- Mercredi 28 Mars : observation du Soleil

- Mercredi 9 Mai : Etalonnage du Spectroscope, réalisation de la courbe

- Mercredi 16 Mai : Observations Spectrosocopiques

- Vendredi 8 Juin : Journée à Meudon

- Mercredi 12 Septembre : Interventions des chercheurs du Ganil

- Mercredi 19 Septembre : venue de France 3 Normandie

- Vendredi 12 octobre : présentation aux Lycéens de Deauville

- Samedi 20 Octobre : fête de la Science

- Samedi 28 Octobre : Voyage à Nançay

- Nos Conclusions

Compte-Rendu du Mercredi 28 Mars

Le mercredi 28 Mars fut notre première approche réelle des Olympiades de Physique, apres une première entrevue de présentation du projet ayant eu lieu quelques jours plus tot dans l’enceinte du Lycée Sainte-Marie, pour permettre de sélectionner les candidats prêts à s’engager dans le projet.

Ainsi, lors de ce mercredi, nous avons pu tenter de comprendre ce que cachait le titre de : “ce que nous apprend la lumière solaire”. Pour nous aider dans cette difficile entreprise, nous avons était aidé par l’ensemble de l’équipe d’enseignement de Physique et Chimie de l’institution Sainte-Marie, ainsi, bien entendu que notre chef de projet René Cavaroz, sans oublier l’ensemble de l’équipe des Olympiades du Lycée André Maurois et de leur professeur de physique.

Nous avons alors reçu plusieurs feuillets polycopiés concernant l’organisation des Olympiades de Physique qui nous ont permis de comprendre l’interet ainsi que les tenants et aboutissants de ce travail.

Enfin les choses sérieuses ont pu debuter, c’est à dire les explications concernant le dossier en lui-même. Nous avons ainsi reçu des cours tout à fait interactifs à propos du soleil, et en particulier une approche théorique de la structure interne du soleil, que completerent d’autres interventions concernant la lumière solaire en elle-même, avec les différentes ondes constituant la lumière qui nous parvient du soleil.

M. Cavaroz nous a aussi conseillé d’acquérir le “Que sais-je” n°230, concernant “Le Soleil”, en nous assurant que nous aurions par la suite l’occasion de le faire dédicacer par Pierre Lantos, l’auteur, que nous allions rencontrer quelques mois plus tard à l’Observatoire de Meudon.

Enfin, notre patience et assiduité fut récompensée par M. Chaumont, un astronome amateur qui a installé à notre égard dans la cour du Lycée un impressionant dispositif de telescope qui nous a permis d’observer le soleil et ses taches, particulierement visibles cet apres-midi là et dont vous pourrez trouver une reproduction en page suivante, au cours des trois jours suivante. Nous avons ainsi pu utiliser la projection de l’image de l’astre solaire sur une feuille blanche pour en tracer les contoures et les taches au crayon.
Nous avons ainsi cloturé cette première réunion dans le laboratoire de Physique, en fixant la date d’une nouvelle réunion d’Olympiades de Physique pour quelques jours plus tard, avant de nous séparer, du soleil plein la tête.

Photo III.1 : Une partie du Groupe avec M. Chaumont

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Compte-Rendu du Mercredi 9 Mai

Le mercredi 9 mai, nous voyons pour la première fois notre spectroscope. La première vision que nous avons eu était une simple boîte qui à la possibilité de s'ouvrir. Lorsque nous avons observé l'intérieur, on a pu découvrir une association de lentilles et un réseau. C'est alors que cet appareil nous est apparu comme plus compliqué qu'il pouvait extérieurement en avoir l’air.
Avec les différents professeurs nous avons pu apprendre à manipuler ce spectroscope. Les premiers spectres que nous avons observés sont ceux des lampes à vapeurs d'hydrogène (H), de sodium (Na), d'hélium (He) et de mercure (Hg).
Pour permettre d'obtenir des résultats concluants, il faut effectuer un bon réglage de la fente du spectroscope se situant sur le côté qui permettra l'entrée de la lumière grâce à la lampe à vapeur qui devra être également placée minutieusement devant cette fente, face miroir. Si le réglage est bien effectué, nous pouvons suivre le trajet des rayons lumineux à l'aide d'un carton blanc. Face à cet appareil se trouve un oculaire qui nous permet d'observer les raies du spectre.Afin d'obtenir la meilleure visibilité possible des raies, une manette se trouve à droite de l’oculaire.
Pour se familiariser avec le spectroscope, à tour de rôle nous avons effectué les manipulations afin d'obtenir un bon réglage.

Une deuxième étape importante doit être réalisée, qui est l'étalonnage du spectroscope. Car à partir de l'étalonnage, on peut connaître précisément la position de chaque raie. On peut lire ces positions sur le compteur qui se trouve juste à côté de l’oculaire, que
nous appelons canal. En utilisant Excel, on peut obtenir un graphique pour lequel à chaque longueur d'onde correspond une valeur sur le canal.

Maintenant que nous avons bien pris connaissance du spectroscope, nous pouvons commencer les expériences. La première expérience que l’on a fait est à partir de la plus grande source lumineuse qui est le Soleil.
Après avoir installé le spectroscope dans la cour, nous plaçons un "spinosa" face à la fente qui grâce à son miroir permettra de capter et d'envoyer la lumière du Soleil dans le spectroscope. Une fois tous les réglages effectués, nous avons pu observer le spectre solaire. Il s'agit d'un spectre continu sur lequel on peut voir un nombre considérable de raies.

Photo III.2 : doublet du sodium et triplet du magnésium photo prise lors de l'etalonnagede notre spectro

Photo III.3: la lampe à Hydrogène devant la fente d’entrée du Spectroscope

Photo III. 4 : Coubes d’étalonnage et résultats de chaque observateur

Photo III. 5 :prise de mesures dans le spectrosocope par les professeurs

Photo III. 6 : Spectroscopie avec les Prépas du Lycée Sainte-Marie

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Compte-rendu du Mercredi 16 Mai

A notre arrivée, nous nous installons à l'amphithéâtre de physique, afin de récupérer des informations sur la Spectroscopie. M. Cavaroz et Mme Guigné nous donnent des photos de l'observatoire de Paris-Meudon du Cycle Solaire comprenant les taches solaires observables en mars 2001.
Puis nous mettons au point le programme de la journée d'expédition de notre futur voyage à Paris-Meudon. Après quelques explications, il est convenu que nous prendrons le bus au Lycée de Deauville.
Nous tentons alors une première fois l'étude du spectre solaire avec le matériel déjà reglé la semaine dernière. Mais cette première tentative reste vaine, nous decidons alors de recommencer l'étalonnage du spectroscope afin que les absents de la semaine dernière puissent comprendre le fonctionnement du matériel.
Nous tentons alors de trouver alors en place une lampe à Sodium et un laser afin de procéder au réglage. Après avoir mis en place le matériel, nous utilisons la lumière très directive du laser pour nous assurer que la lumière sera bien transmise jusqu'à l'occulaire. Nous devons alors affiner les reglages et utilisons la lampe de Sodium pour trouver le canal. L'étalonnage semblait moins net que celui de la semaine dernière, on remarque toutefois la différenciation des raies du sodium.
Le soleil commençant enfin à apparaître derrière les nuages, nous décidons de remettre en place le spectroscope au rez-de-chaussée, au milieu de la cour du Lycée.
Cette seconde tentative rencontre le succès escompté, nous dissocions donc bien les raies caractéristiques du spectre solaire, obtenant un spectre tel que celui représenté sur la figure suivante. En revanche, nos efforts restent vains quant aux images des raies que nous étions censés mettre sur film grâce à notre caméra.
Un nouvelle fois, un mur de nuages couvre notre sujet d'observation, nous ne pouvons donc plus continuer les observations et retournons alors en salle de physique, pour un rappel des bases indispensables sur des notions allant de l'atome au minimum d'énergie, en passant par l'énergie et les nucléides.
Nous continuons cette pose des bases par un éxposé sur la formule d'Einstein et avant tout sur les réactions thermo-nucléaires, où nous est donnée l'explication de la fusion thermonucléaire agissant pour transformer 4 protons d'hydrogène en un noyau d'hélium.
A la fin de l'entretien, nous visionnons les photos prises les fois précédentes et stockées sur un CD-Rom confié aux élèves de Deauville, lors de la présentation du projet la semaine précédente.
Nous nous séparons alors, en intégrant chacune des nouvelles connaissances acquises durant les expériences de cet après-midi.

Photo III. 7: Spectre Solaire

Photo III. 8 : Prises de Mesures sur film dans la cour du Lycée

Photo III. 9 : Spectroscopie des Lampes caractéristiques dans le laboratoire

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Compte-rendu du Vendredi 8 Juin, Journée de Travail au D.A.S.O.P. de l’Observatoire de Paris Meudon.

Pour élargir notre vision sur le soleil, nous sommes partis le vendredi 8 juin en direction de Paris, pour découvrir l'observatoire de Meudon.

Nous avons commencé cette journée par une visité guidée de l'observatoire. Ensuite à 11h, M. Dechy a eu la gentillesse de prendre le temps de nous expliquer ce qu'est le spectrohéliographe. Cet appareil présente de nombreuses similitudes avec notre spectroscope si ce n’est la grande différence de taille. Ces deux appareils fonctionnent néanmoins sur le :même principe. La lumière est captée par le coelostat, composé de deux miroirs (pour nous, il correspond au spinosa). Ensuite, elle passe dans l'objectif de l'instrument qui forme l'image du soleil face à la fente d'entrée du spectrographe. De là, par l'intermédiaire de l'objectif du collimateur, la lumière se dirige sur le réseau plan qui va renvoyer la lumière sur l'objectif chambre. A la suite du réseau, on trouve un équipage mobile, où un objectif de chambre et un miroir plan se déplacent sur une coulisse pour venir se positionner dans le faisceau. Ils renvoient alors le spectre sur une caméra CCD qui est équipée d'une barrette de 2048 éléments. Enfin, la lumière ressort par une fente sélectrice, derrière laquelle vient se placer le châssis photographique. (Les mouvements de l'objectif de l'instrument et du châssis sont synchrones.) Malheureusement, ce jour-là, le soleil n'étant pas au rendez-vous, nous n’avons pas pu voir l'appareil fonctionner. (voir chap 3 pour plus de détails sur le fonctionnement su spectrohéliographe)

Après une petite restauration, M. Dechy nous a expliqué certains éléments du soleil par l’intermédiaire de sites Internet. Ensuite à 13h, nous avons rencontré M. Aboudharam du DASOP. Au cours de cet entretien, nous avons pu approfondir nos connaissances sur cette étoile. Il a abordé avec nous différents sujets, tels que les réactions thermonucléaires, les radiations et les champs magnétiques. A l4h, nous avons eu le plaisir de faire la connaissance de Pierre Lantos, auteur du livre Le Soleil paru dans la collection Que sais-je ?. Nous avons donc eu l'occasion de discuter sur son livre et de faire au passage une petite dédicace. Ensuite M. Marquet qui prépare une thèse sur "La couronne solaire visible dans les ondes radio." nous en explique le principal. A la suite d'un entretien avec M. Bover, nous retournons pour une dernière fois au spectrographe faire l’étude des posters. Cette journée passionnante se termina par la visite d’une partie du Palais de la découverte.

Gros Plan sur un instrument de Mesure de l’Observatoire

Le spectrohéliographe de l'Observatoire de Paris-Meudon
Introduction (présentation, définition)

Parmi les différents moyens d'observation qui ont permris d'étudier le Soleil et de suivre son évolution figure le spectrohéliographe. Fournissant des prises photographiques de sa surface (spectrohéliogramrnes), un tel appareil a contribué à archiver l'évolution de l'astre solaire au niveau de ses couches externes, et plus particulièrement dans la photosphère et la chromosphère. (cf.courbes de spectroscopie p.38)
Son intérêt principal tient en ce qu'il rend possible une observation de ces couches externes à leurs différentes altitudes. Ainsi on a accès à ce que l' on pourrait appeler une exploration « en profondeur » de la photosphère et de la chromosphère solaires. Plus concrètement, le spectrohéliographe pennet une observation de la surface solaire dans une longueur d'onde particulière, choisie dans la lumière visible émise par le Soleil. En sélectionnant une longueur d'onde précise, on isole l'image de la zone de provenance directe de l'émission de cette radiation depuis la surface solaire. Il devient par conséquent possible d'étudier l'image du Soleil à travers les différentes radiations qu'il émet, et donc à différents niveaux de ses couches externes.
Approche de ses Principes et fonctionnement

Pour pouvoir traiter l'image du Soleil, le spectrohéliographe doit avant tout capter cette image. Ce but est atteint grâce à un système de miroirs. Aillsi, un miroir primaire (d'axe équatorial) capte l'image du Soleil pour la réfléchir vers un miroir secondaire (alt-azimutal), dont la position varie avec la hauteur de la trajectoire décrite par le Soleil dans le ciel (donc avec les saisons), lequel renvoie enfin vers l'objectif d' entrée de l' appareil une image réduite (del'ordre de 4 cm de diamètre), et exacte du disque solaire. A ce niveau débute le traitement de la lumière solaire par le spectrohéliographe. A la suite de l'objectif d'entrée, une fente d'entrée sélectionne une mince bande de ce disque solaire. La lumière de cette bande rencontre ensuite une lentille collimatrice permettant de l'envoyer vers un réseau de diffraction, lequel va décomposer la lumière de cette mince bande
sélectionnée en son spectre. Ce réseau de diffraction donne plusieurs spectres (juxtaposés les uns aux autres). A partir du spectre du 3e ordre, généralement (le spectre d'ordre 1 étant le plus lumineux et le moins étalé), les différents spectres se chevauchent. Ces spectres de la lumière émise par le Soleil sont reconstitués devant la fente de sortie de l'appareil.
Dans cette première étape est donc obtenu le spectre de la lumière visible émise par le Soleil ( et plus précisément par la très étroite bande sélectionnée sur l'image du disque solaire). Cette partie du spectre électromagnétique du Soleil s'étend d'environ 400 nanomètres de longueur d'onde, correspondant au bleu-violet, à environ 800 nanomètres, dans la couleur rouge. Ce spectre constitue donc seulement une infime partie du spectre total. La lumière blanche, les ondes radio s'étendant de 1 mm à une quinzaine de mètres, ainsi qu'une très petite fenêtre de longueurs d'ondes de l'infrarouge restent les seules radiations émises par le Soleil pas trop affectées par la traversée de l'atmosphère terrestre, et donc à travers lesquelles on peut l'étudier plus finement. D'autres types d'ondes, telles que les rayons X ou gamma, ou bien les ultraviolets et la majeure partie de l'infrarouge sont stoppées à différentes altitudes par l'atmosphère de notre planète, donc inutilisables pour une observation à partir du sol. Leur exploitation nécessite l'usage de satellites d'observation situés à plus de 50 km d'altitude de la Terre.
Sur le spectre, on retrouve les raies les plus utilisées pour l'observation du Soleil. Ces
fractions du spectre correspondent chacune très particulièrement à une radiation émise par un élément chimique précis, à un niveau d'excitation donné, et donc d'ionisation, de
l'atome dont il s'agit. Chaque élément chimique peut émettre des radiations à des longueurs particulières qui lui sont propres, le distinguant ainsi des autres éléments. On retrouve, par exemple, les raies H alpha, une des radiations dues à l'hydrogène, située à 656 nm de longueur d'onde, ou encore les raies H et K du calcium, respectivement à 397 et 393 nm).
Le réseau du spectrohéliographe a été étudié pour que la radiation rouge H alpha du
spectre du 3ème ordre soit dispersée dans la même direction que la radiation K, bleue, du calcium. Ainsi, grâce à un filtre interchangeable, rouge ou bleu, placé derrière la fente d'entrée, on sélectionne rapidement la longueur d'onde de l'une de ces raies les plus employées, car les plus fortes, dans l'observation du Soleil.
Ces raies K et H alpha constituent deux raies d'absorption de la chromosphère. Ainsi les radiations identiques ( de même longueurs d'onde) émises par la photosphère sont réémises moins intensément par les éléments hydrogène et calcium de la chromosphère, moins chaude, qui absorbent une partie du rayonnement et le ré-émettent dans toutes les directions. De ce fait, sur le spectre de la lumière blanche solaire, on remarque ces bandes d'intensité inférieure, correspondant aux raies d'absorption H alpha et K.
cependant on peut constater, lors d'une éclipse de Soleil par exemple, que le bord du disque solaire, représentant à la chromosphère, émet une lumière rouge correspondant à cette raie H alpha qui, ici, se trouve en émission. En analysant cette lumière, on ne remarque plus que la raie H alpha, plus intense que les autres radiations émises par la chromosphère elle-même.
Grâce à une fente de sortie, on sélectionne donc une longueur d'onde précise dans la lumière du disque solaire, dont on obtient l'image grâce au film photographique situé derrière la fente. On reconstitue ensuite l'image entière du disque par balayage de la fente d'entrée simultanément avec le déplacement de la fente de sortie.
Ce que l'on observe ou photographie alors est donc l'image d'ensemble du disque solaire, limitée à une bande très étroite de longueurs d'ondes. Cette image est monochromatique. Les zones sombres ou claires correspondent ainsi au niveau d'intensité de la radiation choisie aux différents endroits du disque solaire.

Résultats obtenus

Dans la raie H alpha, émise par l'élément hydrogène, on peut observer les zones d'émission importantes de cette radiation, en l'occurrence la partie supérieure de la chromosphère, de même que la raie K1v du calcium. On y distingue plus précisément certains filaments,correspondant à des zones d'activité magnétique faible (en plus sombre), ainsi que l'emplacement des taches, associés aux plages faculaires particulièrement visibles (en plus clair).
De la même manière, on peut obtenir une image de la couche photosphérique, plus importante source d' émission dans la raie K1v, raie du calcium ionisé. On y reconnaît avec plus de détails les taches solaires situées à ce niveau.
L'utilisation d'un tel appareil permet donc d'étudier précisément l'évolution de phénomènes particuliers se déroulant à la surface solaire, à ses différentes altitudes, tels que le développement des protubérances, taches, et autres phénomènes magnétiques.

Photo III. 10: M. Dechy devant le spectroheliographe de Meudon

Figure II.11 : matérialisation et intensité des raies sur le Spectre
Document issu de l’observatoire de Paris-Meudon
D.A.S.O.P. (Juin 2001)
Rencontre avec M. Boyer

Recherche de l’Hélium

Figure II.12 : matérialisation et intensité des raies sur le Spectre
Document issu de l’observatoire de Paris-Meudon
D.A.S.O.P. (Juin 2001)
Rencontre avec M. Boyer

Recherche de la Raie du Nickel 48

Photo III. 13 : le spectrohéliographe de Meudon

Photo III. 14 :Toute l’équipe devant le Spectroheliographe

Photo III. 15: Le coelostat du Spectrohéliographe

Photo III. 16 : journée de Travail au DASOP de l’Observatoire de Paris-Meudon,
Le vendredi 8 Juin 2001

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Compte-rendu du Mercredi 12 Septembre 2001

Deux Chercheurs du Ganil, Philippe Chomaz et François di Oliveira nous ont fait partager leur passion de la physique, notamment aux travers de deux exposé, dont un concernant les supernovas, qui vous est retransmis ici :

Il existe trois grandes tailles d’étoiles.
Les plus petites évoluent lentement, en transformant de l’hydrogène en Hélium (les éléments présents à la formation de l’univers). Ces étoiles sont donc les plus anciennes.
Une étoile moyenne, comme notre soleil a une durée de vie d’environ 15 milliards d’années, et est majoritairement formée d’hydrogène, qu’elle transforme en hélium, puis en carbone à la fin de sa vie.
Les étoiles les plus grosses évoluent très rapidement (environ 12 millions d’années )et meurent en une gigantesque explosion. Celles ci possèdent des éléments plus diversifiés, et sont plus riches en Nickel, Fer, éléments beaucoup plus lourds que l’hélium ou l’hydrogène. Dans ces étoiles, on assiste à une longue chaîne de réactions :

Réactions de fusions nucléaires dans les étoiles et leur température critique :

photo III. 17 : Philippe Chomaz	Photo III. 18 : François De Oliveira

Les éléments formés sont de plus en plus lourds. Au-delà du Nickel 56, les réactions, jusque là exothermiques, deviennent endothermiques, ce qui provoque une certaine instabilité dans l’étoile, devenue supernovae II et qui meure en une gigantesque explosion.
Cependant, la mort de l’étoile peut suivre un autre scénario. En effet, l’essentiel du nickel présent dans l’univers provient non pas des explosions des supernovae II, mais de celles des supernovae de type I. On suppose que dans ce cas, il s’agit d’un système composé d’une géante rouge (B) et d’une naine blanche (A).

La géante rouge, attirée par la naine blanche, se déforme en formant un flux de matière (principalement H et He) qui se dirige vers la naine blanche. On assiste alors à une combustion nucléaire très rapide en surface de la naine blanche, qui forme oxygène ou néon. Quand l’étoile A devient trop grosse, celle ci s’effondre sur elle-même en provoquant une dispersion des éléments dans l’univers. Ce processus très rapide engendre le formation d’une grande quantité de Ni.

Ces informations nous ont été données par M. François Oliveira, chercheur au GANIL de Caen, lors de la séance du 12/09/01. Cet exposé était précédé d’une intervention de M. Philippe Chomaz, ayant pour sujet la recherche scientifique.
Ces deux intervenants étaient passionnants, et leur exposés très instructifs.

Fig III.19 :Evolution d’une étoile selon sa taille :

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Compte-rendu du Mercredi 19 Septembre 2001

A compter de ce jour, les choses sérieuses vont commencer. En effet, c’est notre première intervention télévisée, et le trac est au rendez-vous. Après une courte période de préparation, nous nous décidons à nous lancer sous l’œil attentif et exercé de notre jury et de la caméra de France-trois Normandie.

Hugo prend la main afin de débuter notre exposé, mais là, à cet instant précis, la panique bat son plein, et il s’ensuit un blanc (terrifiant ?) durant lequel personne n’ose réagir ! Durant ce léger temps de flottement, sous les directives de Monsieur Cavaroz, nous entreprenons la reconquête de notre auditoire. Tandis que Jonathan s’affaire pour continuer l’exposé, le groupe se prépare, se réorganise.

Des coups d’œil inquiets fusent. La tension occasionnée par cette séance télévisée n’est pas pour faciliter les choses. Cependant, malgré quelques bafouillages, l’exposé se déroule sans réel incident majeur. Puis, la partie expérimentale de notre sujet est placée sur le « devant de la scène ». La synchronisation, étant de mise, doit compléter la coordination.

Cette « gymnastique » nécessite une organisation sans heurts, mais le trac agissant, la confusion prend le dessus. Toutefois, notre étalonnage avec les lampes de sodium, hélium, mercure et magnésium se révèle être correct. Le jury, ainsi que les journalistes, est donc invité à se déplacer pour observer nos raies d’émissions.

Notre exposé se termine par la lecture d’un poème, nous attendons patiemment le verdict du jury, connaissant déjà nos fautes. Les commentaires ne se font pas attendre, une partie théorique trop longue, des blancs à éviter dorénavant, et autres petits détails…

Après ce premier passage, nous nous restaurons avec biscuits et jus d’orange. Ensuite, divers conciliabules s’engagent, traitant de divers sujets. Après cette pause, nous reprenons l’exposé pour le retravailler et l’améliorer dès maintenant. La version « remasterisée » de cet exposé conclut donc cette journée riche en expérience.

Photo III. 20 : la visite de France 3 Normandie à l’une de nos répétitions

Photo III. 21 : En pleine Répétition, devant les caméras

Photo III. 22 : toute l’équipe de Sainte-Marie devant le Spectroscope

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Compte-rendu du Vendredi 12 Octobre

A 12 h 30, nous nous embarquons dans une folle épopée, qui doit nous conduire à Deauville devant un public de plus de 100 élèves. Nous retrouvons nos compagnons du lycée André Maurois, afin de préparer notre intervention. Pour ce faire, nous nous installons dans la salle des fêtes de Deauville et organisons notre ordre de passage.

Notre présentation, censée commencer à 14h prend un peu de retard, car notre matériel et nos documents ne sont pas tous arrivés. Enfin, nous pouvons commencer...

Devant un public composé de jeunes de 2nde et de 1ères, Hugo introduit notre sujet par l’historique. Notre exposé se déroule bien et nous invitons donc le public à se déplacer pour découvrir notre installation et notre étalonnage.

Au départ, seul un garçon ose venir, suivi par deux jeunes filles, et enfin un attroupement se forme. Nous nous rendons compte que notre auditoire a migré derrière nous pour voir l’expérience. C’est l’heure des explications courtes à de petits groupes de personnes ayant des questions bien précises.

Puis, le public reprend place dans les sièges de l’amphithéâtre. Nous concluons notre sujet, puis M. Cavaroz le complète par une courte intervention. Après avoir répondu à quelques questions éparses, nous laissons la place au conférencier et prenons place dans l’assistance pour écouter la conférence de M. ABOUDARHAM sur les fureurs du Soleil.

Après la conférence, nous commençons à ranger notre matériel tout en discutant avec le conférencier. La journée se termine alors par un bilan de la présentation en présence de toute l’équipe.

Photo III. 23 : tout le groupe avec M. Aboudarham

Photo III. 30 : l’Affiche de la Conférence de M. Aboudarham

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Compte-rendu du Samedi du 20 Octobre 2001

Nous nous réunissons au conseil régional de Basse-Normandie, dans le cadre de la semaine de la science en fête afin d’exposer notre montage au grand public. Cependant, la foule tarde à se montrer. Faut-il préciser qu’il n’est que 10 h du matin ? Quoiqu’il en soit nous mettons activement en place le matériel nécessaire à une exposition en bonne et dûe forme.

Toujours est-il qu’au fur et à mesure de la matinée, les autres exposants se joignent à un groupe de personnes fort intéressé par notre présentation, ou s’étant trompé de salle. Nous commençons donc notre exposé après une ultime vérification du matériel. Enfin, l’entraînement parle, “nous avons pris le coup”. Moins de bafouillages, moins d’hésitations.....

Vint le moment d’interactif avec le public, l’étalonnage en direct avec la participation de nos principaux assistants, nommés les lampes de mercure, de sodium, et d’hélium. Qui permit par la suite à notre public de venir admirer les raies d’Emmanuelle.

Une partie du groupe des Olympiades ayant d’autres investissements dans diverses projets (entres autres européens commenius par exemple) Ils ont dû laisser laisser le reste du groupe, et notamment nos collaborateurs de Deauville, leur laissant le soin d’être à l’écoute de Mr CHOMAZ, chercheur au G.A.N.I.L. de Caen.
Ils ont ainsi pu, durant l’Apres-midi faire partager notre passion à une soixantaine de spectateurs venus assister aux diverses animations au sein du conseil régional.

Photo III . 31: un auditoire attentif

Photo III. 32 : une présentation au Conseil Régional pour la semaine de la science

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Compte-rendu du Dimanche du 28 Octobre 2001

Le dimanche 28 octobre 2001, nous avons pu assister au congrès Science et Citoyens qui s’est echelonné sur deux jours, et que nous avons pu suivre à Poitiers, où nous avons eu l’opportunité de rencontrer de nombreux chercheurs et scientifiques dans des branches et domaines variés de Sciences, dans des condtions chaleureuses aussi bien pendant les pauses entre ateliers que durant les repas avec des chercheurs. le groupe de Deauville, ( Mr Marie et ses élèves ) s’est rendu sur le site du radiotéléscope de Nancay pour une visite trop courte de deux heures où M. Cavaroz a eu la gentillesse d’être notre guide, pour une apres-midi tout aussi enrichissante que les jours précédents.

Photos III.33 : Une partie des Equipements que nous avons eu la possibilité d’observer et comprendre lors de notre visite à Nançay

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Nos Conclusions :

Nous avons à plusieurs reprise tenté d’observer la raie du nickel et nous nous somme posé la question de sa provenance. Deux hypothèses étaient alors possibles : le soleil fabrique ce nickel, ou alors il était présent en son cœur depuis sa formation il y a 5 milliards d’années. Connaissant la température au centre du soleil, qui est d’environ 14 millions K, on peut déduire que notre étoile est, dans le tableau des réactions nucléaires, bien en dessous de la température critique qui lui permettrait de fabriquer des éléments aussi lourds que le nickel. La première hypothèse est donc réfutée. Grâce à la précieuse aide de deux chercheurs du GANIL de Caen (Mrs Chomaz et Oliveira) nous avons appris que la majorité du nickel provenait de l’explosion de Supernovae de type I. Au moment de la formation de notre soleil, de nombreux éléments plus lourds que l’H et l’He majoritaires dans ce nuage, ce sont trouvés « pris » dans cette accrétion  et ce sont eux dont on trouve les traces dans notre spectre.

Nous pouvons donc généraliser en affirmant que les noyaux lourds présents dans le soleil étaient présents dès sa formation.

La spectroscopie peut apporter encore de nombreuses informations. Ainsi, elle peut établir la Température à la surface d’une étoile. En effet, grâce à la relation de Wien, on sait que la longueur d’onde à laquelle une étoile émet le plus est proportionnelle à sa température de surface. Ainsi, pour notre soleil, qui émet principalement dans le vert (environ 500 nm, soit 5*10-7m), sa température est de :
Cste de Wien/lmax = 0,0029/5*10-7=5800 K

Toutes ces informations ont permis aux scientifiques de classer le soleil comme étoile de type G2V, c’est à dire une étoile moyenne, dont la durée de vie est d’environ 10 milliards d’années (durée de vie établie à partir de la quantité d’Hydrogène). Cette étoile est trop petite pour avoir la fin glorieuse d’une supernovae. Ainsi, après avoir brûlé tout son hydrogène, il deviendra une géante rouge et englobera les planètes telluriques. Il brûlera son Hélium en Carbone mais sa faible masse l’empêchera d’aller plus loin dans les réactions thermonucléaires et il terminera sa vie sous la forme d’une naine blanche.

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