Quelques points obscurs
Bien que le XIXème siècle fût le siècle du succès de la théorie ondulatoire, il marqua aussi l’apparition de problèmes qui sont à l’origine d’un véritable bouleversement en physique. Les scientifiques avaient imaginés un milieu baignant l’Univers « l’éther », malheureusement un problème subsiste. S’il est vrai que l’éther existe alors il devrait y avoir un « vent d’éther » qui traverserait les astres. Cette hypothèse est alors soumise à des expériences pour la vérifié, c’est un homme du nom d’Albert Michelson, fervent défenseur de la théorie ondulatoire, qui imagina et réalisa l’expérience qui mettrait fin à tous les doutes sur cette théorie. Malencontreusement le vent est indétectable et fait naître de nouveaux doutes quand à l’existence des ces ondes. Pour ceux qui n’ont pas abandonné la théorie une question subsiste : Dans quel milieu se propagent les ondes lumineuses.
Une deuxième difficulté apparaît, celle du corps noir dont les propriétés restent encore incertaines. En 1900, Marx Planck réussit à résoudre le problème sur son rayonnement grâce à un calcul qui n’utilise pas l’énergie des ondes électromagnétiques de manière continue mais comme un multiple d’une valeur fondamentale appelée quantum dont la valeur est :
E=h*v
h=constante de Planck v=fréquence du rayonnement
En 1921 Einstein remporte le prix Nobel en expliquant l’effet photoélectrique grâce à cette « quantification ».
Cet effet - voir ci-dessus - montre une plaque de métal éclairé par un certain type de lumière, la plaque libère ensuite des électrons. L’effet nécessite toutefois une lumière de longueur d’onde inférieure à un seuil qui dépend du métal considéré. L’énergie libérée dépend de la fréquence du rayonnement et leur nombre de son intensité.
Les physiciens de l’époque pensait qu’il suffisait d’irradier suffisamment la matière pour libérés des électrons. Seulement la présence d’un seuil au-delà duquel il ne se passait plus rien restait inexplicable. D’après Albert Einstein (1879 - 1955 la lumière n’est pas une onde, mais plutôt un ensemble de « grains d’énergie », des corpuscules ou simplement des photons - baptisés ainsi en 1923. Dans cette perspective, l’effet photoélectrique et l’existence d’une énergie seuil s’expliquent plus facilement : Pour libérer un électron de son noyau il faut de l’énergie. Albert Einstein a cherché à prouver qu’un rayon lumineux pouvait créer un courant électrique. Qui dit courant électrique dit électrons libres. Or qui dit énergie dit masse (E=mc²). En utilisant un faisceau lumineux concentré sur la matière X , Einstein a créé un courant électrique. Donc le rayon lumineux contient de la matière : le photon. Un de ses détracteurs, Robert Andrews Milikan (1868 - 1953) réalise en 1906 de nouvelles expériences visant à démontrer qu’Einstein a tort. Pendant dix ans, il mesurera l’énergie des électrons émis, et la comparera aux prédictions d’Einstein : tout concordera parfaitement.
D’après les résultats, la lumière serait donc constituée d’un ensemble de corpuscule. Néanmoins revenir à une théorie corpusculaire serait difficile compte tenu des découvertes sur la nature ondulatoire de la lumière, réfraction et diffraction. Le plus étrange est que cette nature semble dépendre de l’expérience. On recommencera l’expérience de Young mais cette fois en utilisant une source lumineuse peu intense et équipant le dispositif d’un écran-détecteur qui mesure l’arrivée des photons un par un. On enregistre bien la présence de photon mais on voit clairement une figure caractéristique de l’onde (des franges sombres et brillantes en alternance). La lumière est donc bien une onde mais on ne peut nier la présence de photons.
Produire des ondes électromagnétiques sans corps noir
Le corps noir n’est pas le seul capable d’émettre de la lumière, il existe deux autres mécanismes « non thermiques ». Lorsque des charges électriques (notamment des électrons) subissent une accélération, on parle alors de rayonnement synchrotron, ou une décélération (rayonnement de freinage) EXEMPLE :
Doppler suggéra que les couleurs des étoiles pourraient être dues à un tel effet, affectant leur lumière. Cependant les vitesses des étoiles étant nettement inférieur à la vitesse de la lumière, H. Fizeau montra qu’on pourrait détecter la présence de légères variations de longueurs d’onde des raies dans les spectres. Huggins mesura le décalage des raies d’hydrogène dans le spectre de Sirius et en déduisit que Sirius s’éloigne du Soleil avec une vitesse de l’ordre de 45Km/s en 1868.
La physique moderne est la seule explication de ce phénomène et plus particulièrement l’élaboration du modèle de l’atome par Niels Bohr, qui étendra la « maladie quantique » à la matière : les orbites des électrons ont une position bien déterminée, et la différence d’énergie d’une orbite à l’autre ne peut prendre n’importe quelle valeur : on parle de niveau d’énergie quantifiés. Dans le cas où de la lumière tombe sur un atome, l’électron peut prendre l’énergie du photon (l’électron passe alors sur une orbite supérieur); le photon disparaît alors et laisse une raie sombre dans le spectre, car il manque des photons à cette longueur d’onde.
Dans l’effet photo-électrique nous observons que le photons a une énergie suffisante pour libérer l’électron de l’attraction du noyau.
Un électron excité -comme les physiciens appellent les électrons passés sur une orbite supérieure- ne peut le rester longtemps. Il finit par redescendre vers son orbite de départ, la plus proche du noyau : ce faisant, il émet un photon, donnant ainsi naissance à une raie brillante (ou raie en émission), de même fréquence que celle de la raie sombre. La position de ces raies est caractéristique de l’élément chimique qui les a émises. Ainsi, l’analyse des raies dans les spectres astronomiques permet de trouver la composition des étoiles, nébuleuses, etc. Pour terminer, signalons que la « maladie quantique » ne se limite pas aux orbites des électrons dans les atomes. On retrouve également ce genre de quantification pour les états de vibration ou de rotation des molécules, ainsi que pour les états d’énergie des noyaux d’atomes.
L’effet Doppler-Fizeau se traduit donc par une modification des ondes émises par une source en mouvement. Dans le cas d’une étoile en mouvement, l’effet Doppler apparaît par un décalage des raies du spectre. Plus la source va vite par rapport à l’observateur, plus ce décalage sera important. Pour des objets très rapides comme les galaxies ou les quasars, les décalages sont particulièrement importants.
Quand la source s’approche de l’observateur, les raies sont décalées vers le Bleu ; quand la source s’en éloigne, elles sont décalées vers le rouge. C’est toutefois un abus de langage car les ondes radioélectriques, dont les longueurs d’ondes sont au delà du rouge, sont décalée en fait vers les longueurs d’ondes supérieures. Mais le terme est resté ("redshift" en anglais) car c’est ce décalage quasiment systématique de la lumière des galaxies vers le rouge qui a démontré que l’univers était en expansion - selon la fameuse loi de Hubble.
L’effet Doppler-Fizeau joue un rôle très important en astrophysique parce que les astres sont animés de vitesses les uns par rapport aux autres. Comme la plupart d’entre eux sont situés à des distances considérables, il n’est généralement pas possible de mettre en évidence leurs déplacements apparents et de déterminer la composantes transverse de leur vitesse : la seul composante accessible est alors la composante radiale, grâce à l’effet Doppler-Fizeau qu’elle provoque dans leur spectre.
Le décalage en longueur d’onde pour la lumière dépend de la vitesse radiale ’v’ de l’objet par rapport à l’observateur : Le premier est produit lorsqu’un électron se déplace dans un champ magnétique (comme par exemple près des pulsars. L’électron ne peut plus continuer sa route librement, le champ magnétique le forçant à décrire des spirales : contraint de changer continuellement de direction, cet électron émet alors des photons. Si l’électron possède peu d’énergie, on parle de rayonnement cyclotron ; si en revanche l’électron est très énergétique (il se déplace alors à une vitesse de celle de la lumière), on utilisera plutôt le terme de rayonnement synchrotron. Le premier rayonnement faible n’est pratiquement pas détectable en astronomie.
Le second type de rayonnement non thermique est émis à l’approche d’ions ou d’atomes. Dans de telles conditions, un électron libre est attiré par les protons du noyau car leurs chrges électriques sont opposées. L’électron dévie alors légèrement de sa trajectoire, en perdant un peu d’énergie sous forme de photons. Après cette émission, l’électron reste libre de se déplacer, comme c’était déjà le cas auparavant, d’où le terme « libre-libre » adossé à ce rayonnement, parfois encore désigné sous le nom de rayonnement de freinage ou « bremsstrahlung ».
Ces deux types de rayonnement se retrouvent évidemment en astronomie, puisque des champs magnétiques existent un peu partout dans l’Univers (étoiles…), ainsi que des électrons libres (par exemple au sein des nébuleuses.