Quasar 95 Club d’astronomie de VALMONDOIS Ce que nous apprend la lumière Jean-Pierre Maratrey - décembre 2008

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Généralités La matière a cette propriété remarquable de pouvoir émettre ou absorber de l’énergie sous forme de photons, c'est-à-dire sous forme de rayonnement électromagnétique, sous forme de lumière1 au sens large (dans toutes les longueurs d’ondes, et pas uniquement dans le domaine visible). De cette caractéristique de la matière sont nées trois principales branches de l’astronomie observationnelle : L’astrométrie qui étudie la position des astres, leur distance et leur mouvement, autrement dit l’origine et la variation dans l’espace de l’émission lumineuse. La photométrie qui étudie la quantité (luminosité) et de la qualité (couleur) de la lumière émise et leurs variations dans le temps. La spectrométrie qui étudie à partir de quoi est formée la lumière émise en la décomposant. 1 La lumière (G. Debionne)

Généralités L’étude de la lumière, « cette obscure clarté qui tombe des étoiles2 » est une des rares sources de renseignement de l’astrophysicien. Il dispose également (mais à dose « homéopathique ») de l’étude d’autres particules que les photons, comme les neutrinos ou les rayons cosmiques. On ne peut pas faire d’expériences sur les étoiles ou les nuages de gaz. En astronomie, l’expérimentation est remplacée par l’observation de l’existant. Heureusement, les étoiles, les nuages de gaz et de poussières, les galaxies à différents stades de leur évolution ne manquent pas… C’est donc l’observation qui, confrontée avec les théories, permet d’avancer dans la compréhension de l’univers. 2 Corneille

L’astrométrie L’astrométrie (ou astronomie de position) est peut-être la plus ancienne branche de l’astronomie. De tous temps, les Hommes ont étudié la position des astres et leur variation selon l’heure et les saisons3. Cette discipline existait dans l’antiquité4, puisque Hipparque a réalisé le catalogue5 d’étoiles le plus ancien connu (à noter qu’il a également inventé l’échelle des magnitudes, et est par conséquent un pionnier de la photométrie). L’astrométrie est l’outil fondamental de la mécanique céleste, par l’étude de la position, de la distance et du déplacement des astres6, en particulier des planètes. 3 L’histoire de l’astronomie avant Copernic 4 L’archéo-astronomie 5 Les catalogues d’objets 6 Eléments de mécanique céleste

L’astrométrie C’est par l’étude des positions de la planète Mars (réalisée par Tycho Brahé, sans instrument d’optique, au cours du XVIème siècle) que Kepler a pu énoncer les trois lois fondamentales qui portent son nom7, et qui ont ensuite été explicitées par la théorie de la gravitation de Newton8. Pour faire progresser l’astrométrie, il a été nécessaire de faire progresser parallèlement la mesure du temps9, caractéristique entrant en ligne de compte dans la mesure des vitesses, donc des mouvements des astres. 7 Les lois de Kepler 8 Issac Newton Cosmologie newtonnienne 9 Le temps

L’astrométrie Les premiers instruments de mesure pour l’astrométrie furent : Les cadrans solaires pour la mesure du temps Les astrolabes puis les sextants pour la mesure des angles10 D’autres outils ont été développés, comme par exemple le repérage dans le ciel par des systèmes de coordonnées11, la géométrie sphérique (la voûte céleste n’est pas plane…), et les mathématiques12 en général, puis les instruments d’optique13. 10 La navigation astronomique 11 Les systèmes de coordonnées 12 Initiation aux maths 13 Instruments d’observation

L’astrométrie Côté mesure du temps, on est passé en 2 000 ans du cadran solaire à l’horloge atomique14. Plusieurs logiciels existent au niveau amateur pour faire des « réductions astrométriques », c’est-à-dire repérer précisément les étoiles sur une astrophoto. On peut citer Iris, Prism, Astrometrica et LagoonAstrométrie. Il existe également un remarquable ouvrage de Yann Duchemin : « Eléments d’astrométrie moderne », téléchargeable à l’adresse suivante : http://yann.duchemin.free.fr/astro/studies/elements.pdf 14 Le système GPS

L’astrométrie Les distances Concernant les mesures de distances astronomiques15, tout a commencé avec l’estimation de la distance de la Terre au Soleil par Aristarque de Samos au IIIème siècle avant JC. Aujourd’hui, les distances des étoiles proches sont mesurées très précisément par leur parallaxe. Entre 1989 et 1993, le satellite européen Hipparcos a mesuré la parallaxe de plus de 100 000 étoiles proches avec une précision d’un millième de seconde d’arc. Cette méthode a permis de positionner très précisément les étoiles présentes jusqu’à 3 000 al. Pour les objets plus éloignées, des méthodes indirectes sont utilisées : céphéides, Tully-Fisher ou étude des supernovas Ia. 15 Les mesures de distances en astronomie Les échelles de distance dans l’univers

L’astrométrie Les vitesses de déplacement L’effet Doppler-Fizeau16 permet de connaître la vitesse d’une étoile, d’une galaxie, dans l’axe de visée. En complétant par la mesure de la vitesse radiale, perpendiculaire à la vitesse dans la ligne de visée, on en déduit la valeur et la direction de la vitesse réelle. Pour évaluer la vitesse radiale, il faut faire des mesures de position des étoiles à différents moments. Cela n’est possible avec suffisamment de précision que pour les étoiles proches, ou les objets se déplaçant très vite dans ce sens. Pour les galaxies éloignées, le « mouvement propre » est négligeable devant la vitesse d’éloignement dans la ligne de visée. C’est ainsi que la mesure du Red Shift des galaxies lointaines a incité Hubble à énoncer sa célèbre loi qui implique l’expansion de l’univers17. 16 Le Red Shift Les preuves du Big-Bang La cosmologie

L’astrométrie Pour conclure Les résultats de l’astrométrie sont très importants. On peut citer : Mouvement des planètes – mécanique céleste18 La position et le mouvement des étoiles, des galaxies Mouvement des étoiles multiples les unes autour des autres Mouvement des bras des galaxies spirales Expansion de l’univers Structure de l’univers à grande échelle (superamas, murs, bulles…) Cours de mécanique Eléments de mécanique céleste

La photométrie Les anciens grecs nous ont appris à évaluer la quantité de lumière que nous recevons des étoiles. Les étoiles qui apparaissaient les premières au crépuscule, les plus brillantes, étaient les étoiles de première grandeur, puis venaient les étoiles de deuxième grandeur et ainsi de suite jusqu’à la sixième grandeur pour les étoiles les plus faibles visibles à l’œil nu. Il faut rappeler que dans ces temps reculés, la pollution lumineuse et la pollution chimique de l’atmosphère n’existaient pas. Heureux hommes… Beaucoup plus tard, les astronomes ont conservé ces « grandeurs », en leur attribuant une définition plus scientifique. C’est l’échelle des magnitudes19. Les étoiles de magnitude 1 (et moins, une magnitude pouvant être négative) apparaissent les premières, puis viennent les étoiles de magnitude 2, et ainsi de suite jusqu’à la magnitude 6, considérée en moyenne comme l’éclat des plus faibles étoiles visibles à l’œil nu. 19 Les magnitudes

La photométrie Mais l’apparition des instruments d’optique fait que nous pouvons, grâce à eux, observer des étoiles encore plus faibles. L’échelle des magnitudes s’étend bien au-delà de la magnitude 6. Les plus gros instruments professionnels20 détectent aujourd’hui des étoiles de magnitude supérieure à 30. L’échelle des magnitudes est logarithmique. Une étoile de magnitude 1 est 2,512 fois plus lumineuse qu’une étoile de magnitude 2. Une étoile de magnitude 10 est 100 fois moins lumineuse qu’une étoile de magnitude 5 (5 magnitudes couvrent un facteur 2,5125 = 100 en luminosité). Notons au passage que plus l’étoile est brillante dans le ciel, plus le nombre représentant sa magnitude est petit. 20 Les télescopes professionnels

La photométrie L’échelle de magnitude sert aussi à mesurer la luminosité d’autres objets que les étoiles, comme la Lune, les planètes, les nuages de gaz et de poussière, les galaxies… Contrairement aux étoiles, ces objets ne sont pas ponctuels, et il faut tenir compte de leur surface dans la mesure de leur magnitude. La magnitude du soleil à midi est de l’ordre de -26, celle de la pleine lune est de -12. L’étoile Véga a une magnitude de 0. L’étoile la plus proche du soleil, Proxima du Centaure, a une magnitude de 11 et est par conséquent invisible à l’œil nu, et même avec des jumelles (des jumelles 7 x 50 mènent à la magnitude de 9 environ). L’étude photométrique nous en apprend beaucoup sur le fonctionnement d’une étoile. La physique et surtout la physique nucléaire permettent de modéliser ce qui se passe à l’intérieur des étoiles21, et de prédire leur luminosité. Les prédictions de ces théories sont confrontées à la photométrie expérimentale, ce qui permet d’ajuster les modèles aux observations. 21 Le modèle stellaire

La photométrie L’hélio-sismologie étudie les très faibles pulsations de la luminosité du soleil. Ces pulsations sont la traduction en surface de ce qui se passe en profondeur dans notre étoile. Comme la sismologie, qui permet de modéliser l’intérieur de la terre, cette science vient compléter nos connaissances de l’intérieur du soleil. On sait donc, sans jamais y être allé, que le centre du soleil contient un noyau très dense et très chaud où des réactions nucléaires ont lieu. Ce noyau est entouré d’une couche radiative, puis d’une couche convective en contact avec la « surface », la photosphère. Ces connaissances concernant le soleil peuvent être étendues avec précautions aux autres étoiles.

La photométrie L’Homme ne vit pas assez longtemps pour observer et étudier le cycle complet de vie d’une étoile. Une centaine d’années contre plusieurs milliards, le compte n’y est pas ! L’observation de la luminosité et de la couleur de différentes étoiles à différents stades de leur vie permet de reconstituer leur évolution temporelle, de même qu’en observant une population d’êtres humains de tous âges à un moment donné unique, on serait capable de reconstituer une vie entière. On sait ainsi par ces études que plus la masse d’une étoile (en dehors des stades de début et de fin de vie) et est grande, plus sa température sera élevée, et plus sa durée de vie sera courte.

La photométrie On sait également qu’en fin de vie, quand le combustible nucléaire (l’hydrogène) s’épuise, l’étoile entre dans une phase de « géante rouge » : son diamètre augmente, sa température de surface diminue, mais son cœur est de plus en plus chaud, fait l’objet de réactions nucléaires de plus en plus vives, jusqu’à l’explosion, douce pour les petites étoiles comme le soleil, en supernova violente pour les plus massives22. En mesurant la magnitude, donc la luminosité des étoiles dans différentes longueurs d’ondes, on obtient une bonne idée de sa couleur, qui elle-même nous renseigne sur sa température. En connaissant le stade d’évolution de l’étoile, on peut en déduire sa masse et son rayon. On voit que la mesure des magnitudes dans différentes longueurs d’ondes apporte son lot important de renseignements. Le même type d’étude sur les étoiles d’un amas globulaire par exemple nous donne en plus une approximation de son âge23. 22 Vie et mort des étoiles Naines blanches et pulsars 23 L’âge de l’univers

Le spectre en absorption La spectrométrie En astronomie, la spectrométrie24 est l’étude du spectre de la lumière émise par un objet astronomique. Un spectre est la décomposition de la lumière émise par l’astre, à l’aide d’un système dispersif (prisme ou réseau de diffraction) qui va séparer les composantes de la lumière selon leur couleur (longueur d’onde). L’arc en ciel est un bon exemple naturel d’un spectre du soleil formé au travers des fines gouttelettes d’eau qui forment un nuage. Il existe trois types de spectres : Le spectre continu Le spectre en émission Le spectre en absorption 24 La spectroscopie et la classification des étoiles

La spectrométrie On doit au physicien allemand Gustav Kirchhoff, en collaboration avec R. Bunsen (tous deux thermodynamiciens25 et fondateurs de la spectroscopie), l’énoncé en 1859 de trois lois. Gustav Kirchhoff est aussi l’ « inventeur » du corps noir en 1860. 1ère loi de Kirchhoff Un spectre continu est caractéristique d’une émission dans toutes les longueurs d’ondes. Toutes les couleurs sont présentes. Une lampe à filament de tungstène (une ampoule électrique ordinaire) émet un spectre continu. Plus généralement, émettent un spectre continu, les gaz à pression élevée, un liquide ou un solide s’ils sont chauffés. 25 La thermodynamique

La spectrométrie 2ème loi de Kirchhoff Un spectre d’émission est formé lorsque des atomes (d’un gaz généralement) sont excités par une source d’énergie externe. Les atomes émettent alors des photons dans des longueurs d’ondes caractéristiques de leur nature. C’est le cas des lampes à vapeur de sodium de certains lampadaires, des tubes néon, qui émettent des raies caractéristiques des éléments qui compose le gaz excité électriquement. Plus généralement, produisent un spectre d’émission les gaz chauffés, à basse pression).

La spectrométrie 3ème loi de Kirchhoff Un spectre d’absorption est formé lorsque la lumière d’un spectre continu traverse un milieu gazeux. Les atomes du gaz absorbent les photons correspondant aux longueurs d’ondes caractéristiques des atomes du gaz. Le résultat est un spectre continu dans lequel apparaît des raies noires correspondant aux longueurs d’ondes caractéristiques des atomes du gaz absorbant. Le spectre du soleil est un bon exemple de spectre d’absorption. Plus généralement, un spectre d’absorption est généré lorsqu’un rayonnement continu traverse un gaz froid à basse pression.

La spectrométrie Ces lois décrivent l’observation, mais n’en donnent pas d’explication physique. Cette explication arrivera plus tard, vers 1920/1930, avec l’avènement de la mécanique quantique. La première application de la spectrométrie est donc l’étude chimique des astres26, ou plus exactement de leur atmosphère. Les raies d’absorption du spectre du soleil sont le signe de la présence, entre l’émission et l’observateur, d’atomes particuliers au dessus de la « surface » du soleil (la photosphère qui émet le spectre continu) : la couronne solaire et l’atmosphère terrestre. 26 L’astrochimie

La spectrométrie Mais la composition chimique des astres n’est pas le seul renseignement contenu dans leur spectre. Citons : Le décalage des raies permettent de mesurer la vitesse de déplacement de l’objet sur la ligne de visée (Effet Doppler-Fizeau). L’élargissement des raies, toujours par effet Doppler-Fizeau, indiquent une vitesse de rotation d’une étoile. Dans le cas d’une galaxie, l’élargissement de certaines bandes d’absorption fournit la vitesse de rotation de cette galaxie, et par déduction donne sa distance La présence ou l’absence de certaines raies dans un spectre d’absorption permet sa classification, laquelle fournit sa température, puis sa luminosité et sa couleur, puis son rayon, en appliquant les lois de la thermodynamique. On pourrait ajouter à cette liste la détermination du champ magnétique d’une étoile, la densité d’une nébuleuse…

En résumé… L’observation des mouvements de la planète Saturne, l’étude de sa luminosité, de son spectre et une connaissance minimum de l’astrophysique et de la thermodynamique nous donnent à distance : Sa vitesse de rotation (différentielle entre l’équateur et les pôles) et son aplatissement Sa structure interne (avec encore des incertitudes liées aux modèles) L’inclinaison de son axe de rotation La nature, la composition, la densité des anneaux La vitesse de rotation de ses anneaux Sa luminosité Sa distance au Soleil Sa production interne d’énergie Sa durée de révolution et tous ses éléments orbitaux comme l’inclinaison de l’orbite, l’excentricité… Sa masse Sa composition chimique Son rayon Sa température de surface Sa densité Son champ magnétique … Bref, la lumière nous apprend beaucoup sur les astres.

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