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Terme du glossaire : Rayonnement électromagnétique

Description : Lorsque les physiciens du XIXe siècle ont décrit les phénomènes électriques et magnétiques, ils ont découvert que les ondes de champs électriques et magnétiques se propagent généralement ensemble dans l'espace à la vitesse de la lumière, même dans des situations où il n'y a pas de charges électriques à proximité. Ces ondes couplées sont connues sous le nom d'ondes électromagnétiques et sont une représentation du rayonnement électromagnétique. Les ondes électromagnétiques élémentaires peuvent être classées en fonction de leur longueur d'onde, et le spectre électromagnétique qui en résulte comprend, par ordre décroissant de longueur d'onde : les rayons gamma, les rayons X, les ultraviolets, la lumière visible, les infrarouges, les ondes submillimétriques et les ondes radio (y compris les ondes millimétriques/micrométriques). Le rayonnement électromagnétique provenant d'objets astronomiques lointains est la principale source d'information des astronomes sur ces objets.

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Statut du terme et de sa définition : La définition initiale de ce terme en anglais a été aprouvée par un·e spécialiste de la recherche en astronomie et un·e spécialiste de l’éducation
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Le glossaire multilangue de l'OAE est un projet du Bureau de l'IAU de l'Astronomie pour l'Education (OAE) en collaboration avec le Bureau de l'IAU de diffusion de l'Astronomie (OAO). Les termes et définitions ont été choisis, écrits et relues grâce à un effort collectif de l'OAE, les Centres et les Noeuds de l'OAE, les Coordinateurs Nationaux de l'Astronomie pour l'Education de l'OAE(NAECs) et d'autres volontaires. La liste complète des crédits pour ce projet est disponible ici . Tous les termes du glossaire et leur définition sont déposés sous licence Creative Commons CC BY-4.0 et doivent être créditées au nom de "IAU OAE".

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Diagrammes associés


Trois courbes avec le rayonnement sur l'axe y et la longueur d'onde sur l'axe x. Les courbes les plus froides ont des pics plus rouges et plus bas.

Rayonnement du corps noir

Légende : Courbes du rayonnement émis par des corps noirs de différentes températures. L'axe des x indique la longueur d'onde et l'axe des y indique la quantité d'énergie émise chaque seconde par un mètre carré de la surface de ce corps noir à chaque longueur d'onde. Plus le corps est chaud, plus la longueur d'onde est courte et plus la lumière qu'il émet est bleue. Bien que le corps le plus froid de ce diagramme atteigne un pic de lumière rouge, les autres corps plus chauds émettent tous plus de lumière rouge que le corps le plus froid.
Crédit : AIU OAE/Niall Deacon

License: CC-BY-4.0 Creative Commons (CC) Attribution 4.0 International (CC BY 4.0) Icônes


Trois courbes avec le rayonnement sur l'axe y et la longueur d'onde sur l'axe x. Les courbes les plus froides ont des pics plus rouges et plus bas.

Rayonnement du corps noir - Catastrophe UV

Légende : Courbes du rayonnement émis par des corps noirs de différentes températures. L'axe des x indique la longueur d'onde et l'axe des y indique la quantité d'énergie émise chaque seconde par un mètre carré de la surface de ce corps noir à chaque longueur d'onde. Plus le corps est chaud, plus la longueur d'onde est courte et plus la lumière qu'il émet est bleue. Bien que le corps le plus froid de ce diagramme atteigne un pic de lumière rouge, les autres corps plus chauds émettent tous plus de lumière rouge que le corps le plus froid. La ligne en pointillé montre le rayonnement émis prédit par la théorie classique avant la mécanique quantique moderne. Cette prédiction tend vers l'infini aux courtes longueurs d'onde pour toute température du corps noir supérieure à zéro et a été surnommée la "catastrophe ultraviolette".
Crédit : AIU OAE/Niall Deacon

License: CC-BY-4.0 Creative Commons (CC) Attribution 4.0 International (CC BY 4.0) Icônes


Three stars with different onion-like layers for convection and radiation.

Stellar Structure

Légende : Stars are balls of plasma. For most of a star’s life it burns hydrogen into helium in its core. This phase of a star’s life is known as the main sequence. Burning hydrogen into helium produces heat, that heat travels out of the star’s core eventually reaching the star’s photosphere (often referred to as the “surface” of the star). From here the heat can radiate into space as various forms of electromagnetic radiation. However, how heat travels from the core to the photosphere depends on the star’s mass. Imagine a parcel of gas rising inside a star. As it rises, it moves into an area of lower pressure, so it cools down and expands. If the parcel is still hotter, and therefore less dense than its surroundings, it keeps moving upward due to buoyancy. Eventually, it will rise far enough to cool and sink back down. This rising and sinking cycle is called convection. Whether convection occurs depends on how quickly temperature changes as you move away from the star’s core. If the temperature in a star drops rapidly, rising parcels of gas are more likely to stay hotter than their surroundings, so convection dominates as the mode of energy transfer in this part of the star. Conversely if the temperature drops more slowly (i.e. if the temperature gradient is small) then heat will mostly be transferred by radiation (photons). In the most massive main sequence stars (more massive than about 1.5 times the mass of the Sun, seen here on the left), hydrogen is burned into helium using the CNO cycle. This is highly temperature dependent and thus energy production is concentrated near the center of the star. This leads to a larger temperature gradient and thus a convective core. Further out the temperature gradient becomes smaller and heat transport is dominated by radiation. This is called the radiative zone. For lower mass stars like the Sun (between 0.3 and 1.5 solar masses, seen here in the middle) hydrogen is burned to helium using a different process (the pp chain). This depends less on the internal temperature than the CNO cycle and so energy production is more distributed in the star’s core. This leads to a smaller temperature gradient and thus a radiative core where convection occurs surrounded by a radiative zone. Going further out the gas becomes cool enough for some elements to hang to on some of their electrons, i.e. not being completely ionised. This partially ionised gas is more opaque to photons, trapping heat. This leads to a large temperature gradient and thus convection. The lowest mass stars (below 0.3 solar masses, seen here on the right) have no radiative zone and are fully convective. The arrows in the radiative zone are shown as wavy lines heading out of the star. However, a photon’s journey out of a star is much more complex with each individual photon travelling only a short distance before being deflected by some of the charged particles that make up the plasma of the star’s interior. This leads to a long and winding road that takes millennia instead of the few seconds it would take if the photon did not interact with particles in the plasma.
Crédit : Based on a vector diagram by Wikimedia user Д.Ильин which itself is based on a diagram from sun.org

License: CC-BY-4.0 Creative Commons (CC) Attribution 4.0 International (CC BY 4.0) Icônes

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