Astronomie Québec n°2-5 jan/fév 2014
Astronomie Québec n°2-5 jan/fév 2014
  • Prix facial : gratuit

  • Parution : n°2-5 de jan/fév 2014

  • Périodicité : bimestriel

  • Editeur : Pierre Paquette

  • Format : (216 x 279) mm

  • Nombre de pages : 28

  • Taille du fichier PDF : 3,7 Mo

  • Dans ce numéro : recherche... la lumière cachée.

  • Prix de vente (PDF) : gratuit

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Recherche première partie La lumière qui nous parvient des objets du ciel s’exprime en plusieurs domaines. Nous avons l’habitude de voir le monde comme nos sens nous le permettent, soit en lumière visible avec nos yeux (400 nm à plus de 700 nm dans les meilleurs cas). Mais les objets de notre monde produisent des rayonnements bien plus étalés que notre perception. Certains instruments et satellites permettent la détection de sources intenses de rayons gamma et de rayonsX, des sources bien plus énergétiques que la lumière visible. Il y a plus près de notre perception des sources intenses en lumière ultraviolette, en proche infrarouge, et en infrarouge lointain. Même que certaines sources sont détectables dans des domaines d’ondes beaucoup plus longues, soit en submillimétrique, en microondes et en radio. On peut comprendre que nos yeux seuls nous cachent beaucoup d’informations concernant la réalité de l’univers que l’on observe. Les propriétés physiques des objets célestes sont bien mieux observées de nos jours qu’à l’époque de Galilée, où l’observation était faite l’œil à l’oculaire et que l’interprétation des observations était souvent influencée directement par des croyances religieuses ou d’autres facteurs comme l’influence des partenaires d’observation ! Revenons à notre sujet, la lumière cachée ; il s’agit bien de lumière, donc elle est détectable ! Commençons en résumant certaines des grandes structures de l’Univers détectable tout près de nous. Le milieu interstellaire a une densité caractéristique de l’ordre d’une particule par centimètre cube. À titre de comparaison, l’atmosphère terrestre a une densité moyenne typique de 10 20 particules par centimètre cube. Les nuages moléculaires sont des nuages géants et très froids (de 10 à 20 K), d’une densité moyenne de 100 à 1000 particules par centimètre cube. De grandes régions de formation d’étoiles comme dans le Taureau… Les nébuleuses obscures sont dominées par de l’hydrogène moléculaire (H 2). Leur densité moyenne est de 100 à 300 molécules par centimètre cube. Ils sont très froids (7 à 15 K) et constitués principalement de gaz, de poussières et d’étoiles. La nébuleuse de la Tête de Cheval en est un exemple. Photo : G. St-Onge par Gilbert St‐Onge En résumé, même avec tous nos détecteurs modernes, on estime que l’on ne détecte directement qu’environ 5% de la masse de notre univers. On présume maintenant qu’il y a une grande partie de cet univers qui est probablement sous forme de matière sombre, non observable directement avec les détecteurs conventionnels. Cette matière sombre occuperait environ 25% de la masse de l’univers selon des estimations récentes. Le reste de l’univers non détecté serait une énergie sombre hypothétique ; celle-ci serait une force répulsive qui serait responsable de l’accélération de l’expansion de l’Univers. On estime que l’énergie sombre occupe environ 70% de la masse énergétique de l’Univers. Les nébuleuses par réflexion sont principalement des poussières qui réfléchissent la lumière d’une ou de plusieurs étoiles voisines. Elles sont généralement bleues et elles ne sont pas assez chaudes pour causer l’ionisation des gaz de la nébuleuse. Les nébulosités résiduelles et bleues des Pléiades en sont un exemple. Les nébuleuses d’émission sont des nébuleuses de gaz ionisé, généralement rouges ; on peut penser à la nébuleuse de la Rosette. Évidemment, il y a aussi de très nombreuses étoiles qui émettent beaucoup de lumière dans notre environnement. 22 Astronomie-Québec Janvier/février 2014
Dans quelles conditions la lumière d’objets célestes peut-elle être cachée à l’observateur ? Certaines propriétés de la lumière et du milieu d’où elle est observée font qu’elle peut présenter des phénomènes optiques tels que la diffraction, la diffusion, la réflexion, la réfraction, des interférences, et des effets de lentille gravitationnelle [1]. En astronomie on parle aussi d’absorption et d’émission de la lumière. La Figure 1 ci-dessous nous montre deux spectres de la région de l’hydrogène alpha à environ 656 nm. Dans la courbe du haut, une raie s’élève au dessus du signal à cet endroit ; c’est une raie en émission. Dans la courbe du bas, on a plutôt un creux au même endroit — il y manque de la lumière ; il s’agit plutôt d’une raie en absorption. Ces deux situations présentent deux cas où certains aspects de la lumière d’un objet peuvent être altérés avant d’atteindre l’observateur. Ces effets sont souvent imperceptibles par des observations conventionnelles au CCD. En plus d’effets cachés détectables par d’autres moyens que l’imagerie, d’autres conditions limitent nos détections d’objets du ciel. Une des plus importantes est la simple luminosité de ces objets : certains sont trop faibles (magnitude trop élevée [2]) pour être détectés par nos instruments optiques. Parfois, certains objets sont plus lumineux dans des domaines que nous ne pouvons pas facilement détecter, comme l’infrarouge ou le radio par [1] Wikipédia : La lumière. http://fr.wikipedia.org/wiki/Lumi%C3%A8re#Ph.C3.A9nom.C3.A8nes_optiques [2] Rappelons que plus la magnitude est élevée, plus l’objet est faible ; à l’inverse, plus elle est basse, plus l’objet est brillant. Le Soleil a par exemple une magnitude de −26, tandis que les étoiles les plus faibles à l’œil nu ont une magnitude de 6. exemple ; nos détecteurs CCD ne sont pas sensibles dans ces domaines. Il y a aussi des situations où les étoiles d’une région sont assombries par la présence de nébuleuses obscures, comme dans le cas de la superbe région de la Tête de Cheval dans Orion. L’image 1 (ci-dessous, par Yves Tremblay) nous présente la région de la Tête de Cheval (Barnard 33) telle que l’on a l’habitude de la voir, soit en lumière visible (RGB), rehaussée du filtre hydrogène alpha (Hα). On voit bien la silhouette sombre qui a la forme d’une tête de cheval ! On remarque que cette région est très sombre et qu’on n’y détecte pas d’étoile. On constate aussi que toute l’image sous cette région est plus sombre et que l’on n’y voit pas beaucoup d’étoiles. On peut donc présumer qu’il devrait y avoir plus d’étoiles de faible luminosité dans cette grande région en se basant sur ce que l’on détecte dans la section du haut de l’image ! On peut donc présumer que soit il n’y a simplement pas beaucoup d’étoiles sur le ciel dans le bas de l’image ni aucune nébulosité ; ou que les étoiles sont derrière, assombries et même cachées par des matériaux non détectés (non lumineux) au détecteur CCD utilisé pour cette image. L’image 2 (page 25, en bas à droite), faite au Télescope spatial Hubble [3], nous montre la Tête de Cheval en infrarouge et nous révèle plusieurs structures spectaculaires de la région sombre observée sur l’image précédente. En ce domaine infrarouge, la nébuleuse obscure (Barnard 33) devient lumineuse et la nébuleuse en émission rouge (IC 434) dans le haut sur l’image précédente devient sombre et transparente ! On peut donc conclure qu’une grande nébuleuse obscurcit la lumière des étoiles sous la région de la Tête de Cheval sur l’image 1. [3] Une image infrarouge de Barnard 33 au HST est disponible en très haute résolution au http://apod.nasa.gov/apod/ap130422.html Ci-dessous, à gauche : Tête de Cheval (Barnard 33) par Yves Tremblay, télescope ATRC8 200 mm (8″) ƒ/8, caméra QHY9 mono (KAF8300) avec filtres Baader Hα, R, G et B. Prise le 9 février 2013 à Vaudreuil (Québec) http://myastrophoto.com/Ci-dessous, à droite : Tête de Cheval (Barnard 33) en proche infrarouge par le Télescope spatial Hubble et le télescope VISTA (au sol). Composition et traitement par Robert Gendler ; image utilisée avec sa permission. Données d’image : ESO, VISTA, HLA, Hubble Heritage Team. wu00L wu099 1 i Janvier/février 2014 astronomie-quebec.com 23



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