(S-5) Ondes et Photons

Les astronomes qui étudient le soleil ont un bel avantage : l'objet de leur attention est très, très lumineux. On peut donc n'en extraire qu'une couleur précisément définie -- une simple ligne spectrale -- tout en conservant suffisamment d'éclat pour obtenir une image détaillée.

Depuis que ce mode d'étude a été inauguré en 1892 par George Ellery Hale, les astronomes observent le soleil dans la lumière de l'hydrogène, du calcium ou de l'hélium. Toutes les images détaillées du soleil sont obtenues ainsi, par exemple celles du Web, avec des nuages, des stries, des touffes et d'autres structures. On obtient d'autres images monochromatiques hors du spectre visible, par exemple en UV, EUV (UV extrême) et rayons X.

De telles images montrent les proéminences, grands nuages s'élevant très haut au-dessus de la photosphère et constitués d'un gaz plus dense et plus frais. Certaines d'entre elles se détachent du bord bien net ("limbe") du soleil sur un fond de ciel foncé. Après quelques temps, on peut observer ces structures retomber vers le soleil. D'autres, visibles en plein dans le disque solaire, apparaissent comme des filaments foncés, ( parce qu'étant plus froides, elles absorbent la ligne spectrale qui sert à l'observation. Les proéminences sont importantes pour comprendre les éjections de masse coronales, décrites dans une section suivante.

Ondes électromagnétiques

En ajoutant cette condition (le "courant de déplacement"), les équations de l'électricité et le magnétisme suffisent pour qu'une onde existe, se propageant à la vitesse de la lumière. Le schéma ci-dessous illustre cette onde -- verte pour la partie magnétique, bleue pour la partie électrique - que Maxwell a ajoutée. L'onde de propagation n'est dessinée que selon un axe : En réalité, elle remplit l'espace, mais il serait difficile de dessiner cela.

Onde électromagnétique (voir le texte ci-dessus

Maxwell a proposé qu'en fait, cette onde était de fait la lumière. On y avait déjà pensé -- la vitesse de la lumière étant spontanément apparue dans les équations de l'électricité et du magnétisme -- et les études ultérieures l'ont confirmé. Si, par exemple, un faisceau de lumière aborde un prisme de verre, seule une partie y pénètre -- l'autre partie est réfléchie en surface. La théorie de Maxwell prévoit correctement les propriétés du faisceau réfléchi. Mais évidemment cela pose une autre question: si la lumière est l'onde électromagnétique d'environ 0.5 micron de longueur d'onde, à quoi correspondent les autres longueurs d'onde?

Heinrich Hertz en Allemagne a calculé qu'un courant électrique circulant très rapidement en va et vient dans un fil conducteur émettait des ondes électromagnétiques dans l'espace environnant (aujourd'hui on appellerait ce fil une "antenne"). Avec ce type de fil, il produisit (en 1886) et détectat de telles oscillations dans son laboratoire, à l'aide d'une étincelle électrique porteuse d'un courant en oscillation rapide (à rapprocher du bruit caractéristique des crépitements sur la radio provoqués par la foudre!). Aujourd'hui ces ondes sont appelées" ondes radio". Ce furent d'abord "les ondes hertziennes," d'ailleurs encore aujourd'hui les fréquences sont mesurées en Hertz ( = le nombre d'oscillations par seconde) en mémoire de leur inventeur .-- En fréquence radio, ce sont les mégahertz .

Les ondes radio et la lumière appartiennent au spectre électromagnétique, la gamme de l'ensemble des ondes électromagnétiques. Au fil des ans, scientifiques et ingénieurs ont découvert les fréquences des autres ondes -- micro-ondes et diverses bandes de l'IR, dont les ondes sont plus longues que celles de la lumière visible (entre radio et visible), et les UV, EUV, rayons X et raies γ dont les longueurs d'onde sont plus courtes. La nature électromagnétique des rayons X est devenue évidente quand on a constaté que les cristaux les dévient comme les spectromètres le font avec a lumière visible : les rangées ordonnées des atomes dans le cristal agissent comme les cannelures d'un spectromètre.

Il faut noter que ces ondes sont très différentes des ondes sonores, ondes de pression sans aucun lien avec l'électricité et qui sont liées à l'élasticité des solides, des liquides et des gaz. Les longueurs d'onde des ondes radio et sonores se recoupent. Mais les ondes radio, conductrices d'électricité, sont arrêtées par une grillage métallique alors qu'elles passent à travers les murs , non conducteurs (vous pouvez écouter votre radio chez vous !). Par contre, le bruit est arrêté par les murs mais traverse les mailles de la grille.

Lecture supplémentaire:

Pour analyser le trajet d'une onde lumineuse dans un télescope, on envisage son mouvement par rapport à la surface entière du miroir de focalisation. Pourtant si on ramène cette même onde à l'énergie d'un atome individuel, on s'aperçoit qu'elle agit comme une particule. Indépendamment de la plus ou moins grande luminosité du faisceau lumineux, son énergie se transmet toujours par des particules de la taille d'un atome, les "photons" dont l'énergie ne dépend seulement que de la longueur d'onde.

Les observations ont prouvé que l'inverse est également vrai. La position et la vitesse d'un électron devraient en principe être toujours bien définies, pourtant les mesures expérimentales donnent un résultat peu clair. La Physique Quantique nous indique qu'une grande précision ne peut être atteinte, c'est arbitraire dans de telles observations, mais qu'il est possible de décrire son mouvement comme étant celui d'une onde.

C' est peut être maintenant l'occasion de présenter quelques nouvelles quantités et notations. Une onde électromagnétique de longueur d'onde λ ( lambda, L minuscule en Grec) couvre une distance de c mètres par seconde, avec c la vitesse de la lumière dans l'espace, près de 300.000.000 mètres /seconde. Sa fréquence ν ( nu, N grec minuscule) -- le nombre d'oscillations de haut en bas par seconde - équivaut au nombre de crêtes pour une distance donnée, et est donc obtenue en divisant c par la longueur d'onde :

Une loi quantique de base dit alors que l'énergie E, en Joules, d'un photon de fréquence ν est

En savoir plus : Un page Web sur electromagnetic waves (les ondes électromagnétiques), faisant partie d'un site étendu et détaillé sur "The Amazing World of Electrons and Photons"( le monde étonnant des électrons et des photons) . Cliquez Ici pour le plan de ce site

Longueur d'onde et énergie

A l'inverse : quand les atomes "sont excités", ils cèdent leur surplus d'énergie à une onde électromagnétique (énergie qu'ils auraient pu recevoir, par exemple, d'une collision avec un atome rapide venant d'un gaz à haute température). Cela ne concerne que les photons d'une taille déterminée. Le fait que ces émissions atomiques n'intéressent que "des lignes spectrales" étroitement définies, montre que les atomes "excités" ne peuvent pas contenir d'énergie supplémentaire en quantités arbitraires, mais dans leurs niveaux d'énergie, propres à leurs structures, chacun d'entre eux étant bien précisément lié à une quantité d'énergie définie.

Chaque atome présente également "un état fondamental," celui de sa moindre énergie, état dans lequel il préfère rester. Quand il change son certain état d'excitation, l'énergie de départ et l'énergie finale sont très précisément à des niveaux spécifiques. Leur différence est donc ainsi étroitement définie et correspond à l'énergie émise, qui produit un photon d'une longueur d'onde déterminée. Le grand succès de la mécanique quantique a été sa capacité de calculer et de prévoir les forces des divers atomes et de leurs les combinaisons.

La formule E = hν = hc/λ indique que plus la longueur d'onde λ est courte, plus le photon est énergique. Un photon UV possède plus d'énergie qu'un photon de lumière visible, et les photons des rayons X et des rayons γ (rayons gamma) sont encore plus énergiques. On estime donc que les régions les plus chaudes du soleil, là où les différentes particules ont le plus d'énergie, émettent un rayonnement électromagnétique d'une plus courte longueur d'onde. C'est en effet ce qui est observé.

La température d'un gaz est proportionnelle à l'énergie moyenne de chacune de ses particules (la formule est d'ailleurs : E = 3/2 kT, où T est la température absolue en degrés Kelvin -- comme en unités Celsius mais avec un point zéro différent - k est un nombre fixe, la "constante de Boltzmann's." Ainsi, alors que la photosphère émet surtout en lumière visible la chaude couronne est mieux observée en EUV (UV extrême) ou en rayons X. de grande longueur d'onde. Les éjections sont constituées d'ions et d'électrons aux énergies encore plus élevées, et pour connaître leurs zones production et d'absorption, il faut travailler avec les rayons X et les rayons γ plus courts Les instruments de bord des vaisseaux spatiaux ont étudié toutes ces gammes qui ne peuvent pas d'ailleurs être étudiées depuis la terre, puisque tous les photons à ondes courtes sont facilement absorbés par l'atmosphère et n'atteignent pas le niveau du sol.

Prochaine étape: (S-6) observation du soleil sous d'autres rayonnements.

Sections facultatives: Q-1.     Physique Quantique