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ÉducationTranscription
00:00Alors, je pense que j'étais un peu ambitieux, donc on verra à comment j'arrive à avancer
00:05pour attaquer, mais disons que je voulais globalement faire un cours sur le rayonnement
00:10du corps noir, une deuxième partie sur le rayonnement quand on est à ce qu'on appelle
00:14l'équilibre thermodynamique, et j'expliquerai plus en détail cela, et puis le cas où en
00:19fait on est hors équilibre dans la troisième leçon.
00:22C'est peut-être un peu trop ambitieux, donc je ne suis pas sûr d'arriver à tout
00:26couvrir, mais c'est que partie remise, si je n'arrive pas à le faire, je le ferai
00:30éventuellement l'année prochaine.
00:32Voilà, donc on va pouvoir démarrer, et je vais démarrer en fait par une introduction
00:37un petit peu générale sur la chose.
00:40Donc, on a différents types de rayonnement.
00:43Nous, dans ce cours, on va se focaliser essentiellement sur le rayonnement électromagnétique qui
00:49est porté par les photons.
00:51Le rayonnement électromagnétique n'a pas besoin de support matériel pour se propager,
00:55et il va donc se propager à la vitesse de la lumière dans le vide, sans besoin de support.
00:59Évidemment, il se propage également dans les milieux matériels, mais à une vitesse
01:03moindre que la vitesse de la lumière.
01:05Et donc, ce sera vraiment l'objet de ce cours.
01:08Mais il existe d'autres types de rayonnement.
01:10On a également du rayonnement cosmique, qui est un type de rayonnement qui est très
01:17énergétique.
01:18On a également du rayonnement cosmique, qui est essentiellement composé de particules
01:23de très hautes énergies, qui sont pour la plupart des protons.
01:27Il y a également des particules alpha, qui sont des noyaux d'hélium.
01:31Et ces protons très énergétiques, quand ils arrivent, quand ils croisent ou quand
01:36ils rentrent dans l'atmosphère stellaire, ils vont interagir avec les molécules de
01:41l'atmosphère et créer ce genre de gerbe, où ils vont former d'autres particules,
01:49telles que des muons, qui sont des électrons lourds, et également d'autres particules.
01:52Et donc, on a ce type de gerbe.
01:55Et donc, il faut savoir que ce rayonnement cosmique est à l'origine de 15% de la radioactivité
02:01naturelle que l'on mesure à la surface de la Terre.
02:04Donc, c'est une composante non négligeable, et qui vient s'ajouter à la radioactivité
02:11naturelle que l'on a avec l'uranium et le thorium dans la croûte terrestre, et
02:15du radon dans l'atmosphère également.
02:18On a, en termes de densité, on a environ un muon à la surface de la Terre, un muon
02:30par centimètre carré par minute, qui sont détectables en principe.
02:35On a un autre type de rayonnement, qui est le rayonnement des neutrinos.
02:40Les neutrinos étant des particules qui sont prévues par le modèle standard des particules,
02:47qui ont été prédits par Volkan Poli en 1930, et qui n'ont été détectées que
02:5340 ans plus tard, dans des chambres à bulles, qui contiennent de l'hydrogène liquide
02:59chauffé, et qui vont permettre de détecter la trace des particules qui interagissent.
03:05Et donc, on a un neutrino qui interagit avec un proton, et ici vous avez la trace du proton,
03:12et le neutrino s'est transformé pour donner un maison mu, et également dans la collision
03:19il y a une autre maison qui est créée.
03:21C'était la première confirmation expérimentale de la présence de ces neutrinos,
03:25qui sont des particules d'extrêmement faible masse.
03:29Il faut savoir également que le Soleil produit énormément de neutrinos en 5 heures,
03:34et ces neutrinos interagissent très peu avec la matière, donc c'est assez difficile d'une part
03:39de les détecter, et elles sont émises en assez grande quantité lors des réactions
03:45de fusion nucléaire au sein du Soleil, et il y a environ 65 milliards de neutrinos
03:52par centimètre carré par seconde qui arrivent à la surface de la Terre.
03:57C'est une quantité assez considérable, mais assez difficile à détecter également.
04:03Et puis, un dernier type de rayonnement qui a été prédit il y a plus d'un siècle maintenant,
04:09qui est le rayonnement gravitationnel, prédit par la Relativité Générale d'Einstein en 1915,
04:14et la première détection de ces ondes gravitationnelles en 2015,
04:19donc un siècle plus tard, grâce à la coalescence de deux trous noirs,
04:25dont vous avez une représentation illustrative ici, où la coalescence de ces deux trous noirs
04:30qui étaient relativement massifs, je crois de 26 à 35 masses solaires ou quelque chose comme ça,
04:36et donc lors de la coalescence, il y a environ 3 masses solaires qui ont été converties
04:42en rayonnements gravitationnels et qui ont pu être détectés par des interféromètres,
04:47notamment aux Etats-Unis. Et donc actuellement, il y a le projet de construire
04:52un interféromètre de troisième génération, qui sera le télescope Einstein,
04:57au niveau européen, et qui devrait augmenter la sensibilité de détection.
05:02Parce qu'au jour d'aujourd'hui, on a environ identifié une centaine d'événements de ce genre,
05:08soit de deux trous noirs, soit de deux étoiles à neutrons,
05:12ou soit d'une étoile à neutrons et d'un trou noir.
05:15Mais voilà, il y a la personne, une Indienne, j'ai oublié son nom,
05:19qui a reçu la semaine dernière la Cher Solvay 2024,
05:24et qui travaille justement sur la détection des ondes gravitationnelles,
05:27et qui nous expliquait que pour l'instant, on connaît une centaine d'événements,
05:32on espère détecter de l'ordre de mille à une dizaine, une centaine de milliers d'événements
05:39avec les nouvelles générations d'instruments qui sont prévues pour bientôt.
05:44Voilà, donc moi je vais ne me concentrer que sur cette petite partie
05:48qui est le rayonnement électromagnétique dans ce cours,
05:52mais ça vous permet de vous brosser un panorama un petit peu large
05:56des différents types de rayonnements qu'on peut s'attendre venant de l'espace.
06:01Alors, vous savez qu'il y a différents modes de transfert de rayonnement qui existent,
06:06que vous avez certainement appris quand vous étiez petit.
06:09Donc on peut transférer de la chaleur,
06:12mais on va préférer parler de transfert de rayonnement thermique,
06:19soit par conduction, soit par convection, soit par rayonnement.
06:23Le mode de transfert de chaleur par conduction,
06:27c'est simplement lorsque vous avez deux objets en contact,
06:30ou alors un seul objet, mais les atomes et les molécules dans l'objet
06:35vont, du fait de leur température, avoir une certaine vibration
06:39qui va exciter les atomes d'à côté,
06:41et comme ça, de proche en proche, on va pouvoir transférer de l'énergie,
06:46par conduction, on appelle ça aussi la diffusion thermique.
06:49Vous avez donc également de la convection,
06:52où là, on va avoir des mouvements fluides
06:55pour transporter l'énergie de façon efficace,
06:59et puis par rayonnement, c'est-à-dire que vous allez avoir un corps
07:04qui, à une certaine température, va émettre des photons
07:07pour transporter efficacement de l'énergie.
07:10Alors, je vais prendre une image un petit peu biaisée,
07:13pas tout à fait exacte, mais néanmoins, voilà ce que ça peut donner.
07:17Pour une étoile, vous avez donc différentes parties,
07:20et on peut considérer...
07:22Alors, c'est vrai pour certains types d'étoiles,
07:25mais vous pouvez considérer que vous avez de la conduction,
07:28du transfert d'énergie sous forme de chaleur par conduction,
07:31plutôt dans le cœur de l'étoile.
07:33Plutôt dans l'enveloppe, vous allez avoir un transport
07:36efficace d'énergie par convection,
07:38et puis, au-delà d'une certaine limite,
07:41vous avez les photons qui vont pouvoir s'échapper,
07:44et donc l'étoile va rayonner.
07:47Et en fait, la limite que vous avez entre la zone convective
07:50et l'espace, en général, c'est ce qu'on va appeler
07:53l'atmosphère de l'étoile, mais ça va correspondre à la surface
07:56de dernière diffusion des photons.
07:59Sinon, à l'intérieur, les photons vont être émis et absorbés
08:02sans arrêt, jusqu'à un certain point, où ils vont pouvoir s'échapper
08:05et voyager librement dans l'espace.
08:08OK.
08:11Alors, avant de continuer, j'aime bien faire un petit rappel.
08:14Peut-être qu'il faut que j'éteigne la lumière.
08:17C'est peut-être mieux comme ça, non ?
08:20Voilà.
08:23Justement, pour continuer, un petit rappel sur les unités
08:26qui sont utilisées presque mondialement.
08:29Bon, il y en a encore qui font de la résistance,
08:32comme les États-Unis, qui n'ont pas encore...
08:35L'usage est de plus en plus répandu, mais je crois
08:38que ce n'est pas encore reconnu officiellement d'utiliser
08:41les unités du système international d'unités,
08:44qu'on appelle donc les unités SI.
08:47Récemment, en 2018, ces unités ont été
08:50redéfinies de façon
08:53à ce qu'on puisse,
08:56avec des phénomènes physiques,
08:59reproduire très précisément
09:02ces unités.
09:05Jusqu'à il n'y a pas longtemps, on avait par exemple le mètre-étalon.
09:08Vous aviez un mètre-étalon et les gens venaient pour calibrer
09:11leur mètre. Ou alors, vous aviez
09:14un certain nombre d'horloges atomiques dans différents pays
09:17sur lesquels on venait calibrer les horloges.
09:20Donc, depuis peu, depuis 2018,
09:23lors de la conférence générale des poids et mesures
09:26de 2018, on a défini
09:29de façon exacte un certain nombre de constantes
09:32à partir duquel on dérive
09:35les unités. Pour vous donner un exemple,
09:38on a ici une variation de fréquence.
09:41Delta, c'est le symbole pour dire qu'on a une différence
09:44de fréquence. Cette différence de fréquence,
09:47correspond
09:50à la fréquence entre deux
09:53niveaux hyperfins
09:57de l'atome de césium, d'une espèce chimique donnée.
10:00Dans son état fondamental, on sait l'excité.
10:03Dans n'importe quel laboratoire, on peut
10:06effectuer cette mesure d'excité d'un atome
10:09et de mesurer la fréquence de la transition.
10:12Avec ça, on va pouvoir définir
10:15la seconde de façon très précise.
10:18Pour le mètre, on utilise la vitesse
10:21de la lumière, qui est fixée aujourd'hui
10:25à une valeur connue.
10:28En utilisant la vitesse de la lumière,
10:31on peut déduire la longueur du mètre
10:34et se faire son mètre étalon.
10:37La constante de Planck, dont je parlerai plus tard,
10:40permet de déterminer le kilogramme.
10:43Il n'y a pas très longtemps, c'était la dernière unité
10:46qui était encore basée sur
10:49des étalons physiques réels,
10:52maintenus sous cloche et dont on
10:55monitorait l'évolution de la masse au cours du temps,
10:58avec des variations à une échelle extrêmement faible.
11:01Néanmoins, par l'analyse dimensionnelle
11:04de ces quantités, on est capable
11:07de remonter au kilogramme.
11:11Je peux vous l'illustrer.
11:19Si je prends par exemple
11:22la constante de Planck,
11:25vous avez l'énergie de rayonnement qui est justement
11:28reliée à cette constante de Planck fois la fréquence.
11:31La dimension des unités d'énergie
11:34sont des joules,
11:37ce sont des unités qui sont dérivées
11:40à partir des sept unités fondamentales.
11:43Je ne les ai pas toutes nommées.
11:46La seconde, le kilogramme pour la masse,
11:49le mètre pour la longueur,
11:52l'ampère pour l'intensité du courant électrique,
11:55la molle pour la quantité de matière,
11:58le candela pour l'intensité lumineuse
12:01et le kelvin pour la température.
12:04Si vous avez fait un peu de physique à l'école,
12:07vous savez qu'une unité d'énergie,
12:10par exemple, vous avez l'énergie cinétique
12:13qui est égale à 1 demi de la masse
12:16de votre système fois sa vitesse au carré.
12:19Par une analyse dimensionnelle,
12:22on peut dire qu'en fait un joule
12:25va être en unité SI,
12:28donc la masse en kg,
12:31la vitesse sera en mètres par seconde
12:34et comme elle est au carré,
12:37ça vous fait des mètres carrés
12:40par seconde au carré.
12:43Et donc avec ça,
12:46et connaissant la constante de Planck,
12:49je vous ai dit qu'elle est fixée
12:52une fois pour toutes,
12:55quelle est sa valeur ?
12:59Elle a une certaine valeur.
13:02Ce qui est important,
13:05c'est d'avoir les unités.
13:08Ici, ça va être des joules secondes.
13:11Pour que, en multipliant ça
13:14par une fréquence qui est l'inverse des secondes,
13:17on obtient de nouveau des joules.
13:20Et donc, on va pouvoir isoler
13:23les kilogrammes pour pouvoir
13:26déterminer quelle est sa valeur.
13:29Donc là, en l'occurrence,
13:32on va voir si un joule, c'est ça,
13:35que j'ai ma constante,
13:38donc je multiplie cette quantité-là
13:41par des secondes.
13:44...
13:47...
13:50...
13:53Donc en fait,
13:56ce que je veux,
13:59c'est isoler mes kilogrammes en fonction des joules,
14:02et je dis que je dois la diviser
14:05par une fréquence, c'est-à-dire
14:07que je dois multiplier par des secondes.
14:10Donc je vais le faire ici en dessous.
14:13Donc du coup, je vais avoir un joule
14:16qui va être un kilogramme mètre carrés
14:19Je vais diviser par nu, je vais diviser en fait par nu donc c'est des secondes moins un si vous
14:30voulez, donc c'est comme si je multipliais par des secondes, c'est une seconde ici je
14:35multiplie par des secondes donc du coup je vais plus avoir que des mètres carrés par seconde
14:40et je dois maintenant diviser par H, du coup j'ai le nez sur le guidon et du coup j'arrive plus à faire des trucs de base
14:55désolé j'ai un petit stress là qui monte mais bon c'est une analyse dimensionnelle normalement
15:00très très simple et de là vous pouvez connaissant les unités de H on peut en utilisant les unités
15:07d'énergie en déduire en déduire qu'elle va être l'unité du kilogramme ici d'accord
15:17c'est 602 quoi 10 puissance je sais plus combien mais ok peu importe de peu importe de la valeur
15:22là c'est vraiment une analyse dimensionnelle que je voulais faire juste pour vous montrer que
15:26on peut remonter à ça connaissant la constante de Planck connaissant la fréquence connaissant la
15:36fréquence qui est en fait l'inverse d'un temps donc on va utiliser aussi la définition de delta nu
15:41là dedans pour en déduire le fameux kilogramme ok je vais pas me risquer plus à faire ça mais bon
15:48c'est une analyse dimensionnelle très simple, là je me suis pris les pieds dans le tapis je m'excuse
15:51mais c'est juste pour vous expliquer je vais peut-être éteindre, et donc de façon analogue en utilisant la
16:03constante de Boltzmann on peut également déterminer l'unité de température alors
16:08l'unité de température dans le système international d'unité ce n'est pas le Celsius mais c'est le
16:12Kelvin qui peut se relier à la température en Celsius juste en ajoutant une constante qui est
16:21de 273 273 c'est à dire que le 0 Celsius va être égal à 273 Kelvin et donc on peut comme ça passer
16:30de l'un à l'autre donc aux échelles qui vont nous intéresser qui sont celles des étoiles qui ont
16:34des températures de plusieurs milliers de Kelvin vous pouvez dire que je vais vous parler d'étoiles
16:39à 5000 Kelvin donc c'est 5000 degrés à 300 Kelvin près, à 300 degrés près je veux dire ok donc
16:46d'une part vous avez donc ces unités et d'autre part vous avez besoin de connaître aussi un peu
16:51les préfixes donc quand vous avez en puissance de 3 donc c'est des kilos en puissance de 6 on va
16:57utiliser des mégas donc c'est les préfixes qu'on va associer aux unités pour pouvoir décrire
17:02pour pouvoir décrire une grandeur physique d'accord en 10 puissance 9 c'est giga en 10 puissance 12
17:08c'est tera etc et puis vous avez le pendant pour donc ça c'est pour aller vers des quantités très
17:13très grandes et là on a des quantités très très petites donc on a le milli qui est en 10.3 donc le
17:19millimètre, la milliseconde par exemple vous avez une unité micro, micromètre, vous pouvez avoir des
17:28micromolles si vous voulez ou des microampères également en 10.9 donc c'est les nano, pico et
17:32femto et malheureusement en fait chaque discipline à ses unités privilégiées qui ne sont pas
17:38forcément directement celle du système international d'unités parce que chaque domaine a sa spécialité
17:44et donc définit des unités qui sont pratiques pour elle et donc dans le cadre ici on va utiliser
17:50pas mal l'angstrom qui est défini comme étant du 10-10 m donc qui va se trouver
17:56entre le nanomètre et le picomètre d'accord vous avez un angstrom qui sera égal à 0,1 nanomètre
18:07ok alors on va regarder une illustration ici un petit peu simple on a ici la nébuleuse de l'iris
18:20j'ai pas choisi au hasard j'ai ma fille qui s'appelle Iris donc voilà cette nébuleuse là qui
18:25est en fait un petit amas d'étoiles ouvertes et jeunes et c'est une nébuleuse en réflexion
18:32donc vous avez ici une étoile dont le rayonnement une étoile qui est plutôt bleue donc qui est
18:39plutôt assez chaude et il va y avoir en fait réflexion sur le gaz environnant qui fait que
18:46en fait vous voyez les zones de gaz qui se trouvent derrière l'étoile sur les côtés
18:51là vous voyez que vous avez de la poussière beaucoup plus froide et beaucoup plus opaque
18:57donc voilà c'est une nébuleuse par réflexion qui est à la limite, il faut des jumelles
19:05peut-être pour la voir, à l'oeil nu on ne la voit pas mais elle est autour de six ou sept
19:09magnitudes visibles et alors donc si on fait le spectre de cette étoile et du milieu environnant
19:18on pourrait avoir quelque chose comme ça donc ici vous avez en fait le flux mesuré en fonction
19:25de la longueur d'onde en angstrom alors il manque le petit rond dessus mais c'est limité ce sont
19:30des angstrom et ici vous avez à voir donc la superposition de différentes composantes donc vous
19:37avez vraiment, c'est du rayonnement électromagnétique mais vous avez différentes composantes, vous avez
19:42d'abord le rayonnement de l'étoile bleue qu'on a vu précédemment qui va occuper ce régime des
19:48longueurs d'onde, si on continue et qu'on va davantage dans l'infrarouge on va avoir des
19:54hydrocarbures aromatiques polycycliques qui vont générer des rays en émission que l'on observe ici
20:01alors en général se situe entre 3 et 15 micromètres et ces hydrocarbures aromatiques
20:08polycycliques en fait donc ce sont des structures qui sont essentiellement formées de carbone et
20:15d'hydrogène donc ça c'est pour les hydrocarbures aromatiques c'est parce qu'elles forment en fait
20:20des structures fermées planes hexagonales formées de carbone donc c'est une structure donc comme
20:29ceci d'accord et à chaque à chaque extrémité ici vous avez donc un atome de carbone ok et puis
20:38comme l'atome de carbone en fait peut avoir quatre liaisons avec des hydrogènes et bien en fait ce
20:46qui va se passer c'est qu'il va y avoir non seulement donc l'atome d'hydrogène mais elle
20:52va partager une liaison avec le carbone d'à côté et avoir donc une structure comme ceci avec donc
20:56des carbones et donc bon ça c'est de la chimie je vais pas peut-être rentrer trop dans le détail
21:03mais c'est juste pour dire que là on a cette structure là et ce qu'on appelle le benzel et
21:08c'est ça qu'on associe ce sont ces cycles fermés qu'on appelle des cycles aromatiques et polycycliques
21:14c'est parce qu'en fait vous en avez plusieurs d'accord et si vous en avez plusieurs vous
21:17pouvez avoir des structures qui vont se former comme ceci
21:23avec 3, 4 et plus cycles et donc ces structures vont en fait pouvoir se former dans des
21:41environnements circonstellaires pas très chauds donc la surface de l'étoile elle est de l'ordre
21:46de quelques milliers ou dizaines de milliers de kelvin là on va tourner autour du millier de
21:51kelvin pour pouvoir former ces structures et puis lorsque vous descendez en dessous vous avez du
21:58rayonnement thermique de la poussière alors vous pouvez avoir une composante chaude ou une composante
22:02froide et puis si on va vraiment on pousse encore vers les longueurs d'onde les plus grandes on a
22:09en fait le rayonnement diffus cosmologique j'y reviendrai un petit peu plus tard mais qui rayonne
22:13à une température extrêmement froide très proche du zéro degré absolu le zéro degré absolu étant à
22:18moins 273 degrés celsius autant pour moi d'accord donc vous avez cette composante là mais bon
22:27bien sûr évidemment là c'est un exemple illustratif on va jamais observer tout ça d'un coup parce que
22:33les détecteurs que nous avons vont être sensibles à des plages de longueurs d'onde qui sont en
22:38général restreintes soit dans le domaine du visible, du proche infrarouge, de l'infrarouge lointain
22:44ou dans les ondes centimétriques pour détecter le rayonnement du fond diffus cosmologique mais
22:52les techniques utilisées sont différentes et la physique des détecteurs est différente et donc
22:59on ne peut pas avoir en une fois ce genre de spectre mais c'est juste pour vous illustrer
23:03donc quelles sont les sources du rayonnement électromagnétique possibles alors qu'est ce que
23:11c'est ça un problème d'échelle mon image a été compactée du coup elle est pas très visible bon
23:21je voulais donc représenter simplement justement en fonction ici de la longueur d'onde donc là
23:28vous voyez vous avez la longueur d'onde qui augmente vers la droite et donc au plus courte
23:34longueur d'onde on a les on a le rayonnement gamma puis le rayonnement x puis le domaine
23:40visible l'infrarouge les ondes micrométriques et les ondes radio et en fait on peut les
23:46représenter donc en fonction de la longueur d'onde qui croit vers la droite et si on les
23:50exprime en fréquence en fait ici vous avez une relation très importante qui relie la vitesse
23:56de la lumière en disant que c'est simplement une vitesse c'est une distance par unité de temps
24:00ou alors si vous voulez c'est une distance fois une fréquence parce que l'inverse d'un temps
24:05est une fréquence donc vous pouvez représenter en fonction de la longueur d'onde vos différents
24:11types de rayonnement électromagnétique tous ces rayonnements là ici sont purement électromagnétique
24:16on peut utiliser la fréquence et on va calculer cette fréquence en prenant l'inverse de la
24:22longueur d'onde et en multipliant par la vitesse de la lumière et alors du coup si on fait ça
24:26donc vous voyez que la longueur d'onde est inversement proportionnelle à la fréquence
24:29et du coup la fréquence augmente vers la gauche donc les rayonnements de plus haute fréquence
24:35sont les rayonnements gamma et comme en fait l'énergie de rayonnement est proportionnelle
24:44à la fréquence on a aussi donc l'énergie du rayonnement qui croit vers la gauche donc la
24:48fréquence et l'énergie croissent vers la gauche et varient inversement proportionnellement à la
24:56longueur d'onde. Donc les longueurs d'onde croissent vers la droite et l'énergie et la fréquence croissent
25:02vers la gauche même la température on peut aussi associer à chaque rayonnement une température
25:07donc on peut aussi avoir une échelle de température qui va croître vers la gauche donc
25:12vous savez tous par expérience que les rayonnements UV sont plus énergétiques voire même nocifs
25:18pour l'organisme alors qu'un rayonnement infrarouge ne l'est pas d'accord c'est parce qu'en fait le
25:23rayonnement UV transporte plus d'énergie et que ce rayonnement UV va pouvoir du coup interagir avec
25:28les cellules de votre organisme et les endommager, ce ne que fait pas le rayonnement infrarouge.
25:38Voilà et donc du coup l'énergie du rayonnement est proportionnelle à la fréquence et inversement
25:43proportionnelle à la longueur d'onde. Alors oui, ici il y avait une unité d'énergie qu'on ne voit pas
25:47vraiment mais dans la physique atomique en général et d'autres domaines aussi on utilise
25:54l'électron volt pour mesurer l'énergie, on n'utilise pas le joule qui est naturellement dérivé du
25:59système international de l'utilité mais on utilise l'électron volt et cet électron volt
26:05il est défini pour en fait l'énergie gagnée ou perdue par un électron sous une différence de
26:11potentiel de 1 volt d'accord et donc en fait ça s'écrit simplement comme ça. Donc vous avez la
26:17charge élémentaire E que vous multipliez par 1 volt et il faut juste connaître quelle est la
26:22valeur de cette charge élémentaire qui est une des constantes de la physique fondamentale qui est
26:27définie dans le système international d'unité à partir duquel on définit l'ampère. Donc elle
26:31est connue très exactement et le E vaut en fait 1,61839 Coulomb et donc quand on multiplie par
26:391 volt on n'obtient que l'équivalence entre l'unité d'énergie électron volt et les joules
26:46qui dérivent du système international d'unité c'est cette quantité extrêmement extrêmement
26:52petite d'accord et en fait cette énergie elle est très pratique parce qu'un électron volt ça
26:58va être typiquement l'énergie d'une transition que l'on peut observer à l'œil nu donc ça va
27:04ça va être l'énergie associée si vous voulez aux couleurs de l'arc-en-ciel ça va varier entre
27:09un et quelques électrons volts. Si je reviens, en électron volt ici donc vous voyez que à 10
27:32puissance 0 donc à un électron volt on est ici ce qui correspond voyez effectivement aux zones de
27:36longueur d'onde visible et donc on peut aller jusqu'à 10 puissance 7, 10 puissance 8, 10 puissance
27:429 électron volts c'est à dire des giga électron volts quand on va vers les rayonnements de plus
27:48hautes énergies. Voilà et voilà donc un petit panorama de différentes missions alors bon j'aurais
28:00pu choisir les missions de l'agence spatiale européenne ici c'est plutôt des missions en
28:05partie de la nasa si vous avez Hubble qui est dont l'agence spatiale européenne aussi est membre
28:11et donc en fait vous voyez que vous avez donc différentes missions spatiales ou au sol qui
28:15vont sonder différents types de différents types de rayonnements. Alors typiquement S qui est une
28:23expérience au sol c'est pour High Energy Stereoscopic System va en fait détecter la contrepartie
28:28lumineuse des rayons cosmiques qui produisent des gerbes dans l'atmosphère que j'ai mentionné
28:34précédemment et donc voilà vous avez sinon des satellites comme Fermi ou Unistar qui vont
28:43mesurer donc des fréquences à très très très très haute énergie. Dans l'ultraviolet alors tout ça
28:49c'est aussi dans l'espace parce qu'en fait il se trouve que la transmission de l'atmosphère n'est
28:55pas suffisante pour pouvoir observer ce type de rayonnement depuis le sol hormis celui là mais
29:00celui là c'est parce qu'il mesure une contrepartie qui est plutôt en fait dans l'UV mais dont la
29:07source est un rayonnement gamma très très énergétique c'est pour ça qu'il a été mis là.
29:13Mais voilà donc vous avez le télescope Hubble qui mesure dans le visible également Kepler qui fait
29:19de la photométrie pour en particulier détecter des exoplanètes, des minéraux éclipses et compagnie.
29:27Au sol vous avez Keck et Jiminy et notamment Jiminy a en fait deux télescopes de 8 mètres un qui
29:38se trouve au Mauna Kea à Hawaï et le second qui se trouve sur le Sauropatchon au Chili et ces deux
29:44télescopes de 8 mètres en fait ils ont la particularité que leurs miroirs de 8 m donc ce
29:50sont pas des miroirs segmentés ce sont des miroirs d'un seul tenant donc assez lourd et assez compliqué
29:54à manipuler et à déplacer et il se trouve qu'il y en a quatre autres qui ont été fabriqués de ces
29:59miroirs et alors en fait ils ont un petit nom donc leur petit nom c'est Lucky Luke et Jolly Jumper
30:06le nom des miroirs et les quatre autres sont en fait les quatre Dalton donc Joe, Jack, Hubble et je
30:15sais plus qui et ces quatre autres miroirs sont en fait les miroirs du Very Large Telescope à
30:22l'Observatoire Européen Austral au Chili également voilà et puis vous avez le Thousand Astronomical
30:28Large Telescope qui se trouve donc en Afrique du Sud qui est un télescope de 11 mètres et demi pour le
30:33coup segmenté avec lequel j'ai moi même fait un certain nombre d'observations pas directement
30:37malheureusement mais voilà voilà et puis donc quand on va vers les basses longueurs d'onde vous
30:44avez par exemple la mission Planck qui a mesuré notamment la température très précisément la
30:49température du rayonnement fossile du fond diffus du fond diffus cosmologique et puis vous avez
30:55d'autres missions embarquées bon elle n'est plus opérationnelle mais à bord d'un Boeing vous aviez
31:02donc un télescope de un miroir avec un miroir de 2m40 pour observer dans l'infrarouge voilà
31:09puis bon vous avez le Very Large Array ici qui est composé de très grands sont des
31:16radiotélescopes donc qui peuvent donc vous voyez qu'il y a une forme comme ça en Y et
31:21chaque bras peut atteindre 21 km donc ça permet d'avoir une extrême bonne résolution en monde
31:28en monde radio. Donc voilà les types d'observatoires de satellites qui sont utilisés pour détecter le
31:38rayonnement électromagnétique et notamment le rayonnement stellaire ou d'événements qui mettent
31:43en jeu des étoiles aux différentes longueurs. James Webb il observe dans l'infrarouge proche.
31:55En fait j'ai le pendant si vous voulez de l'agence spatiale européenne comme ça voilà vous avez
32:10ici en fait les missions passées, les missions présentes et les missions à venir et donc
32:17le James Webb il est américain donc il est là donc il y a une contribution à l'ordre de l'ESA s'il
32:29l'est là. Web oui ok c'est ça 2021 oui oui autant pour moi oui en plus il a cette forme
32:37caractéristique donc c'est une sonde avec un miroir primaire de 6 mètres de diamètre
32:43qui observe dans le proche infrarouge et je pense que vous avez déjà vu toutes les magnifiques
32:46images produites par ce télescope dans l'infrarouge qui permet de voir un petit peu au-delà de la
32:53poussière et qui notamment fait donc de très belles images de galaxies qu'on a l'impression
33:00de voir en négatif parce que dans le visible la poussière absorbe mais elle va réémettre
33:05dans l'infrarouge et donc du coup on peut avoir comme ça des images en négatif très très très
33:11sympathique. Et puis vous avez à droite également donc des missions qui permettent de détecter donc
33:15un autre type de rayonnement qui n'est plus électromagnétique mais qui sont donc les ondes
33:20gravitationnelles donc notamment il y a une mission prévue à assez long terme à l'ESA où vous aurez
33:27en fait trois satellites qui feront un vol en formation mais à plusieurs centaines de milliers
33:33de kilomètres et qui sont connectés via des lasers en fait. Ce que vous voyez là ça va être
33:37en fait des lasers et donc du coup comme on est dans l'espace on peut avoir des bras interférométriques
33:42extrêmement grands qui vont permettre d'avoir une très très bonne sensibilité pour détecter ces
33:46ondes gravitationnelles. Mais bon c'est quand même un défi technologique et c'est pour ça que c'est
33:51pas encore opérationnel. Ok alors si j'en reviens...
34:04Voilà et puis...
34:08Ok.
34:11Donc on peut également observer la galaxie qui est faite donc de notre galaxie qui est faite d'environ
34:15200 milliards d'étoiles. On peut également avoir des images de cette galaxie alors on est quand même
34:20ici on observe près des disques en fait au niveau des disques avec le bulbe alors dans le visible
34:27il est là. Donc là on a le bulbe galactique avec ici le disque mince. On sait qu'un disque mince
34:34c'est un disque épais qui existe. Là on ne voit pas du tout le halo. Mais donc vous voyez toutes
34:39les zones sombres ici sont dues à de l'absorption de la poussière et de gaz froid. D'accord. Et dès
34:46que donc ici on a une représentation dans différents domaines de longueur d'onde et par exemple
34:51si on bouge vers le proche infrarouge par exemple ici, le rayonnement que vous voyez vient essentiellement
34:56du bulbe et du disque et est essentiellement dû aux géantes rouges présentes là. Si on se déplace
35:04et si on regarde dans l'infrarouge moyen, là ce que vous allez observer, tout ce qui est rouge en fait
35:11ici est essentiellement dû à ces émissions de gaz froid. D'accord.
35:18Et puis si on va dans l'infrarouge plus lointain, on a ici de l'émission thermique de la poussière.
35:25Et si on va encore au-delà, ici on a l'hydrogène moléculaire et en fait si vous regardez l'hydrogène
35:32moléculaire et où l'infrarouge lointain, c'est l'hydrogène moléculaire qui est en fait
35:37dans l'infrarouge et qui est dans l'infrarouge lointain. D'accord.
35:41Et donc ici vous avez donc l'hydrogène moléculaire qui trace, donc vous voyez, toutes ces régions
35:49en sombre ici, qui sont en fait les régions où il y a l'hydrogène moléculaire.
35:53Et si on regarde dans l'infrarouge plus lointain, on a ici l'émission thermique de la poussière.
35:59Et si on regarde dans l'infrarouge plus lointain, on a ici l'émission thermique de la poussière.
36:07Donc vous voyez toutes ces régions en sombre ici qui sont en fait des zones de formation stellaire.
36:13Parce que vous avez justement beaucoup de gaz qui est encore présent et donc en fait lorsque vous avez
36:19soit une supernova qui explose ou un débras spiro qui va en fait pouvoir générer des ondes
36:29qui vont faire effondrer certains nuages croix qui vont s'échauffer et commencer à former des étoiles.
36:35Et puis donc si on continue plus loin, on a des émissions d'électrons libres ici en ondes radio.
36:41Et on a également ici l'arrêt à 21 centimètres de l'hydrogène atomique,
36:49qui donc permet ici de tracer des zones, si je ne me trompe pas,
36:55de gaz et de poussière plutôt froids pour le coup, très très froids,
36:59où il n'y a pas spécialement de formation stellaire.
37:02Et puis si on continue, on a également donc le type de rayonnement bremsstrahlung dû à des électrons
37:08qui rayonnent également avec notamment ici la trace.
37:18Si vous voyez en haut en fait, non c'est ici, on voit en fait qu'il y a une saturation.
37:22Ici en fait c'est un rémanent de supernova.
37:26C'est dans Cassiopée, donc c'est Cassiopée A ou quelque chose comme ça,
37:34qui émet tellement de rayonnement à ce domaine de longueur d'onde
37:38qu'en fait ça a saturé le détecteur et on voit un petit peu les égrettes liées au détecteur.
37:44Et donc à contrario, à partir de l'optique, si on va vers des plus petites longueurs d'onde,
37:49donc des plus grandes fréquences, des plus grandes énergies, des plus grandes températures également,
37:54eh bien vous voyez qu'on a dans des rayons X, on a des zones qui sont dues à du gaz chauffé,
38:02ionisé, qui vont émettre dans ce type de rayonnement.
38:06Et pour les rayonnements gamma, vous voyez ici en fait le rayonnement de certains pulsars
38:14qui apparaissent ici, pulsar des voiles, je crois le pulsar du crabe qui doit être par là.
38:21Donc un rayonnement très énergétique produit par des pulsars qui sont en fait des étoiles à neutrons
38:29en rotation extrêmement rapide et qui vont émettre un rayonnement très énergétique
38:35qui est détecté plutôt dans ce type de longueur d'onde.
38:39Nous on va essentiellement se concentrer sur plus ou moins ce domaine-là de longueur d'onde
38:47et on va vraiment regarder étoile par étoile, donc on va travailler sur des spectres d'étoiles.
38:54Alors, historiquement, on a le père Angelo Secchi qui était un prêtre italien,
39:03qui a été directeur du Vatican notamment, qui est le premier à avoir fait une classification spectrale des étoiles.
39:10Une classification spectrale des étoiles rudimentaire mais qui était déjà relativement pas mal en fait.
39:19Parce que vous avez donc différents types d'étoiles qui présentaient ce type de spectre.
39:23Il avait fait 4 ou 5 catégories, enfin initialement 4 et puis il a rajouté une catégorie par la fin.
39:28Vous avez des étoiles qui présentent donc des rays d'absorption extrêmement bien définis
39:36qui sont liés à l'absorption par l'hydrogène comme Sirius, Vega ou Altair.
39:40Puis vous avez une famille d'étoiles qui présente des spectres avec plein de petites rays d'absorption.
39:47Il y a toujours également les rays d'hydrogène qui sont présentes,
39:51et donc ça c'est typiquement le cas de Soleil, Arcturus, Capella, etc.
39:55Puis vous avez des étoiles qui présentent carrément ce qu'on appelle des bandes d'absorption.
40:00Vous voyez que vous avez des zones extrêmement étendues qui sont en fait des absorptions moléculaires pour le coup.
40:06Et si vous regardez bien, vous en avez de deux types.
40:09Vous avez ce qu'on appelle une tête de bande ici qui est plutôt à gauche,
40:14et puis une absorption qui est comme ceci.
40:16Et là vous avez le contraire, vous avez des têtes de bande,
40:19c'est-à-dire une différence d'absorption assez nette qui commence à gauche.
40:25Peut-être qu'on le voit mieux ici.
40:28Vous avez une belle tête de bande ici, puis une absorption qui décroît un peu plus lentement.
40:34Il avait fait deux catégories pour ces étoiles,
40:37et en fait il se trouve qu'avec cette catégorie, il a découvert les étoiles qu'on appelle les étoiles carbonées.
40:44Il avait notamment découvert Y. canis venaticorum, si je prononce bien, la superbe A.
40:54Et donc c'était vraiment une nouvelle famille d'étoiles qui n'était pas connue du tout avant.
40:59Et puis en bas, vous avez des étoiles qui, elles, présentent des rays en émission,
41:06mais à des longueurs d'onde très spécifiques.
41:08Dans le jaune ici, dans le bleu ici, proche de l'UV.
41:14Donc voilà, il avait défini cette classification qui a été reprise par la suite
41:19et développée plus tard par Canon, et qui a été raffinée par la suite par Morgan & Kinnan.
41:27C'est la classification de Harvard, avec une contribution aussi de l'Observatoire de Yerkes,
41:33et qui va définir des types spectraux et des classes de luminosité pour caractériser les étoiles.
41:42Et donc cette classification détaille un petit peu plus les différents types spectraux.
41:52Ici, vous avez une classification.
41:55A chaque fois, j'ai représenté historiquement, on travaillait sur des plaques photographiques.
42:00Ici, c'est une modélisation que j'ai faite.
42:03Vous aviez un spectre qui était vraiment, vous ne regardez pas la ligne blanche,
42:06mais vous aviez un spectre de couleur, pas forcément aussi étendu non plus,
42:10parce que les spectrographes qu'ils utilisaient étaient sur des domaines de longueur d'onde plus restreintes.
42:17De toute façon, on a de l'absorption atmosphérique dans ce domaine de longueur d'onde.
42:22À partir de 6800, ça commence à être difficile d'observer,
42:27parce qu'on a beaucoup d'absorptions atmosphériques liées à l'oxygène
42:32et à la vapeur d'eau présente dans l'atmosphère également.
42:35Mais c'est juste illustratif.
42:37On a les étoiles les plus chaudes qui sont en haut et les étoiles les plus froides qui sont en bas.
42:42Vous pouvez déjà remarquer que pour les étoiles les plus chaudes qui sont en haut,
42:46on ne voit même pas de pic dans le spectre, de pic d'intensité.
42:51Il faudrait aller encore plus vers les UV, vers les courtes longueurs d'onde pour avoir un maximum.
42:58Alors qu'à partir d'ici, vous avez un maximum qui va se décaler de plus en plus
43:05vers les grandes longueurs d'onde.
43:08Du coup, vous voyez un maximum d'intensité qui, plus ou moins, part en diagonale.
43:15Peut-être je ne rentre pas plus dans le détail parce que je vais y revenir dans la cour d'après.
43:21On va expliciter par la suite comment caractériser toutes ces rayes spectrales
43:28que l'on observe dans le spectre.
43:30Mais on va d'abord s'intéresser à une modélisation qui est beaucoup plus générale
43:35et sans rentrer dans les considérations de physique atomique dans un premier temps.
43:40Je ne résiste pas quand même à vous montrer l'un des meilleurs spectres que l'on peut obtenir,
43:45qui est bien sûr celle de notre étoile de soleil.
43:48C'est obtenu avec une technique qu'on appelle la spectroscopie par transformée de Fourier
43:55et qui permet d'atteindre la meilleure résolution possible.
43:58On va pouvoir disperser au maximum les longueurs d'onde.
44:02Ce qu'on fait, c'est qu'on a un spectre qui est tellement dispersé
44:06que pour pouvoir le représenter, on le coupe morceau par morceau.
44:11Il faut imaginer qu'il faudrait en faire une seule bande qui aille du bleu, par exemple, vers le rouge.
44:17Et là, on a un découpage de 50 angstroms.
44:22Je ne sais plus combien de bandes.
44:25Par exemple, vous avez ici la raye d'hydrogène qu'on appelle la raye Hα.
44:30C'est une raye de la série de Balmer que l'on voit ici.
44:34C'est cette raye-là que vous voyez.
44:37On a également le doublé du sodium qui est un doublé dans le jaune ici
44:42et qui apparaît très clairement dans le soleil.
44:44Je crois qu'il y a 6 angstroms d'écart entre ces deux rayes.
44:48Ça vous donne un peu l'idée de la résolution de ce type de système.
44:52Alors ça, c'est juste une image reconstruite.
44:55Ici, on a l'impression de voir un spectrographe échelle.
45:00Or, ce n'est pas le cas.
45:02La spectroscopie par transformé de Fourier est une technique qui est basée sur les interférences lumineuses dans ce cas-là.
45:11Là, c'est juste une vision pour faire comme si on avait un spectrographe échelle.
45:17Donc, on y va.
45:20Rayonnement du cordon.
45:23On va se poser la question, on va se demander
45:26est-ce que le rayonnement d'une étoile est comparable ou similaire au rayonnement d'une bougie ?
45:34On a différents types de rayonnement.
45:37On a des sources naturelles qui viennent des étoiles,
45:40mais vous avez également d'éruptions volcaniques,
45:42ou alors de très belles aurores boréales ou australes,
45:46ou alors même les éclairs.
45:48Est-ce que le rayonnement qu'on observe de ces différents phénomènes sont comparables ou pas du tout ?
45:54Est-ce qu'un rayonnement émis par un corps sur Terre se comporte de la même façon
45:58qu'un rayonnement émis par une étoile loin dans l'espace ?
46:02Alors, on a aussi des sources artificielles,
46:04que ce soit les lampes à incandescence,
46:06toutes les téléphones portables que nous avons aujourd'hui, les néons, etc.
46:10Comment se compare aussi ce type de rayonnement par rapport au rayonnement des étoiles ?
46:15Alors, déjà pour obtenir un spectre, il faut avoir trois éléments.
46:21Il vous faut d'abord une source lumineuse,
46:23il vous faut un élément dispersif,
46:25et puis il vous faut un détecteur ou un éclairage.
46:28Donc, les premiers types de spectrographes qu'on a développés
46:33étaient basés sur des prismes,
46:35qui sont des éléments dispersifs,
46:37qui vont pouvoir décomposer la lumière d'un rayonnement incident,
46:42on va dire incliné.
46:44Qu'est-ce que je voulais dire ?
46:47Et ce rayonnement,
46:49c'est un rayonnement incliné,
46:53qu'est-ce que je voulais dire ?
46:55Et ce rayonnement,
46:57ce système dispersif,
46:59il est basé sur le phénomène de réfraction.
47:02Vous allez en fait avoir plusieurs réfractions à l'intérieur du prisme et puis à la sortie,
47:07et c'est cette réfraction qui va permettre de séparer les différentes longueurs d'onde,
47:13parce que les différentes longueurs d'onde colorées
47:17qui se trouvent mélangées dans le faisceau incident qui apparaît blanc ici,
47:22ne vont pas être réfractées sous le même angle à l'intérieur du prisme,
47:26et ne vont pas tous se propager à la même vitesse à l'intérieur du prisme.
47:30Et c'est ça qui explique la séparation, la dispersion que l'on obtient
47:34des longueurs d'onde qui composent le rayonnement incident.
47:40C'est le même principe avec les arcs-en-ciel,
47:43où vous allez avoir les gouttelettes d'eau qui vont jouer le rôle de l'élément dispersif,
47:47et dans une gouttelette d'eau,
47:51vous avez de multiples réfractions à l'intérieur de la gouttelette
47:55avant que le rayonnement puisse s'échapper,
47:58et vous allez pouvoir obtenir plusieurs spectres de différents ordres,
48:04avec un maximum d'intensité dans le premier ordre,
48:08et puis des intensités plus faibles dans les ordres suivants.
48:12Quand on développe ces techniques, on arrive à contrôler
48:17dans quel ordre on veut le maximum d'intensité.
48:20Et ça, ça nous permet de pouvoir disperser davantage,
48:24et avoir suffisamment de flux dans les ordres très dispersés,
48:28pour avoir une meilleure résolution et du flux.
48:31Voilà, c'est ce que j'expliquais.
48:34Ici, vous avez l'approche avec une description corpusculaire,
48:42et puis vous avez la même chose avec une description ondulatoire.
48:47Le principe est le même.
48:49Vous voyez que le rayonnement incident,
48:52les différentes composantes ou les différentes corpuscules
48:55qui ne transportent pas la même énergie,
48:57et qui n'ont pas la même longueur d'onde,
48:59ne vont pas toutes se déplacer à la même vitesse.
49:01Vous voyez qu'ici, le rayonnement rouge va se déplacer plus vite
49:05que le rayonnement bleu et violet.
49:09Ici, on voit moins bien ce phénomène de déplacement.
49:13Par contre, on se rend bien compte de la longueur d'onde.
49:16La longueur d'onde est plus grande ici et plus courte ici,
49:20et donc inversement.
49:22Ici, le rayonnement rouge va transporter moins d'énergie
49:25et va être moins chaud que le rayonnement bleu.
49:28On peut comprendre pourquoi le rayonnement bleu
49:32se propage moins vite que le rayonnement rouge.
49:36On peut le voir comme le fait que le rayonnement bleu
49:41transporte plus d'énergie et va davantage interagir
49:45avec les constituants du prisme.
49:48Et comme il va davantage interagir,
49:50il va pouvoir se propager moins vite.
49:52C'est une façon de voir et de se représenter
49:56ce mécanisme de réfraction et de dispersion
50:00qui permet de générer un spectre à l'extrémité
50:04une fois le rayonnement transmis à travers le prisme.
50:13Oui ?
50:32Oui, parce que là, en fait, pour une histoire de représentation,
50:38pour simplifier la représentation,
50:40j'ai découpé, si vous voulez, par longueur d'onde.
50:45Mais évidemment, le spectre de la lumière du soleil est continu.
50:50Il y a quand même des rays d'absorption.
50:52J'expliquerai ça un peu plus loin la prochaine fois.
50:56Et on va justement s'intéresser aux lois de Kirchhoff-Benzen
50:59qui montrent justement la différence entre un spectre continu,
51:02un spectre de rays, et en fait, une étoile,
51:04c'est un peu un mélange des deux.
51:06On va voir ça la prochaine fois.
51:08Donc oui, normalement, on a effectivement un spectre continu.
51:11En particulier quand on a une très faible résolution,
51:13on n'est pas capable de voir des rays d'absorption qui seraient présents.
51:17Donc là, il faut imaginer effectivement que vous avez des photons
51:21qui, à chaque longueur d'onde, là on a représenté seulement
51:24trois ou quatre longueurs d'ondes spécifiques
51:28correspondant rouge, jaune, vert, bleu, violet, on va dire.
51:31Mais effectivement, vous avez des photons
51:34qui transportent des énergies correspondant
51:36à des longueurs d'ondes intermédiaires également.
51:38D'accord ?
51:40Voilà, je vois qu'il est 19h,
51:42donc je vais peut-être, qu'est-ce que j'avais après ?
51:44Après, je parlais, donc il y avait du prisme,
51:46mais il y avait le réseau.
51:48Peut-être que je termine juste avec le réseau.
51:50Est-ce que ça va ? Vous avez encore une minute ou deux ?
51:52Oui ? OK.
51:54Donc là, on a le réseau.
51:56En fait, il y a deux types de réseau.
51:58Un réseau, c'est un dispositif
52:00où vous allez avoir des fentes très fines
52:02et parallèles entre elles.
52:04Et si la distance entre chacune des fentes,
52:06ou la taille des fentes, si vous voulez,
52:08la largeur des fentes, pour être plus précis,
52:10a une taille qui est comparable
52:12à la longueur d'onde du rayonnement
52:14auquel on s'intéresse, ici la lumière visible,
52:16alors vous allez avoir ce phénomène
52:19également de réfraction.
52:21Et donc, on va pouvoir disperser comme ça
52:23les différentes longueurs d'ondes
52:25que constitue notre lumière initiale,
52:27qui est une lumière blanche.
52:29Et vous pouvez donc avoir avec les réseaux,
52:31par réflexion, où vous allez avoir
52:33une lumière blanche incidente
52:35qui arrive ici.
52:37Là, vous avez en fait l'image
52:39de la fente source.
52:41Vous avez une fente source qu'on ne voit pas,
52:43mais vous avez ici votre réseau
52:45par réflexion.
52:47Réflexion avec un X, je crois.
52:49Désolé.
52:51Et donc, vous avez ici la perpendiculaire
52:53qui est représentée ici.
52:55Et en fait,
52:57vous avez ensuite...
52:59Est-ce que j'ai...
53:01Oui, c'est normal, c'est à la perpendiculaire.
53:03Et donc là, vous avez le rayon incident
53:05et ici le rayon réfléchi.
53:07Alors en fait, vous voyez qu'ici, ce qu'on appelle l'ordre zéro,
53:09c'est l'image de la fente source.
53:11Vous avez la lumière blanche ici, rien n'est dispersé.
53:13Mais ensuite, vous allez avoir différents ordres
53:15où vous allez disperser de plus en plus.
53:17Mais par contre,
53:19si votre réseau n'est pas
53:21spécifiquement travaillé pour,
53:23l'intensité maximale sera
53:25à l'ordre zéro où rien n'est dispersé
53:27et aux ordres plus élevés,
53:29on va disperser davantage, mais il y aura de moins en moins
53:31d'intensité. Et donc,
53:33toute la subtilité réside
53:35dans le fait de
53:37construire
53:39des réseaux de dispersion qui ont
53:41une certaine inclinaison
53:43pour permettre d'orienter
53:45l'intensité dans les ordres plus élevés
53:47pour pouvoir avoir des spectres de meilleure qualité.
53:49Et donc, pour finir, on a ensuite
53:51le réseau par transmission.
53:53C'est un petit peu la même chose, sauf que là,
53:55il y a juste la lumière qui traverse
53:57avec l'image
53:59de la fin de source au centre
54:01et puis des spectres
54:03qui vont apparaître ordre par ordre.
54:05Ici, il n'y a qu'un seul ordre qui est représenté,
54:07mais c'est exactement le même principe.
54:09Voilà, je pense que je vais m'arrêter
54:11là pour aujourd'hui.
54:13On continuera la semaine prochaine.
54:15Je pense
54:17qu'effectivement, la partie
54:19hors équilibre, on la fera certainement
54:21l'année prochaine. Merci de votre attention.