d’une galaxies spirale M33 et d’une galaxie elliptique NGC 4472 et en déduire le type d’étoiles qui les constituent.

m33

M33 Galaxie spirale

Crédit : APOD-NASA

NGC4472

NGC4472 Galaxie elliptique

Crédit : HST

Comparaison de spectres de galaxies

Difficulté : ☆  

Question 1)

À partir des images des deux galaxies nous pouvons constater que ces deux galaxies ont des couleurs trés différentes. La galaxie spirale est bleutée avec des zones rouge- rose (les nébuleuses d’émissions) alors que la galaxie elliptique est jaune-rouge. Qu'en est-il de leur spectre ?

Utilisez à nouveau le programme spex_v3.jnlp (Project LITE Spectrum Explorer) pour afficher les spectres des galaxies M33 et NGC4472.

Pour afficher les spectres des galaxies en deux dimensions et au dessous en une dimension :

1. Dans le menu Astronomy, cliquer sur Hubble Tuning Fork
2. Cliquer sur l’image de la galaxie M33
3. Cliquer sur l’image de la galaxie NGC 4472

Comparaison de spectres

spectres des galaxies M33 (tracé vert) et NGC4472 (tracé bleu)

Crédit : Project LITE Spectrum Explorer / Observatoire de Paris

Question 2)

Retrouvez-vous la différence de couleur visible sur l’image des galaxies au niveau de leur spectre ?

Question 3)

Remplir le tableau suivant à partir des informations de la figure H- R diagram