Astronomie

Les objets dans l’univers émettent une énorme gamme de rayonnement électromagnétique. Les scientifiques appellent cette gamme le spectre électromagnétique, qu’ils ont divisé en un certain nombre de catégories. Le spectre est représenté sur la figure 1, avec quelques informations sur les ondes de chaque partie ou bande.

Figure 1 : Rayonnement et atmosphère terrestre. Cette figure montre les bandes du spectre électromagnétique et la façon dont l’atmosphère terrestre les transmet. Notez que les ondes à haute fréquence provenant de l’espace ne parviennent pas à la surface et doivent donc être observées depuis l’espace. Certains infrarouges et micro-ondes sont absorbés par l’eau et doivent donc être observés à partir de hautes altitudes. Les ondes radio de basse fréquence sont bloquées par l’ionosphère de la Terre. (crédit : modification des travaux de STScI/JHU/NASA)

Types de rayonnement électromagnétique

Le rayonnement électromagnétique dont la longueur d’onde est la plus courte, ne dépassant pas 0,01 nanomètre, est classé dans la catégorie des rayons gamma (1 nanomètre = 10-9 mètres ; voir Unités utilisées en science). Le nom gamma vient de la troisième lettre de l’alphabet grec : les rayons gamma étaient le troisième type de rayonnement découvert en provenance des atomes radioactifs lorsque les physiciens ont commencé à étudier leur comportement. Comme les rayons gamma transportent beaucoup d’énergie, ils peuvent être dangereux pour les tissus vivants. Le rayonnement gamma est généré dans les profondeurs de l’intérieur des étoiles, ainsi que par certains des phénomènes les plus violents de l’univers, tels que la mort des étoiles et la fusion des cadavres stellaires. Les rayons gamma qui arrivent sur Terre sont absorbés par notre atmosphère avant d’atteindre le sol (ce qui est une bonne chose pour notre santé) ; ils ne peuvent donc être étudiés qu’à l’aide d’instruments dans l’espace.

On appelle rayons X les rayonnements électromagnétiques dont la longueur d’onde est comprise entre 0,01 nanomètre et 20 nanomètres. Étant plus énergétiques que la lumière visible, les rayons X sont capables de pénétrer les tissus mous mais pas les os, et permettent donc de réaliser des images des ombres des os en nous. Bien que les rayons X puissent pénétrer dans une petite partie de la chair humaine, ils sont arrêtés par le grand nombre d’atomes de l’atmosphère terrestre avec lesquels ils interagissent. Ainsi, l’astronomie des rayons X (comme l’astronomie des rayons gamma) n’a pu se développer avant que nous n’ayons inventé des moyens d’envoyer des instruments au-dessus de notre atmosphère (figure 2).

Figure 2 : Ciel des rayons X. Il s’agit d’une carte du ciel accordée à certains types de rayons X (vus depuis le dessus de l’atmosphère terrestre). La carte incline le ciel de façon à ce que le disque de notre galaxie la Voie lactée passe en son centre. Elle a été construite et colorée artificiellement à partir des données recueillies par le satellite européen ROSAT. Chaque couleur (rouge, jaune et bleu) montre des rayons X de différentes fréquences ou énergies. Par exemple, le rouge souligne la lueur d’une bulle locale de gaz chaud tout autour de nous, soufflée par une ou plusieurs étoiles en explosion dans notre voisinage cosmique. Le jaune et le bleu montrent des sources plus lointaines de rayons X, comme les restes d’autres étoiles explosées ou le centre actif de notre galaxie (au milieu de l’image). (crédit : modification de travaux de la NASA)

Les rayonnements intermédiaires entre les rayons X et la lumière visible sont les ultraviolets (signifiant une énergie plus élevée que le violet). En dehors du monde de la science, la lumière ultraviolette est parfois appelée « lumière noire » car nos yeux ne peuvent pas la voir. Le rayonnement ultraviolet est en grande partie bloqué par la couche d’ozone de l’atmosphère terrestre, mais une petite fraction des rayons ultraviolets de notre Soleil pénètre et provoque des coups de soleil ou, dans les cas extrêmes de surexposition, des cancers de la peau chez les êtres humains. L’astronomie ultraviolette se pratique également mieux depuis l’espace.

Le rayonnement électromagnétique dont la longueur d’onde est comprise entre 400 et 700 nm environ est appelé lumière visible car ce sont les ondes que la vision humaine peut percevoir. C’est également la bande du spectre électromagnétique qui atteint le plus facilement la surface de la Terre. Ces deux observations ne sont pas une coïncidence : les yeux humains ont évolué pour voir les types d’ondes qui arrivent du Soleil le plus efficacement. La lumière visible pénètre efficacement l’atmosphère terrestre, sauf lorsqu’elle est temporairement bloquée par les nuages.

Entre la lumière visible et les ondes radio se trouvent les longueurs d’onde du rayonnement infrarouge ou thermique. L’astronome William Herschel a découvert l’infrarouge pour la première fois en 1800 alors qu’il tentait de mesurer les températures des différentes couleurs de la lumière solaire réparties en un spectre. Il a remarqué que lorsqu’il positionnait accidentellement son thermomètre au-delà de la couleur la plus rouge, il enregistrait toujours un réchauffement dû à une énergie invisible provenant du Soleil. Ce fut le premier indice sur l’existence des autres bandes (invisibles) du spectre électromagnétique, même s’il faudra plusieurs décennies pour que notre compréhension complète se développe.

Une lampe chauffante émet principalement des rayonnements infrarouges, et les terminaisons nerveuses de notre peau sont sensibles à cette bande du spectre électromagnétique. Les ondes infrarouges sont absorbées par les molécules d’eau et de dioxyde de carbone, qui sont plus concentrées à basse altitude dans l’atmosphère terrestre. Pour cette raison, l’astronomie infrarouge est mieux réalisée depuis les sommets des montagnes, les avions volant à haute altitude et les vaisseaux spatiaux.

Après l’infrarouge vient la micro-onde familière, utilisée dans les communications à ondes courtes et les fours à micro-ondes. (Les longueurs d’onde varient de 1 millimètre à 1 mètre et sont absorbées par la vapeur d’eau, ce qui les rend efficaces pour chauffer les aliments). Le préfixe « micro » fait référence au fait que les micro-ondes sont petites par rapport aux ondes radio, les suivantes sur le spectre. Vous vous souvenez peut-être que le thé – qui est rempli d’eau – se réchauffe rapidement dans votre four à micro-ondes, alors qu’une tasse en céramique – dont l’eau a été retirée par la cuisson – reste froide en comparaison.

Toutes les ondes électromagnétiques plus longues que les micro-ondes sont appelées ondes radio, mais cette catégorie est si large que nous la divisons généralement en plusieurs sous-sections. Parmi les plus familières, on trouve les ondes radar, qui sont utilisées dans les pistolets radar par les agents de la circulation pour déterminer la vitesse des véhicules, et les ondes radio AM, qui ont été les premières à être développées pour la radiodiffusion. Les longueurs d’onde de ces différentes catégories vont de plus d’un mètre à des centaines de mètres, et d’autres rayonnements radio peuvent avoir des longueurs d’onde allant jusqu’à plusieurs kilomètres.

Avec un tel éventail de longueurs d’onde, toutes les ondes radio n’interagissent pas de la même manière avec l’atmosphère terrestre. Les ondes FM et TV ne sont pas absorbées et peuvent voyager facilement à travers notre atmosphère. Les ondes radio AM sont absorbées ou réfléchies par une couche de l’atmosphère terrestre appelée ionosphère (l’ionosphère est une couche de particules chargées au sommet de notre atmosphère, produite par des interactions avec la lumière du soleil et les particules chargées qui sont éjectées du soleil).

Nous espérons que ce bref tour d’horizon vous a laissé une forte impression : bien que la lumière visible soit ce que la plupart des gens associent à l’astronomie, la lumière que nos yeux peuvent voir ne représente qu’une infime partie de la large gamme d’ondes générées dans l’univers. Aujourd’hui, nous comprenons que juger un phénomène astronomique en utilisant uniquement la lumière que nous pouvons voir, c’est comme se cacher sous la table lors d’un grand dîner et juger tous les invités en se basant uniquement sur leurs chaussures. Il y a beaucoup plus en chaque personne que ce que l’on voit sous la table. Il est très important pour ceux qui étudient l’astronomie aujourd’hui d’éviter d’être des « chauvins de la lumière visible » – de ne respecter que les informations vues par leurs yeux en ignorant les informations recueillies par les instruments sensibles aux autres bandes du spectre électromagnétique.

Le tableau 1 résume les bandes du spectre électromagnétique et indique les températures et les objets astronomiques typiques qui émettent chaque type de rayonnement électromagnétique. Si, au début, certains des types de rayonnement énumérés dans le tableau peuvent sembler peu familiers, vous apprendrez à mieux les connaître au fur et à mesure que votre cours d’astronomie se poursuivra. Vous pourrez revenir à ce tableau lorsque vous en apprendrez davantage sur les types d’objets étudiés par les astronomes.

Radiation et température

Certains objets astronomiques émettent principalement des radiations infrarouges, d’autres principalement de la lumière visible, et d’autres encore principalement des radiations ultraviolettes. Qu’est-ce qui détermine le type de rayonnement électromagnétique émis par le Soleil, les étoiles et d’autres objets astronomiques denses ? La réponse s’avère souvent être leur température.

Au niveau microscopique, tout dans la nature est en mouvement. Un solide est composé de molécules et d’atomes en vibration continue : ils vont et viennent sur place, mais leur mouvement est bien trop petit pour que nos yeux puissent le distinguer. Un gaz est composé d’atomes et/ou de molécules qui volent librement à grande vitesse, se heurtant continuellement les uns aux autres et bombardant la matière environnante. Plus le solide ou le gaz est chaud, plus le mouvement de ses molécules ou atomes est rapide. La température d’une chose est donc une mesure de l’énergie moyenne de mouvement des particules qui la composent.

Ce mouvement au niveau microscopique est responsable d’une grande partie du rayonnement électromagnétique sur Terre et dans l’univers. Lorsque les atomes et les molécules se déplacent et entrent en collision, ou vibrent sur place, leurs électrons émettent un rayonnement électromagnétique. Les caractéristiques de ce rayonnement sont déterminées par la température de ces atomes et molécules. Dans un matériau chaud, par exemple, les particules individuelles vibrent sur place ou se déplacent rapidement à la suite de collisions, de sorte que les ondes émises sont, en moyenne, plus énergétiques. Et rappelons que les ondes plus énergétiques ont une fréquence plus élevée. Dans un matériau très froid, les particules ont des mouvements atomiques et moléculaires de faible énergie et génèrent donc des ondes de plus faible énergie.

Les lois du rayonnement

Pour comprendre, de façon plus quantitative, la relation entre la température et le rayonnement électromagnétique, nous imaginons un objet idéalisé appelé corps noir. Un tel objet (contrairement à votre pull ou à la tête de votre professeur d’astronomie) ne reflète ni ne diffuse aucun rayonnement, mais absorbe toute l’énergie électromagnétique qui lui tombe dessus. L’énergie absorbée fait vibrer ou se déplacer les atomes et les molécules de l’objet à des vitesses croissantes. En devenant plus chaud, cet objet rayonnera des ondes électromagnétiques jusqu’à ce que l’absorption et le rayonnement soient en équilibre. Nous voulons discuter d’un tel objet idéalisé parce que, comme vous le verrez, les étoiles se comportent presque de la même façon.

Le rayonnement d’un corps noir a plusieurs caractéristiques, comme l’illustre la figure 3. Le graphique montre la puissance émise à chaque longueur d’onde par des objets de différentes températures. En science, le mot puissance signifie l’énergie qui se dégage par seconde (et elle est généralement mesurée en watts, que vous connaissez probablement pour avoir acheté des ampoules électriques).

Figure 3 : Lois du rayonnement illustrées. Ce graphique montre en unités arbitraires combien de photons sont émis à chaque longueur d’onde pour des objets à quatre températures différentes. Les longueurs d’onde correspondant à la lumière visible sont représentées par les bandes colorées. Notez qu’à des températures plus élevées, davantage d’énergie (sous forme de photons) est émise à toutes les longueurs d’onde. Plus la température est élevée, plus la longueur d’onde à laquelle la quantité maximale d’énergie est rayonnée est courte (c’est ce qu’on appelle la loi de Wien).

Tout d’abord, remarquez que les courbes montrent que, à chaque température, notre objet corps noir émet un rayonnement (photons) à toutes les longueurs d’onde (toutes les couleurs). Ceci est dû au fait que dans tout solide ou gaz plus dense, certaines molécules ou atomes vibrent ou se déplacent entre les collisions plus lentement que la moyenne et d’autres se déplacent plus rapidement que la moyenne. Ainsi, lorsque nous examinons les ondes électromagnétiques émises, nous trouvons une large gamme, ou spectre, d’énergies et de longueurs d’onde. Plus d’énergie est émise au taux moyen de vibration ou de mouvement (la partie la plus haute de chaque courbe), mais si nous avons un grand nombre d’atomes ou de molécules, une certaine énergie sera détectée à chaque longueur d’onde.

Deuxièmement, notez qu’un objet à une température plus élevée émet plus d’énergie à toutes les longueurs d’onde qu’un objet plus froid. Dans un gaz chaud (les courbes plus hautes de (la figure 3), par exemple, les atomes ont plus de collisions et dégagent plus d’énergie. Dans le monde réel des étoiles, cela signifie que les étoiles plus chaudes dégagent plus d’énergie à chaque longueur d’onde que les étoiles plus froides.

Troisièmement, le graphique nous montre que plus la température est élevée, plus la longueur d’onde à laquelle la puissance maximale est émise est courte. Rappelez-vous qu’une longueur d’onde plus courte signifie une fréquence et une énergie plus élevées. Il est donc logique que les objets chauds émettent une plus grande fraction de leur énergie à des longueurs d’onde plus courtes (énergies plus élevées) que les objets froids. Vous avez peut-être déjà observé des exemples de cette règle dans la vie quotidienne. Lorsqu’un brûleur d’une cuisinière électrique est réglé sur le niveau le plus bas, il n’émet que de la chaleur, qui est un rayonnement infrarouge, mais ne brille pas en lumière visible. Si le brûleur est réglé à une température plus élevée, il commence à briller d’un rouge terne. À une température encore plus élevée, il émet une lumière rouge-orange plus vive (longueur d’onde plus courte). À des températures encore plus élevées, qui ne peuvent être atteintes avec les poêles ordinaires, le métal peut apparaître jaune brillant ou même bleu-blanc.

Nous pouvons utiliser ces idées pour arriver à une sorte de « thermomètre » grossier pour mesurer les températures des étoiles. Comme de nombreuses étoiles dégagent la majeure partie de leur énergie en lumière visible, la couleur de la lumière qui domine l’apparence d’une étoile est un indicateur approximatif de sa température. Si une étoile est rouge et une autre bleue, laquelle a la température la plus élevée ? Le bleu étant la couleur à plus courte longueur d’onde, il est le signe d’une étoile plus chaude. (Notez que les températures que nous associons aux différentes couleurs en science ne sont pas les mêmes que celles utilisées par les artistes. Dans l’art, le rouge est souvent appelé une couleur « chaude » et le bleu une couleur « froide ». De même, nous voyons souvent du rouge sur les robinets ou les commandes de climatisation pour indiquer les températures chaudes et du bleu pour indiquer les températures froides. Bien que ces usages nous soient communs dans la vie quotidienne, dans la nature, c’est l’inverse.)

Nous pouvons développer un thermomètre stellaire plus précis en mesurant la quantité d’énergie qu’une étoile dégage à chaque longueur d’onde et en construisant des diagrammes comme la figure 3. L’emplacement du pic (ou maximum) de la courbe d’énergie de chaque étoile peut nous indiquer sa température. La température moyenne à la surface du Soleil, là où le rayonnement que nous voyons est émis, est de 5800 K. (Dans ce texte, nous utilisons l’échelle de température absolue ou kelvin. Sur cette échelle, l’eau gèle à 273 K et bout à 373 K. Tout mouvement moléculaire cesse à 0 K. Les différentes échelles de température sont décrites dans Unités utilisées en sciences). Il existe des étoiles plus froides que le Soleil et des étoiles plus chaudes que le Soleil.

La longueur d’onde à laquelle la puissance maximale est émise peut être calculée selon l’équation

\displaystyle{\lambda}_{\text{max}}=\frac{3\times {10}^{6}}{T}

où la longueur d’onde est en nanomètres (un milliardième de mètre) et la température est en K. Cette relation est appelée loi de Wien. Pour le Soleil, la longueur d’onde à laquelle l’énergie maximale est émise est de 520 nanomètres, ce qui est proche du milieu de la partie du spectre électromagnétique appelée lumière visible. Les températures caractéristiques d’autres objets astronomiques, et les longueurs d’onde auxquelles ils émettent la plus grande partie de leur puissance, sont répertoriées dans le tableau 1.

Comme cette étoile a un pic de longueur d’onde qui se situe à une longueur d’onde plus courte (dans la partie ultraviolette du spectre) que celle de notre Soleil (dans la partie visible du spectre), il ne faut pas s’étonner que sa température de surface soit beaucoup plus chaude que celle de notre Soleil.

Nous pouvons également décrire notre observation que les objets plus chauds rayonnent plus de puissance à toutes les longueurs d’onde sous une forme mathématique. Si nous additionnons les contributions de toutes les parties du spectre électromagnétique, nous obtenons l’énergie totale émise par un corps noir. Ce que nous mesurons habituellement à partir d’un grand objet comme une étoile est le flux d’énergie, c’est-à-dire la puissance émise par mètre carré. Le mot flux signifie ici « écoulement » : nous nous intéressons à l’écoulement de l’énergie dans une zone (comme la surface du miroir d’un télescope). Il s’avère que le flux d’énergie d’un corps noir à la température T est proportionnel à la puissance quatrième de sa température absolue. Cette relation est connue sous le nom de loi de Stefan-Boltzmann et peut être écrite sous la forme d’une équation comme

F=\sigma{T}^{4}

où F représente le flux d’énergie et σ (lettre grecque sigma) est un nombre constant (5,67 × 108).

Notez combien ce résultat est impressionnant. L’augmentation de la température d’une étoile aurait un effet énorme sur la puissance qu’elle rayonne. Si le Soleil, par exemple, était deux fois plus chaud – c’est-à-dire s’il avait une température de 11 600 K – il rayonnerait 24, soit 16 fois plus de puissance qu’actuellement. Si l’on triplait la température, la puissance émise serait 81 fois supérieure. Les étoiles chaudes rayonnent vraiment une énorme quantité d’énergie.

Glossaire

corps noir : objet idéalisé qui absorbe toute l’énergie électromagnétique qui lui tombe dessus

spectre électromagnétique : l’ensemble du tableau ou de la famille des ondes électromagnétiques, de la radio aux rayons gamma

flux d’énergie : la quantité d’énergie passant à travers une unité de surface (par exemple, 1 mètre carré) par seconde ; les unités de flux sont les watts par mètre carré

rayons gamma : photons (de rayonnement électromagnétique) d’énergie dont la longueur d’onde n’est pas supérieure à 0.01 nanomètre ; la forme la plus énergétique de rayonnement électromagnétique

infrarouge : rayonnement électromagnétique de longueur d’onde 103-106 nanomètres ; plus long que les plus grandes longueurs d’onde (rouge) qui peuvent être perçues par l’œil, mais plus court que les longueurs d’onde radio

micro-ondes : rayonnement électromagnétique de longueur d’onde de 1 millimètre à 1 mètre ; plus long que l’infrarouge mais plus court que les ondes radio

ondes radio : toutes les ondes électromagnétiques plus longues que les micro-ondes, y compris les ondes radar et les ondes radio AM

Loi de Stefan-Boltzmann : formule à partir de laquelle on peut calculer le taux auquel un corps noir rayonne de l’énergie ; le taux total d’émission d’énergie à partir d’une unité de surface d’un corps noir est proportionnel à la quatrième puissance de sa température absolue : F = σT4

ultraviolet : rayonnement électromagnétique de longueur d’onde de 10 à 400 nanomètres ; plus court que les plus courtes longueurs d’onde visibles

lumière visible : rayonnement électromagnétique de longueur d’onde d’environ 400 à 700 nanomètres ; visible par l’œil humain

La loi de Wien : formule qui relie la température d’un corps noir à la longueur d’onde à laquelle il émet la plus grande intensité de rayonnement

Rayons X : rayonnement électromagnétique dont la longueur d’onde est comprise entre 0.01 nanomètre et 20 nanomètres ; intermédiaire entre celles du rayonnement ultraviolet et des rayons gamma

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