Synthèse de documents: Vitesse d'éloignement des galaxies et ...

Synthèse de documents: Vitesse d'éloignement des galaxies et spectroscopie


A l'exception de la grande galaxie d'Andromède et de quelques
galaxies naines proches, toutes les galaxies s'éloignent de nous.
L'astronome américain Edwin Hubble a constaté dès la première moitié du
20ème siècle que la vitesse d'éloignement des galaxies est proportionnelle
à la distance qui nous en sépare. Ce constat, confirmé par de nombreuses
observations faites jusqu'à aujourd'hui, semble montrer l'expansion de
l'Univers. Pour arriver à cette conclusion, il a fallu parvenir à
déterminer la vitesse des galaxies.





À l'aide des documents ci-dessous et en utilisant vos connaissances,
rédiger, en 30 lignes maximum, une synthèse argumentée répondant à la
problématique suivante:



« Comment déterminer la vitesse des galaxie par spectroscopie? »



On répondra à cette question en s'appuyant sur l'exemple de la
galaxie NGC 4151. Après avoir indiqué comment les spectres des sources
lumineuses sont obtenus, le spectre de la galaxie NGC 4151 sera rapidement
décrit et interprété (domaine du spectre électromagnétique présenté,
informations déduites par une simple lecture et sans calculs). On
exploitera ensuite le spectre de la galaxie NGC 4151 pour vérifier que
cette dernière s'éloigne. On évaluera enfin l'ordre de grandeur de sa
vitesse d'éloignement.

On pourra conclure en précisant comment une exploitation plus
complète du spectre aurait permis une évaluation plus précise de la vitesse
d'éloignement.





Document 1: Spectroscopie et astrophysique

La spectroscopie est l'étude des différentes longueurs d'onde des
radiations qui composent une lumière. Ces différentes longueurs d'onde
portent la trace, ou l'empreinte, des éléments chimiques traversés par la
lumière ou qui émettent celle-ci. La plupart des observatoires
professionnels possèdent des spectrographes. Ces appareils permettent de
décomposer la lumière reçue et de réaliser le spectre des objets célestes
étudiés.

Les spectres observés présentent en général, un fond continu sur
lequel se superpose une série de raies sombres ou brillantes.

Les raies sombres, dites raies d'absorption, sont produites lorsqu'un
gaz froid se trouve entre l'observateur et la source de lumière. Les atomes
de ce gaz absorbent certaines radiations de longueurs d'onde particulières
et gagnent de l'énergie. Les radiations absorbées se traduisent alors par
des raies sombres dans le spectre.

Quant aux raies brillantes, dites raies d'émission, elles se
produisent lorsqu'un gaz émet de la lumière par fluorescence. Dans ce cas,
ses atomes perdent de l'énergie en émettant des radiations correspondant à
certaines longueurs d'onde bien précises. Cette lumière est à l'origine des
raies brillantes dans le spectre de l'objet étudié.

Les longueurs d'onde des raies d'émissions ou d'absorption sont
spécifiques des entités chimiques qui sont à l'origine des raies. Ces
entités peuvent donc être identifiées à partir du spectre.




D'après le site :http://www.astro-caaq.org (Club des astronomes amateur
du Québec)
Document 2: L'effet Doppler



En spectroscopie cet effet est aussi appelé effet Doppler-Fizeau. Il
se traduit par un décalage des raies dans le spectre d'un objet céleste en
raison de la vitesse radiale de l'astre observé. Si l'objet à l'origine
des raies s'approche de l'observateur, les raies (d'émission ou
d'absorption) présentes dans le spectre de la lumière sont décalées vers
les courtes longueurs d'onde. Si au contraire, il s'éloigne les raies sont
décalées vers les grandes longueurs d'onde (cf. schémas ci-dessous).

Ci-dessous est présenté le phénomène dans le cas d'une étoile. Les
raies d'absorption sont dues à l'atmosphère de l'étoile. Une exploitation
similaire peut être réalisée sur le spectre d'autres objets.








































Le déplacement des raies dû à l'effet Doppler-Fizeau s'évalue à
l'aide d'une grandeur z, appelée décalage spectral relatif:










Le décalage spectral relatif est positif si l'astre s'éloigne,
négatif dans le cas inverse.







On peut montrer que si la vitesse de l'astre observé est nettement
inférieure à la célérité de la lumière dans le vide, la vitesse radiale v
(c'est à dire la composante de la vitesse dans la direction d'observation)
de la source lumineuse par rapport à l'observateur peut être déduite du
décalage spectral à l'aide de la relation:

v = z . c z : décalage spectral relatif

c = 3,00 x 10 8 m.s - 1 : célérité de la lumière dans
le vide.




La vitesse radiale (c'est dire la vitesse d'approche ou
d'éloignement) est donc positive par convention si l'astre s'éloigne et
négative dans le cas inverse.





Document 3: Raies d'émission dans le spectre des galaxies




Lorsque l'on réalise le spectre de certaines galaxies dans le domaine
visible, on peut observer des raies d'émission. Ces raies d'émission sont
dues à la présence d'éléments chimiques ionisés à l'état de gaz dans la
galaxie.

Le tableau ci-dessous représente quelques exemples de raies d'émission
souvent observées dans le spectre des galaxies. Les longueur d'onde données
correspondent aux longueur d'ondes des raies lorsqu'elles sont obtenues en
laboratoire (source lumineuse immobile).



|Éléments chimiques |Notation de la |Longueur d'onde de la raie en |
|responsables de la raie |raie |l'absence de décalage dû à l'effet|
|dans le spectre | |Doppler (en nm) |
|Néon |[NeIII] |368,9 |
|Hydrogène |H? |434,0 |
| |H? |486,1 |
| |H? |656,3 |
|Oxygène |[OIII] |500,7 |


Source: Données extraites et adaptées d'une publication de sylvain Baumont

(Institut National de Physique Nucléaire et de Physique des Particules)

http://supernovae.in2p3.fr/~baumont/outreach/TheseHTML/node32.html



Document 4 : Spectre de la galaxie NGC 4151 - Certaines raies sont
identifiées.































Source : D'après http://www.astrosurf.com/buil/galaxies/spectra.html



Exemple de synthèse :



On souhaite montrer comment déterminer la vitesse d'éloignement
des galaxies à travers l'exemple de la galaxie NGC 4151.


Les spectres sont obtenus grâce à des spectrographes qui décomposent
la lumière d'une source lumineuse. Le spectre de la galaxie NGC 4151 a été
réalisé dans le domaine du visible : les longueurs d'onde sont comprises
entre 400 nm et 800 nm. En plus du fond continu, on observe des raies
d'émissions qui montrent la présence d'éléments chimiques ionisés dans la
galaxie: les éléments hydrogène, oxygène et soufre.

On observe par ailleurs un décalage des raies d'émissions dans le
spectre dû à l'effet Doppler. Pour la raie [OIII] par exemple le décalage
spectral relatif est:
z = ( ?r - ?o ) / ?o = (502,2 - 500,7) / 500,7 = 3,0 x 10 - 3
Le décalage est positif, on en déduit que la galaxie s'éloigne de nous.

A partir du décalage spectral, on détermine la vitesse d'éloignement
en faisant l'hypothèse que la vitesse calculée est très inférieure à la
célérité de la lumière:
v= z. c = 3,0 . 10 - 3 . 3,0 . 10 8 = 9,0 x 10 5 m.s - 1 soit
environ 10 6 m.s - 1

La galaxie NGC 4151 ne fait donc pas exception : elle s'éloigne de
nous et sa vitesse d'éloignement est de l'orde de mille kilomètre par
seconde. Une évaluation plus précise de cette vitesse aurait nécessité de
faire la moyenne du décalage spectral des différentes raies.



Proposition de barème : / 4 points Points clés: * 0,25
point

|Spectres obtenus par décomposition de la lumière d'une source |* |
|Spectre de NGC 4151 dans le domaine du visible : 400 nm < ? < 800 nm. |* |
|Description du spectre : fond continu, raies d'émissions |* |
|Interprétation : présence d'éléments chimiques ionisés : |* |
|les éléments hydrogène, oxygène et soufre. |* |
|Observation du décalage des raies d'émissions dû à l'effet Doppler |* |
|Choix d'une raie (raie [OIII] par exemple) |* |
|Calcul du décalage spectral relatif avec résultat correct, résultat |* * |
|sans unité | |
|z = (502,2 - 500,7) / 500,7 = 3,0 x 10 - 3 (sans unité) |* |
|Interprétation du signe positif du décalage: éloignement de la galaxie| |
|Hypothèse v galaxie