Astronomie

Pourquoi les longueurs d'onde plus courtes que la lumière visible sont-elles négligées par les nouveaux télescopes ?

Pourquoi les longueurs d'onde plus courtes que la lumière visible sont-elles négligées par les nouveaux télescopes ?


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Le diagramme ci-dessous, que j'ai volé dans ce post par @ HDE226868, montre que la résolution angulaire en fonction de la longueur d'onde chute soudainement de trois ordres de grandeur du visible à la lumière UV. La résolution des longueurs d'onde plus courtes que ce que détectent l'interféromètre du Very Large Telescope ou le European Extremely Large Telescope, dans le proche UV, se coupe soudainement d'un facteur mille.

C'est évidemment à cause des propriétés de l'atmosphère terrestre. Mais les grands télescopes spatiaux comme le JWST et le WFIRST combleront le vide dans l'infrarouge lointain. Pourquoi n'y a-t-il pas de télescopes spatiaux aussi ambitieux prévus pour les UV et les longueurs d'onde plus courtes ? (Ou la coupure soudaine dans ce diagramme est-elle trompeuse ?)

Est-ce parce que c'est plus difficile, même à partir d'observatoires dans l'espace, ou est-ce parce que la résolution angulaire des UV et des longueurs d'onde plus courtes est de moindre valeur scientifique ?


Vous avez raison de dire que la chute brutale est simplement due au fait qu'il y a très peu de grands télescopes prévus fonctionnant dans la gamme UV, alors qu'il y en a un nombre substantiel prévu dans la gamme infrarouge. Comme je l'ai mentionné dans ma réponse à laquelle vous avez lié, CHARA et l'EELT, deux des principaux projets infrarouges/visibles prévus, utiliseront une nouvelle technologie d'optique adaptative, ce qui les rend bien supérieurs aux télescopes précédents - même s'ils sont basés au sol.

De toute évidence, les télescopes UV ne peuvent pas être basés au sol, car l'atmosphère terrestre bloque une quantité substantielle de rayonnement UV. Par conséquent, toute amélioration substantielle de l'astronomie ultraviolette nécessitera une nouvelle mission spatiale. Le problème est que les estimations pour des augmentations même modestes nécessitent des miroirs beaucoup plus grands. Les partisans des propositions du télescope spatial à grande ouverture de technologie avancée (ATLAST) disent qu'un télescope de 8 mètres, au moins, est nécessaire pour obtenir de bons résultats à 0,11- à 2,5- $mu$m longueurs d'onde. C'est beaucoup plus grand que le HST ou le JWST - et ATLAST pourrait atteindre 16 mètres !

Si ATLAST ou un projet similaire est poursuivi, la résolution angulaire aux longueurs d'onde UV pourrait être de l'ordre de 0,1 seconde d'arc ou, espérons-le, inférieure. Cela correspondrait puis battrait Hubble. Mais les premières estimations évaluent le coût à 4,5 milliards de dollars pour la version de 8 m, et Hubble et d'autres télescopes spatiaux ont été notoirement touchés par des augmentations de coûts imprévues. De plus petites foulées peuvent être nécessaires avant que nous puissions atteindre 8 mètres, et certainement avant que nous puissions approcher les 16. Cela va prendre un certain temps, probablement dans une décennie ou plus.

Les références


sont certains problèmes technologiques à résoudre avec la mise en place de n'importe quel grand télescope dans l'espace - et un télescope spatial est nécessaire aux longueurs d'onde UV. Il n'est pas possible d'optimiser un tel instrument pour travailler à tous les deux Les longueurs d'onde UV et IR en raison de problèmes tels que le refroidissement, les revêtements de miroir et autres. La limite de résolution angulaire simple d'un télescope va à $lambda/D$, donc à première vue, pour obtenir une résolution équivalente à un télescope optique, un télescope UV peut être plus petit. Cependant, vous devez également avoir une optique qui est bonne à une petite fraction de longueur d'onde, bien meilleure que le visible/IR. À des longueurs d'onde encore plus courtes, les "optiques" conventionnelles ne fonctionnent pas car les photons sont absorbés et vous passez aux technologies d'incidence rasante des télescopes à rayons X, ce qui est un tout autre jeu et beaucoup plus difficile à atteindre une résolution angulaire donnée.

Compte tenu de tout cela, dans les années 80/90, je suppose qu'une décision a été prise concernant la gamme de longueurs d'onde à couvrir par le successeur du HST (c'est-à-dire JWST à un coût d'environ 10 milliards USD). La vraie raison pour laquelle aucun grand successeur UV au HST ou à l'IUE est prêt à partir maintenant, c'est simplement qu'il est considéré que les priorités scientifiques les plus importantes sont réalisables dans les longueurs d'onde de l'IR proche et moyen. Ce sont : l'observation de l'univers à fort décalage vers le rouge (essentiellement aucune lumière UV n'est détectée dans les galaxies au-delà d'un décalage vers le rouge de 3), l'observation de la formation des étoiles et des planètes (principalement dans des environnements poussiéreux où la lumière UV ne peut pas émerger et les disques protoplanétaires émettent principalement aux longueurs d'onde IR) et science exoplanétaire (les planètes sont plus froides que les étoiles et émettent principalement dans l'IR).

Ainsi, je ne pense pas qu'il y ait d'obstacles technologiques à un grand télescope UV (au moins l'équivalent de JWST), cela se résume simplement à des priorités scientifiques.


Pourquoi les longueurs d'onde plus courtes que la lumière visible sont-elles négligées par les nouveaux télescopes ? - Astronomie

Vous vous souvenez de la première fois que vous avez vu "Le Magicien d'Oz" et que le noir et blanc terne du Kansas s'est transformé en couleur éblouissante de Munchkinland ? Imaginez si atterrir à Oz vous permettait également de voir des couleurs qu'aucun œil humain n'avait jamais été capable de détecter - et ces nouvelles couleurs révélaient des objets fantastiques qui étaient auparavant invisibles !

C'était comme ça quand les astronomes ont commencé à observer dans l'infrarouge.

En fait, certaines des choses les plus intéressantes de l'Univers ne sont visibles qu'à la lumière au-delà de l'arc-en-ciel de couleurs que les gens peuvent voir.

Les ondes radio, les micro-ondes, les rayons X, les rayons gamma et le spectre des couleurs visibles sont tous vraiment la même chose - l'énergie électromagnétique. Les différences sont leurs longueurs d'onde. Les ondes radio sont longues, mesurant jusqu'à des centaines de mètres entre les pics. Les longueurs d'onde des rayons gamma sont extrêmement courtes, aussi petites que des billions de mètre. Un photon de lumière de longueur d'onde plus courte contient plus d'énergie qu'un photon de lumière de longueur d'onde plus longue.

Dans la plage limitée que nos yeux peuvent percevoir, nous interprétons différentes longueurs d'onde comme des couleurs, du violet (environ 400 nanomètres) au rouge (environ 700 nanomètres). La lumière avec des longueurs d'onde juste plus courtes que le violet est connue sous le nom d'« ultraviolet » (UV). Nous ne pouvons pas le voir (bien que certains insectes le puissent), mais notre peau y réagit. C'est la partie de la lumière du soleil que nous essayons de bloquer lorsque nous portons un écran solaire.

La partie du spectre avec des longueurs d'onde juste plus longues que le rouge est appelée « infrarouge » (IR). Comme la lumière UV, la lumière IR est invisible à l'œil nu. Mais nous pouvons le ressentir comme de la chaleur, et nous pouvons le voir à l'aide de la technologie.

Les appareils de "vision nocturne" permettent aux gens de voir par la lumière du proche infrarouge, les longueurs d'onde juste au-delà de la lumière visible. Les instruments à bord de l'observatoire spatial Herschel nous permettront de voir la partie infrarouge lointain et submillimétrique du spectre, d'environ 60 à 670 microns de longueur d'onde.


Pourquoi le rayonnement infrarouge est-il important en astronomie ?

Les objets froids comme cette comète rayonnent le plus fortement dans l'infrarouge
Beaucoup de choses que les scientifiques veulent observer dans l'espace sont beaucoup trop froides pour rayonner à des longueurs d'onde optiques ou plus courtes. Cependant, même à des températures bien inférieures aux points les plus froids de la Terre, ils rayonnent dans l'infrarouge lointain et dans les longueurs d'onde submillimétriques.

Pour comprendre comment les étoiles se forment et évoluent, nous devons comprendre leurs matières premières - les atomes froids et les molécules qui peuplent l'espace interstellaire. Ils rayonnent le plus fortement dans la gamme de Herschel. L'analyse de leurs spectres permettra aux scientifiques de déterminer la température, la densité, la luminosité, la composition, les champs magnétiques et la dynamique des produits chimiques et de leurs environnements.

Dans notre propre système solaire, les objets froids tels que les comètes, les astéroïdes et les planètes elles-mêmes révèlent la plupart de leurs caractéristiques par la lumière infrarouge.

Un certain nombre de choses d'un grand intérêt pour l'astronomie sont cachées dans ou derrière de vastes nuages ​​de gaz et de poussière. Aux premiers stades de la formation, les étoiles et les planètes sont cachées par la substance. Il en va de même pour les noyaux extrêmement puissants des galaxies actives, le centre de notre propre Voie lactée et la majeure partie de l'Univers primitif.

Les étoiles de la bande principale de notre galaxie, la Voie lactée, sont obscurcies par
poussière dans la lumière optique (à gauche), mais brille à travers la lumière infrarouge (à droite).

Notre vue est bloquée dans la lumière visible car les grains de poussière ont à peu près la même taille que les longueurs d'onde optiques - environ un micron ou moins - et sont donc très efficaces pour diffuser ou absorber cette lumière. Mais des longueurs d'onde infrarouges plus longues ondulent autour de la poussière. Et plus la longueur d'onde est longue, plus la couche de poussière qu'elle peut pénétrer est épaisse. Jusqu'à présent, le rayonnement infrarouge et submillimétrique peut se déplacer librement dans l'Univers, sans être obstrué par la poussière.

Qu'est-ce que l'astronomie infrarouge nous a montré jusqu'à présent ?

L'astronomie optique existe depuis que les premiers humains ont levé les yeux et commencé à cartographier les mouvements du ciel. Nous avons augmenté nos pouvoirs d'observation avec des instruments depuis 1609, lorsque Galilée a pointé un télescope sur la lune. Mais ce n'est qu'au cours du dernier demi-siècle que nous avons commencé à explorer l'Univers dans l'infrarouge. Et les résultats ont été étonnants.

Le premier relevé infrarouge du ciel, publié en 1965, a révélé dix objets que les télescopes optiques ne pouvaient pas voir. En 1969, des milliers de nouveaux objets avaient été découverts dans l'infrarouge.

Plus récemment, l'astronomie infrarouge a fait la découverte surprenante que Jupiter, Saturne et Neptune ont des sources internes de chaleur. Il a trouvé cent mille étoiles géantes rouges dans le renflement central de la Voie lactée, et des glaces d'eau, de méthane, de dioxyde de carbone, de formaldéhyde et de monoxyde de carbone dans l'espace interstellaire.

Image en lumière visible de la galaxie d'Andromède. Galaxie d'Andromède en infrarouge.

Des objets anciens et familiers ont révélé de nouvelles caractéristiques à la lumière de l'infrarouge. Par la lumière optique (à gauche), la galaxie d'Andromède apparaît comme une spirale qui devient plus ténue dans les régions externes. Mais dans l'infrarouge (à droite), on peut voir qu'un anneau de poussière géant à la périphérie de la galaxie est un foyer de formation d'étoiles.

Les observations infrarouges de galaxies distantes de 10 milliards d'années-lumière ont révélé la formation d'étoiles à un taux trois à quatre fois supérieur à ce que les relevés optiques avaient indiqué, modifiant radicalement notre compréhension de l'Univers primordial.


Plus profondément dans l'infrarouge et le submillimètre

Les observations de Herschel sur la lumière infrarouge lointaine et submillimétrique promettent de révéler encore plus de merveilles.

À ces longueurs d'onde, Herschel pourra sonder plus profondément dans les pépinières interstellaires poussiéreuses pour voir les détails de la formation des étoiles qui sont jusqu'à présent restés cachés. Il aura une vue beaucoup plus claire du noyau de notre galaxie, ainsi que des centres des galaxies voisines. Et il scrutera à travers d'énormes tores poussiéreux pour un regard sans précédent sur les centrales cosmiques connues sous le nom de noyaux galactiques actifs.

C'est également la meilleure partie du spectre électromagnétique pour l'observation des produits chimiques clés dans l'espace. Environ 130 types de produits chimiques ont été détectés jusqu'à présent dans le milieu interstellaire, et la plupart ont des spectres de rotation - les émissions de photons induites par la rotation des molécules - avec des longueurs d'onde qui culminent dans la gamme submillimétrique. Il s'agit notamment des nombreuses formes d'eau et des molécules organiques considérées comme nécessaires à la vie.

Herschel découvrira de nouvelles informations sur la formation de ces produits chimiques, leur rôle dans les cycles de vie des étoiles et des galaxies, et leur fonctionnement dans l'atmosphère de nos planètes et comètes voisines.

Et enfin, c'est la plage optimale pour observer les galaxies les plus anciennes et les plus lointaines dont la lumière a été décalée vers le rouge dans des longueurs d'onde trop longues, même pour le prédécesseur de Herschel, l'Observatoire spatial infrarouge, à détecter. Mais Herschel devrait pouvoir voir la lumière de cette époque, alors que l'Univers sortait tout juste de son « âge sombre » et que les premières galaxies commençaient à se former.


Le télescope spatial de la NASA observe l'illumination des galaxies primordiales

Cette vue en champ profond du ciel (au centre) prise par les télescopes spatiaux Hubble et Spitzer de la NASA est dominée par les galaxies, dont certaines très faibles et très éloignées, entourées de rouge. L'encart en bas à droite montre la lumière collectée par l'une de ces galaxies lors d'une observation de longue durée. Crédit image : NASA/JPL-Caltech/ESA/Spitzer/P. Oesch/S. De Barros/I.Labbe

Le télescope spatial Spitzer de la NASA a révélé que certaines des premières galaxies de l'Univers étaient plus brillantes que prévu. L'excès de lumière est un sous-produit des galaxies libérant des quantités incroyablement élevées de rayonnement ionisant. La découverte offre des indices sur la cause de l'époque de la réionisation, un événement cosmique majeur qui a transformé l'univers d'être principalement opaque au brillant paysage stellaire vu aujourd'hui.

Dans une nouvelle étude, les chercheurs rapportent des observations de certaines des premières galaxies à se former dans l'Univers, moins d'un milliard d'années après le Big Bang (ou il y a un peu plus de 13 milliards d'années). Les données montrent que dans quelques longueurs d'onde spécifiques de la lumière infrarouge, les galaxies sont considérablement plus lumineuses que les scientifiques ne l'avaient prévu. L'étude est la première à confirmer ce phénomène pour un large échantillon de galaxies de cette période, montrant qu'il ne s'agissait pas de cas particuliers de luminosité excessive, mais que même les galaxies moyennes présentes à cette époque étaient beaucoup plus brillantes dans ces longueurs d'onde que les galaxies que nous voyons aujourd'hui. .

Personne ne sait avec certitude quand les premières étoiles de notre Univers ont pris vie. Mais les preuves suggèrent qu'entre environ 100 millions et 200 millions d'années après le Big Bang, l'Univers était principalement rempli d'hydrogène gazeux neutre qui venait peut-être de commencer à fusionner en étoiles, qui ont ensuite commencé à former les premières galaxies. Environ un milliard d'années après le Big Bang, l'Univers était devenu un firmament étincelant. Quelque chose d'autre avait également changé : les électrons de l'hydrogène gazeux neutre omniprésent avaient été éliminés dans un processus connu sous le nom d'ionisation. L'époque de la réionisation - le passage d'un univers rempli d'hydrogène neutre à un univers rempli d'hydrogène ionisé - est bien documentée.

Avant cette transformation à l'échelle de l'univers, les formes de lumière à grande longueur d'onde, telles que les ondes radio et la lumière visible, traversaient l'Univers plus ou moins sans encombre. Mais les longueurs d'onde plus courtes de la lumière, y compris la lumière ultraviolette, les rayons X et les rayons gamma, ont été interrompues par des atomes d'hydrogène neutres. Ces collisions priveraient les atomes d'hydrogène neutres de leurs électrons, les ionisant.

Mais qu'est-ce qui aurait pu produire suffisamment de rayonnement ionisant pour affecter tout l'hydrogène de l'Univers ? Était-ce des étoiles individuelles ? Galaxies géantes ? Si l'un ou l'autre était le coupable, ces premiers colonisateurs cosmiques auraient été différents de la plupart des étoiles et galaxies modernes, qui ne libèrent généralement pas de grandes quantités de rayonnement ionisant. Là encore, peut-être que quelque chose d'autre a entièrement causé l'événement, comme les quasars - galaxies avec des centres incroyablement brillants alimentés par d'énormes quantités de matière en orbite autour de trous noirs supermassifs.

"C'est l'une des plus grandes questions ouvertes en cosmologie observationnelle", déclare Stéphane De Barros, auteur principal de l'étude et chercheur postdoctoral à l'Université de Genève en Suisse. « Nous savons que c'est arrivé, mais qu'est-ce qui l'a causé ? Ces nouvelles découvertes pourraient être un indice important.”

Pour remonter le temps à l'époque juste avant la fin de l'époque de la réionisation, Spitzer a regardé deux régions du ciel pendant plus de 200 heures chacune, permettant au télescope spatial de collecter la lumière qui avait voyagé pendant plus de 13 milliards d'années pour nous atteindre. .

Cette illustration d'artiste montre à quoi aurait pu ressembler l'une des toutes premières galaxies de l'univers. Crédit image: James Josephides (Swinburne Astronomy Productions)

En tant que certaines des observations scientifiques les plus longues jamais réalisées par Spitzer, elles faisaient partie d'une campagne d'observation appelée GREATS, abréviation de GOODS Re-ionisation Era wide-Area Treasury de Spitzer. GOODS (lui-même un acronyme : Great Observatories Origins Deep Survey) est une autre campagne qui a effectué les premières observations de certaines cibles GREATS. L'étude, publiée dans les Avis mensuels de la Société royale d'astronomie , a également utilisé des données d'archives du télescope spatial Hubble de la NASA.

À l'aide de ces observations ultra-profondes de Spitzer, l'équipe d'astronomes a observé 135 galaxies lointaines et a découvert qu'elles étaient toutes particulièrement brillantes dans deux longueurs d'onde spécifiques de la lumière infrarouge produite par le rayonnement ionisant interagissant avec l'hydrogène et l'oxygène gazeux dans les galaxies. Cela implique que ces galaxies étaient dominées par de jeunes étoiles massives composées principalement d'hydrogène et d'hélium. Elles contiennent de très petites quantités d'éléments "lourds" (comme l'azote, le carbone et l'oxygène) par rapport aux étoiles trouvées dans les galaxies modernes moyennes.

Ces étoiles n'étaient pas les premières étoiles à se former dans l'Univers (celles-ci auraient été composées uniquement d'hydrogène et d'hélium) mais faisaient toujours partie d'une toute première génération d'étoiles. L'époque de la réionisation n'était pas un événement instantané, donc bien que les nouveaux résultats ne suffisent pas à fermer le livre sur cet événement cosmique, ils fournissent de nouveaux détails sur la façon dont l'Univers a évolué à cette époque et comment la transition s'est déroulée.

"Nous ne nous attendions pas à ce que Spitzer, avec un miroir pas plus grand qu'un Hula-Hoop, soit capable de voir des galaxies si près de la nuit des temps", déclare Michael Werner, scientifique du projet Spitzer à la NASA. Jet Propulsion Laboratory à Pasadena, Californie, États-Unis. "Mais la nature est pleine de surprises, et la luminosité inattendue de ces premières galaxies, ainsi que les superbes performances de Spitzer, les placent à portée de notre petit mais puissant observatoire."

Le télescope spatial James Webb de la NASA, dont le lancement est prévu en 2021, étudiera l'Univers dans bon nombre des mêmes longueurs d'onde que celles observées par Spitzer. Mais là où le miroir primaire de Spitzer n'a que 85 centimètres (33,4 pouces) de diamètre, Webb fait 6,5 mètres (21 pieds) – environ 7,5 fois plus grand – permettant à Webb d'étudier ces galaxies de manière beaucoup plus détaillée. En fait, Webb tentera de détecter la lumière des premières étoiles et galaxies de l'Univers. La nouvelle étude montre qu'en raison de leur luminosité dans ces longueurs d'onde infrarouges, les galaxies observées par Spitzer seront plus faciles à étudier pour Webb qu'on ne le pensait auparavant.

"Ces résultats de Spitzer sont certainement une autre étape dans la résolution du mystère de la réionisation cosmique", déclare Pascal Oesch, professeur assistant à l'Université de Genève et co-auteur de l'étude. « Nous savons maintenant que les conditions physiques de ces premières galaxies étaient très différentes de celles des galaxies typiques d'aujourd'hui. Ce sera le travail du télescope spatial James Webb d'en déterminer les raisons détaillées.”

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Une nouvelle vague en astronomie : les astronomes sont excités par les possibilités d'explorer une partie négligée du spectre électromagnétique. Un rayonnement ultraviolet extrême peut révéler les étoiles les plus chaudes et sonder les gaz dans l'espace

L'INTRODUCTION des fusées dans les années 1950 et 1960 a ouvert une nouvelle ère en astronomie. Les astronomes au niveau de la mer sur Terre peuvent observer l'Univers à travers seulement deux "fenêtres" dans le spectre électromagnétique et la lumière visible du côlon et les ondes radio. L'atmosphère terrestre absorbe tous les autres rayonnements (bien que certains infrarouges puissent pénétrer jusqu'aux sommets les plus élevés des montagnes). Mais les fusées pourraient propulser des télescopes ou, mieux encore, des satellites transportant des télescopes, au-dessus de l'atmosphère. Les astronomes peuvent désormais observer les étoiles, les nébuleuses et les galaxies sur toute la gamme de longueurs d'onde, y compris l'infrarouge, l'ultraviolet, les rayons X et les rayons gamma.

Jusqu'à récemment, cependant, les astronomes ont presque totalement négligé une partie du spectre électromagnétique, celle située entre les rayons X et l'ultraviolet. Cette région, l'ultraviolet extrême ou EUV, couvre des longueurs d'onde comprises entre 4,4 et 91,2 nanomètres.

Notre source de rayonnement EUV la plus proche et la plus brillante est le Soleil. Son atmosphère extérieure raréfiée, ou couronne, est constituée de gaz à une température de plus d'un million de kelvins. Ce gaz chaud émet un rayonnement EUV puissamment, en particulier aux longueurs d'onde les plus courtes. Les éruptions solaires, éruptions violentes à la surface du Soleil causées par la torsion du champ magnétique solaire, sont de puissants émetteurs aux longueurs d'onde EUV les plus longues.

Pendant de nombreuses années, les astronomes ont observé le rayonnement EUV du Soleil avec des télescopes à bord de satellites tels que Skylab et la mission Solar Maximum. En 1987, des astronomes de l'Université de Stanford en Californie et du Marshall Spaceflight Center de la NASA ont construit un nouveau type de télescope EUV, réglé sur une longueur d'onde de 17 nanomètres, et l'ont fait voler sur une fusée. Il montrait clairement les gaz de la couronne, à &hellip

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Ondes électromagnétiques - Une mer d'informations

Ce cours vise à aider les étudiants à se concentrer sur leurs efforts dans la tâche d'apprentissage des ondes électromagnétiques.
Domaines thématiques : Les caractéristiques et la production des vagues. Comment les astronomes utilisent ces ondes pour étudier l'univers.

Vivian « détient » le spectre lors d'un atelier à l'observatoire Yerkes
image de KGustavson

1. Que savez-vous ?

L'une des questions les plus anciennes de la science est « Qu'est-ce que la lumière ? Même si la lumière est partout autour de nous, il n'est pas facile de dire ce que c'est. La poursuite de cette question a conduit à la fois à la théorie de la relativité et à la théorie quantique. La lumière et d'autres rayonnements électromagnétiques sont importants pour comprendre de nombreux sujets de société d'aujourd'hui, comme la communication, les satellites et même le réchauffement climatique.

Répondez au quiz d'aperçu ci-dessous pour voir ce que vous savez !

Cinq questions pour tester vous-même votre compréhension de base des ondes électromagnétiques.

2. Examen des concepts essentiels de vague

Dans cette section, veuillez visionner deux vidéos et écrire vos observations dans le journal dont le lien est ci-dessous.
La première vidéo montre les deux types d'ondes.
La deuxième vidéo définit des caractéristiques d'onde spécifiques.
Pendant que vous regardez les vidéos, écrivez les définitions des éléments suivants dans le Journal 2 ci-dessous. (Vous pouvez mettre la vidéo en pause pendant l'écriture !)

  • Définition d'une vague
  • Onde transversale
  • Onde longitudinale
  • Amplitude
  • Longueur d'onde
  • Rapidité
  • Période
  • La fréquence
  • Équation pour la vitesse des vagues

Amusez-vous à changer les paramètres et voyez ce qui se passe!
(Vous aurez besoin de Java pour exécuter la simulation)

3. Feuille de travail sur les vagues

  • La feuille de travail comportera un bref examen de chaque concept, un exemple de problème possible, puis un problème à résoudre.
  • Écrivez des notes et des solutions aux problèmes dans le Journal 3.
  • Vérifiez vos réponses aux solutions avec la feuille de travail des solutions ci-dessous.

4. Ondes électromagnétiques

Dans cette section, la question, Comment nous parviennent les informations sur l'univers ? , sera discuté:

  • Lire les informations
  • Voir la vidéo
  • Prenez des notes et répondez aux questions du Journal 4 (ci-dessous)

.

Ondes électromagnétiques (EM) et leurs propriétés

Le rayonnement électromagnétique se propage dans l'espace sous forme d'onde transversale. Le terme « rayonnement » ne fait PAS référence à la radioactivité, mais plutôt à l'idée de quelque chose qui rayonne ou se propage à partir de sa source. le nature ondulatoire de la lumièret, qui est un rayonnement électromagnétique, a été découvert en 1801 par Thomas Young en Angleterre. Dans les années 1860, James Clerk Maxwell, mathématicien et physicien écossais, a déterminé que la lumière était un rayonnement électromagnétique.

Explorons la nature de lumière, et donc la nature du rayonnement électromagnétique, ou ondes électromagnétiques :

Que savons-nous de lumière?

A-t-il besoin d'un support matériel pour voyager ?

Qu'est-ce qui produit l'onde lumineuse ?

Examinons chacun de ces sujets :

1. A-t-il besoin d'un support matériel pour voyager ?

Vous devriez pouvoir répondre facilement à cette question : Pouvons-nous voir la lumière du soleil ? Par quoi cette lumière voyage-t-elle ?

Alors oui, les ondes lumineuses, et donc les ondes électromagnétiques peuvent voyager dans le vide.


2. 2. Qu'est-ce qui produit l'onde lumineuse ?

Répondez d'abord à cette question : Quelle est la source de tout mouvement ondulatoire?
Réponse : quelque chose doit osciller (vibrer)

Alors qu'est-ce qui vibre ou oscille pour produire de la lumière ? Qu'est-ce qui monte et descend comme les vagues de l'eau sur l'océan ? Puisque les ondes lumineuses voyagent à travers le vide de l'espace vide, tout ce qui « agite » ne peut pas être n'importe quel type de matière.

La réponse est venue d'une nouvelle compréhension de l'électricité et du magnétisme. Au cours des années 1800, de nombreuses expériences et démonstrations ont été faites impliquant ces deux idées distinctes et le concept de champ. Au cours de la seconde moitié des années 1800, James Clerk Maxwell a combiné toutes les théories développées sur l'électricité, le magnétisme et les champs, en quatre équations. Les équations ont montré les phénomènes intimement liés les uns aux autres : un champ électrique en mouvement génère un champ magnétique, et un champ magnétique en mouvement génère un champ électrique. Donc, la « ondulation » est de ces deux domaines.

Les ondes électromagnétiques peuvent être imaginées comme une onde oscillante transversale auto-propageante de champs électriques et magnétiques. Cette animation 3D montre une onde plane polarisée linéairement se propageant de gauche à droite. Notez que les champs électriques et magnétiques dans une telle onde sont en phase les uns avec les autres, atteignant des minima et des maxima ensemble. Une autre vue de la vague est montrée à droite. De Wikipédia, travail de : Lookang merci beaucoup à Fu Kwun Hwang et auteur de Easy Java Simulation = Francisco Esquembre - Propre travail

Mais qu'est-ce qui produit l'onde en premier lieu, c'est-à-dire qu'est-ce qui déclenche le champ électrique, qui génère le champ magnétique, qui génère le champ électrique, et ainsi de suite ?

Nous savons que si vous secouez un bâton dans l'eau, cela produit des vagues d'eau. Maxwell nous a appris que si vous secouez un objet chargé électriquement, vous produisez des ondes électromagnétiques. Par conséquent, une charge électrique vibrante produit un rayonnement électromagnétique.

Cela pourrait être une molécule ou un atome chargé, ou un électron ou un proton. La charge en mouvement produit un champ électrique, qui produit un champ magnétique, qui produit un champ électrique, et ainsi de suite. Ces champs se propagent dans l'espace. (Il s'agit d'une version simplifiée de la production, mais cela suffira pour ce module).

3. À quelle vitesse voyage-t-il ?

Maxwell était brillant dans sa compréhension de la vitesse à laquelle les champs se déplacent dans l'espace. À l'aide de ses équations et de sa compréhension de la conservation de l'énergie, il s'est rendu compte que les champs générés doivent parfaitement s'équilibrer. Si l'un ou l'autre champ était plus grand ou plus petit, l'énergie devrait être créée ou détruite, brisant ainsi la loi de la conservation de l'énergie. En utilisant ses équations, le nombre constant qu'il a trouvé pour la propagation de ces ondes, est la vitesse de la lumière, c . Cette expérimentation a confirmé en 1880 par un Américain nommé Albert Michelson, qui a reçu un Prix Noble (le premier à un Américain) en 1907 pour ce travail et pour l'idée que la lumière n'avait pas besoin de moyen pour voyager (il n'y avait pas d'« éther » dans l'espace). Donc:

Vitesse de la lumière (c) = 3,00 x 10 8 m/s = 3,00 x 10 5 km/s

Cette vitesse est si rapide qu'elle peut nous sembler instantanée. Si un faisceau de lumière pouvait faire le tour de la terre, cela ferait 7,5 voyages en UN deuxième!
Dans l'espace, les distances sont vastes, par conséquent, la lumière met un temps mesurable à atteindre la terre depuis les étoiles, les galaxies et même depuis notre propre soleil.

Exemple Problème 1 :
Le soleil est à une distance moyenne de 150 millions de km de la terre. (Cette distance est appelée une unité astronomique = 1 UA.) Calculons le temps que met la lumière pour voyager du soleil à la terre :

Utilisez l'équation pour tout ce qui se déplace à vitesse constante :
vitesse = distance/temps
Réorganiser et résoudre pour le temps :
temps = distance/vitesse
Branchez les chiffres appropriés, où 150 millions de km = 1,5 x 10 8 km et vitesse = c (en kilomètres/sec) = 3,00 x 10 5 km/s :
temps = (1,5 x 10 8 km)/(3,00 x 10 5 km/s)
temps = 500 secondes, ce qui, divisé par 60 secondes, donne : 8,33 minutes.

La distance parcourue par la lumière en un an est appelée année-lumière (ly). C'est une unité utile pour mesurer certaines distances dans l'espace. Il y en a d'autres, dont on parlera dans un autre projet.

Voici une vidéo simple intitulée « Light Years Explained » par Joe Collins et la BBC :

Avant de passer à la section suivante pour résoudre les problèmes et discuter de la gamme de fréquences et de longueurs d'onde générées par cette équation, répondre aux cinq questions suivantes dans le Journal 4 (au dessous de) :

1. T 1. La vitesse constante d'une onde électromagnétique dans l'espace est une conséquence de quel principe central en physique ?
2. Qu'est-ce qu'un champ magnétique changeant induit ?
3. Qu'est-ce qu'un champ électrique changeant induit ?
4. Qu'est-ce qui produit des ondes électromagnétiques ?
5. Que contiennent et transportent les champs électriques et magnétiques ?


Explication : Comprendre les ondes et les longueurs d'onde

La houle de l'eau dans l'océan, la lumière du soleil qui brille et le bruit de l'eau qui s'écrase sont tous des types de vagues.

JNEphotos/iStock/Getty Images Plus

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Les vagues apparaissent sous de nombreuses formes différentes. Les ondes sismiques secouent le sol lors des tremblements de terre. Les ondes lumineuses voyagent à travers l'univers, nous permettant de voir des étoiles lointaines. Et chaque son que nous entendons est une vague. Alors qu'est-ce que toutes ces différentes vagues ont en commun ?

Une onde est une perturbation qui déplace l'énergie d'un endroit à un autre. Seule l'énergie - pas la matière - est transférée lorsqu'une vague se déplace.

La substance dans laquelle se déplace une onde s'appelle la moyen. Ce support se déplace d'avant en arrière à plusieurs reprises, revenant à sa position d'origine. Mais l'onde voyage le long du milieu. Il ne reste pas au même endroit.

Imaginez que vous tenez une extrémité d'un morceau de corde. Si vous le secouez de haut en bas, vous créez une vague, avec la corde comme support. Lorsque votre main monte, vous créez un point culminant ou une crête. Au fur et à mesure que votre main descend, vous créez un point bas, ou creux (TRAWF). Le morceau de corde qui touche votre main ne s'éloigne pas de votre main. Mais les crêtes et les creux s'éloignent de votre main lorsque la vague se déplace le long de la corde.

Dans cette onde, les particules bleues montent et descendent, passant par la ligne au centre. Certaines vagues dans la nature se comportent aussi ainsi. Par exemple, dans l'océan, l'eau monte et descend, mais revient au niveau de la surface. Cela crée des points hauts appelés crêtes et des points bas appelés creux. Au fur et à mesure que l'eau monte et descend, les crêtes et les creux se déplacent sur le côté, transportant de l'énergie. J. Regardez

La même chose se produit dans d'autres vagues. Si vous sautez dans une flaque d'eau, votre pied pousse sur l'eau à un endroit. Cela commence une petite vague. L'eau que votre pied frappe se déplace vers l'extérieur, poussant sur l'eau à proximité. Ce mouvement crée un espace vide près de votre pied, tirant l'eau vers l'intérieur. L'eau oscille, va et vient, créant des crêtes et des creux. La vague déferle alors sur la flaque d'eau. L'eau qui éclabousse au bord est une eau différente de celle où votre pied est entré en contact. The energy from your jump moved across the puddle, but the matter (the molecules of water) only rocked back and forth.

Light, or electromagnetic radiation, also can be described as a wave. The energy of light travels through a medium called an electromagnetic field. This field exists everywhere in the universe. It oscillates when energy disturbs it, just like the rope moves up and down as someone shakes it. Unlike a wave in water or a sound wave in air, light waves don’t need a physical substance to travel through. They can cross empty space because their medium does not involve physical matter.

Scientists Say: Wavelength

Scientists use several properties to measure and describe all these types of waves. Wavelength is the distance from one point on a wave to an identical point on the next, such as from crest to crest or from trough to trough. Waves can come in a wide range of lengths. The wavelength for an ocean wave might be around 120 meters (394 feet). But a typical microwave oven generates waves just 0.12 meter (5 inches) long. Visible light and some other types of electromagnetic radiation have far tinier wavelengths.

Scientists Say: Hertz

Frequency describes how many waves pass one point during one second. The units for frequency are hertz. Traveling through the air, a music note with a frequency of 261.6 hertz (middle C) pushes air molecules back and forth 261.6 times every second.

Scientists Say: Frequency

Frequency and wavelength are related to the amount of energy a wave has. For example, when making waves on a rope, it takes more energy to make a higher frequency wave. Moving your hand up and down 10 times per second (10 hertz) requires more energy than moving your hand only once per second (1 hertz). And those 10 hertz waves on the rope have a shorter wavelength than ones at 1 hertz.

Many researchers rely on the properties and behavior of waves for their work. That includes astronomers, geologists and sound engineers. For example, scientists can use tools that capture reflected sound, light or radio waves to map places or objects.

For light in the electromagnetic spectrum, wavelengths can range from very long (kilometers-long for radio waves) to very small (a millionth of a millionth of a meter for gamma rays). The ruler shows how long these electromagnetic waves are in meters or fractions of a meter. Human eyes can see only a very small portion of these waves. ttsz/iStock/Getty Images Plus

Mots de pouvoir

astronomer: A scientist who works in the field of research that deals with celestial objects, space and the physical universe.

behavior: The way something, often a person or other organism, acts towards others, or conducts itself.

crest: The highest part of a hill, a mountain or a swell of water. (in physics) The top, or highest point, in a wave.

earthquake: A sudden and sometimes violent shaking of the ground, sometimes causing great destruction, as a result of movements within Earth’s crust or of volcanic action.

electromagnetic radiation: Energy that travels as a wave, including forms of light. Electromagnetic radiation is typically classified by its wavelength. The spectrum of electromagnetic radiation ranges from radio waves to gamma rays. It also includes microwaves and visible light.

engineer: A person who uses science to solve problems. As a verb, to engineer means to design a device, material or process that will solve some problem or unmet need.

frequency: The number of times some periodic phenomenon occurs within a specified time interval. (In physics) The number of wavelengths that occurs over a particular interval of time.

gamma rays: High-energy radiation often generated by processes in and around exploding stars. Gamma rays are the most energetic form of light.

hertz: The frequency with which something (such as a wavelength) occurs, measured in the number of times the cycle repeats during each second of time.

matière: Something that occupies space and has mass. Anything on Earth with matter will have a property described as "weight."

oscillate: To swing back and forth with a steady, uninterrupted rhythm.

radiation: (in physics) One of the three major ways that energy is transferred. (The other two are conduction and convection.) In radiation, electromagnetic waves carry energy from one place to another. Unlike conduction and convection, which need material to help transfer the energy, radiation can transfer energy across empty space.

radio waves: Waves in a part of the electromagnetic spectrum. They are a type that people now use for long-distance communication. Longer than the waves of visible light, radio waves are used to transmit radio and television signals. They also are used in radar.

intervalle: The full extent or distribution of something. For instance, a plant or animal’s range is the area over which it naturally exists.

seismic wave: A wave traveling through the ground produced by an earthquake or some other means.

sound wave: A wave that transmits sound. Sound waves have alternating swaths of high and low pressure.

trough: (in physics) the bottom or low point in a wave.

univers: The entire cosmos: All things that exist throughout space and time. Il s'est étendu depuis sa formation lors d'un événement connu sous le nom de Big Bang, il y a quelque 13,8 milliards d'années (plus ou moins quelques centaines de millions d'années).

wave: A disturbance or variation that travels through space and matter in a regular, oscillating fashion.

wavelength: The distance between one peak and the next in a series of waves, or the distance between one trough and the next. It’s also one of the “yardsticks” used to measure radiation. Visible light — which, like all electromagnetic radiation, travels in waves — includes wavelengths between about 380 nanometers (violet) and about 740 nanometers (red). Radiation with wavelengths shorter than visible light includes gamma rays, X-rays and ultraviolet light. Longer-wavelength radiation includes infrared light, microwaves and radio waves.


Why is the Sky Blue?

It is an age-old question posed by children with an inadequate explanation. The answer that it is caused by the short wavelength of light being scattered in the atmosphere is an excuse, used to provide an answer but not the reason.

Why would the short blue wavelength be scattered and not the longer wavelengths, when the shorter a wavelength is, the greater its energy and the more penetrating it is?

If the cause is the scattering of light, why, when you see the horizon of the Earth is there a sharp delineation between the black sky and blue sky but when in space when you look at the light coming from the Earth at night it is not blue?

If the gases in the atmosphere, nitrogen, oxygen, and argon, do not absorb or reflect visible light what is causing the scattering of the blue light?

The correct answer for why the sky is blue is that it is a result of how the nitrogen and oxygen in the atmosphere absorb and transfer energy coming from the sun. What wavelength of energy an object absorbs is determined by its bonds and size and what wavelength of energy the object emits is also a function of these characteristics.

Both the length of bonds of a molecule and the molecule’s size vary and objects do not absorb and emit “a” wavelength but a range of wavelengths. As the atoms of a molecule absorb energy they flex contracting and stretching changing the length of the bond and the size of the molecule.

A molecule will absorb energy both internally, by the atoms forming its bonds and as a molecule as a whole. When it absorbs enough internal energy the vibrations of the atoms across the bond exceeds the attractive force between the atoms forming the bond and the molecules splits.

Oxygen and nitrogen absorb energy from the x-ray and ultraviolet spectrum of light emitted by the sun. Since oxygen, with a double bond, is weaker than nitrogen with its triple bond, it will split into atoms before all the nitrogen bonds are broken.

This is why in the atmosphere above 100 km, where the energy from the sun is greatest, the percentage of nitrogen in the atmosphere decreases and the oxygen, in the form of oxygen atoms, increases. It is also the reason why in the upper atmosphere nitrogen and oxygen combine to form nitrous oxide.

What wavelength of energy the bonds, atoms, and molecules radiate depends on the rate of vibration across a bond and the velocity or energy of the objects as a whole. This energy is radiated in all directions and equalized with surrounding objects that are able to absorb these wavelengths.

As the altitude of the atmosphere decreases the density, or number of molecules, increases which results in the energy being distributed to more molecules and the velocity of those molecules decreasing. As the velocity of the objects decreases, the amount of energy emitted decreases and the wavelength of the energy increases.

In the stratosphere the absorption and radiation of energy by oxygen and nitrogen begin to convert ultraviolet light in blue visible light. Since blue light is not absorbed by the gases the progression of increasing wavelengths ceases with no green, yellow, orange, or red being produced and the sky is blue.

The sky is blue because the gases in the atmosphere absorb and radiate energy from the ultraviolet spectrum and converting it into visible blue light.

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Astronomers Discover New Class of Cosmic Explosions

Astronomers have found two objects that, added to a strange object discovered in 2018, constitute a new class of cosmic explosions. The new type of explosion shares some characteristics with supernova explosions of massive stars and with the explosions that generate gamma-ray bursts (GRBs), but still has distinctive differences from each.

The saga began in June of 2018 when astronomers saw a cosmic blast with surprising characteristics and behavior. The object, dubbed AT2018cow (“The Cow”), drew worldwide attention from scientists and was studied extensively. While it shared some characteristics with supernova explosions, it differed in important aspects, particularly its unusual initial brightness and how rapidly it brightened and faded in just a few days.

In the meantime, two additional blasts — one from 2016 and one from 2018 — also showed unusual characteristics and were being observed and analyzed. The two new explosions are called CSS161010 (short for CRTS CSS161010 J045834-081803), in a galaxy about 500 million light-years from Earth, and ZTF18abvkwla (“The Koala”), in a galaxy about 3.4 billion light-years distant. Both were discovered by automated sky surveys (Catalina Real-time Transient Survey, All-Sky Automated Survey for Supernovae, and Zwicky Transient Facility) using visible-light telescopes to scan large areas of sky nightly.

Two teams of astronomers followed up those discoveries by observing the objects with the National Science Foundation’s Karl G. Jansky Very Large Array (VLA). Both teams also used the Giant Metrewave Radio Telescope in India and the team studying CSS161010 used NASA’s Chandra X-ray Observatory. Both objects gave the observers surprises.

Anna Ho, of Caltech, lead author of the study on ZTF18abvkwla, immediately noted that the object’s radio emission was as bright as that from a gamma-ray burst. “When I reduced the data, I thought I had made a mistake,” she said.

Deanne Coppejans, of Northwestern University, led the study on CSS161010, which found that the object had launched an “unexpected” amount of material into interstellar space at more than half the speed of light. Her Northwestern co-author Raffaella Margutti, said, “It took almost two years to figure out what we were looking at just because it was so unusual.”

In both cases, the follow-up observations indicated that the objects shared features in common with AT2018cow. The scientists concluded that these events, called Fast Blue Optical Transients (FBOTs), represent, along with AT2018cow, a type of stellar explosion significantly different from others. The scientists reported their findings in papers in the Astrophysical Journal et le Lettres de revues astrophysiques.

FBOTs probably begin, the astronomers said, the same way as certain supernovae and gamma-ray bursts — when a star much more massive than the Sun explodes at the end of its “normal” atomic fusion-powered life. The differences show up in the aftermath of the initial explosion.

In the “ordinary” supernova of this type, called a core-collapse supernova, the explosion sends a spherical blast wave of material into interstellar space. If, in addition to this, a rotating disk of material briefly forms around the neutron star or black hole left after the explosion and propels narrow jets of material at nearly the speed of light outward in opposite directions, these jets can produce narrow beams of gamma rays, causing a gamma-ray burst.

The rotating disk, called an accretion disk, and the jets it produces, are called an “engine” by astronomers.

FBOTs, the astronomers concluded, also have such an engine. In their case, unlike in gamma-ray bursts, it is enshrouded by thick material. That material probably was shed by the star just before it exploded, and may have been pulled from it by a binary companion.

When the thick material near the star is struck by the blast wave, it causes the bright visible-light burst soon after the explosion that initially made these objects appear so unusual. That bright burst also is why astronomers call these blasts “fast blue optical transients.” This is one of the characteristics that distinguished them from ordinary supernovae.

As the blastwave from the explosion collides with the material around the star as it travels outwards, it produces radio emission. This very bright emission was the important clue that proved that the explosion was powered by an engine.

The shroud of dense material “means that the progenitor star is different from those leading to gamma-ray bursts,” Ho said. The astronomers said that in the Cow and in CSS161010, the dense material included hydrogen, something never seen in in gamma-ray bursts.

Using the W.M. Keck Observatory, the astronomers found that both CSS 161010 and ZTF18abvkwla, like the Cow, are in small, dwarf galaxies. Coppejans said that the dwarf galaxy properties “might allow some very rare evolutionary paths of stars” that lead to these distinctive explosions.

Although a common element of the FBOTs is that all three have a ‘central engine,’ the astronomers caution that the engine also could be the result of stars being shredded by black holes, though they consider supernova-type explosions to be the more likely candidate.

“Observations of more FBOTs and their environments will answer this question,” Margutti said.

To do that, the scientists say they will need to use telescopes covering a wide range of wavelengths, as they have done with the first three objects. “While FBOTs have proven rarer and harder to find than some of us were hoping, in the radio band they’re also much more luminous than we’d guessed, allowing us to provide quite comprehensive data even on events that are far away,” said Daniel Perley, of the Liverpool John Moores University.

The National Radio Astronomy Observatory is a facility of the National Science Foundation, operated under cooperative agreement by Associated Universities, Inc. The study of CSS161010 was partially supported by the Heising-Simons Foundation, NASA, and the National Science Foundation.


Orion Nebula's Young Stars Offer Glimpse of Stellar Puberty

Astronomers have spotted a swarm of young stars in the famous Orion nebula in the midst of their growing pains — a turbulent phase when the fledgling stars mature into adulthood.

Using NASA's Spitzer Space Telescope and the European Space Agency's Herschel Space Observatory, the researchers observed the developing stars rapidly heating up and cooling down as they grow into adult stars.

In the new Orion nebula photo, the bright specks of stars are awash in rainbow colors that represent different wavelengths of infrared light. This stunning view of the well-known stellar nursery, which is located 1,350 light-years from Earth, helps astronomers piece together the process of star formation.

In the image, the sensitive infrared instruments of Spitzer and Herschel reveal budding stars that would otherwise remain hidden behind thick veils of gas and dust to visible-light telescopes. These stars are in the very early stages of stellar evolution, NASA scientists explained in a statement.

Stars are born as clumps of gas and dust collapse into balls of material surrounded by rotating gaseous disks that feed material to the newborns. Over several hundred thousand years, some of these developing stars siphon enough material to trigger nuclear fusion at their cores and become a star. [50 Fabulous Nebula Photos]

Spitzer is designed to see shorter infrared wavelengths than Herschel, so by combining data from both spacecraft, astronomers can gain a more complete understanding of how the young stars are behaving in the Orion nebula.

Herschel surveyed this portion of the sky once a week for six weeks in 2011, monitoring the activity of young stars. The observatory examined long infrared wavelengths of light that trace cold dust particles, while Spitzer probed the warmer dust at shorter infrared wavelengths, NASA officials said.

Astronomers noticed that several of the young stars brightened and dimmed by more than 20 percent over only a few weeks. Since the twinkling comes from cool material emitting infrared light, this material must be far from the hot center of the young star, NASA scientists said.

At such great distances, the material should take years, or even centuries, to spiral near the young star and cause the twinkling, rather than weeks.

Astronomers are investigating whether lumpy filaments of gas could be funneling in from the outer to the central regions of the star, warming it as the clumps hit the inner disk. Or, material could be gathering at the inner edge of the disk and casting a shadow on the outer part, they said.

"Herschel's exquisite sensitivity opens up new possibilities for astronomers to study star formation, and we are very excited to have witnessed short-term variability in Orion protostars," Nicolas Billot, astronomer at the Institut de Radioastronomie Millimétrique in Grenada, Spain, said in a statement.

Billot and his colleagues are preparing a paper on the findings of their study.

"Follow-up observations with Herschel will help us identify the physical processes responsible for the variability," he added.


Which Electromagnetic Wavelengths can Pass Through the Atmosphere?

The vast majority of electromagnetic radiation does not pass through Earth's atmosphere. Humans should be thankful for this, as if it did, life as it is known would not exist. Harmful X-rays, gamma rays, and ultraviolet light, most coming from the Sun, is largely absorbed in the upper atmosphere. Much infrared radiation is also absorbed by carbon dioxide and water vapor in the atmosphere. If it weren't, liquid water on the surface would be heated to the boiling point and evaporate, leaving a dry planet similar to Venus. Electromagnetic wavelengths above about 10 m (long-wavelength radio waves) are absorbed in the blanket of charged particles encircling the Earth, known as the ionosphere.

The most obvious category of wavelengths not absorbed by the atmosphere is visible light, with amplitudes between about 300 and 700 nm. Because these are one of the most prominent categories not absorbed by the atmosphere, because they are frequently generated by many common chemical reactions, and for many other reasons, it is only natural that organisms that evolved on the surface of the Earth have developed sensory organs well attuned to it.

At electromagnetic wavelengths shorter than violet, which ends at about 280 nm, atmospheric transmittance rapidly drops off to near-zero. Wavelengths longer than red, in the infrared portion of the spectrum, do make it through to some degree. They are also generated locally by anything that produces heat, and some organisms have evolved adaptations that allow limited infrared vision.

Radio waves with wavelengths between about 5 cm and 10 m easily make it through the atmosphere. This is why these waves are probably the third most-recognizable portion of the electromagnetic spectrum behind visible light and infrared. The atmosphere's transparency to waves permits the technology of radio, as well as sophisticated radio observatories that give researchers information about the universe. Astronomical observatories aiming for information about electromagnetic wavelengths blocked by the atmosphere either have to be floated on high-altitude balloons or put on satellites in orbit.

Michael is a longtime InfoBloom contributor who specializes in topics relating to paleontology, physics, biology, astronomy, chemistry, and futurism. En plus d'être un blogueur passionné, Michael est particulièrement passionné par la recherche sur les cellules souches, la médecine régénérative et les thérapies de prolongation de la vie. Il a également travaillé pour la Fondation Mathusalem, le Singularity Institute for Artificial Intelligence et la Lifeboat Foundation.

Michael is a longtime InfoBloom contributor who specializes in topics relating to paleontology, physics, biology, astronomy, chemistry, and futurism. En plus d'être un blogueur passionné, Michael est particulièrement passionné par la recherche sur les cellules souches, la médecine régénérative et les thérapies de prolongation de la vie. Il a également travaillé pour la Fondation Mathusalem, le Singularity Institute for Artificial Intelligence et la Lifeboat Foundation.