Clefs n°58 Automne 2009
Clefs n°58 Automne 2009
  • Prix facial : gratuit

  • Parution : n°58 de Automne 2009

  • Périodicité : annuel

  • Editeur : CEA

  • Format : (210 x 297) mm

  • Nombre de pages : 168

  • Taille du fichier PDF : 7,3 Mo

  • Dans ce numéro : dans les secrets de l'Univers.

  • Prix de vente (PDF) : gratuit

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164 suivant que l’on utilise un semi-conducteur, un scintillateur ou un compteur à gaz. sublimation : processus par lequel un corps passe directement de l'état solide à l'état gazeux. supergéantes (étoiles) : étoiles dont la masse varie entre 10 et 70 masses solaires, la luminositéentre 30 000 et plusieurs millions de fois la luminosité solaire et la taille entre 30 à 500, voire plus de 1000 rayons solaires. supernova : explosion d'une étoile au cours de laquelle la luminosité dans le visible augmente considérablement, ce phénomène se produisant à la fin de l'évolution de certaines étoiles. Les supernovae de type Ia signalent la désintégration d'une petite étoile compacte, une naine blanche, rendue instable par une accumulation de matière venant d'un compagnon, sa masse ayant alors atteint la masse critique de Chandrasekhar (1,44 fois la masse solaire). Les supernovae de type II marquent au contraire l'explosion d'une étoile massive (au moins 8 fois la masse solaire). Une grande partie de l'étoile est expulsée et il subsiste une étoile à neutrons ou un trou noir. sursauts gamma (gamma-ray bursts) : phénomènes les plus violents de l'Univers, ces sources transitoires se manifestent par des éruptions brutales dans le domaine des rayons gamma. synchrotron (rayonnement ou émission) : rayonnement électromagnétiqueémis par des particules électriquement chargées se déplaçant à des vitesses relativistesdans un champ magnétique. système binaire : système de deux étoiles orbitant autour de leur centre de gravité commun. Les systèmes binaires serrés peuvent échanger de la matière par le phénomène d'accrétion. T tachocline : zone de transition à la base de la zone convective solaire entre la rotation différentielle de la zone convective et celle solide du cœur radiatif ; le terme vient de la racine tachoqui signifie « vitesse » et de cline, « pente » : il s’agit donc de la pente de vitesse, c’est-à-dire du cisaillement : cette couche limite joue un rôle important dans l’organisation du champ magnétique solaire à grande échelle. température effective : température d’un corps noir qui émettrait la même quantité de rayonnement électromagnétique que l’objet étudié. Elle est utilisée pour estimer la température d’un objet quand la courbe d’émissivité(en fonction de la longueur d’onde) est inconnue. théorème d’Ostrogradski : il énonce que modifier la relativité généralesans conduire à une instabilité de l’Univers est très délicat ; seul un type de théories appelé « tenseur-scalaire » répond à ce critère. théorie de la relativité générale : énoncée par Albert Einstein (et David Hilbert) en 1915, la relativité générale réconcilie la relativité restreinte, décrite en 1905 par Albert Einstein, et la théorie de la gravité. Elle est basée sur le principe d’équivalence qui énonce qu’il est impossible de distinguer un champ gravitationneldu mouvement accéléré d’un observateur. Ceci est souvent illustré en disant qu’un expérimentateur dans un ascenseur ne peut déterminer si l’ascenseur est soumis à une force de gravité ou s’il évolue selon un mouvement accéléré. La relativité générale est utilisée pour décrire l’évolution de l’Univers. théorie de la supersymétrie : théorie proposée, dans les années 1980, en physique des particules, pour expliquer notamment la masse prévue du boson de Higgs. Elle propose de doubler les ingrédients du Modèle standard : chaque particule de la matière ordinaire aurait un partenaire supersymétrique, avec les mêmes propriétés mais beaucoup plus lourd. Ces partenaires peuvent être produits dans des processus physiques de haute énergie, tels que notamment les collisions qui auront lieu au LHC. CLEFS CEA - N°58 - AUTOMNE 2009 théorie des cordes : tentative d’unification des lois de la relativité généraleet de la mécanique quantique ; pour ce faire, les particules ne sont plus ponctuelles mais deviennent des cordes microscopiques. théorie MOND (pour Modified Newtonian Dynamics/dynamique de Newton modifiée) : il s’agit d’une théorie avancée par le chercheur israélien Mordehai Milgrom dans les années 1980 qui propose de modifier la loi de Newton (très bien confirmée jusqu'à aujourd'hui dans toutes les observations astronomiques) pour expliquer les courbes de rotations de galaxies sans introduire de la matière noire. thermodynamique : branche de la physique qui décrit les transferts d'énergie au sein de la matière. transformée de Fourier : décomposition d’une fonction mathématique quelconque en une somme de fonctions sinus et cosinus. transformée de Ridgelet : permet une analyse optimale des ruptures linéaires dans une image. transformée en ondelette : comme la transformée de Fourier, il s’agit d’une transformation d’un espace d’entrée (espace-temps) vers un autre espace (espace fréquentiel). trou noir : astre si compact qu'il produit une attraction gravitationnellesi intense que ni la matière ni la lumière ne peuvent plus s'en échapper. Dans la Voie lactée, certains trous noirs résultent de l'effondrement d'une étoilede plus de 10 masses solaires(trous noirs stellaires). Un trou noir de plusieurs millions de fois la masse du Soleil est présent au centre de la Voie lactée. turbulence : mode d'écoulement d'un fluide dans lequel se superpose au mouvement moyen un mouvement d'agitation aléatoire. type spectral : il permet de classer les étoiles en température, des plus chaudes aux plus froides (O B A F G K M R N S H). Chaque type spectral est affiné en ajoutant un nombre compris entre 0 et 10 (par exemple une étoile A5 est un peu plus chaude qu'une A6). La classe de luminosité y est souvent adjointe. Le Soleil est ainsi une G2V, c'est-à-dire une étoile G2 de la séquence principale. V variable semi-régulière (étoile) : étoile géante ou supergéante de type spectral intermédiaire qui présente une périodicité marquée dans sa variation de luminosité, accompagnée ou parfois interrompue par diverses irrégularités. vent solaire : flux de particules énergétiques chargées, principalement des protons et des électrons formant un plasma, qui émane de la couronne solaire à des vitesses de plusieurs centaines de kilomètres par seconde. vent stellaire : flux intense de particules émis par les étoiles tout au long de leur évolution. Certaines étoiles massives éjectent de la matière avec un débit pouvant atteindre un cent millième de masse solaire par an à des vitesses de plusieurs milliers de kilomètres par seconde. viscosité : mesure de la capacité d'un fluide à s'écouler. Voie lactée : nom donné à notre Galaxie, grand disque, en rotation sur lui-même, constitué d'un peu plus de deux cents milliards d'étoiles. C'est une galaxie spirale. W WIMP (pourWeakly Interacting Massive Particle):particule lourde ayant des interactions faibles, donc n'importe quelle particule sensible à la force faible et caractérisée par une masse très grande, de l'ordre de 100 gigaélectronvolts.
MÉMO A Sonder l'Univers sur toute la gamme lumineuse L a lumière est une onde électromagnétique qui peut être caractérisée par sa longueur d’onde ou sa fréquence. Les différents types de rayonnements se distribuent le long du spectre élec - tromagnétique en fonction de leurs longueurs d'onde, des plus courtes (les rayons gamma) aux plus longues (les ondes radio), en passant par la lumière visible (figure 1). Il est aussi possible de décrire la lumière en termes d’une particule sans masse, le photon, dont l’énergie est proportionnelle à la fréquence. Les types de rayonnements Le rayonnement radio (ou ondes radio) couvre la zone des fréquences infé ri eu res à 1 GHz, ce qui correspond à des lon - gueurs d'onde supérieures à 30 cm. Le domaine des micro-ondes s’étend sur la gamme 30 cm (1 GHz) – 1 mm (300 GHz). Les longueurs d’onde relatives au rayonnement infrarouge IR sont comprises entre 780 nm et 1 mm. Ce domaine est subdivisé en IR proche (780 nm – 2,5 m), IR moyen (2,5–27 m), IR lointain (27 – 100 m) et IR submillimétrique (100 m – 1 mm). L'infrarouge est souvent relié à la chaleur car, à température ambiante, les objets émettent spontanément ce type de lumière. La lumière visible est la partie du spectre électro ma - gnétique à laquelle l'œil humain est sensible. Ce domaine couvre un intervalle de longueurs d’onde allant de 380 nm (violet) à 780 nm (rouge). Les longueurs d'onde du rayonnement ultraviolet UV se situent entre 380 nm et 10 nm. Les 10 -13 10 -12 NASA, ESA, STScI, J. Hester and P.Scowen (Arizona State University) Les trois « Piliers de la création » dans la nébuleuse de l'Aigle, observés par le télescope spatial Hubble en visible (à gauche) et en infrarouge (à droite). Le rayonnement infrarouge permet de voir à travers les nuages. rayons X sont des ondes électroma - gnétiques de haute fréquence dont la longueur d'onde est comprise entre quelques fractions de nm (0,01 nm) et 10 nm. On distingue les rayons X mous (les plus grandes longueurs d'onde) et les rayons X durs (de petite longueur d'onde). L'énergie des photons associés aux rayons X varie entre 100 eV et 100 keV. Les rayons gamma () ont une longueur d’onde encore plus courte, inférieure à 0,01 nm et les photons correspondants ont une grande énergie, supérieure à 100 keV. Nos yeux ne perçoivent qu’une partie infime de toute la lumière émise par les objets célestes. L’exploitation de toute la gamme des longueurs d’onde a ouvert des fenêtres sur l’Univers, qui ont permis longueur d'onde (m) 10 -11 10 -10 10 -9 10 -8 10 -7 10 -6 10 -5 10 -4 10 -3 10 -2 10 -1 10 0 10 1 10 2 10 3 10 4 rayons rayons infrarouge gamma X (IR) () microondes ondes radio 10 21 10 20 10 19 10 18 10 17 10 16 10 15 10 14 10 13 10 12 10 11 10 10 10 9 10 8 10 7 10 6 10 5 10 4 fréquence (Hz) ultraviolet (UV) visible région visible 380 400 450 500 550 600 650 700 750 780 (nm) de détecter de nouveaux objets ou montré des objets déjà connus sous un autre jour. Cette capacité à scruter le ciel dans toutes les longueurs d’onde doit beaucoup à la mise en orbite de satellites voués à l’observation des astres, grâce auxquels il a été possible de s'affranchir de l’absorption atmosphérique. Aujour - d’hui, tous les domai nes de longueurs d’onde sont exploités en permanence et corrélés entre eux afin de mieux cerner les mécanismes physiques mis en jeu dans les objets observés. De plus, l’optique instrumentale a elle aussi vécu une révolution avec la cons - truction de télescopes géants aptes à collecter la très faible lumière en provenance des astres les plus lointains. Suite page 32 ESO Figure 1. Spectre électromagnétique. Les ondes électromagnétiques se répartissent en familles de fréquences et de longueurs d'onde diverses.



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