Rayonnement et particules dans l’espace

1. Rayonnement et particules dans l’espace Le soleil est une étoile somme toute banale qui émet du rayonnement électromagnétique, un vent stellaire de particules, et des particules de hautes énergies. → Le rayonnement électromagnétique → Le vent solaire → Le rayonnement cosmique

2. La lumière Dualité onde-corpuscule: → La lumière se comporte comme une onde: onde électromagnétique (variations des champs électrique et magnétique). Mise en évidence du caractère ondulatoire de la lumière: diffraction, interférences. → La lumière se comporte comme un flux de particules: les photons (effet photoélectrique, pression photonique) Vitesse de propagation dans le vide: 299 792 458 m/s. (~ 300000 km/s) Remarque: ceci est valable pour toutes les particules: Interférences avec électrons, protons, molécules!

3. Ondes électromagnétiques La lumière n’est qu’une petite partie (visible!) du spectre électromagnétique. Toute onde électromagnétique est caractérisée par: λ : longueur d’onde en mètre (m) ν : fréquence en Hertz (Hz) T : période en seconde (s) c : célérité (vitesse de groupe) en m/s Le concept d’onde est plus adapté aux basses énergies (grandes longueurs d’onde, basses fréquences)

4. Énergie des photons Les photons associés à une onde électromagnétique de fréquence ν ont une énergie donnée par: Constante de Planck : = 6.62 10-34J.s rappel: W=qE → 1eV = 1,6 10-19J eV unité plus adapté à la physique des particules que le Joule Le concept de photon plus adapté aux hautes énergies (faibles longueurs d’onde, hautes fréquences)

5. Le spectre électromagnétique

6. Le spectre électromagnétique

7. Ondes radio / micro-ondes 1mm < γ< 108m

8. Infrarouge 700nm < γ< 1mm Découverts en 1800 par W. Herschel Rayonnement « thermique » (émis spontanément par un corps « chaud ») En astronomie: les IR donnent accès à l’univers « froid » (milieu interstellaire). Observations IR possible qu’au dessus de l’atmosphère → satellites.

9. Visible 400nm < γ< 700nm

10. Spectres stellaires - 1 Le spectre EM et sa longueur d’onde dominante d’une étoile (et de n’importe quel corps, du moment qu’il est considéré comme un corps noir) dépendent de sa température. Loi de Planck: cλ vitesse du rayonnement électromagnétique du milieu c = 299 792 458 m/s h = 6,626 17×10-34 J.s (constante de Planck) k = 1,380 66×10-23 J/K (constante de Boltzmannn) T est la température du corps noir en kelvins

11. Spectres stellaires - 2 Longueur d’onde du maximum d’émission donné par la loi de Wien:

12. Ultraviolet • Découvert en 1801 par J.W. Ritter. • UVA: 315 < γ< 400nm • 95% des UV qui atteignent la surface de la Terre. Peuvent pénétrer les couches profondes de la peau. Responsable du bronzage immédiat (« bons » UV…) • UVB: 280 < γ< 315nm • Pénètrent que superficiellement dans la peau → bronzage et coup de soleil à retardement et vieillissement de la peau. • UVC: 10 < γ< 280nm • Les plus énergétiques et potentiellement les plus dangereux mais totalement filtrés par l’atmosphère (ozone) Les UV sont très importants dans la formation des ionosphères planétaires. Leur énergie correspondent à l’énergie d’ionisation de O (12,5eV), H (13,6eV), N (14,6eV)…

13. Rayons X Découvert par Röntgen en 1895 Énergie suffisamment grande pour pénétrer la matière biologique et l’ioniser (rayonnement ionisant) mais pas pour pénétrer des éléments lourds (métaux) • Produits de 2 manières: • Par transitions électroniques: changements d’orbites d’électrons de couches internes des atomes (énergies importantes mises en jeu). • Par accélération des électrons • Bremsstrahlung (rayonnement de freinage) → tube cathodique • rayonnement synchrotron (changement de direction)

14. Rayons γ Rayonnement électromagnétique le plus énergétique. Produits par transitions nucléaires lors de désintégration (grandes énergies mises en jeu). En astrophysique, les sursauts gamma sont associés au stade ultime des étoiles massives.

15. Interactions des photonsavec la matière - 1 • Chauffage A(T1) + γ → A(T2>T1) +γ’ excitation d’états vibrationnels, rotationnels,… • Excitation A + γ→ A* + γ’→ A + γ’’ excitation d’états électroniques • Ionisation A + γ→ A+ + e- + γ’ un e- est arraché (photo ionisation) • 13.6eV pour un H (domaine UV)

16. Interactions des photonsavec la matière - 2 • Effet photoélectrique: le photon transfère toute sont énergie à un électron qui est arraché du matériau (métal) • - Création de paires (e+,e-) • Diffusion Compton: comparable à l’effet photoélectrique mais le photon a trop d’énergie et un autre photon est émis dans une direction différente. Photons réémis: 511keV

17. Interactions des γavec la matière Uranium Plomb

18. Énergie et interaction photons-matière Une forte énergie pour des photons ne signifie pas nécessairement une forte interaction avec la matière! (suivant la matière…) Les micro-ondes (basse énergie) sont très efficaces pour le chauffage de l’eau (plus que les IR pourtant plus énergétiques). Les UV les plus énergétiques sont stoppés par de simples nuages alors que les moins énergétiques parviennent jusqu’à nous pour nous brûler la peau!

19. Le rayonnement cosmique • Le rayonnement cosmique désigne de manière générale le flux de particules de haute énergie (c'est-à-dire relativistes) présent dans tout l'Univers. Il s'agit pour sa partie chargée principalement de protons (entre 85 et 90 %) et de noyaux d'hélium (de 9 à 14 %), le reste étant constitué d'électrons, de différents nucléons (noyaux d'atomes) ainsi que de quantités infimes d'antimatière légère (antiprotons et positrons. La partie neutre est quant à elle constituée de rayons gammas ainsi que de neutrino. • Deux composantes: • origine solaire • origine galactique

20. Le rayonnement cosmique1. origine galactique La composante permanente du rayonnement cosmique puise son origine dans la galaxie. Elle est constituée de particules très énergétiques éjectées par les gigantesques explosions de supernovæ, étoiles massives parvenues en fin de vie. Vitesse proche de celle de la lumière. Très énergétiques (zetta particules) Rayonnement isotrope. Composition du rayonnement cosmique permanent

21. Le rayonnement cosmique1. origine galactique

22. Les supernovæ • Stade cataclysmique de la vie d’une étoile massive. • Effondrement gravitationnel dû a l’arrêt des réactions nucléaires (noyau de fer) plus explosion par rebond. • La contraction du noyau engendre la création d’éléments plus lourd que le fer par agglutination de neutrons, dont certains se transforment par la suite en protons. • Le reste de cette explosion donnera, selon la masse initiale: • une étoile à neutron (pulsar, magnetar) • un trou noir SN 1604 (Kepler)

23. Le rayonnement cosmique2. origine solaire Le Soleil est à l’origine, suivant sont activité, de la composante aléatoire du rayonnement cosmique. Les particules sont de même natures (p+, α, e-, …) mais d’énergies plus faibles. Provient principalement des éruptions solaires mais les éruptions suffisamment puissantes pour éjecter un flux de particules détectable au sol ou à bord d’un avion commercial restent exceptionnelles : quelques-unes par an, tout au plus. Caractéristiques des rayonnements extra-terrestres

24. Le rayonnement cosmique3. anticorrelation avec l’activité solaire Activité solaire intense → intensité des rayons cosmiques diminue! Un champ magnétique fort perturbe la propagation des particules chargées.

25. Solar Energetic Protons1. observations

26. Solar Energetic Protons (SEP)2. caractéristiques • Normalement, les particules sont détectés bien après la lumière! • Ici, pas beaucoup de retard → particules relativistes. • Énergies de l’ordre du MeV • Correspondent à des éruptions ou des CMEs • Accélérés par une onde de choc: vent solaire rapide rattrapant un vent solaire plus lent → un choc se forme

27. Le rayonnement cosmique4. au sol