Fiche de cours

Rayonnements dans l'Univers

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Objectifs :

D’où viennent les rayonnements électromagnétiques émis par l'Univers (et captés puis analysés depuis la Terre)?
Comment nous renseignent-ils sur l’Univers ?

Le rayonnement électromagnétique

Le spectre électromagnétique est une décomposition du rayonnement électromagnétique selon la longueur d’onde

, la fréquence f, la période T ou l’énergie des photons E.

On peut citer les ondes radio, les micro-ondes, le rayonnement infrarouge, la lumière visible, les rayonnements ultraviolets, les rayons X et les rayons gamma.

1. Les différentes sources de rayonnement

a. Le Soleil

La puissance du rayonnement électromagnétique par unité de surface (irradiance) est maximale dans le visible, mais n’est pas négligeable pour les autres gammes de rayonnement.

Le Soleil est donc principalement une des sources de rayonnement ultraviolet, visible et infrarouge. On peut aussi lui associer des rayonnements gamma et radio.

b. Les étoiles

Les étoiles se forment suite à la contraction d'une nébuleuse ( = nuage) de gaz et de poussières sous l'effet de la gravité. Si la température est suffisante, des cycles de réactions nucléaires commencent au cœur de la nébuleuse pour former une étoile.

Une étoile est un astre émettant un rayonnement électromagnétique à cause des réactions nucléaires qui se produisent en son centre.

Les étoiles émettent des rayonnements électromagnétiques dont la longueur d’onde est très variable.
Une observation de la voie lactée permet de comprendre que les étoiles émettent de très nombreux rayonnements.

c. Les autres astres

Les autres astres ( tels que les planètes, comètes, astéroïdes ...) émettent eux aussi des rayonnements qui dominent dans l’infrarouge, mais qui sont moins intenses que ceux émis par les étoiles.

d. Le rayonnement fossile

On appelle aussi le rayonnement fossile : le fond diffus cosmologique.

La lumière, émise environ 380 000 ans après le Big Bang et encore observable aujourd’hui, est composée de micro-ondes de basse température (2,73 K). Cette lumière est un témoin de la jeunesse de l’Univers.

La découverte du rayonnement fossile sans connaître son origine est le résidu des conditions extrêmes qui existaient dans les premiers instants de l'univers.

2. Réception des rayonnements sur Terre

Lorsqu’on capte et analyse les rayonnements provenant de l’Univers, une grande partie est absorbée ou réfléchie par l’atmosphère terrestre.

a. Absorption

L'atmosphère terrestre ne laisse passer qu'une partie du rayonnement électromagnétique.

Les ondes les plus courtes (les rayons ultraviolets UV) sont en partie absorbées dans les couches atmosphériques par les molécules de gaz telles que les molécules de dioxygène (O₂).

b. Diffusion

Plus un rayon lumineux a une courte longueur d'onde, plus il est diffusé. Ainsi, on en déduit que les rayons ultraviolets sont fortement diffusés par les gouttelettes d'eau des différentes couches nuageuses.

c. Réflexion

Les ondes plus longues (comme les rayons infrarouges et au-delà) se réfléchissent, ce qui permet aux grandes ondes des émetteurs terrestres, d'être captées à longue distance.

d. Réception des rayonnements

Une faible partie du rayonnement solaire parvient jusqu'à la surface de la Terre : les ondes radio décamétriques (= ondes courtes) aux rayons ultraviolets.

Le reste étant réfléchi ou filtré par l'atmosphère et l'ionosphère (= atmosphère supérieure de la Terre).

L'étude du rayonnement électromagnétique du Soleil par la radioastronomie a permis d'énormes progrès dans la compréhension du fonctionnement interne du Soleil.

L'essentiel

Les étoiles, les astres, les planètes émettent des rayonnements électromagnétiques dont les longueurs d’onde (et les fréquences) sont très variables.

Le spectre électromagnétique est une décomposition des rayonnements selon une grandeur (période T, fréquence f, longueur d’onde

ou énergie des photons E).

Les rayonnements électromagnétiques sont absorbés, diffusés ou réfléchis par l’atmosphère terrestre. Seule une partie des rayonnements sont détectables sur Terre.

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