LES RADIATIONS.
Retour à la fusion nucléaire.
Nature des photons.
Les radiations sont constituées de photons, seules particules capables de voyager à la vitesse de la lumière. Ces particules sont à la fois des ondes et des corpuscules : c'est le principe de la dualité de la lumière.
Suivant l'expérience que l'on fait, on peut choisir l'une ou l'autre de ces natures.
Un photon est caractérisé par 2 grandeurs :
Sa longueur d'onde, notée conventionnellement l. Cela correspond à la distance entre 2 crêtes de l'onde. Le minimum d'énergie de l'onde est déterminée par cette longueur d'onde.
Son amplitude, correspondant à la hauteur des crêtes.
Les longueurs d'onde des photons.
L'énergie "de base" de chaque photon est fonction de sa longueur d'onde. Plus celle-ci est courte, plus le photon est énergétique.
Un photon d'une longueur d'onde donnée ne peut pas être moins énergétique qu'une certaine valeur. C'est comme pour vous : si vous avez uniquement des pièces de 10 Euros (photon a longue longueur d'onde)
dans votre poche, vous ne pourrez jamais posséder moins que 10 Euros. Si vous possédez en revanche des billets de 500 Euros (Photon à très courte longueur d'onde), votre richesse minimale sera de 500 Euros. Le nombre de billets ou de pièces que vous possédez est donné par l'amplitude, ou hauteur de crête de votre photon. Plus l'amplitude, c'est à dire la hauteur de chaque vague est
importante, plus vous avez de billets (ou de pièces).
Votre fortune ne pourra donc avoir que certaines valeurs précises : 500 Euros, 1000 Euros, 5000 Euros... si vous avez des billets de 500 Euros, ou 10 Euros, 20 Euros, 230 Euros... si vous avez des pièces de 10 Euros. De la même manière un photon ne peut avoir qu'une énergie précise, dépendant de sa longueur d'onde. Si vous possédez uniquement des billets de 500 Euros, vous ne pourrez jamais posséder exactement 700 Euros.
Vous êtes condamné à n'avoir qu'une fortune qui soit un multiple de 500 Euros.
En physique, on se sert beaucoup plus de la longueur d'onde (ou de la fréquence, cela revient au même) que de l'amplitude de l'onde. En effet, les propriétés des photons dépendent en grande partie de leur longueur d'onde :
Longueur d'onde (Notée "l" ) supérieure à 10-11mètre : Photons super-énergétiques. Ce sont les photons gammas, produits lors des réactions nucléaires, des désintégrations des particules... Ces photons sont arrêtés par notre atmosphère, mais sont extrèmement dangereux.
l entre 10-11 et 10-8 mètres : Rayons X, les mêmes que ceux utilisés pour passer des radios.
l entre 10-8 et 4 x 10-7 mètres : rayons ultraviolets. C'est grâce à eux que l'on bronze l'été.
l entre 4 x 10-7 et 8 x 10-7 : c'est la lumière visible. Le violet, rayonnemnt visible le plus énergétique, a une longueur d'onde de 4 x 10-7 mètres. Le rouge, radiation visible la moins énergétique, rayonne dans les 8 x 10-7 mètres.
l entre 8 x 10-7 et 2 x 10-4 : il s'agit ici des infrarouges, simples rayons calorifiques.
Pour une longueur d'onde supérieure à 2 x 10-4 mètres jusqu'à 10 km, c'est le domaine des ondes radios.
Ainsi, la lumière que vos yeux aperçoivent, les micro-ondes de votre four micro-onde et les ondes FM sont toutes des photons. Seule varie leur longueur d'onde.
Plus les rayonnements sont énergétiques, plus ils sont dangereux. Les rayons gammas sont ainsi mortels pour l'homme à très faible dose. Heureusement pour nous, l'atmosphère terrestre arrête la plupart de ces rayonnements. Ce n'est malheureusement pas le cas des cosmonautes, en orbite autour de la Terre, ou à un moindre degré, les pilotes de ligne!
Mise en relation avec la température.
Tout corps à une certaine température émet des photons. Plus la température de ce corps est élevée, plus l'énergie des photons émis est importante. Le corps humain, d'une température d'environ 310 Kelvins émet ainsi des infrarouges, comme tout les autres animaux (C'est pour cela que les militaires utilusent, pour voir la nuit, des lunettes sensibles aux infrarouges).
L'énergie d'un rayonnement peut donc être exprimée en fonction de la température du corps qui l'a émit. Voici un graphique présentant les différentes longueurs d'onde des rayonnements émis en fonction de la température du corps émetteur.
Cependant, lors des réactions nucléaires, comme c'est le cas au coeur du Soleil, les photons émis sont tous gammas. La longueur d'onde des photons ne dépend pas ici de la température du corps émetteur, mais de la masse et de l'énergie des particules qui fusionnent.
Ainsi, plutôt que de parler de photon d'une longueur d'onde de 600 nanomètres, par exemple, (ce qui correspond à un photon de couleur jaune), on parlera d'un rayonnement d'une température de 6000 Kelvins. Cela ne veut absolument pas dire que ces photon sont "chauds", mais que le corps qui les a émit avait une température de 6000 Kelvins.
Cela pose de difficiles problèmes techniques aux physiciens. Le rayonnement émit lors du Big Bang, alors à une énergie extrème, possède aujourd'hui une température de moins d'1 Kelvin, soit très proche du zéro absolu (Il s'agit donc bien entendu d'ondes radio). La seule manière de pouvoir le capter est de se servir d'instruments de mesures portés à une température inférieure
à celle du rayonnement, c'est à dire inférieure à 1 Kelvin. Ces instruments spéciaux et hors de prix portent le nom de bolomètres, et sont refroidis en permanence par de l'hélium liquide.
Un type de rayonnement particulier : le rayonnement de corps noir.
Un rayonnement de corps noir est un rayonnement émis par un corps en parfait équilibre thermique. Dans ses premiers instants, lorsque les neutrinos et les photons étaient encore en équilibre thermique, l'Univers pouvait être considéré comme un corps noir.
Voici un graphique représentant l'intensité d'un rayonnement de corps noir en fonction de sa longueur d'onde, dans le domaine du visible.
Bien évidement, le rayonnement de corps noir est valable pour toutes les autres longueurs d'ondes existantes.
L'art de faire parler un spectre.
Les astronomes peuvent ansi déteminer précisément la température d'une étoile rien qu'avec sa couleur :
Etoile rouge : environ 3000°K.
Etoile jaune : de 5000 à 6000°K. C'est le cas de notre Soleil.
Etoile blanche : environ 10 000°K.
Etoile bleue : c'est la plus énergétique de toute, sa température de surface frôlant les 20 000°K.
Ces caractéristiques permettent de classer les étoiles dans un graphique : le fameux diagramme HR.
Une fois la température connue, on peut également déduire la composition chimique de l'étoile. En effet, lorsque la lumière passe à travers un matériau quelconque, un nuage d'hydrogène par exemple, ce dernier va absorber une longueur d'onde précise et caractéristique du spectre. Ainsi, on obtiendra sur le spectre de
l'étoile des bandes noires correspondant aux longueurs d'ondes absorbées. On peut ainsi en déduire les éléments qu'a rencontrés notre lumière sur son chemin.
On peut également, toujours par l'analyse de son spectre, déterminer la vitesse de l'étoile par rapport à nous, grâce à l'effet Doppler-Fizeau. Lorsqu'une voiture de pompier arrive dans votre direction, toute sirène allumée, vous entendez un son aigu. Mais une fois qu'elle s'éloigne de vous, le son devient plus grave. Il se passe la
même chose pour la lumière. Lorsqu'un corps s'éloigne de nous, on observe un décalage vers les plus longues longueurs d'onde des fameuses raies sombres de tout à l'heure. C'est le "décalage vers le rouge", ou redschift.
Au contraire, lorqu'une étoile se rapproche de nous, les raies sont décalées vers des longueurs d'onde plus énergétiques : il y a décalage vers le bleu. On peut ainsi déterminer la direction de l'étoile par rapport à nous même, ainsi que sa vitesse.
Le redschift permet ainsi de connaître la distance nous séparant d'un objet céleste donné. Plus le redschift (Noté z) est élevé, plus cette distance est importante. Cependant, la relation entre redschift et distance met en jeu la constante de Hubble, dont la valeur n'est pas connue avec précision et varie encore au gré des découvertes. Ainsi, si la valeur du redschift est facile à obtenir, de manière précise, en étudiant le spectre du corps céleste étudié, on n'obtient actuellement qu'une valeur approchée de cette distance.
Voici un graphique représentant la valeur z du redschift en fonction de la distance nous séparant de cet objet.
Les distances sont indiquées en mégaparsecs, c'est à dire en millions de parsecs. Pour information, 1 parsec est la distance à laquelle le demi-grand axe de l'orbite terrestre est vu sous un angle d'une seconde d'arc. Un parsec équivaut à 3,26 années-lumière, soit 32 600 000 000 000 km.
Retour au début de la page.
Retour page sur la fusion nucléaire.
