Belle conférence de Cyril ce soir.
Des photos ici : https://www.flickr.com/photos/125773904 ... 324984254/
8 avril 2025 - Cyril Richard
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Vincent Boudon
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8 avril 2025 - Cyril Richard
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Olivier Haquette
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Re: 8 avril 2025 - Cyril Richard
Mon compagnon présent à la réunion a fait une prise de note résumant l'ensemble des sujets abordés. Donc si cela peut servir, je la colle ci-dessous :
(Et je le met en PDF plus simple à lire ici : https://drive.google.com/file/d/1kVxvy3 ... drive_link )
On identifie un objet dans la vie de tous les jours pour des données sensibles (couleur, forme, taille…). Par contre, en absence de lumière, il reste l’odeur au mieux. En cela la lumière est source d’information.
Exemples de lumières : monochromatiques ou non, bioluminescence, incandescence…. Les étoiles sont une source de lumière intense.
La lumière visible : En 1666, Newton comprend que la lumière blanche contient l’ensemble des couleurs. Naissance de la spectroscopie.
La lumière invisible : en 1800, Herschel découvre un rayonnement invisible qui chauffe un thermomètre (infrarouge) ; 1801 Ritter découvre l’ultraviolet.
Le spectre électromagnétique : la lumière visible n’est qu’une petite partie du spectre des longueurs d’onde, entre 380 et 780 nm.
Les raies spectrales : absorption et émission
• Spectre d’absorption : est obtenu quand source de lumière blanche passe au travers d’un gaz froid puis d’une fente, puis dispersé par prisme. On obtient un spectre avec des raies d’absorption qui montrent quels éléments ont été retenus par le gaz. [c’est lui qui nous intéresse ici.]
• Spectre d’émission : décomposition de la lumière émise par une source.
Quanta (Planck) : « petit paquet de lumière » permet d’expliquer l’émission des corps chauds = ce qu’on appellera photons.
Effet photoélectrique : un rayonnement projeté sur une plaque conductrice éjecte des photoélectrons. Une application moderne est le panneau solaire.
L’expérience des fentes de Young montre que la lumière peut se comporter comme une onde. Lorsqu’on fait passer une onde à travers une double fente, cela produit des interférences. On obtient une distribution en rayures. Or, ceci fonctionne aussi pour particules (photons et électrons). En cela, les particules ne sont ni onde, ni corpuscule. Ca dépend de comment on les regarde. Au niveau quantique, la nature des objets est très différence de ce que nous connaissons classiquement.
Les émissions d’énergie des particules :
• L’atome quantifié de Bohr décrit les absorptions / émissions d’énergie au niveau atomique (« transitions »). (Cette description marche bien pour l’hydrogène, c’est plus compliqué pour des atomes plus grands.) Un électron qui absorbe de l’énergie gagne en niveau d’énergie. Quand il émet de l’énergie, il perd un niveau. Quantification de l’atome par petits paquets d’énergie fixes. On peut mesurer ces émissions quantifiées et les reconnaitre.
• Une molécule peut aussi vibrer, cela correspond à des microniveaux d’énergie.
=> Tout ceci mis bout à bout permet d’étudier les gaz lointains grâce à l’analyse des spectres lumineux reçus.
2. D’où vient la matière ??
La matière = les atomes.
Le Big Bang a produit la plupart des petits atomes qu’on connait (H, HE, Li…) Par la suite, les étoiles en mourant répandent de la matière. Les étoiles massives, les fusions d’étoiles à neutrons : apportent des éléments beaucoup plus lourds.
Une molécule = un assemblage d’atomes. Le refroidissement de l’univers après le Big Bang permet à des atomes de s’associer les uns aux autres. La première molécule serait HeH+ (hydrure d’hélium), synthétisée en labo en 1925 mais détectée récemment dans le milieu interstellaire.
On a depuis découvert 307 molécules interstellaires, composées de 2 à 70 atomes. Beaucoup sont organiques (les bases du vivant). La plus abondante est He et suivie de loin par CO. Les plus grosses sont le C60 et C70.
H2 est omniprésent mais difficile à observer de par sa forme symétrique. On peut l’observer dans l’ultraviolet à l’aide de fusées-sondes au dessus de la couche d’ozone.
CO est un traceur idéal. On l’observe très facilement car est une molécule plaire asymétrique.
3. Principe de la spectroscopie
Principe. Une source de lumière passe dans un échantillon gazeux qui illumine son environnement proche = du gaz plus froid. On la passe dans un élément dispersif (comme un prisme) et on détecte un spectre avec des raies précises.
Pour chaque niveau d’énergie (réactions nucléaires, transitions électroniques, vibration moléculaire), on observe cette lumière dans une tranche du spectre électromagnétique qui lui est spécifique.
Les outils :
• Un spectromètre est comme un prisme avec un détecteur, mais en plus complexe.
• A très grande échelle : le synchrotron permet de faire tourner des particules très vite qui émettent une lumière très pure et très intense. Permet aux scientifiques de travailler en même temps dans des niveaux de longueur d’onde très différents.
• Très grands télescopes optiques équipées de spectromètres, ceci permet d’observer la lumière des astres lointains.
• Radiodétection : réseau de radiotélescopes ALMA permet étudie en microondes.
• La spectroscopie en avion permet de s’affranchir de couches de l’atmosphère : projet SOFIA de la NASA. Souci que l’atmosphère n’est pas du tout transparent : absorption des molécules qu’elle contient (eau qui piège des infrarouges, CO2 et différents gaz à effet de serre).
• Télescopes spatiaux : James Webb, qui se trouve dans un point stable de l’orbite terrestre. Il fait de la spectroscope multi-objets : sur un seul champ, il peut faire un spectre par objet détecté = très efficace. Il peut faire des spectres cométaires.
Les spectres modélisés en laboratoire. En laboratoire, on peut faire les spectres de toutes les molécules. A chaque raie dans un spectre, on donne un code qui l’identifie = analyse raie par raie permet de faire tourner un modèle physique basé sur l’équation de Schrödinger. Elle permet de modéliser les spectres fondamentaux, ce qui permet de travailler facilement avec eux en faisant varier des paramètres (température…). Une fois qu’un modèle est établi, on demande aux astronomes de le trouver dans l’espace. Si on trouve un signal qui correspond aux données théoriques = on a détecté cette molécule dans l’univers.
4. A quoi ça sert, la spectroscopie ?
On essaie de trouver le vivant en cherchant des molécules organiques complexes comme les acides aminés. Cela fournir des données complémentaires aux études d’échantillon.
On peut étayer ou pas la théorie de la panspermie : « fertilisation » de la Terre par les comètes. Pour étudier les comètes, c’est beaucoup moins couteux que de poser un rover.
James Webb fouille notamment les spectres des exoplanètes, où il arrive à détecter des molécules comme l’eau, le méthane, le monoxyde de carbone… On détecte ce que l’atmosphère absorbe pour connaître sa composition.
Actuellement on ne trouve que des « petites briques » du vivant, des sucres, mais pas des molécules complexes de la vie.
Si on trouve un jour un molécule complètement synthétique dans une atmosphère, par exemple un polluant, on pourrait avoir découvert une planète habitée par une espèce qui pollue….
Actuellement on étudie surtout des exoplanètes « Jupiter chaud » car elles sont plus faciles à observer (biais d’observation). A priori ces géantes gazeuses ne peuvent pas abriter la vie.
Bientôt, le télescope Ariel sera focalisé sur l’étude de l’atmosphère des exoplanètes. Et fournira beaucoup de données. L’IA commence a être utilisée.
(Et je le met en PDF plus simple à lire ici : https://drive.google.com/file/d/1kVxvy3 ... drive_link )
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Conférence : des molécules pour « gouter » l’univers
(ou "qu’est-ce que la spectroscopie ?")
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1. La lumière est une source d’informationsConférence : des molécules pour « gouter » l’univers
(ou "qu’est-ce que la spectroscopie ?")
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On identifie un objet dans la vie de tous les jours pour des données sensibles (couleur, forme, taille…). Par contre, en absence de lumière, il reste l’odeur au mieux. En cela la lumière est source d’information.
Exemples de lumières : monochromatiques ou non, bioluminescence, incandescence…. Les étoiles sont une source de lumière intense.
La lumière visible : En 1666, Newton comprend que la lumière blanche contient l’ensemble des couleurs. Naissance de la spectroscopie.
La lumière invisible : en 1800, Herschel découvre un rayonnement invisible qui chauffe un thermomètre (infrarouge) ; 1801 Ritter découvre l’ultraviolet.
Le spectre électromagnétique : la lumière visible n’est qu’une petite partie du spectre des longueurs d’onde, entre 380 et 780 nm.
Les raies spectrales : absorption et émission
• Spectre d’absorption : est obtenu quand source de lumière blanche passe au travers d’un gaz froid puis d’une fente, puis dispersé par prisme. On obtient un spectre avec des raies d’absorption qui montrent quels éléments ont été retenus par le gaz. [c’est lui qui nous intéresse ici.]
• Spectre d’émission : décomposition de la lumière émise par une source.
Quanta (Planck) : « petit paquet de lumière » permet d’expliquer l’émission des corps chauds = ce qu’on appellera photons.
Effet photoélectrique : un rayonnement projeté sur une plaque conductrice éjecte des photoélectrons. Une application moderne est le panneau solaire.
L’expérience des fentes de Young montre que la lumière peut se comporter comme une onde. Lorsqu’on fait passer une onde à travers une double fente, cela produit des interférences. On obtient une distribution en rayures. Or, ceci fonctionne aussi pour particules (photons et électrons). En cela, les particules ne sont ni onde, ni corpuscule. Ca dépend de comment on les regarde. Au niveau quantique, la nature des objets est très différence de ce que nous connaissons classiquement.
Les émissions d’énergie des particules :
• L’atome quantifié de Bohr décrit les absorptions / émissions d’énergie au niveau atomique (« transitions »). (Cette description marche bien pour l’hydrogène, c’est plus compliqué pour des atomes plus grands.) Un électron qui absorbe de l’énergie gagne en niveau d’énergie. Quand il émet de l’énergie, il perd un niveau. Quantification de l’atome par petits paquets d’énergie fixes. On peut mesurer ces émissions quantifiées et les reconnaitre.
• Une molécule peut aussi vibrer, cela correspond à des microniveaux d’énergie.
=> Tout ceci mis bout à bout permet d’étudier les gaz lointains grâce à l’analyse des spectres lumineux reçus.
2. D’où vient la matière ??
La matière = les atomes.
Le Big Bang a produit la plupart des petits atomes qu’on connait (H, HE, Li…) Par la suite, les étoiles en mourant répandent de la matière. Les étoiles massives, les fusions d’étoiles à neutrons : apportent des éléments beaucoup plus lourds.
Une molécule = un assemblage d’atomes. Le refroidissement de l’univers après le Big Bang permet à des atomes de s’associer les uns aux autres. La première molécule serait HeH+ (hydrure d’hélium), synthétisée en labo en 1925 mais détectée récemment dans le milieu interstellaire.
On a depuis découvert 307 molécules interstellaires, composées de 2 à 70 atomes. Beaucoup sont organiques (les bases du vivant). La plus abondante est He et suivie de loin par CO. Les plus grosses sont le C60 et C70.
H2 est omniprésent mais difficile à observer de par sa forme symétrique. On peut l’observer dans l’ultraviolet à l’aide de fusées-sondes au dessus de la couche d’ozone.
CO est un traceur idéal. On l’observe très facilement car est une molécule plaire asymétrique.
3. Principe de la spectroscopie
Principe. Une source de lumière passe dans un échantillon gazeux qui illumine son environnement proche = du gaz plus froid. On la passe dans un élément dispersif (comme un prisme) et on détecte un spectre avec des raies précises.
Pour chaque niveau d’énergie (réactions nucléaires, transitions électroniques, vibration moléculaire), on observe cette lumière dans une tranche du spectre électromagnétique qui lui est spécifique.
Les outils :
• Un spectromètre est comme un prisme avec un détecteur, mais en plus complexe.
• A très grande échelle : le synchrotron permet de faire tourner des particules très vite qui émettent une lumière très pure et très intense. Permet aux scientifiques de travailler en même temps dans des niveaux de longueur d’onde très différents.
• Très grands télescopes optiques équipées de spectromètres, ceci permet d’observer la lumière des astres lointains.
• Radiodétection : réseau de radiotélescopes ALMA permet étudie en microondes.
• La spectroscopie en avion permet de s’affranchir de couches de l’atmosphère : projet SOFIA de la NASA. Souci que l’atmosphère n’est pas du tout transparent : absorption des molécules qu’elle contient (eau qui piège des infrarouges, CO2 et différents gaz à effet de serre).
• Télescopes spatiaux : James Webb, qui se trouve dans un point stable de l’orbite terrestre. Il fait de la spectroscope multi-objets : sur un seul champ, il peut faire un spectre par objet détecté = très efficace. Il peut faire des spectres cométaires.
Les spectres modélisés en laboratoire. En laboratoire, on peut faire les spectres de toutes les molécules. A chaque raie dans un spectre, on donne un code qui l’identifie = analyse raie par raie permet de faire tourner un modèle physique basé sur l’équation de Schrödinger. Elle permet de modéliser les spectres fondamentaux, ce qui permet de travailler facilement avec eux en faisant varier des paramètres (température…). Une fois qu’un modèle est établi, on demande aux astronomes de le trouver dans l’espace. Si on trouve un signal qui correspond aux données théoriques = on a détecté cette molécule dans l’univers.
4. A quoi ça sert, la spectroscopie ?
On essaie de trouver le vivant en cherchant des molécules organiques complexes comme les acides aminés. Cela fournir des données complémentaires aux études d’échantillon.
On peut étayer ou pas la théorie de la panspermie : « fertilisation » de la Terre par les comètes. Pour étudier les comètes, c’est beaucoup moins couteux que de poser un rover.
James Webb fouille notamment les spectres des exoplanètes, où il arrive à détecter des molécules comme l’eau, le méthane, le monoxyde de carbone… On détecte ce que l’atmosphère absorbe pour connaître sa composition.
Actuellement on ne trouve que des « petites briques » du vivant, des sucres, mais pas des molécules complexes de la vie.
Si on trouve un jour un molécule complètement synthétique dans une atmosphère, par exemple un polluant, on pourrait avoir découvert une planète habitée par une espèce qui pollue….
Actuellement on étudie surtout des exoplanètes « Jupiter chaud » car elles sont plus faciles à observer (biais d’observation). A priori ces géantes gazeuses ne peuvent pas abriter la vie.
Bientôt, le télescope Ariel sera focalisé sur l’étude de l’atmosphère des exoplanètes. Et fournira beaucoup de données. L’IA commence a être utilisée.