À la découverte de l'Univers

À la découverte de l’Univers conduit le lecteur jusqu’auxconfins du système solaire et au-delà, à la lumière desplus récentes découvertes de l’astronomie et de l’astro-physique.

Un ouvrage d’une grande richesseCet ouvrage retrace l’histoire de notre Univers de sa formation à son exploration moderne. Après avoir été initié aux notions élémentaires d'optique et de physiquegravitationnelle nécessaires pour aborder l'astrophysique,le lecteur est invité à partir à la découverte des planètes,des étoiles et autres corps célestes. Son voyage se pour-suit avec une brève exploration des galaxies et une intro-duction à la cosmologie, avant de se conclure par uneprésentation des dernières pistes de recherche en astro-biologie.

Observer l’UniversLes technologies d’observation contemporaines du cielpermettent de voir toujours plus loin et avec toujours plusde précision. À la découverte de l’Univers est richement illustré de photos prises par les satellites envoyés dans

l’espace et par les télescopes les plus puissants. De nombreuses cartes stellaires permettent de situer les observations visibles sur les clichés, tandis qu’une kyriellede dessins et schémas illustrent de façon claire lesphénomènes décrits.

Votre propre observatoire sur InternetDes compléments en ligne vous proposent de poursuivrele voyage dans l’Univers de façon interactive.

Des vidéos et des animations en ligne vous permettrontde voir les phénomènes décrits dans l’ouvrage.

Surtout, vous vous rapprocherez des planètes et desétoiles, et plongerez dans les galaxies les plus éloignées,guidé dans l’immensité par Neil F. Comins grâce à un logiciel interactif d’observation virtuelle.

À la découvertede l’Univers

Introduction à l’astronomie et à l’astrophysique

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ISBN : 978-2-8041-6603-8

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www.deboeck.com

Traduit de l’américain par Richard Taillet et Loïc Villain

Une visite guidée de l’Univers superbement illustrée

L’auteur

Le professeur Neils F. Comins enseigne à l’université du Maine, aux États-Unis. Plusieursfois diplômé en physique et docteur en astrophysique, ses travaux dans les domainesde la relativité générale, de l’astronomie observationnelle, de la simulation numériqued’évolution des galaxies, sont mondialement reconnus.

Les traducteurs

Richard Taillet est docteur en physique théorique et agrégé de sciences physiques. Il est aujourd’hui professeur à l’université de Savoie et chercheur en astrophysique au Laboratoire d’Annecy-le-Vieux de physique théorique (LAPTH).

Loïc Villain est docteur en physique théorique de l'université Paris VII, dans le domainede l'astrophysique relativiste. Il est maître de conférences à l'université François Rabelaisde Tours et chercheur au Laboratoire de mathématiques et physique théorique (LMPT).

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À la découverte de l’Univers

Neil F. Comins

Traduction de Richard Taillet et Loïc Villain


Je suis vivement reconnaissant aux astronomes et aux enseignants qui ont participé à la relecture des chapitre de cette édition et des précédentes.

William R. Alexander, James Madison University Gordon Baird, University of MississippiHenry E. Bass, University of MississippiJ. David Batchelor, Community College of Southern NevadaJill Bechtold, University of ArizonaPeter A. Becker, George Mason UniversityMichael Bennett, DeAnza CollegeJohn Bieging, University of ArizonaGreg Black, University of VirginiaJulie Bray-Ali, Mt. San Antonio CollegeJohn B. Bulman, Loyola Marymount UniversityJohn W. Burns, Mt. San Antonio CollegeAlison Byer, Widener UniversityGene Byrd, University of AlabamaEugene R. Capriotti, Michigan State UniversityMichael W. Castelaz, Pisgah Astronomical Research InstituteGerald Cecil, University of North CarolinaDavid S. Chandler, Porterville CollegeDavid Chernoff, Cornell UniversityTom Christensen, University of Colorado, Colorado SpringsChris Clemens, University of North CarolinaChristine Clement, University of TorontoHalden Cohn, Indiana UniversityJohn Cowan, University of OklahomaAntoinette Cowie, University of HawaiiVolker Credé, Florida State UniversityCharles Curry, University of WaterlooJames J. D’Amario, Harford Community CollegePurnas Das, Purdue UniversityPeter Dawson, Trent UniversityJohn M. Dickey, University of Minnesota, Twin CitiesDan Durben, Black Hills State UniversityJohn D. Eggert, Daytona Beach Community CollegeBernd Enders, College of MarinMark W. F. Fischer, The College of Mt. St. JosephRobert Frostick, West Virginia State CollegeMartin Gaskell, University of NebraskaBruce Gronich, University of Texas–El PasoSiegbert Hagmann, Kansas State UniversityDavid Hedin, Northern Illinois UniversityChuck Higgins, Penn State UniversityJames L. Hunt, University of GuelphNathan Israeloff, Northeastern CollegeKenneth Janes, Boston UniversityWilliam C. Keel, University of AlabamaWilliam Keller, St. Petersburg Junior CollegeMarvin D. Kemple, Indiana University–Purdue University

Indianapolis (IUPUI)Julia Kennefick, University of ArkansasPushpa Khare, University of Illinois at ChicagoF. W. Kleinhaus, Indiana University–Purdue University Indianapolis

(IUPUI)Rob Klinger, Parkland CollegeGeorge F. Kraus, College of Southern MarylandPatrick M. Len, Cuesta CollegeJohn Patrick Lestrade, Mississippi State UniversityC. L. Littler, University of North TexasM. A. K. Lohdi, Texas Tech UniversityMichael C. LoPresto, Henry Ford Community CollegePhyllis Lugger, Indiana UniversityR. M. MacQueen, Rhodes College

RemerciementsRobert Manning, Davidson CollegePaul Mason, University of Texas–El PasoP. L. Matheson, Salt Lake Community CollegeRahul Mehta, University of Central ArkansasJ. Scott Miller, University of LouisvilleL. D. Mitchell, Cambria County Area Community CollegeJ. Ward Moody, Brigham Young UniversitySiobahn M. Morgan, University of Northern IowaDavid Morris, Eastern Arizona CollegeSteven Mutz, Scottsdale Community CollegePaul J. Neinaber, Saint Mary’s University of MinnesotaGerald H. Newson, Ohio State UniversityBob O’Connell, College of the RedwoodsWilliam C. Oelfke, Valencia Community CollegeRichard P. Olenick, University of DallasJohn P. Oliver, University of FloridaMelvyn Jay Oremland, Pace UniversityJerome A. Orosz, San Diego State UniversityDavid Patton, Trent UniversityJon Pedicino, College of the RedwoodsSidney Perkowitz, Emory UniversityDavid D. Reid, Wayne State UniversityAdam W. Rengstorf, Indiana UniversityJames A. Roberts, University of North TexasHenry Robinson, Montgomery CollegeDwight P. Russell, University of Texas–El PasoBarbara Ryden, Ohio State UniversityLarry Sessions, Metropolitan State CollegeC. Ian Short, Florida Atlantic UniversityJohn D. Silva, University of Massachusetts at DartmouthMichael L. Sitko, University of CincinnatiEarl F. Skelton, George Washington UniversityGeorge F. Smoot, University of California at BerkeleyAlex G. Smith, University of FloridaMichael Sterner, University of MontevalloBrent W. Studer, Kirkwood Community CollegeDavid Sturm, University of Maine, OronoPaula Szkody, University of WashingtonMichael T. Vaughan, Northeastern UniversityRobert Vaughn, Graceland UniversityAndreas Veh, Kenai Peninsula CollegeJohn Wallin, George Mason UniversityWilliam F. Welsh, San Diego State UniversityR. M. Williamon, Emory UniversityEdward L. (Ned) Wright, University of California at Los AngelesJeff S. Wright, Elon CollegeNicolle E. B. Zellner, Rensselaer Polytechnic Institute

J’aimerais remercier particulièrement le personnel de W. H. Freeman and Company qui ont rendu la relecture de l’ouvrage très agréable. Parmi ceux-ci, Anthony Palmiotto, Kharissia Pettus, Kerry O’Shaughnessy, Blake Logan, Ted Szczepanski, Bill Page, Lawrence Guerra et Kathryn Treadway. Merci aussi à Louise B. Ketz, Ana Paganelli et Black Dot Group. Je remercie chaleureusement David Sturm de l’université du Maine (Orono) pour son aide lors de la collecte des données sur les objets du Système solaire ; mon collègue de l’université du Maine David Batuski ; ainsi que ma femme Sue et mes enfants, James et Josh, pour leur patience et leur soutien lors de la préparation de ce livre.

Neil [email protected]

V

À propos de l’auteur

Le professeur Neil F. Comins enseigne à la faculté de l’université du Maine. Né en 1951 à New York, il a grandi à New York et en Nouvelle Angleterre. Il a reçu un diplôme d’ingénieur en physique à l’université de Cornell, un diplôme de Master en physique à l’uni-versité de Maryland et un doctorat d’astrophysique à l’université de Cardiff, au Pays de Galles, sous la di-rection de Bernard F. Schutz. Le travail de thèse de Neil F. Comins, portant sur la relativité générale, a été cité par Subramanyan Chandrasekhar lors de son dis-cours à l’occasion de la remise de son prix Nobel. Il a conduit des travaux théoriques et expérimentaux en re-lativité générale, en astronomie observationnelle et en simulations numériques d’évolution des galaxies. La quatrième édition de À la découverte de l’Univers a été le premier ouvrage que N. Comins a écrit pour l’édi-teur W. H. Freeman and Company, ayant pris le relais à la mort de Bill Kaufmann en 1994. Il a été suivi par 9 autres. Il a aussi été l’auteur de trois livres destinés au grand public, What if the moon didn’t exist?, Heavenly Errors et Les dangers du voyage spatial : un guide touris-tique. Le premier a été adapté pour des spectacles des-tinés aux planétariums, a été traduit dans plusieurs lan-gues et a fourni le thème pour le pavillon Mitsubishi à l’exposition mondiale de 2005, à Aichi au Japon. Le deuxième, Heavenly Errors, explore les idées fausses dans le domaine de l’astronomie, se penche sur la ques-tion de savoir pourquoi ces idées fausses sont si répan-dues, et comment les corriger. N. Comins est intervenu de nombreuses fois à la télévision et à la radio, il donne aussi de nombreuses conférences publiques.

VII T A B L E D E M A T I È R E S

Remerciements ....................................................................................................................................... IVPréface ................................................................................................................................................ XVII

1 À la découverte du ciel nocturne .............................................................................................. 1

1.1. L’Univers à différentes échelles ............................................................................................................................ 21.1.1. Les distances astronomiques sont… astronomiques ! ........................................................................................... 2

1.2. Constellations ........................................................................................................................................................ 41.2.1. Les constellations permettent de localiser les étoiles ........................................................................................... 6

1.2.2. La sphère céleste aide à se repérer dans le ciel ..................................................................................................... 7

1.3. Cycles terrestres .................................................................................................................................................... 91.3.1. La rotation de la Terre est responsable du cycle jour-nuit et sa révolution définit l’année ...................................... 9

1.3.2. Les saisons résultent de l’inclinaison de l’axe de rotation de la Terre et de la révolution de la Terre autour du Soleil ..................................................................................................................................................... 11

1.3.3. Les heures basées sur la position du Soleil : un cauchemar pour la planification ................................................... 16

1.3.4. Les calendriers basés sur des années de durées égales : d’autres problèmes de planification ............................... 16

1.3.5. Les phases de la Lune ont inspiré le concept de mois ............................................................................................ 18

1.4. Éclipses................................................................................................................................................................... 201.4.1. Les éclipses se produisent lorsque la Lune traverse l’écliptique alors qu’elle est pleine ou nouvelle ..................... 20

1.4.2. Trois types d’éclipses de Lune peuvent se produire ................................................................................................ 21

1.4.3. Trois types d’éclipses de Soleil peuvent aussi se produire .................................................................................... 21

1.4.4. Les frontières qui restent à franchir ....................................................................................................................... 25

Résumé des notions importantes ...................................................................................................................................... 26

Questions de synthèse ....................................................................................................................................................... 26

Projets d’observation .......................................................................................................................................................... 27

2 La gravitation et le mouvement des planètes .......................................................................... 29

2.1. La science : une clef pour la compréhension de l’Univers ..................................................................................... 302.1.1. La science est à la fois un ensemble de connaissances et l’étude de la nature ....................................................... 30

2.2. Modification de la vision géocentrique de l’Univers .............................................................................................. 32.2.1. Le modèle cosmologique héliocentrique s’imposa lentement ................................................................................ 33

2.2.2. Copernic proposa le premier modèle cosmologique héliocentrique complet .......................................................... 35

2.2.3. Tycho Brahe réfuta certaines idées anciennes concernant les cieux ...................................................................... 38

Table de matières

VII

VIII T A B L E D E M A T I È R E S

2.3. Les lois de Kepler et de Newton ............................................................................................................................. 392.3.1. Les lois de Kepler décrivent la forme des orbites, la variation de leurs vitesses

et la durée des années planétaires ........................................................................................................................ 39

2.3.2. Les découvertes de Galilée apportèrent un soutien important à la cosmologie héliocentrique ................................ 41

2.3.3. Newton formula trois lois qui décrivent les propriétés fondamentales des objets physiques ................................. 43

2.3.4. La théorie de Newton de la gravitation explique les lois de Kepler ......................................................................... 45

2.4. Le système solaire contient des éléments lourds, issus d’une génération précédente d’étoiles ......................... 482.4.1. Les étoiles transforment les éléments légers en éléments plus lourds ................................................................... 48

2.4.2. La gravitation, la rotation et la chaleur ont forgé le jeune Système solaire ............................................................ 49

2.4.3. Des collisions à l’intérieur du jeune Système solaire menèrent à la formation des planètes .................................. 51

2.4.4. Des débris mineurs datant de la formation du Système solaire existent encore de nos jours ................................. 56

2.5. Planétologie comparative ...................................................................................................................................... 572.5.1. La comparaison des huit planètes met en évidence diverses similarités et des différences importantes................. 57

2.6. Les planètes en dehors du Système solaire........................................................................................................... 602.6.1. Des planètes ont été découvertes autour d’autres étoiles ...................................................................................... 60

2.6.2. De la poussière et des exoplanètes orbitent autour d’une époustouflante diversité d’étoiles ................................ 65




3 Lumière et télescopes .............................................................................................................. 71

3.1. La nature de la lumière ........................................................................................................................................... 723.1.1. Newton découvrit que la lumière blanche n’est pas une couleur fondamentale et proposa que la lumière

soit composée de particules .................................................................................................................................. 72

3.1.2. La lumière voyage à une vitesse finie mais incroyablement élevée ........................................................................ 75

3.1.3. Einstein a montré que la lumière peut se comporter comme des particules transportant de l’énergie ..................... 76

3.1.4. La lumière visible n’est qu’un des types de rayonnement électromagnétique ........................................................ 77

3.2. L’optique et les télescopes ..................................................................................................................................... 793.2.1. Les télescopes concentrent la lumière provenant des étoiles grâce à des miroirs .................................................. 80

3.2.2. Les télescopes grossissent, résolvent et augmentent la luminosité ...................................................................... 82

3.2.3. Enregistrer et analyser la lumière venue de l’espace permet de comprendre le cosmos ......................................... 84

3.2.4. Oculaires, lunettes réfractantes, jumelles et lunettes de vue utilisent des lentilles pour focaliser la lumière incidente ........................................................................................................................ 85

3.2.5. Les miroirs secondaires affaiblissent les objets mais ne produisent pas de trou dans leur image .......................... 88

3.2.6. La conception des miroirs et des lentilles est une science en perpétuelle évolution .............................................. 89

3.2.7. L’atmosphère de la Terre gêne la recherche astronomique ..................................................................................... 90

3.2.8. Le télescope spatial Hubble fournit des détails époustouflants sur l’Univers ......................................................... 92

3.2.9. Les technologies avancées permettent à une nouvelle génération de superbes télescopes au sol de voir le jour ... 92

3.3. L’astronomie non optique ...................................................................................................................................... 943.3.1. Un radiotélescope utilise un grand réflecteur concave pour collecter les ondes radio ............................................. 94

3.3.2. Les télescopes infrarouges et ultraviolets utilisent aussi des réflecteurs pour collecter le rayonnement ............... 97

3.3.3. Les télescopes à rayons X et gamma ne peuvent pas utiliser de réflecteurs pour collecter le rayonnement............. 98

3.4. Rayonnement du corps noir ................................................................................................................................... 1023.4.1. La couleur du pic d’émission d’un objet se décale vers les courtes longueurs d’onde lorsqu’on le chauffe ............. 102

3.4.2. L’intensité émise dans les différentes couleurs révèle la température d’une étoile ................................................ 104

IX T A B L E D E M A T I È R E S

3.5. Identifier les élements en analysant leurs spectres caractéristiques ................................................................... 1053.5.1. Chaque élément chimique produit son propre jeu de raies spectrales ................................................................... 106

3.5.2. L’intensité relative des raies spectrales dépend de l’état de la source ................................................................... 108

3.6. Atomes et spectres ................................................................................................................................................. 1103.6.1. Un atome consiste en un petit noyau dense entouré d’électrons ........................................................................... 110

3.6.2. Les spectres s’expliquent par le fait que les électrons absorbent et émettent seulement des photons de certaines longueurs d’onde .............................................................................................................................. 112

3.6.3. Décalage des raies spectrales dû au mouvement relatif entre l’observateur et la source ........................................ 115

3.6.4. Les frontières qui restent à dépasser ..................................................................................................................... 116




4 La Terre et la Lune ..................................................................................................................... 121

4.1. La Terre : un monde dynamique et vivant .............................................................................................................. 1224.1.1. L’évolution de l’atmosphère terrestre dure depuis des milliards d’années ............................................................. 123

4.1.2. La tectonique des plaques provoque des changements majeurs à la surface de la Terre ......................................... 126

4.1.3. L’intérieur de la Terre consiste enun manteau rocheux et un noyau riche en fer ...................................................... 128

4.1.4. Le bouclier magnétique terrestre nous protège du vent solaire .............................................................................. 132

4.2. La Lune et les marées ............................................................................................................................................. 1344.2.1. La surface de la Lune est recouverte de cratères, de plaines et de montagnes ........................................................ 134

4.2.2. Les expéditions sur la Lune permirent de rassembler des informations cruciales sur son histoire .......................... 138

4.2.3. La Lune est probablement née de débris arrachés à la Terre primitive par l’impact d’un énorme astéroïde ............. 142

4.2.4. Les marées ont plusieurs fois joué un rôle important dans l’histoire du système Terre-Lune .................................. 144

4.2.5. La Lune s’éloigne de la Terre .................................................................................................................................. 145


Résumé des principales idées ............................................................................................................................................ 148



5 Les autres planètes et leurs lunes ............................................................................................ 151

5.1. Mercure .................................................................................................................................................................. 1525.1.1. Les photographies de Mercure par Mariner 10 et par Messenger montrent une surface de type lunaire .................. 152

5.1.2. Mercure contient plus de fer que la Terre ............................................................................................................... 155

5.1.3. La rotation et la révolution de Mercure sont couplées ............................................................................................ 156

5.1.4. L’atmosphère de Mercure est la plus fine de toutes les planètes telluriques .......................................................... 157

5.2. Vénus ...................................................................................................................................................................... 1585.2.1. La surface de Vénus est complètement cachée par une couverture nuageuse permanente ...................................... 158

5.2.2. L’effet de serre sur Vénus ....................................................................................................................................... 160

5.2.3. Vénus est recouverte de collines douces, de deux continents et de nombreux volcans ........................................... 161

5.3. Mars ........................................................................................................................................................................ 1645.3.1. La surface de Mars contient des plaines, des canyons, des cratères et des volcans ................................................ 165

X T A B L E D E M A T I È R E S

5.3.2. Même sans canaux, Mars possède des structures naturelles curieuses .................................................................. 168

5.3.3. L’intérieur de Mars est moins fondu que celui de la Terre ....................................................................................... 170

5.3.4. L’atmosphère de Mars est ténue et souvent remplie de poussières ........................................................................ 170

5.3.5. Plusieurs caractéristiques de la surface indiquent que l’eau a jadis coulé sur Mars ................................................ 173

5.3.6. La recherche d’une vie microscopique sur Mars continue ....................................................................................... 177

5.3.7. Les deux lunes de Mars ressemblent plus à des patatoïdes qu’à des sphères ........................................................ 178

5.3.8. La comparaison des caractéristiques planétaires fournit de nouvelles clés ............................................................ 179

5.4. Les planètes externes ............................................................................................................................................ 181

5.5. Jupiter ..................................................................................................................................................................... 1825.5.1. La couche externe de Jupiter est une région dynamique, d’orages et de gaz turbulents .......................................... 182

5.5.2. L’intérieur de Jupiter comporte quatre régions distinctes ....................................................................................... 186

5.5.3. Les impacts permettent de sonder l’atmosphère de Jupiter .................................................................................... 187

5.6. Les anneaux et les lunes de Jupiter ........................................................................................................................ 1905.6.1. La surface d’Io est sculptée par l’activité volcanique .............................................................................................. 190

5.6.2. Europe semble abriter de l’eau liquide sous sa surface .......................................................................................... 192

5.6.3. Ganymède est plus grosse que Mercure ................................................................................................................. 194

5.6.4. Callisto porte les cicatrices d’un énorme impact d’astéroïde .................................................................................. 195

5.6.5. D’autres débris orbitent autour de Jupiter, formant des lunes ou des anneaux ....................................................... 196

5.7. Saturne ................................................................................................................................................................... 1975.7.1. L’atmosphère, la surface et l’intérieur de Saturne sont similaires à ceux de Jupiter ................................................ 197

5.7.2. Les anneaux spectaculaires de Saturne sont composés de fragments de glace et de cailloux recouverts de glace .... 199

5.7.3. Titan a une atmosphère épaisse, des nuages et des lacs remplis de liquides ......................................................... 203

5.7.4. Encélade a une atmosphère et un champ magnétique ............................................................................................ 205

5.8. Uranus .................................................................................................................................................................... 2065.8.1. Uranus a des nuages et une atmosphère brumeuse ................................................................................................ 206

5.8.2. Un système d’anneaux et de satellites orbite autour d’Uranus ............................................................................... 209

5.9. Neptune .................................................................................................................................................................. 2115.9.1. Neptune a été découverte parce qu’elle devait se trouver là ................................................................................... 211

5.9.2. Neptune a des anneaux et a capturé la plupart de ses lunes ................................................................................... 213

5.9.3. Planétologie comparative des planètes externes ................................................................................................... 215





6 Les vagabonds du Système solaire ......................................................................................... 223

6.1. La classification des objets du Système solaire .................................................................................................... 224

6.2. Planètes naines ...................................................................................................................................................... 2246.2.1. Pluton et sa lune Charon ont quasiment la même taille .......................................................................................... 225

6.2.2. Cérès : une planète naine dans la ceinture d’astéroïdes ; Éris, Makemake et Haumea : des planètes naines dans la ceinture de Kuiper ...................................................................................................................................... 228

6.3. Petits corps du Système solaire ............................................................................................................................. 2306.3.1. La plupart des astéroïdes orbitent autour du Soleil entre Mars et Jupiter ............................................................... 230

XI T A B L E D E M A T I È R E S

6.3.2. L’influence gravitationnelle de Jupiter crée des lacunes dans la ceinture d’astéroïdes ........................................... 231

6.3.3. Il existe des astéroïdes en dehors de la ceinture .................................................................................................... 232

6.4. Comètes .................................................................................................................................................................. 2366.4.1. Les comètes proviennent des régions les plus externes du Système solaire ........................................................... 236

6.4.2. Les queues des comètes se forment à partir de gaz et de poussière arrachés par le Soleil ...................................... 240

6.4.3. Les comètes sont fragiles mais elles vivent longtemps .......................................................................................... 243

6.4.4. Les comètes ne sont pas éternelles ........................................................................................................................ 243

6.5. Météoroïdes, météores et météorites .................................................................................................................... 2466.5.1. Le Système solaire est parsemé de petits débris rocheux....................................................................................... 247

6.5.2. Les météorites sont des débris spatiaux qui atteignent le sol intacts ..................................................................... 248

6.5.3. La météorite Allende et le mystère de Toungouska témoignent de l’existence d’explosions cataclysmiques .......... 252

6.5.4. Des impacts d’astéroïdes ont provoqué des extinctions massives .......................................................................... 253


Résumé des principales idées ........................................................................................................................................... 256



7 Le Soleil : notre extraordinaire étoile ordinaire ........................................................................... 259

7.1. L’atmosphère du Soleil .......................................................................................................................................... 2617.1.1. La photosphère est la surface visible du Soleil ....................................................................................................... 261

7.1.2. La chromosphère est caractérisée par des pics de gaz appelés des spicules .......................................................... 262

7.1.3. La température augmente dans le haut de l’atmosphère solaire ............................................................................. 263

7.2. L’activité solaire ..................................................................................................................................................... 2657.2.1. Les taches solaires révèlent le cycle solaire et la rotation du Soleil ........................................................................ 266

7.2.2. Le champ magnétique du Soleil crée les taches solaires ........................................................................................ 268

7.2.3. Le champ magnétique du Soleil est responsable d’autres phénomènes atmosphériques ....................................... 271

7.3. L’intérieur du Soleil ................................................................................................................................................ 2757.3.1. L’énergie du Soleil est due aux réactions thermonucléaires dans son cœur ............................................................ 275

7.3.2. Le modèle solaire décrit comment l’énergie s’échappe depuis le cœur ................................................................... 275

7.3.3. Le mystère des neutrinos solaires a inspiré les recherches sur la nature fondamentale de la matière .................... 277





8 Galerie de portraits des étoiles ................................................................................................ 283

8.1. Échelles de magnitude ........................................................................................................................................... 2868.1.1. La magnitude apparente mesure la luminosité des étoiles vues depuis la Terre ..................................................... 286

8.1.2. Magnitude absolue et luminosité ne dépendent pas de la distance ........................................................................ 287

8.2. Températures des étoiles ....................................................................................................................................... 2888.2.1. La couleur d’une étoile nous renseigne sur sa température de surface ................................................................... 289

XII T A B L E D E M A T I È R E S

8.2.2. Le spectre d’une étoile révèle également sa température de surface ...................................................................... 290

8.2.3. Les étoiles sont classées en fonction de leur spectre ............................................................................................. 291

8.3. Les types d’étoiles .................................................................................................................................................. 2938.3.1. Le diagramme d’Hertzsprung-Russell identifie les différents types d’étoiles .......................................................... 293

8.3.2. Les classes de luminosité préparent la scène pour la compréhension de l’évolution stellaire ................................. 295

8.3.3. Le type spectral et la classe de luminosité fournissent une deuxième méthode pour déterminer les distances stellaires ............................................................................................................................................................... 296

8.4. Masses stellaires ................................................................................................................................................... 2978.4.1. Les systèmes binaires fournissent des informations sur la masse des étoiles ........................................................ 297

8.4.2. Masse et luminosité des étoiles de la séquence principale sont reliées ................................................................. 300

8.4.3. Le mouvement orbital des binaires affecte leur spectre .......................................................................................... 300





9 La vie des étoiles, de la naissance à l’âge mûr ......................................................................... 309

9.1. Les proto-étoiles et les étoiles de la pré-séquence principale ............................................................................... 3109.1.1. On trouve du gaz et de la poussière entre les étoiles .............................................................................................. 310

9.1.2. Supernovæ, collisions de nuages interstellaires et lumière stellaire déclenchent la formation de nouvelles étoiles ............................................................................................................................................... 314

9.1.3. Lorsqu’une proto-étoile cesse d’accumuler de la masse, elle devient une étoile de la pré-séquence principale ...... 316

9.1.4. L’évolution d’une étoile de la pré-séquence principale dépend de sa masse ........................................................... 317

9.1.5. Les régions H-II abritent des amas d’étoiles jeunes ................................................................................................ 319

9.1.6. Placer une étoile dans un diagramme H-R révèle son âge ....................................................................................... 322

9.2. Séquence principale et étoiles géantes ................................................................................................................. 3239.2.1. Les étoiles passent l’essentiel de leur vie dans la séquence principale .................................................................. 324

9.3. Évolution des étoiles ayant des masses comprises entre 0,08 M☉ et 0,4 M☉ ....................................................... 3259.3.1. Les naines rouges convertissent toute leur masse en hélium ................................................................................. 325

9.4. Premières phases de l’évolution des étoiles de plus de 0,4 M☉ ............................................................................ 3269.4.1. Quand la fusion de l’hydrogène ralentit, une étoile de la séquence principale de plus de 0,4 Mo

devient une géante ................................................................................................................................................ 326

9.4.2. La fusion de l’hélium commence au centre d’une géante ........................................................................................ 328

9.4.3. La vie pendant la phase de géante a ses hauts et ses bas ...................................................................................... 330

9.5. Étoiles variables ..................................................................................................................................................... 3309.5.1. Une céphéide s’expand puis se contracte tour à tour, elle pulse ............................................................................. 331

9.5.2. Les céphéides permettent aux astronomes d’estimer des grandes distances ......................................................... 331

9.5.3. Les amas globulaires sont des ensembles liés d’étoiles âgées ............................................................................... 332

9.5.4. Le transfert de masse dans les systèmes binaires serrés peut former des étoiles doubles inhabituelles ................ 336





XIII T A B L E D E M A T I È R E S

10 La mort des étoiles ................................................................................................................... 343

10.1. Étoiles de faible masse et nébuleuse planétaires .................................................................................................. 34410.1.1. Une étoile de faible masse évolue en supergéante et donne naissance à une nébuleuse planétaire ....................... 345

10.1.2. Le cœur calciné d’une étoile de faible masse devient une naine blanche ................................................................ 347

10.1.3. Les naines blanches situées dans une binaire dont les composantes sont proches peuvent donner lieu à de puissantes explosions .................................................................................................................................... 349

10.1.4. Les naines blanches situées dans une binaire dont les composantes sont proches et qui accrètent de la matière peuvent également conduire à des supernovæ de type Ia ....................................................................................... 351

10.2. Étoiles massives et supernovæ de type II .............................................................................................................. 35110.2.1. Dans les étoiles massives, toute une série de réactions de fusion mènent à des supergéantes lumineuses ............ 352

10.2.2. Les étoiles massives disparaissent au cours de violentes explosions nommées supernovæ ................................... 353

10.2.3. Des restes de supernova sont observés en de nombreux endroits .......................................................................... 355

10.2.4. Les rayons cosmiques n’ont rien à voir avec des rayons ......................................................................................... 357

10.2.5. La supernova 1987A nous a fourni une vue détaillée sur la mort d’une étoile massive ............................................ 358

10.3. Étoiles à neutrons et pulsars .................................................................................................................................. 36010.3.1. Le cœur de nombreuses supernovæ de Type II devient une étoile à neutrons .......................................................... 360

10.3.2. Un champ magnétique en rotation explique le signal émis par une étoile à neutrons ............................................. 361

10.3.3. Les étoiles à neutrons en rotation sont associées à d’autres observations que les pulsars ..................................... 364

10.3.4. Les étoiles à neutrons ont une structure interne ..................................................................................................... 364

10.3.5. Les collisions entre étoiles à neutrons sont peut-être à l’origine des éléments les plus lourds de l’Univers ............ 366

10.3.6. Les binaires comprenant une étoile à neutrons peuvent être des sources périodiques de rayons X......................... 366

10.3.7. Les binaires comprenant une étoile à neutrons peuvent également émettre d’intenses bouffées de rayonnement X .................................................................................................................................................. 368

10.3.8. Il existe peut-être des résidus stellaires plus petits et encore plus exotiques qui seraient composés de quarks .... 368

10.4. Les trous noirs ........................................................................................................................................................ 370

10.5. Théories de la relativité .......................................................................................................................................... 37010.5.1. La relativité restreinte a modifié nos conceptions de l’espace et du temps ............................................................. 370

10.5.2. La relativité générale explique comment la matière courbe l’espace-temps, créant une attraction gravitationnelle ..................................................................................................................................................... 372

10.5.3. La courbure de l’espace-temps affecte le comportement de la lumière ................................................................... 373

10.5.4. La relativité générale prédit le destin des cœurs d’étoiles massives : les trous noirs .............................................. 375

10.6. À l’intérieur d’un trou noir ...................................................................................................................................... 37610.6.1. Vu de l’extérieur, un trou noir est l’un des corps les plus simples rencontrés dans l’Univers .................................. 376

10.6.2. La chute dans un trou noir est un voyage infini ....................................................................................................... 378

10.7. Preuves de l’existence des trous noirs ................................................................................................................... 37910.7.1. Plusieurs systèmes binaires contiennent des trous noirs ....................................................................................... 379

10.7.2. D’autres trous noirs ont des masses qui peuvent valoir des milliards de masses solaires ...................................... 380

10.7.3. Des trous noirs et des étoiles à neutrons dans des systèmes binaires sont souvent sources de jets de gaz ............ 383

10.8. Sursauts gamma .................................................................................................................................................... 38310.8.1. Les sursauts gamma sont les explosions les plus puissantes connues dans l’Univers ............................................ 384

10.8.2. Les trous noirs s’évaporent .................................................................................................................................... 385





XIV T A B L E D E M A T I È R E S

11 Les galaxies .............................................................................................................................. 393

11.1. Définir la Voie lactée ............................................................................................................................................... 39411.1.1. L’étude des variables Céphéides révèle que la Voie lactée n’est qu’une galaxie parmi d’autres .............................. 395

11.2. La structure de notre galaxie .................................................................................................................................. 39711.2.1. Les variables Céphéides permettent de localiser le centre de la Galaxie ................................................................. 397

11.2.2. Les observations dans les rayonnements non visibles permettent de cartographier le disque galactique .............. 398

11.2.3. Le noyau galactique est un endroit actif et très peuplé ........................................................................................... 401

11.2.4. Le disque de notre galaxie est entouré d’un halo sphérique contenant des étoiles et de la matière sous d’autres formes ............................................................................................................................................. 404

11.2.5. La Galaxie est en rotation ...................................................................................................................................... 405

11.3. Les mystères aux franges de la Galaxie ................................................................................................................. 40711.3.1. La plus grande partie de la matière de la Galaxie n’a pas encore été identifiée ....................................................... 407

11.4. Galaxies .................................................................................................................................................................. 408

11.5. Types de Galaxies .................................................................................................................................................. 40811.5.1. L’enroulement des bras d’une galaxie spirale est corrélé à la taille de son bulbe central ........................................ 408

11.5.2. Les bras peuvent être formés par des explosions ou par des ondes ........................................................................ 410

11.5.3. Des barres d’étoiles traversent les bulbes des galaxies spirales barrées ............................................................... 413

11.5.4. Les galaxies elliptiques ont une grande variété de tailles et de masses ................................................................. 415

11.5.5. Les galaxies sans structure globale sont appelées des irrégulières ....................................................................... 416

11.5.6. Hubble présenta les spirales et les elliptiques dans un diagramme en forme de fourche ........................................ 417

11.5.7. La taille des galaxies augmente au cours du temps ................................................................................................ 418

11.6. Amas et superamas ................................................................................................................................................ 41811.6.1. Les galaxies peuvent appartenir à des amas, eux-même regroupés en superamas ................................................. 418

11.6.2. Les amas de galaxies sont plus ou moins peuplés et ont des formes variables ....................................................... 419

11.6.3. Les galaxies d’un amas peuvent se collisionner et se combiner .............................................................................. 422

11.6.4. La matière noire aide à maintenir liés les amas de galaxies ................................................................................... 427

11.7. Superamas en mouvement .................................................................................................................................... 42811.7.1. Les décalages vers le rouge des superamas indiquent que l’Univers est en expansion ........................................... 428

11.7.2. Différentes techniques permettent de déterminer l’expansion de l’Univers à différentes distances de la Terre ....... 430

11.7.3. Les astronomes peuvent regarder dans le passé, à une époque où les galaxies se formaient ................................. 431

11.8. Quasars .................................................................................................................................................................. 43211.8.1. Les quasars ressemblent à des étoiles mais ont d’énormes décalages vers le rouge .............................................. 433

11.8.2. Un quasar émet une quantité colossale d’énergie dans un petit volume ................................................................. 435

11.9. Autres galaxies actives .......................................................................................................................................... 43611.9.1. Les galaxies actives peuvent être spirales ou elliptiques ....................................................................................... 436

11.10. Sources d’énergie supermassives ......................................................................................................................... 43911.10.1. Des trous noirs supermassifs se trouvent au centre de la plupart des galaxies ....................................................... 439

11.10.2. Les jets de protons et d’électrons autour des trous noirs peuvent expliquer les galaxies actives ............................ 441

11.10.3. La gravité focalise la lumière issue des quasars ..................................................................................................... 444

11. 10.4. Les frontières qui restent à dépasser ..................................................................................................................... 445




XV T A B L E D E M A T I È R E S

12 Cosmologie ............................................................................................................................... 451

12.1. Le Big Bang ............................................................................................................................................................. 45212.1.1. La relativité générale prédit que l’Univers est en expansion ou en contraction ....................................................... 452

12.1.2. L’expansion de l’Univers donne lieu à un décalage vers le rouge qui rappelle l’effet Doppler .................................. 453

12.1.3. La constante de Hubble est reliée à l’âge de l’Univers ............................................................................................ 454

12.1.4. Des traces du Big Bang ont été détectées ............................................................................................................... 454

12.1.5. L’Univers possède deux symétries : il est homogène et isotrope ............................................................................ 455

12.2. Une brève histoire de l’espace-temps, de la matière, de l’énergie et de tout le reste ........................................... 45712.2.1. Toutes les interactions étaient initialement unifiées .............................................................................................. 457

12.2.2. Des équations expliquent l’évolution de l’Univers à une époque où la matière telle qu’on la connaît n’existait pas encore .............................................................................................................................................. 459

12.2.3. L’homogénéité et l’isotropie résultent de l’inflation ............................................................................................... 460

12.2.4. Au cours de la première seconde, la majeure partie de la matière et de l’antimatière se sont annihilées ................ 462

12.2.5. L’Univers est passé d’une domination par le rayonnement à une domination par la matière ................................... 463

12.2.6. Les galaxies sont nées de gigantesques nuages de gaz primordial ........................................................................ 465

12.2.7. L’activité de formation stellaire détermine la structure initiale d’une galaxie ......................................................... 468

12.3. Le destin de l’Univers ............................................................................................................................................ 47012.3.1. La densité moyenne de l’Univers est l’un des facteurs qui déterminent son destin ................................................ 470

12.3.2. La géométrie de l’espace-temps est reliée à son destin ......................................................................................... 471

12.3.3. L’énergie noire est responsable de l’accélération de l’expansion ........................................................................... 473

12.3.4. Supercordes .......................................................................................................................................................... 475





13 Astrobiologie ............................................................................................................................ 481

13.1. L’astrobiologie relie le cosmos et les origines de la vie ............................................................................................. 482

13.2. La présence de vie dépend des propriétés physiques et chimiques de l’environnement ......................................... 483

13.3. Les indices s’accumulent pour suggérer que la vie pourrait exister ailleurs dans le Système solaire ...................... 486

13.4. Les recherches de civilisations avancées tentent de détecter leurs signaux radio ................................................... 488

13.5. L’équation de Drake : quel est le nombre probable de civilisations dans la Voie lactée ........................................... 490

13.6. Les humains envoient des signaux dans l’espace depuis plus d’un siècle ............................................................... 491

13.7. Les frontières qui restent à dépasser ......................................................................................................................... 492



Appendices ......................................................................................................................................... 495

Index .................................................................................................................................................. 531

XVII

L’enseignement de l’astronomie élémentaire a beaucoup évolué ces dernières années. Les étudiants entrent dans la salle de cours avec divers degrés de pré-paration, d’intérêt et un certain nombre d’idées fausses. Les enseignants doivent ajuster leurs approches pour s’adresser à ce public varié.

La quatrième édition d’À la découverte de l’Univers a été écrite spécifiquement pour aider les enseignants et les étudiants à faire face à ces diffi cultés. Cet ouvrage est l’un des cours d’astronomie les plus concis et les moins onéreux qu’on puisse trouver. Il s’appuie sur une méthode pédagogique permettant aux étudiants de se défaire de leurs idées préconçues sur l’astronomie. Accompagné de plusieurs ressources multimédiatiques, cet ouvrage fournit des explications sur les concepts essentiels dans un texte clair et adapté aux étudiants.

La concision de cette nouvelle édition ne retire rien à son exhaustivité. Cet ouvrage aborde les mêmes sujets que la plupart des cours d’introduction et vous verrez qu’il est au moins aussi riche en images célestes et en figures que tous les autres destinés au même public. La quatrième édition d’À la découverte de l’Univers présente les concepts de manière claire, précise et à jour tout en fournissant les outils pédagogiques permettant des les mémoriser. Notamment : – il présente les informations sous forme de texte et

sous forme graphique, pour que tous les étudiants trou-vent la forme qui leur convient le mieux ; – il aide les étudiants à comparer leurs convictions avec

les avancées de la science moderne et à comprendre pourquoi le point de vue scientifique est correct ; – il fait appel à des analogies de la vie quotidienne pour

rendre plus concrets les phénomènes cosmiques ; – il présente les observations et les concepts physiques

nécessaires pour connecter les observations astronomiques aux théories qui permettent de les expliquer de manière cohérente.

De nouveaux documents pour mieux comprendre l’UniversDes articles tirés de Scientific American, choisis par l’auteur, sont inclus dans le texte pour illustrer les concepts-clés du texte. Ces sélections récentes d’ar-ticles brefs et pertinents mettent en lumière le proces-sus de la science et de la découverte et peuvent servir de point de départ pour des discussions de groupes.

Un nouveau chapitre sur l’astrobiologie fournit aux étudiants une vue détaillée de ce domaine excitant de l’astronomie, en corrigeant quelques idées fausses et en illustrant les avancées de nos connaissances scienti-fiques dans ce domaine.

Des questions-clés sur les concepts importants sont proposées dans la plupart des sections de cet ouvrage. Elles encouragent les étudiants à se tester fréquemment sur ce qui a été exposé dans les sec-tions précédentes, ce qui leur permet de corriger leurs erreurs avant qu’elles ne s’accumulent. Par exemple, après avoir étudié les anneaux d’Uranus dans la section 5-29, on demande aux étudiants pourquoi ceux-ci restent en orbite.

Pourquoi les anneaux d’Uranus restent-ils en orbite ?

Des cartes stellaires indiquent la position dans le ciel des objets astronomiques importants cités dans le texte. Le degré de détail de ces cartes permet aux étu-diants de localiser ces objets à l’œil nu ou avec un petit télescope.

Préface

XVIII P R É F A C E

a M104 : une galaxie Sa

Nouvelle nomenclature des planètes Les astronomes ont introduit de nouvelles classifications pour les objets du Système solaire. Ces planètes, planètes naines et petits objets du Système solaire, ainsi que la nouvelle classe appelée plutoïde, sont expliqués et mis en rela-tion avec ce qu’on appelle les planètes, les lunes, les astéroïdes, les météoroïdes et les comètes. On explique aussi pourquoi Pluton rentre dans la catégorie des planètes naines.

Nouvelles figures Des figures de synthèse sont propo-sées tout au long de l’ouvrage pour montrer les inter-actions entre les concepts ou l’évolution des objets impor-tants. Par exemple, la position du Soleil dans le ciel qui varie au cours des saisons, ainsi que la luminosité cor-respondante reçue au niveau du sol, sont représentées par une série de dessins dans la même figure.

Remise en question des idées préconçues

Les questions « Qu’en pensez-vous ? » et « Qu’en avez-vous pensé ? » de chaque chapitre demandent aux étu-diants de considérer ce qu’ils pensent savoir sur un sujet, puis de comparer ces réponses à celles que four-nit la science. Les numéros des questions renvoient aux paragraphes donnant la réponse. Ainsi, vous trou-verez un numéro 2 devant le paragraphe répondant à la question n° 2. C’est une méthode pédagogique par-ticulièrement efficace pour encourager les étudiants à se demander si ce qu’ils croient est correct avant de leur indiquer pas à pas comment la science répond aux mêmes questions, en particulier lorsque des contraintes de temps empêchent les enseignants d’interagir individuel-lement avec les étudiants pour chasser leurs idées fausses.

Les objectifs de chaque chapitre sont clairement exposés.

Les titres des sections sont des phrases courtes qui résument le contenu de la section et peuvent servir de synthèse rapide pour l’étudiant qui révise le chapitre.

Compléments en ligneDes icônes font référence aux documents disponibles

sur Internet :

– les icônes Starry Night EnthusiastTM renvoient vers certaines fonctionnalités interactives du pro-gramme d’observation virtuel Starry Night EnthusiastTM, disponible en téléchargement payant sur le site des éditions De Boeck : http://superieur.deboeck.com. Des questions utilisant le WorldWide Telescope ont été ajou-tées pour donner aux étudiants qui ne dispo-

sent pas de Starry Night l’opportunité de réaliser des pro-jets observationnels. Ces questions guident les étudiants selon un processus de recherche qui utilise le programme gratuit WorldWide Telescope disponible chez Microsoft®, www.worldwidetelescope.org ;

– les icônes de vidéos renvoient vers des films dispo-nibles en anglais sur le site Internet de l’ouvrage, www.whfreeman.com/deu4e ;

– les icônes d’animations renvoient vers des figures animées elles aussi disponibles sur le site Internet de l’ouvrage ;

– les icônes AIMM (Active Integrated Media Modules) et Interactive exercises renvoient vers des exercices interactifs en anglais dispo-nibles sur le site Internet de l’ouvrage ;

– les icônes Web Link envoient le lecteur vers une in-formation supplémentaire sur un sujet donné.

Les encadrés Gros plan sur la science proposent de brefs apartés portant sur la nature de la démarche scien-tifique et encouragent la réflexion personnelle.

Les bandes spectrales dans lesquelles sont obtenues les photographies astronomiques sont indiquées sous chaque figure.

Fins de chapitre – Le résumé des principales idées indique les

concepts-clé abordés dans le chapitre ; – les Qu’en avez-vous pensé ? à la fin de chaque cha-

pitre répondent aux questions Qu’en pensez-vous ? du début de chapitre ; – les mots-clé, Questions de synthèse et Questions

avancées aident l’étudiant à comprendre le chapitre ;

W

EB LINK 1.2

EXERCISE 1

.1

IN

TERACTIVE

WWW T

ANIM

ATION 1.1

AIMM 3.1

XIX P R É F A C E

XIX

– les Projets d’observation comprennent les activi-tés Starry Night EnthusiastTM et Worldwide Telescope, ils permettent aux étudiants d’être eux-mêmes virtuelle-ment des astronomes.

Starry Night EnthusiastTM

Le programme Starry Night EnthusiastTM est un programme de planétarium virtuel très performant. Il a été conçu pour quiconque s’intéresse au ciel nocturne. Il permet de voir le ciel depuis n’importe quel point

de la planète, de décoller et de visiter les différents corps du Système solaire ou plus loin, jusqu’à 20 000 années-lumière de nous. On peut voir 2 500 000 étoiles et plus de 170 objets du ciel profond, comme des galaxies, des amas d’étoiles ou des nébuleuses. On peut voyager de 15 000 ans dans le temps, admirer la vue depuis la Station Spatiale Internationale ou voir les planètes depuis n’importe laquelle de leurs lunes. Le tout est réalisé avec la technologie OpenGL. Des cartes stellaires peuvent être imprimées pour les emporter avec vous et regarder le ciel.

1

À VOTRE AVIS ?

1 L’Étoile du Nord (Polaris) est-elle la plus brillante du ciel nocturne ?

2 Qu’est-ce qui cause les saisons ?

3 Quand la Terre est-elle la plus proche du Soleil ?

4 Combien y a-t-il de constellations du zodiaque ?

5 La Lune a-t-elle une face sombre que l’on ne voit jamais depuis la Terre ?

6 La Lune peut-elle être visible de jour ?

Les réponses à ces questions apparaissent dans le texte à côté des numéros correspondants dans la marge, et à la fin du chapitre.

1Traînée des étoiles circumpolaires derrière le télescope anglo-australien, à Siding Springs Mountain en Nouvelle-Galles du sud (Australie) (Anglo-Australian Observatory/David Malin Images)

W

EB LINK 1.1

Lumière visible

À la découverte du ciel nocturne

2 Chapitre 1 À L A D É C O U V E R T E D U C I E L N O C T U R N E

V ous avez choisi une époque intéressante pour étudier l’astronomie. Notre connaissance du cosmos (ou de l’Univers) s’accroît comme jamais

auparavant. La technologie des télescopes actuels per-met aux astronomes d’observer des objets qui leur étaient invisibles il y a quelques années encore. Ces observa-tions nouvelles ont approfondi notre compréhension de pratiquement tous les aspects de l’Univers. Nous pou-vons maintenant le regarder se dilater et voir des étoiles exploser dans des galaxies lointaines, nous avons décou-vert des planètes en orbite autour d’étoiles proches, nous avons vu des étoiles en train de naître à l’intérieur de nuages de gaz et de poussières, nous avons identi-fié des trous noirs ainsi que d’autres restes de l’évolution stellaire. Un grand nombre de ces objets sont si éloi-gnés que la lumière qui nous en parvient a commencé son périple vers la Terre il y a plusieurs millions, voire plusieurs milliards d’années. Ainsi, lorsqu’on regarde de plus en plus loin dans l’Univers – défini comme tout ce que l’on voit et tout ce qu’il y a à voir – nous regardons aussi de plus en plus loin dans le passé.

Les télescopes ne sont pas le seul moyen d’appro-fondir notre connaissance du ciel. Nous avons aussi commencé à explorer physiquement notre entourage dans l’espace. Rien qu’au cours du dernier demi-siècle, des humains ont marché sur la Lune, des sondes spa-tiales ont parcouru le sol martien et l’ont creusé. D’autres missions spatiales se sont posées sur un astéroïde, ont ramené des débris d’une planète, ont découvert des volcans actifs et des champs de glace sur des lunes de Jupiter, ont visité les anneaux de Saturne ainsi que sa lune Titan perpétuellement recouverte de nuages, et ont franchi les limites du Système solaire, pour ne citer que quelques grandes réussites.

Au cours de votre progression dans ce livre, nous espérons que vous deviendrez capables d’apprécier d’une manière nouvelle la fantastique capacité de l’es-prit humain à se dépasser, à observer, à explorer et à comprendre. L’une des grandes leçons de l’astronomie moderne est qu’en acquérant, en partageant et en trans-mettant la connaissance, on transcende les limitations de nos corps et la brièveté de la vie humaine.

Dans ce chapitre, vous découvrirez : • comment les astronomes organisent le ciel nocturne pour les aider à y localiser les objets ;

• que c’est la rotation de la Terre sur son axe qui cause le jour et la nuit ;

• comment l’inclinaison de l’axe de rotation de la Terre et son mouvement autour du Soleil se combinent pour donner lieu aux saisons ; • que l’orbite de la Lune autour de la Terre permet de comprendre les phases de la Lune ainsi que les éclipses, de Lune et de Soleil ;

• comment l’année est définie et comment le calendrier s’est développé.

1. L’UNIVERS À DIFFÉRENTES ÉCHELLES

Lorsqu’on aborde un sujet nouveau, il est souvent utile d’avoir une vue d’ensemble avant d’explorer les détails. C’est pourquoi nous commençons par étudier les grands types d’objets dans l’Univers, en précisant les différentes tailles et les échelles de distance qui les séparent.

1.1. Les distances astronomiques sont… astronomiques !

L’un des défis et des satisfactions que l’on éprouve en étudiant l’astronomie est de devenir à l’aise avec la gamme des distances que l’on rencontre. Dans la vie courante, on a typiquement affaire à des distances allant du millimètre au millier de kilomètres (on utilisera les unités du système international dans tout l’ouvrage1). On peut facilement visualiser ou écrire une distance de cent mètres ou de mille kilomètres. En astronomie, nous avons affaire à des particules aussi petites qu’un millionième de milliardième de mètre et à des systèmes s’étendant sur mille milliards de milliards de kilomètres. De même, on rencontre des vitesses qui peuvent être si grandes (en particulier pour la lumière) qu’il serait peu pratique de les exprimer en mots à chaque fois. Pour des nombres beaucoup plus petits ou beaucoup plus grands que 1, on emploie la notation scientifique, basée sur les puissances de dix (lire l’appendice A si vous n’êtes pas familier avec cette notation).

La taille de la partie de l’Univers que l’on peut obser-ver et la gamme des tailles des objets qu’on y trouve sont vraiment époustouflantes. La figure 1-1 représente les tailles rencontrées, des particules subatomiques au dia-mètre de l’Univers visible. Contrairement à ce que sug-gèrent les intervalles linéaires mesurés avec une règle, en avançant de 0,5 × 10–2 m (0,5 cm) le long de l’arc des-siné sur la figure, la taille de l’objet est multipliée par 10. Ainsi, l’écart entre la taille du proton (environ 10–15 m) et la taille de l’atome (environ 10– 10 m) prend la même place sur l’arc que l’écart entre la distance Terre-Soleil et la distance Terre-étoiles proches.

L’étendue de cette gamme de distances souligne le fait que l’astronomie synthétise ou rassemble de l’infor-mation de nombreux autres domaines de la science. Il nous faudra comprendre entre autres de quoi sont consti-tués les atomes et comment ils se comportent ; la nature et les propriétés de la lumière ; la réponse de la matière et de l’énergie aux forces gravitationnelles ; la généra-tion d’énergie par la fusion nucléaire dans les étoiles ; la capacité du carbone – et seulement du carbone – à ser-vir de fondement à la vie. Ces concepts seront introduits progressivement, quand nous en aurons besoin.

1 NdT : l’ouvrage original utilise aussi parfois des unités britanniques, nous les convertirons dans le Système International d’unités. Les facteurs de conversion sont indiqués dans l’appendice C-9.

31. L ’ U N I V E R S À D I F F É R E N T E S É C H E L L E S

Qu’est-on capable de voir dans l’Univers ? La figure 1-2 présente des exemples d’objets sur lesquels nous reviendrons dans le texte. De plus en plus de pla-nètes semblables à Jupiter, riches en hydrogène et en hélium (figure 1-2a), ainsi que des planètes rocheuses pas beaucoup plus grosses que la Terre, ont été décou-vertes en orbite autour d’autres étoiles. Des débris beaucoup plus petits – certains formés de roches et de métaux, appelés des astéroïdes ou des météoroïdes (figure 1-2b), d’autres formés de roches et de glace, appe-lés des comètes (figure 1-2c) – sont en orbite autour du Soleil (figure 1-2d) ou d’autres étoiles. On trouve aussi de grandes quantités de gaz interstellaire et de poussières

dans les galaxies ; elles forment souvent les pouponnières de nouvelles générations d’étoiles (figure 1-2e). Les étoiles sont présentes par millions, milliards, voire davan-tage, dans les galaxies où elles sont liées ensemble par la force de gravitation (figure 1-2f). Les galaxies comme notre Voie lactée contiennent aussi de grande quantité de gaz et de poussières, ainsi que des régions de l’espace où la matière est si dense qu’elle piège la lumière ; ces régions sont appelées des trous noirs (figure 1-2g). Les groupes de galaxies sont liés entre eux par la gravité dans les amas de galaxies (figure 1-2h), eux-mêmes liés par la gravité dans les superamas. On observe de très grandes quanti-tés de gaz intergalactique entre les galaxies (figure 1-2i).

Figure 1.1 Les différentes échelles de distance : Cet arc donne la taille de certains objets en mètres, des particules subatomiques en bas à l’Univers observable en haut. À une distance de 0,5 cm sur l’arc correspond la multiplication par un facteur 10. (de haut en bas : R. Williams avec la Hubble Deep Field Team [STScI] et NASA ; AAT ; L. Golub, Noval Observatory, IBM Research, NASA ; Richard Bickel/Corbis ; Scientific American Books, Jose Luis Pelaez/Getty Images ; Rothamsted Research Center for Bioimaging)

10–10

10–5

1

105

1010

1015

1020

1025

taillede l’universobservable taille d’un amas

de galaxies diamètred’une galaxie distance aux étoiles

proches

distanceTerre-Soleil

diamètredu Soleil

diamètrede la Terre

tailled’un humain

tailled’unvirus

tailled’un proton

10–15

mètres

ANIM

ATION 1.1


Les objets astronomiques sont toujours en train de changer – ils ont tous une origine, une période active que l’on pourrait appeler leur « vie », et une fin. Nous allons étudier ces processus ainsi que les concepts physiques sur lesquels ils sont basés. Vous découvrirez aussi que toute la matière que les astronomes voient dans les étoiles et les galaxies ne représente que la partie émergée d’un iceberg cosmique – il y a beaucoup plus dans l’Univers, mais les astronomes ne savent pas encore exactement quoi.

2. CONSTELLATIONS

Quand vous observez le ciel par une nuit noire et déga-gée, dans un endroit non pollué et sans trop de lumière parasite, des millions d’étoiles semblent briller au-dessus

de votre tête. En réalité, à l’œil nu on peut voir environ 6 000 étoiles dans tout le ciel. À tout instant, on peut voir environ 3 000 étoiles par une nuit sombre, car seu-lement la moitié des étoiles sont situées au-dessus de l’horizon – la limite entre la Terre et le ciel. Dans des villes très polluées ou très éclairées, on peut ne voir que le dixième de ce nombre, voire moins (figure 1-3).

Vous avez probablement remarqué que les étoiles brillantes semblent former des figures, désignées par le terme technique astérismes,

et vous êtes probablement familier avec les noms de certaines de ces figures, comme la Grande Ourse en forme de casserole ou Orion, aux larges épaules. Ces figures remarquables sont appelées des constellations dans le langage courant, et leur nom provient de légendes ou de mythes anciens (figure 1-4).

W

EB LINK 1.2

Figure 1.2 Inventaire de l’Univers : Quelques exemples des grandes catégories d’objets que l’on trouve dans l’Univers sont représentés. Vous découvrirez davantage sur chacune de ces catégories dans les chapitres suivants. (a : NASA/Hubblesite ; b : NASA ; c : Peter Stättmayer/ESO ; d : Big Bear Observatory ; e : NASA/Jeff Hester & Paul Scowen ; f : Anglo-Australian Observatory ; g : NOAO ; h : NASA ; i : N.F. Comins & F.N. Owen/NRAO)

a Planètes

Jupiter

c Débris de roche et de glace

comète West

d Étoiles

Soleil

e Gaz et pous- sières interstellaires

partie de la nébuleusede l’Aigle

f Galaxies

M83

g Trous noirs

trou noir

accrétion de gazet de poussières

h Amas de galaxies

amasd’Hercule

i Gaz intergalactique

Galaxies

gaz intergalactique

Lumière visible Lumière visible Lumière visible

Lumière visibleLumière visibleLumière visible

Lumière visible Lumière visible Ondes radio

b Débris rocheux et métalliques

astéroïde Eros

52. C O N S T E L L A T I O N S

a

Figure 1.4 La constellation d’Orion : (a) Le groupement d’étoiles (astérisme) appelé Orion est très visible dans le ciel hivernal. Depuis l’hémisphère nord, on le voit facilement au-dessus de l’horizon, vers le sud, de décembre à mars. Vous pouvez voir sur cette photographie que les étoiles ont des couleurs différentes, ce qu’il peut être intéressant de vérifier en observant le ciel nocturne. (b) Techniquement, les constellations sont des régions entières dans le ciel. Cette photographie représente la constellation appelée Orion ainsi que d’autres constellations voisines. Toutes les étoiles à l’intérieur de la frontière d’Orion appartiennent à cette constellation. La sphère céleste est découpée en 88 constellations de formes et de tailles différentes. (© 2004 Jerry Lodrigus/www.astropix.com)

ba

GEMINITAURUS

ERIDANUSMONOCEROS

LEPUS

CANISMAJOR

Rigel

Crab Nebula

“GreatNebula”

Aldebaran

BellatrixBetelgeuse

ORION

ba

GémeauxTaureau

ÉridanLicorne

Lièvre

Grand Chien

Rigel

nébuleusedu Crabe

nébuleused’Orion

Aldébaran

BellatrixBételgeuse

Orion

a b Lumière visible

b

Figure 1.3 Le ciel étoilé avec et sans pollution nocturne : (a) La lumière du Soleil est un rideau qui cache quasiment tout ce qui se trouve derrière. Lorsque le Soleil se couche, les endroits où la pollution, chimique ou lumineuse, est faible offrent de magnifiques panoramas d’étoiles qui peuvent inspirer l’artiste ou le scientifique en chacun de nous. Cette photographie montre le ciel nocturne vu pendant une coupure de courant, depuis Goodwood (Ontario, Canada). (b) Cette photographie montre le même ciel avec un éclairage urbain normal. (© Todd Carlson/SkyNews Magazine)

Lumière visible


2.1. Les constellations permettent de localiser les étoiles

W

EB LINK 1.3

On peut s’orienter sur la Terre en s’aidant de constellations faciles à reconnaître. Par exemple, si vous vivez dans l’hémisphère

nord, vous pouvez utiliser la Grande Ourse pour trou-ver le nord. Pour cela, localisez la Grande Ourse et imaginez que le fond de la casserole est posé sur une table (figure 1-5). Si vous voyez la Grande Ourse à l’en-vers dans le ciel, comme c’est souvent le cas, imaginez qu’elle repose sur une table, à l’envers au- dessus d’elle. Repérez les deux étoiles du bord les plus éloignées du manche de la casserole, elles vont servir de repère. Tracez mentalement entre ces étoiles une ligne qui s’éloigne de la table, comme indiqué sur la figure 1-5. La première étoile modérément brillante que vous rencontrez est Polaris, aussi appelée l’Étoile du Nord ou Étoile polaire car elle est située presque directe-ment au-dessus du pôle Nord. Ainsi, même si Polaris ne fait pas partie des 20 étoiles les plus brillantes (voir l’appendice C-5), elle est facile à localiser. Quand vous faites face à Polaris, le nord se trouve devant vous, l’est à votre droite, le sud derrière et l’ouest à gauche. Il n’y a pas d’étoile similaire au-dessus du pôle Sud.

L’exemple de la Grande Ourse illustre aussi le fait qu’être familier avec les constellations permet de localiser facilement d’autres étoiles. La manière la plus efficace d’y parvenir est d’utiliser des connexions visuelles, en particulier celles que vous aurez trou-vées vous-mêmes. Par exemple, imaginez qu’en attra-pant la poignée de la Grande Ourse on tape directe-ment sur la tête du Lion. La constellation du Lion contient le premier groupe d’étoiles que rencontre la casserole. Comme on le voit sur la figure 1-5, l’étoile la plus brillante de ce groupe est Regulus, le point du point d’interrogation qui délimite la crinière du lion. Prenons un autre exemple et suivons un arc qui prolonge la poignée de la casserole, vers l’extérieur. La première étoile brillante que l’on rencontre est Arcturus, dans la constellation du Bouvier. En pour-suivant l’arc, on atteint l’étoile bleutée Spica, aussi appelée l’Épi, dans la constellation de la Vierge. On peut retrouver ces étoiles et se rappeler de leur nom grâce à une phrase mnémotechnique, par exemple « l’arc vers Arcturus, et puis vers l’Épi »2.

Durant les mois d’hiver, dans l’hémisphère nord, on peut voir certaines des étoiles les plus brillantes du ciel. Un grand nombre d’entre elles sont situées dans le voisinage du « triangle d’hiver », qui connecte les étoiles brillantes des constellations d’Orion, du Grand Chien et du Petit Chien, comme indiqué sur la figure 1-6. Le triangle d’hiver passe haut dans le

2 NdT : traduction libre de « Arc to Arcturus, and speed on to Spica ».

1

ciel au milieu de l’hiver. Il est facile de trouver Sirius, l’étoile la plus brillante du ciel nocture, en cherchant la ceinture d’Orion et en suivant une ligne droite vers la gauche (quand on fait face à Orion). Sirius est la pre-mière étoile brillante que l’on rencontre.

Régulus

Lion

Vierge

Épi

ouest nord

Grande Ourse

Arcturus

Bouvier Petite OursePolaris

« Étoile du Nord »

Figure 1.5 La Grande Ourse comme guide : Dans l’hémisphère nord, la Grande Ourse est un ensemble de sept étoiles facilement reconnaissable. Cette carte du ciel montre comment on peut l’utiliser pour localiser l’Étoile du Nord ainsi que les étoiles les plus brillantes dans trois autres constellations. Sur ce schéma, la Grande Ourse apparaît à l’endroit juste avant le lever du Soleil, à d’autres moments elle apparaît à l’envers.

Figure 1.6 Le triangle d’hiver : Cette carte stellaire montre le ciel boréal tel qu’il apparaît un soir de décembre, en regardant vers le sud. Trois des étoiles les plus brillantes forment le triangle d’hiver. En plus des constellations impliquées dans ce triangle, nous avons aussi indiqué les Gémeaux, le Cocher et le Taureau.

Voie lactée

horizon vers le sud

Capella

Cocher

Petit Chien

Gémeaux

CastorPollux

Sirius

Grand Chien

Procyon

Rigel

TaureauAldebaran

ORION

Betelgeuse

72. C O N S T E L L A T I O N S

Gros plan sur la science

Pensée flexible Une partie de l’apprentissage de la science consiste à regarder les choses de différents points de vue. Par exemple, lorsque vous apprenez à identifier les principales constellations, assurez-vous de les voir sous plusieurs orientations (c’est-à-dire en tour-nant la carte de différents angles), afin de pouvoir les trouver à différents moments de la nuit et de l’année.

Imaginez une histoire qui vous permettra de vous souvenir de la connexion entre les constellations d’Orion et du Taureau, qui se trouvent juste à droite d’Orion.

Le « triangle d’été » qui trône dans le ciel d’été, comme on le voit dans la figure 1-7, relie les étoiles brillantes Véga dans la Lyre, Deneb dans le Cygne et Altaïr dans l’Aigle. Une bonne partie de la Voie lactée forme un magnifique fond pour ces constellations, qui se trou-vent juste au-dessus de nous à minuit, au milieu de l’été.

Les astronomes ont besoin de localiser les objets de manière plus précise dans le ciel qu’en se dépla-çant de constellation en constellation. Ils ont donc créé une carte du ciel, appelée la sphère céleste, qu’ils ont muni d’un système de coordonnées, analogue à la lati-tude nord-sud et la longitude est-ouest utilisées pour se repérer sur Terre. Si vous connaissez les coordonnées célestes d’une étoile, vous pourrez la trouver rapide-ment. Pour qu’une telle carte soit utile, les étoiles doi-vent être fixes sur cette carte, de la même manière que les villes sont fixes sur les cartes terrestres.

2.2. La sphère céleste aide à se repérer dans le ciel

ANIM

ATION 1.2

Si vous regardez le ciel nocturne année après année, vous verrez que les étoiles semblent effectivement fixes les unes par rapport aux

autres. De plus, au cours de chaque nuit, l’ensemble des étoiles semble tourner de façon rigide autour de la Terre. C’est depuis ce point de vue artificiel, lié à la Terre, que nous construisons des cartes célestes, en fai-sant comme si les étoiles étaient attachées à l’intérieur d’une immense coquille vide, la sphère céleste, avec la Terre en son centre (figure 1-8). On peut aussi imagi-ner la moitié de la sphère céleste qui est visible la nuit comme un bol géant couvrant la Terre.

Bien que les astérismes tels que la Grande Ourse soient souvent appelés des constellations dans le lan-gage courant, les astronomes réservent ce mot pour dési-gner des régions entières du ciel, avec tous les objets qu’elles contiennent (figure 1-4b). La sphère céleste est divisée en 88 constellations de différentes formes et dif-férentes tailles. Souvenez-vous que les constellations ont souvent le même nom que l’astérisme – la figure formée par les étoiles principales – le plus remarquable qu’elles contiennent. C’est le cas par exemple d’Orion, asté-risme et constellation, ce qui complique parfois les dis-cussions. Les limites des constellations sont des lignes droites qui se croisent à angle droit (voir la figure 1-4b). Certaines constellations, comme la Grande Ourse, sont très grandes alors que d’autres, comme le Sagittaire, sont relativement petites. Pour décrire la position d’une étoile, on pourrait dire « Albireo se trouve dans la constellation du Cygne », de la même manière qu’on dirait « Chicago est dans l’état de l’Illinois », « Melbourne est dans l’état de Nouvelle-Galles du sud » ou « Ottawa est dans la province de l’Ontario ».

W

EB LINK 1.4

Les étoiles semblent fixes sur la sphère céleste uniquement parce qu’elles sont très éloignées de nous. En réalité elles se trouvent à des dis-

tances très différentes de la Terre, et elles se dépla-cent les unes par rapport aux autres. On ne distingue ni leur mouvement ni leur éloignement parce qu’elles sont extrêmement loin de nous. On peut le comprendre en imaginant un avion situé à 1 km d’altitude juste au-dessus de nous et se déplaçant à 1 000 km/h dans le ciel. Son mouvement est très perceptible. Toutefois, un avion se déplaçant à la même vitesse à la même alti-tude, mais situé au niveau de l’horizon, a un mouve-ment apparent 100 fois plus lent. Un objet se déplaçant à la même vitesse à la distance du Soleil semblerait se déplacer dans le ciel 100 millions de fois plus lentement que l’avion au-dessus de nos têtes.

Toutes les étoiles (le Soleil mis à part) sont situées à des distances de la Terre supérieures à 40 000 milliards de kilomètres. Ainsi, même si les figures qu’elles forment changent continuellement, ces distances énormes ne

Figure 1.7 Le triangle d’été : Cette carte stellaire montre le ciel dans la direction du nord-est tel qu’il apparaît un soir de juin. En plus des constellations impliquées dans le triangle d’été, nous avons aussi indiqué le Sagittaire et le Dauphin.

Véga

Lyre

Sagittaire

Altaïr

Voie lactée

Aigle

Dauphin

Deneb

Cygne « Croix du nord »

horizon vers l’est


permettent pas de distinguer ce changement à l’échelle d’une vie humaine. C’est pourquoi, aussi irréaliste qu’elle puisse paraître, la sphère céleste est si utile pour navi-guer dans les cieux qu’elle est utilisée par les astronomes du monde entier, même dans les observatoires les plus sophistiqués.

Comme on le voit sur la figure 1-8, on peut pro-jeter les caractéristiques géographiques principales de la Terre sur la sphère céleste pour créer des repères et établir des directions. Si l’on prolonge l’équateur terrestre sur la sphère céleste, on obtient l’équateur céleste, qui sépare l’hémisphère nord et l’hémisphère sud dans le ciel, de la même façon que l’équateur terrestre sépare la Terre en deux hémisphères. On peut aussi imaginer de projeter le pôle Nord et le pôle Sud dans l’espace, le long de l’axe de rotation de la Terre. On obtient alors le pôle nord céleste et le pôle sud céleste, aussi représentés sur la figure 1-8.

En utilisant l’équateur céleste et les pôles célestes comme références, les astronomes quadrillent la sphère

céleste de la même façon que la longitude et la latitude quadrillent la Terre. L’équivalent céleste de la latitude est appelée la déclinaison (notée dec). Elle varie de 0° à 90° nord ou sud depuis l’équateur céleste. L’équivalent céleste de la longitude est appelée l’ascension droite (r.a. pour « right ascension »), elle varie de 0h à 24h le long de l’équateur céleste (voir la figure 1-8). Les limites des constellations, introduites précédemment, sont définies par des lignes de déclinaison ou d’ascen-sion droite constante.

Les planètes se déplacent à travers les constel-lations, contrairement aux étoiles. Donnez deux propriétés des planètes qui pourraient expliquer cette observation.

De la même manière que Greenwich, en Angleterre, définit le méridien de référence, le zéro des longitudes terrestres, nous avons besoin d’établir une référence d’as-cension droite. Elle est définie comme l’un des endroits où le trajet annuel du Soleil sur la sphère céleste croise l’équateur céleste (nous verrons plus loin dans ce cha-pitre pourquoi le Soleil semble décrire un cercle sur la sphère céleste au cours de l’année). L’équivalent céleste du méridien de Greenwich est l’endroit où le Soleil tra-verse l’équateur céleste du sud vers le nord. Les angles d’ascension droite sont mesurés depuis ce point, appelé point vernal ou équinoxe vernal (voir la figure 1-8).

Pour naviguer sur la sphère céleste, les astronomes utilisent des angles pour mesurer les distances entre les objets. Les mathématiciens de l’antiquité ont inventé un système d’angles et de mesures angulaires qui sont encore en usage aujourd’hui pour dénoter la posi-tion relative et les tailles apparentes des objets dans le ciel. Pour repérer une étoile sur la sphère céleste, par exemple, il n’est pas nécessaire de connaître sa distance à la Terre. Tout ce que nous avons besoin de connaître, c’est l’angle entre cette étoile et une autre dans le ciel, une propriété qui reste inchangée à l’échelle des vies humaines car les étoiles sont extrêmement lointaines.

Un angle d’arc, souvent appelé plus simplement un angle, mesure l’ouverture entre deux droites qui se croisent en un point. C’est une valeur numérique, dont l’unité de base est le degré, désigné par le symbole °. Le cercle entier est divisé en 360°. Un angle droit mesure 90°. Comme on le voit sur la figure 1-9, l’angle entre deux étoiles formant la Grande Ourse vaut environ 5°.

Les astronomes utilisent aussi les angles pour décrire la taille apparente des objets célestes. Par exemple, ima-ginez la pleine Lune. Vue depuis la Terre, le diamètre de la Lune fait un angle de 0,5°. On dit donc que le diamètre angulaire, ou la taille angulaire, de la Lune vaut 0,5°. Les astronomes disent aussi que la Lune sous-tend un angle de 0,5°. Dans ce contexte, « sous-tendre » signifie « s’étendre sur ».

Pour parler d’angles plus petits, on divise le degré en 60 minutes d’arc (ce qu’on note 60′). La minute d’arc

sphère céleste trajet annuel du Soleilsur la sphère céleste

équateurcéleste

équinoxevernal

(ascension droite0 h/24 h)

pôle sudcéleste

(déclinaison – 90°)

pôle nordcéleste

(déclinaison + 90°)

angle d’ascension droite

ligne de déclinaisonconstante

ligne d’ascensiondroite constante angle de déclinaisonéquateur terrestre

Figure 1.8 La sphère céleste : La sphère céleste est le bol ou la sphère creuse représentant le ciel. L’équateur céleste et les pôles célestes sont les projections de l’équateur terrestre et de l’axe de rotation terrestre sur la sphère céleste. Le pôle nord céleste est donc situé directement au-dessus du pôle Nord terrestre, alors que le pôle Sud céleste est juste au-dessus du pôle sud terrestre. Les points sont repérés par des coordonnées similaires à la longitude et la latitude, appelées ascension droite (notée r.a. pour « right ascension ») et déclinaison (dec). Ces coordonnées permettent de repérer les étoiles, comme celle qui est représentée par un point blanc sur la figure.

EXERCISE 1

.1

IN

TERACTIVE

93. C Y C L E S T E R R E S T R E S

est elle-même divisée en 60 secondes d’arc (notées 60″). Une pièce de 10 centimes vue de face à une distance de 1 km a une taille angulaire de l’ordre d’une seconde d’arc.

L’expérience quotidienne nous montre qu’un objet nous apparaît d’autant plus grand qu’il est proche. La taille angulaire d’un objet ne dit donc pas nécessaire-ment quoi que ce soit de sa taille physique réelle. Par exemple, le fait que la Lune ait un diamètre angulaire de 0,5° ne permet pas de déterminer sa taille réelle.

3. CyCLES TERRESTRES

Le Soleil se lève et se couche systématiquement à des heures et à des endroits différents au cours de l’année. De même, la Lune se lève et se couche à des heures différentes chaque jour, en un cycle qui se répète tous les 29,5 jours environ. De plus, comme on l’a vu au paragraphe 1-2, on n’observe pas les mêmes constel-lations dans le ciel au cours de l’année, mais le cycle des constellations visibles se répète annuellement. Les rythmes quotidien et annuel du ciel, de la Terre et de la vie qu’elle abrite proviennent de trois mouvements célestes : la rotation de la Terre sur elle-même, res-ponsable du jour et de la nuit, ainsi que du mouvement apparent de la sphère céleste au cours de la nuit ; l’or-bite de révolution de la Terre autour du Soleil, respon-sable des saisons et des variations de l’heure de lever des constellations au cours de l’année ; et l’orbite de révo-lution de la Lune autour de la Terre qui crée les phases lunaires, le cycle des marées et les phénomènes specta-culaires qu’on appelle des éclipses.

3.1. La rotation de la Terre est responsable du cycle jour-nuit et sa révolution définit l’année La Terre tourne sur elle-même autour de son axe. Ce mouvement est appelé rotation. On ne ressent pas la rotation de la Terre car notre planète est si grosse que son attraction gravitationnelle nous tient ferme-ment contre le sol. Du fait de la rotation de la Terre, les étoiles – ainsi que le Soleil, la Lune et les planètes – semblent se lever à l’est, traverser le ciel puis se coucher à l’ouest, sous l’autre horizon. La rotation quotidienne de la Terre, en faisant se lever et se coucher le Soleil, est donc responsable du jour et de la nuit. Le mouvement diurne des corps célestes est bien visible sur des photo-graphies à long temps d’exposition, comme on le voit sur la figure 1-10.

Par une nuit claire et chaude, emmenez un ami observer le mouvement diurne des étoiles par vous-mêmes. Peu après la tombée de la nuit, trouvez un endroit éloigné des lumières et repérez la position des constellations par rapport à un élément géographique

5°

Figure 1.9 La Grande Ourse : La distance angulaire entre deux étoiles consécutives est de l’ordre de 5°. Par comparaison, le diamètre angulaire de la Lune vaut 0,5°.

Figure 1.10 Traînées stellaires circumpolaires : ce cliché à longue exposition, pris depuis Siding Spring Mountain en Australie et visant le pôle sud céleste, met en évidence la rotation de la Terre. Les étoiles qui passent entre le pôle et le sol sont les étoiles circumpolaires. (Anglo-Australian Observatory/David Malin Images)

Lumière visible


remarquable. Quelques heures plus tard, recommen-cez depuis le même endroit. Vous trouverez que l’en-semble des étoiles (ainsi que la Lune si elle est visible) ont changé de place. De nouvelles constellations se sont levées au-dessus de l’horizon à l’est, tandis que d’autres ont disparu sous l’horizon à l’ouest. Si vous recommen-cez de nouveau juste avant l’aube, vous verrez que les étoiles qui se levaient juste au début de la nuit sont à présent bas sur l’horizon, à l’ouest.

Différentes constellations sont visibles la nuit à dif-férentes périodes de l’année. Ceci est dû au fait que la Terre orbite autour du Soleil. On parle de mouvement de révolution pour désigner le mouvement de tout objet astronomique autour d’un autre. La Terre met un an, soit environ 365,25 jours, pour parcourir son orbite autour du Soleil. L’année terrestre est définie en considérant le mouvement de notre planète par rapport aux étoiles. Par exemple, tracez une ligne partant du Soleil et traver-sant la Terre, jusqu’à une étoile située de l’autre côté de la Terre par rapport au Soleil. Au cours de la révolution de la Terre, cette ligne balaye une trajectoire droite sur la sphère céleste et revient sur l’étoile originale 365,25 jours plus tard. La durée de tout mouvement, comme celui de la Terre autour du Soleil, est appelé une période sidérale s’il est mesuré par rapport aux étoiles.

Si la Terre tournait sur elle-même autour d’un point fixe par rapport au Soleil, sans mouvement de

révolution, chaque étoile se lèverait et se coucherait à la même heure toute l’année. À cause de cette révo-lution, les étoiles se lèvent environ 4 minutes plus tôt chaque jour. Cet effet s’accumule, amenant différentes constellations dans le ciel nocturne au cours de l’an-née. La figure 1-11 résume ce mouvement. Quand le Soleil se trouve à l’intérieur des limites de la Vierge3 (18 septembre-1er novembre), par exemple, l’hémi-sphère contenant le Soleil et les constellations voi-sines de la Vierge sont dans la lumière du jour (voir la figure 1-11a). Lorsque le Soleil est levé, la Vierge et les constellations voisines le sont aussi et on ne peut pas les voir. À cette époque de l’année, les constellations situées de l’autre côté de la sphère céleste, centrées sur le Poisson, sont dans l’obscurité. Ainsi, quand le Soleil est dans la Vierge, le Poisson et les constellations voi-sines occupent le ciel nocturne.

Six mois plus tard, quand le Soleil est dans le Poisson, cette moitié du ciel est illuminée par la lumière du jour, tandis que la Vierge et les constellations voi-sines occupent le ciel nocturne (voir la figure 1-11b). Ces arguments s’appliquent partout sur la Terre en même temps car le Soleil ne se déplace que très lente-ment sur sa trajectoire apparente vue depuis la Terre, mettant un an pour faire un tour complet.

Nous avons mentionné plus haut que les étoiles se lèvent à l’est et se couchent à l’ouest. Selon la latitude

3 On dit plus simplement « se trouve dans la constellation de la Vierge ».

Figure 1.11 Pourquoi des constellations différentes sont visibles à différentes époques de l’année : (a) Durant l’équinoxe d’automne, le Soleil se trouve dans la constellation de la Vierge. Depuis la Terre, cette partie du ciel est visible en plein jour et on ne voit des étoiles que de l’autre côté du ciel, centré sur la constellation du Poisson. (b) Six mois plus tard, le Soleil est dans le Poisson. Ce côté du ciel est exposé à la lumière du jour tandis que le côté centré sur la Vierge est dans l’obscurité.

pôle nordcéleste

cielnocturne

lumièredu jour

pôle sudcéleste

pôlenordSoleil

Capricorne Verseau

Cancer

pôlesud

GémeauxLion

Vierge

écliptique

Poissons

a

pôle nordcéleste

lumière du jour

cielnocturne

pôle sudcéleste

pôlesud

Lion Cancer

Verseau

Vierge Soleil

écliptiquepôlenord

Gémeaux

Capricorne

Poissons

b


à laquelle on se trouve, certaines constellations peuvent ne jamais disparaître sous l’horizon. Dans ce cas, elles décrivent simplement des cercles dans le ciel au cours de la nuit (voir la figure 1-10). Pour le comprendre, ima-ginez que vous vous trouviez au pôle Nord, la nuit. La Terre tourne sur son axe directement sous vos pieds. Lorsque vous regardez devant vous, vous voyez les étoiles dériver de la gauche vers la droite, formant des cercles horizontaux autour de vous. Si vous regardez en haut, vous voyez l’Étoile polaire juste au- dessus de vous et toutes les étoiles tournent autour, dans le sens inverse de celui des aiguilles d’une montre. Vue depuis le pôle Nord, l’Étoile polaire est toujours située direc-tement au-dessus de nous, au zénith (c’est le point situé directement au-dessus de l’observateur, chaque endroit a un zénith différent). Lorsqu’on se trouve au pôle Nord, les étoiles ne se lèvent ni se couchent (voir la figure 1-12). Elles semblent seulement tourner autour de l’Étoile polaire en cercles horizontaux. Ces étoiles et ces constellations qui ne descendent jamais au-dessous de l’horizon sont qualifiées de circumpolaires. Même s’il n’y a pas d’étoile brillante au pôle Sud équivalente à l’Étoile polaire, toutes les étoiles vues depuis le pôle Sud sont aussi circumpolaire et se déplacent de la droite vers la gauche (dans le sens des aiguilles d’une montre).

Pourquoi les astérismes tels que la Grande Ourse sont-ils parfois vus à l’endroit et parfois à l’envers ?

Si vous vivez dans l’hémisphère nord, l’Étoile polaire est toujours située au nord, au-dessus de l’horizon, éle-vée d’un angle égal à votre latitude. Seules les étoiles et les constellations qui passent entre l’étoile polaire et la

partie de l’horizon située juste en-dessous sont circum-polaires. Lorsqu’on descend vers le sud, en restant dans l’hémisphère nord, le nombre d’étoiles et de constella-tions circumpolaires décroît. De même, si on se déplace vers le nord dans l’hémisphère sud, le nombre d’étoiles et de constellations circumpolaires décroît.

À présent, imaginez-vous à l’équateur. Toutes les étoiles semblent se lever droit dans le ciel à l’est et se coucher droit sur l’horizon à l’ouest (figure 1-13). L’Étoile polaire est à peine visible sur l’horizon. Toutes les autres étoiles se lèvent et il n’y a pas d’étoile circum-polaire, lorsqu’on observe le ciel depuis l’équateur.

Comme le montrent ces deux exercices mentaux, l’angle auquel les étoiles se lèvent et se couchent dépend de la latitude à laquelle on se trouve. La figure 1-13 montre des étoiles qui se couchent à une latitude de 35° nord. À cette latitude, l’Étoile du Nord se trouve à 35° au-dessus de l’horizon, à droite sur la figure, et non pas au zénith comme depuis le pôle nord ni à l’ho-rizon comme depuis l’équateur. Pour prendre un autre exemple, sur la figure 1-10, toutes les étoiles autres que celles que l’on voit aux coins de la figure sont circum-polaires car elles sont visibles toute la nuit, chaque nuit.

3.2. Les saisons résultent de l’inclinaison de l’axe de rotation de la Terre et de la révolution de la Terre autour du Soleil

ANIM

ATION 1.3

Imaginez que vous puissiez voir les étoiles même le jour, de manière à pouvoir suivre le mouvement apparent du Soleil à travers les

constellations situées derrière lui, tout au long de l’an-née. Bien sûr, c’est à cause du mouvement de révolution

Figure 1.12 Le mouvement des étoiles aux pôles : Du fait de la rotation de la Terre autour de ses pôles, les étoiles vues depuis l’un deux semblent se déplacer sur d’immenses cercles horizontaux. C’est le même effet que celui que l’on obtiendrait en se plaçant au milieu d’une pièce et en tournant sur soi-même ; tout autour semblerait se déplacer en cercles. Au pôle Nord, les étoiles se déplacent de la gauche vers la droite, alors qu’au pôle Sud elles se déplacent de la droite vers la gauche.

Figure 1.13 Lever et coucher des étoiles à l’équateur : Debout sur l’équateur, vous êtes perpendiculaire à l’axe autour duquel la Terre tourne sur elle-même. Depuis ce point de vue, les étoiles se lèvent droit sur l’horizon à l’est et se couchent droit sur l’horizon à l’ouest. C’est le même effet que celui que l’on observe en franchissant la crête d’une colline ; les objets situés au-delà semblent s’élever par rapport à la crête lorsque l’on s’en approche.

Figure 1.14 Lever et coucher des étoiles aux latitudes moyennes, au nord : Contrairement au mouvement des étoiles aux pôles (voir la figure 1-12), l’angle que font les étoiles avec le sol change au cours de la nuit, aux autres latitudes. Cette photographie en pose longue montre des étoiles se lever. La latitude détermine l’angle auquel les étoiles se lèvent et se couchent. (David Miller/DMI)

Lumière visible


de la Terre que le Soleil semble se déplacer par rap-port aux étoiles. Jour après jour, le Soleil suit une ligne sur la sphère céleste. Cette ligne est appelée l’éclip-tique. Comme on le voit sur la figure 1-15a, l’écliptique dessine un cercle fermé qui coupe la sphère céleste en deux. Sur la figure 1-8, l’écliptique est représentée par la boucle intitulée « trajet annuel du Soleil sur la sphère céleste ».

Le terme écliptique a un deuxième sens en astro-nomie. La Terre orbite autour du Soleil dans un plan qu’on appelle aussi l’écliptique. Les deux écliptiques coïncident exactement : imaginez-vous sur le Soleil en train de regarder la Terre se déplacer, jour après jour. Le chemin que trace la Terre sur la sphère céleste est iden-tique au chemin tracé par le Soleil, vu depuis la Terre (figure 1-15b). Rappelez-vous aussi la discussion de la droite s’étendant du Soleil à la sphère céleste en traver-sant la Terre, dans la section 1-4.


Définissez les termes que vous employez : Comme dans la communication entre personnes, il est très important de choisir les mots corrects en science. Habituellement, les mots scientifiques ont un sens précis, comme « rota-tion » pour désigner un mouvement sur soi-même et « révo-lution » pour un objet orbitant autour d’un autre. Faites particulièrement attention à comprendre le contexte dans lequel les mots ayant plusieurs sens sont utilisés, comme « écliptique » ou « constellation ».

Équinoxes et solstices : L’écliptique et l’équateur céleste sont deux cercles différents, inclinés de 23,5° l’un par

rapport à l’autre sur la sphère céleste. Ceci est dû au fait que l’axe de rotation de la Terre est inclinée de 23,5° par rapport à la direction perpendiculaire à l’écliptique (figure 1-15 et figure 1-16). Ces deux cercles se cou-pent en deux points seulement, qui sont situées dans des directions exactement opposées sur la sphère céleste (figure 1-17). Chacun de ces point est appelé un équi-noxe (du latin qui signifie « nuit égale »), car lorsque le Soleil se trouve en l’un de ces points, il est situé directe-ment au-dessus de l’équateur, ce qui conduit à 12 h de jour et 12 h de nuit partout sur Terre ce jour-là.

Si l’on néglige de petites variations annuelles, la Terre maintient cette inclinaison au cours de son orbite autour du Soleil. Ainsi, l’Étoile polaire est au-des-sus du pôle Nord pendant toute l’année. Pendant une moitié de l’année, l’hémisphère nord est incliné vers le Soleil. Dans cet hémisphère, le Soleil s’élève donc plus haut dans le ciel que pendant l’autre moitié de l’année (figure 1-18). De la même manière, lorsque l’hémis-phère sud est incliné vers le Soleil, celui-ci s’élève plus haut dans le ciel de l’hémisphère sud.

Considérons la position du Soleil au cours de l’an-née, telle qu’on la voit depuis l’hémisphère nord. Le jour où le Soleil se lève le plus au sud se situe aux alentours du 22 décembre chaque année (voir la figure 1-18a), on l’ap-pelle le solstice d’hiver. Le solstice d’hiver est le point de l’écliptique situé le plus au sud de l’équateur céleste (voir la figure 1-17). C’est aussi la journée où le Soleil s’élève le moins haut à midi (voir la figure 1-18a), ainsi que celui qui a le moins d’heures de jour dans toute l’année.

Quand le Soleil se déplace le long de l’écliptique après le solstice d’hiver, il se lève plus tôt et plus au nord

Figure 1.15 L’écliptique : (a) L’écliptique est le chemin apparent suivi par le Soleil sur la sphère céleste. (b) L’écliptique est aussi le plan contenant l’orbite de la Terre autour du Soleil. Les plans correspondant à ces deux écliptiques coïncident exactement. Comme dans (a), on a représenté l’axe de rotation de la Terre incliné de 23,5° par rapport à la direction perpendiculaire à l’écliptique.

pôle Nordcéleste

pôle Sudcéleste

écliptique

Soleilpôle nord

pôle sud

a

écliptique

Soleil

Terre

plan de l’écliptique

b


sur l’horizon. Il s’élève aussi plus haut dans le ciel à midi que les jours précédents. Trois mois plus tard, vers le 21 mars, le Soleil traverse l’équateur céleste, du sud vers le nord. C’est ce qu’on appelle l’équinoxe vernal ou

équinoxe de printemps, c’est l’un des deux jours où le Soleil se lève exactement à l’est et se couche exactement à l’ouest (figure 1-18b). L’équinoxe vernal constitue le méridien de référence de la sphère céleste, comme nous l’avons mentionné plus haut. Trois mois après l’équi-noxe vernal, autour du 21 juin, le Soleil se lève le plus au nord et s’élève le plus haut dans le ciel (figure 1-18c). C’est le solstice d’été (voir la figure 1-17), le jour le plus long de l’année, dans l’hémisphère nord.

Du 21 juin au 21 décembre, le Soleil se lève de plus en plus au sud. Le point le plus haut qu’il atteint dans la journée s’abaisse chaque jour, le cycle des six mois pré-cédents s’inverse. L’équinoxe d’automne se produit vers le 21 septembre (figure 1-18d), quand le Soleil traverse l’équateur céleste du nord vers le sud, vu depuis la Terre.

Plus le Soleil s’élève haut pendant la journée, plus les jours sont longs. Quand les jours sont les plus longs dans l’hémisphère nord, celui-ci est atteint par une quan-tité de chaleur et de lumière plus importante. De plus, quand le Soleil est plus haut dans le ciel, son énergie est plus concentrée sur la surface de la Terre (voir les taches de lumière ovales sur les illustrations de la figure 1-18). Ainsi, ces jours-là, plus d’énergie est déposée sur chaque mètre carré de surface – ce qui les chauffe davantage – que lorsque le Soleil est bas dans le ciel. La durée du jour et la hauteur du Soleil dans le ciel à chaque endroit dépendent des saisons et déterminent la température à cet endroit (il faut garder à l’esprit le fait que les vents et les nuages affectent grandement la météo pendant l’an-née, on ignore ici ces effets).

2

printemps dans l’hémisphère Nord ; automne dans l’hémisphère Sud

automne dans l’hémisphère Nord ; printemps dans l’hémisphère Sud

hiver dans l’hémisphère Nord ; été dans l’hémisphère Sud

été dans l’hémisphère Nord ; hiver dans l’hémisphère Sud

pôle Nord

pôle Nord pôle Sud

écliptique

pôle Nord

pôle Sud

pôle Sud

pôle Sud

solstice d’été

solstice d’hiver

équinoxe d’automne

équinoxe de printemps

pôle Nord

2312˚

Figure 1.16 L’inclinaison de l’axe de la Terre : L’axe de rotation de la Terre est incliné de 23,5° par rapport à la direction perpendiculaire au plan de l’orbite terrestre. La Terre maintient cette orientation (avec le pôle Nord dirigé vers le pôle Nord céleste, près de l’Étoile polaire) au fil de l’année, tout au long de son orbite autour du Soleil. En conséquence, la quantité d’illumination solaire et le nombre d’heures de jour à n’importe quelle position sur la Terre varient régulièrement avec les saisons.

équinoxe d’automne

écliptique

solstice d’été

équinoxe vernalméridien céleste de référence

solstice d’hiver

équateur céleste

pôle sud céleste

pôle nord céleste

23 °12

Figure 1.17 Les saisons sont liées aux équinoxes et aux solstices : L’écliptique est inclinée de 23,5° par rapport à l’équateur, à cause de l’inclinaison de l’axe de rotation de la Terre. L’écliptique et l’équateur céleste se coupent en deux points appelés les équinoxes. Le point le plus au nord sur l’écliptique est le solstice d’été et le point le plus au sud le solstice d’hiver.


Pour résumer, le Soleil est le plus bas dans le ciel du nord au moment du solstice d’hiver. Ceci marque le début de l’hiver dans l’hémisphère nord. Au fur et à mesure que le Soleil se déplace vers le nord, la quantité de jour augmente quotidiennement. L’équinoxe ver-nal marque l’étape médiane en termes de quantité de lumière et de chaleur reçue de la part du Soleil dans l’hémisphère nord, c’est le début du printemps. Quand le Soleil atteint le solstice d’hiver, il est au plus haut dans le ciel du nord et se trouve au-dessus de l’hori-zon pendant la durée la plus longue de l’année. C’est le début de l’été. En retournant vers le sud, le Soleil

traverse de nouveau l’équateur céleste au moment de l’équinoxe d’automne, c’est le début de l’automne.

L’orbite de la Terre autour du Soleil est ellip-tique (nous reviendrons sur cette forme ovale en détail au chapitre 2). Bien que la distance entre la Terre et le Soleil varie de 5 millions de km pendant l’année, cette variation n’a qu’un effet mineur sur les saisons. Si les saisons étaient causées par le changement de distance entre la Terre et le Soleil, tous les points de la Terre auraient les mêmes saisons au même moment. En fait, l’hémisphère nord et l’hémisphère sud ont des saisons exactement opposées. De plus, chaque année la Terre

3

S

E

O

N

S

E

O

N

Soleil

coucher du Soleil17 h 30

lever du Soleil8 h 15

22 décembre



22 mars



22 septembre



21 juin

a b

c d

S

E

N

O

S

E

N

O

Figure 1.18 La trajet quotidien du Soleil et l’énergie qu’il dépose : (a) Au solstice d’hiver, le premier jour de l’hiver, le Soleil se lève le plus au sud-est, est le plus bas dans le ciel à midi, y reste le moins longtemps et sa lumière et sa chaleur sont les moins intenses (plus étalées) que n’importe quel autre jour de l’année, dans l’hémisphère nord. (b) À l’équinoxe vernal, le premier jour du printemps, le Soleil se lève précisément à l’est et se couche précisément à l’ouest. Sa lumière et sa chaleur sont devenues plus intenses, comme on le voit sur l’ovale plus brillant qu’en (a). (c) Au solstice d’été, qui marque le premier jour de l’été, le Soleil se lève le plus au nord-est que n’importe quel autre jour de l’année, est le plus haut dans le ciel à midi, reste le plus longtemps dans le ciel, sa lumière et sa chaleur y sont plus intenses que n’importe quel autre jour de l’année, dans l’hémisphère nord. (d) À l’équinoxe d’automne, on retrouve les mêmes conditions astronomiques qu’à l’équinoxe vernal.


est au plus près du Soleil vers le 3 janvier, soit le cœur de l’hiver dans l’hémisphère nord !

Expliquez pourquoi la figure 1-14 doit avoir été prise en regardant vers l’ouest. Indice : examinez la figure 1-18.

Il se trouve que l’hémisphère sud a une proportion plus importante de sa surface couverte par les océans que l’hémisphère nord, ce qui se traduit par une influence moins spectaculaire de la variation de la distance entre la Terre et le Soleil. En effet, lorsque la Terre est plus près du Soleil (le Soleil est alors haut dans le ciel de l’hémisphère sud), les océans situés au sud réfléchissent plus de lumière et de chaleur directement dans l’espace que ce qui se produit dans l’hémisphère nord pendant l’autre moitié de l’année. Si l’énergie renvoyée dans l’es-pace était plutôt absorbée par notre planète, la Terre chaufferait plus pendant cette période que lorsque le Soleil est au-dessus de l’hémisphère nord.


S’attendre à l’inattendu : De nombreux phénomènes dans l’Univers défient les explications basées sur le sens commun. L’avancée de la science demande de remettre en question les évidences, c’est-à-dire ce qu’on croit savoir. Le fait que la variation de distance entre la Terre et le Soleil a un impact minimal sur les saisons en fournit un excellent exemple.

Le trajet du Soleil dans le ciel Durant les mois d’été de l’hémisphère nord, lorsque cet hémisphère est incliné vers le Soleil, le Soleil se lève au nord-est et se couche au nord-ouest. Le Soleil fournit plus de 12 h de jour dans l’hémisphère nord et passe haut dans le ciel. Au sols-tice d’été, le Soleil se rapproche le plus du nord, don-nant le plus grand nombre d’heures de jour dans l’hé-misphère nord.

Durant les mois d’hiver de l’hémisphère nord, lorsque cet hémisphère est incliné à l’opposé du Soleil, le Soleil se lève au sud-est. Le jour dure moins de 12 h, alors que le Soleil reste plus bas au-dessus de l’horizon puis se couche au sud-ouest. La nuit est la plus lon-gue dans l’hémisphère nord quand le Soleil est au sols-tice d’hiver.

Le Soleil met un an à parcourir l’écliptique. Comme il y a environ 365,25 jours dans l’année et 360° sur un cercle, le Soleil se déplace sur l’écliptique à une vitesse angulaire légèrement inférieure à 1° par jour. Les constel-lations que traverse le Soleil au cours de l’année sont appelées les constellations du zodiaque. On ne peut pas voir ces groupements d’étoiles quand le Soleil s’y trouve, bien sûr, mais on peut tracer la trajectoire du Soleil sur la sphère céleste pour déterminer à travers quelles constellations il se déplace. Traditionnellement, il y avait 12 constellations du zodiaque, dont les frontières ont été fixées dans l’antiquité. En 1930, leurs limites ont été redéfinies par les astronomes et le Soleil se déplace

4

Figure 1.19 Le soleil de midi : Cette photographie à expositions multiples a été prise le 19 juillet 1985, à une latitude de 69° nord, au nord-est de l’Alaska. À cette latitude, le soleil se trouve constamment au-dessus de l’horizon, de mi-mai à fin juillet. (Doug Plummer/Science Photo Library) L’angle maximal que fait le Soleil avec l’horizon dépend de la latitude. Plus on se trouve au nord, plus le Soleil est bas dans le ciel à toute heure, par rapport à des latitudes plus équatoriales. Aux latitudes supérieures à 66,5° nord, ou inférieures à 66,5° sud, le Soleil ne se lève pas du tout pendant une partie des mois d’hiver et d’automne. Pendant l’été et le printemps, ces mêmes régions ont des journées qui durent des semaines ou des mois (figure 1-19), d’où le nom de « terre du soleil de minuit ».

Lumière visible


aujourd’hui à travers 13 constellations au cours de l’an-née. La treizième est Ophiuchus ou le Serpentaire. Le Soleil se trouve dans cette constellation du 1er décembre au 19 décembre de chaque année. Le tableau 1-1 montre la liste des constellations du zodiaque et les dates aux-quelles le Soleil s’y trouve. Vous n’êtes peut-être pas du « signe astral » que vous croyez.

3.3. Les heures basées sur la position du Soleil : un cauchemar pour la planification Le mouvement quotidien du Soleil dans le ciel a fourni à nos ancètres la première référence de temps, car la posi-tion du Soleil détermine s’il fait jour ou nuit, et même ap-proximativement s’il est avant ou après midi. Le mouve-ment du Soleil dans le ciel a mené à la définition du jour solaire, sur lequel est basé notre jour de 24 h. Cet in-tervalle correspond idéalement à celui qui sépare le mo-ment où le Soleil est le plus haut dans le ciel un jour, de celui où il est de nouveau le plus haut dans le ciel le len-demain. Toutefois, la durée du jour solaire varie au cours de l’année. Ceci est dû au fait que l’orbite de la Terre au-tour du Soleil n’est pas parfaitement circulaire – notre planète accélère quand elle se rapproche du Soleil et ra-lentit quand elle s’en éloigne – et au fait que l’axe de ro-tation de la Terre sur elle-même est incliné de 23,5° par rapport à la direction perpendiculaire à l’écliptique. Ces deux effets affectent la vitesse apparente du Soleil dans le ciel au cours de l’année. L’intervalle de temps moyenné sur l’année entre deux midis consécutifs vaut 24 h, ce qui détermine le temps que nous utilisons avec nos horloges. On l’appelle le jour solaire moyen.

Quelle région de la Terre connaît les plus faibles variations de température saisonnières et pourquoi ?

W

EB LINK 1.5

Traditionnellement, midi était défini comme le moment où le Soleil est le plus haut dans le ciel. C’est le midi astronomique. Mais

comme nous venons de le voir, l’intervalle entre deux midis ne vaut pas exactement 24 h, si bien que le Soleil n’est pas toujours au plus haut au midi astronomique. La différence entre le midi des montres et le midi as-tronomique peut atteindre 16 mn. Comme la Terre tourne vers l’est, le Soleil est au plus haut à différents moments à différentes longitudes. Par exemple, le midi astronomique se produit plus tôt à New York qu’à Philadelphie, située un peu plus à l’ouest. Avant l’éta-blissement des fuseaux horaires, le temps local était basé sur le midi astronomique. Pour voyager vers l’ouest de New York à Philadelphie en train, par exemple, vous deviez connaître l’heure de départ à New York en uti-lisant l’heure de New York, ainsi que l’heure d’arrivée à Philadelphie (si vous deviez y rencontrer quelqu’un par exemple) en utilisant l’heure de Philadelphie. Ces considérations devinrent très gênantes avec la com-plexité croissante de la société.

Les fuseaux horaires ont été établis au dix-neuvième siècle en réponse à ce problème. Dans un même fuseau horaire, tout le monde se met d’accord pour mettre ses horloges à la même heure. Les fuseaux sont basés sur l’heure à la longitude 0°, à Greenwich en Angleterre, un méridien de référence appelé le méridien de Greenwich. À quelques exceptions près dues aux frontières géopoli-tiques, un nouveau fuseau horaire commence tous les 15° en longitude. Les 24 fuseaux horaires ainsi définis sont indiqués sur la figure 1-20. Lorsqu’on voyage d’un fuseau horaire à l’autre, il faut généralement décaler sa montre d’exactement une heure.

On introduit aussi le jour sidéral, la durée entre le moment où une étoile est à un endroit dans le ciel et le moment où elle s’y trouve de nouveau. Le jour sidéral et le jour solaire diffèrent du fait que la Terre tourne autour du Soleil et en même temps sur elle-même. Ce mouve-ment de la Terre sur son orbite, jour après jour, modifie la position des étoiles, les ramenant à leur position origi-nale 4 mn plus tôt chaque jour. Ainsi, le jour sidéral dure 23 h 56 mn, alors que le jour solaire dure 24h.

Pourquoi un calendrier basé sur les jours sidéraux ne serait-il pas satisfaisant ?

3.4. Les calendriers basés sur des années de durées égales : d’autres problèmes de planification

De la même façon que l’alternance des jours et des nuits est due à la rotation de la Terre, l’année est une unité basée sur la révolution de la Terre autour du Soleil. La Terre ne met pas exactement 365 jours pour parcourir son orbite, si bien que l’année ne dure pas exactement 365 jours. En basant l’année sur des cycles de 365 jours,

Tableau 1-1 Les 13 constellations du zodiaque.

constellation dates de passage du Soleil

PoissonBélierTaureauGémeauxCancerLionViergeBalanceScorpionSerpentaireSagittaireCapricorneVerseau

13 mars-20 avril20 avril-13 mai13 mai-21 juin21 juin-20 juillet20 juillet-11 août11 août-18 septembre18 septembre-1er novembre1er novembre-22 novembre22 novembre-1er décembre1er décembre-19 décembre19 décembre-19 janvier19 janvier-18 février18 février-13 mars


certains événements importants ne se produisent pas le jour correct. Pour résoudre ce problème, l’empereur ro-main Jules César a implémenté un nouveau calendrier en 46 avant JC. Comme les mesures réalisées par les as-tronomes antiques indiquaient que l’année durait envi-ron 365,25 jours, ce calendrier « julien » établissait un système d’années bissextiles pour donner une place à ce quart de jour supplémentaire. En ajoutant un jour sup-plémentaire tous les quatre ans, César espérait assurer que les événements astronomiques saisonniers, comme le début du printemps par exemple, se produiraient à la même date année après année.

Le calendrier julien aurait parfaitement convenu si l’année durait exactement 365,25 jours et si l’axe de rotation de la Terre (qui pointe aujourd’hui vers l’Étoile du Nord, comme mentionné plus tôt) ne changeait pas d’orientation. Aucune de ces hypothèses n’est correcte. Ainsi, au cours du temps, un décalage s’est accumulé entre le calendrier et la vraie date : les événements astronomiques et culturels commencèrent

à tomber à des dates différentes chaque année. Pour remédier à la situation, un comité établi par le pape Grégoire XIII recommanda d’affiner le calendrier, ce qui conduisit au calendrier grégorien en 1582. Le pape Grégoire commença par avancer le calendrier de 10 jours (le 5 octobre 1582 devint le 15 octobre 1582) ce qui ramena le premier jour du printemps au 21 mars. Ensuite, il modifia les années bissextiles introduites par César. César avait ajouté le 29 février à toutes les années divisibles par quatre. Ainsi, 1996, 2000, 2004, 2008 furent des années bissextiles, com-portant 366 jours. Ce système introduit une erreur de 3 jours tous les 4 siècles. Pour résoudre ce problème, le pape Grégoire décréta que les années de cente-naires ne seraient des années bissextiles que si elles étaient divisibles par 400. Par exemple, les années 1700, 1800, 1900 ne furent pas des années bissextiles dans le système amélioré de Grégoire. En revanche l’année 2000, qui est divisible par 400, fut une année bissextile.

A

F*

I

ZABCC*DD*E

0h m

+1+2+3+3 30+4+4 30+5

E*FF*GHII*

+5 30h m

+6+6 30+7+8+9+9 30

KK*LL*MM*M†

+10h m

+10 30+11+11 30+12+13+14

NOPP*QRS

–1h m

–2–3–3 30–4–5–6

TUU*VV*WX

–7h m

–8–8 30–9–9 30–10–11

Y –12

heure standard = heure universelle + valeur issue de la table

‡ pas d’heure standard adoptée légalement

X W V U T S R Q P O N Z A B C D E F G H I K L M Y

150°O 120°O 150°E 180°E120°E90°O 90°E60°O 60°E30°O 30°E0°

V

U T

S

S

S

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A

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H

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I K

K

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K

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M

M

M

NQ

P

D

‡

T R

DD

K

A

Q

Figure 1.20 Les fuseaux horaires dans le monde : Pour des raisons pratiques, la circonférence terrestre de 360° est divisée en 24 fuseaux horaires. Idéalement, les limites de chaque fuseau seraient orientées dans la direction nord-sud. Toutefois, des considérations politiques rendent ces fuseaux irréguliers. En fait, il y a même quelques fuseaux d’une demi-heure de largeur.


Nous utilisons aujourd’hui le calendrier grégorien. Il est basé sur l’hypothèse que l’année dure 265,2425 jours solaires, ce qui est très proche de la durée de l’année tro-pique, définie comme l’intervalle de temps entre deux équinoxes vernaux. En fait, l’erreur est de seulement 1 jour tous les 3 300 ans. Ceci ne causera donc pas de problème avant longtemps.

3.5. Les phases de la Lune ont inspiré le concept de mois

Au cours de son orbite autour de la Terre, la Lune se déplace d’ouest en est et change de position par rapport aux étoiles lointaines. Sa position par rapport au Soleil change aussi, ce qui provoque les différentes phases lunaires.

Le Soleil illumine la moitié de la Lune à tout ins-tant. La phase de la lune que l’on voit dépend de la pro-portion de son hémisphère éclairé que l’on voit depuis la Terre. Quand la Lune est du côté du Soleil, son hémi-sphère obscur se trouve vers nous. Cette phase, durant laquelle la Lune est au plus un petit croissant, est appe-lée la nouvelle Lune (figure 1-21).

EXERCISE 1

.2

IN

TERACTIVE

ANIM

ATION 1.4

Pendant les 7 jours qui suivent cette phase, une part de plus en plus importante de l’hémisphère visible

de la Lune devient éclairée, ce qu’on appelle le premier croissant. Au premier quartier, on voit exactement la moitié de la face qui est éclairée et l’autre moitié qui est dans l’ombre. Le terme « quartier » fait référence au temps écoulé au sein du cycle solaire, plutôt qu’à la fraction la Lune que l’on voit éclairée. Au cours de la semaine suivante, une partie encore plus grande de l’hé-misphère éclairé peut être vue depuis la Terre, une phase qu’on appelle lune gibbeuse croissante. « Gibbeuse » signifie « arrondie des deux côtés ». Quand la Lune arrive du côté de la Terre opposé au Soleil, on voit qua-siment tout l’hémisphère illuminé. C’est la pleine Lune. Pendant les deux semaines suivantes, on voit une partie de plus en plus petite de l’hémisphère illuminé, la Lune continuant sur son orbite. Ce mouvement produit les phases qu’on appelle la Lune gibbeuse décroissante, le dernier quartier puis le dernier croissant. La Lune met 29,5 jours pour exécuter un cycle complet de phases.

On confond souvent, à tort, les termes « face cachée » et « face sombre » de la Lune. La face cachée

5

orbite de la Lune

premierquartier

premiercroissant

nouvelleLune

midi

minuit

derniercroissant

Lunegibbeuse

décroissante

dernierquartierLune

gibbeusecroissante

pleineLune

lumière du Soleil

Terre

lumière du Soleil

lumière du Soleil

18 h

6 h

Figure 1.21 Les phases de la Lune : Ce schéma représente la Lune à huit positions différentes sur son orbite, vue depuis un point situé loin au-dessus du pôle nord terrestre. Les photographies correspondantes montrent les phases résultantes, vues depuis la Terre. Les photographies de lune croissante semblent à l’envers, mais elles sont correctement orientées si on se souvient qu’elles représentent ce qu’on voit depuis la Terre. La lumière du Soleil illumine la moitié de la Lune à tout instant, alors que l’autre moitié est sombre. La Lune met environ 29,5 jours pour passer par toutes ces phases. (Observatoire de Yerkes et observatoire de Lick)

Lumière visible


est celle qui se trouve à l’opposé de la Terre. La face sombre est celle sur laquelle le Soleil ne brille pas. En examinant les photographies de la figure 1-21, on voit que c’est toujours le même côté de la Lune qui fait face à la Terre. La partie de la Lune qui n’est jamais du côté de la Terre est la face cachée. Toutefois, la face cachée n’est pas toujours la face sombre : on voit une partie de la face sombre lorsque la Lune n’est pas pleine.

La figure 1-21 montre la Lune à différentes posi-tions sur son orbite. Souvenez-vous que la partie éclai-rée de la Lune est du côté droit (ouest) lors des phases croissantes, mais du côté gauche (est) dans les phases décroissantes. Cette information permet de détermi-ner d’un regard si la Lune est croissante ou décrois-sante. En regardant la Lune à travers un télescope, le meilleur endroit pour voir des détails est celui où les ombres sont les plus longues. Ceci se produit à la fron-tière entre les régions sombres et brillantes, appelée le terminateur.

La figure 1-21 montre aussi le temps local à dif-férents endroits sur Terre, de midi, où le Soleil est au plus haut dans le ciel, à minuit, où il se trouve du côté opposé. Ces heures indiquent grossièrement quand la Lune est au plus haut dans le ciel. Par exemple, au premier quartier, la Lune est à 90° à l’est du Soleil dans le ciel ; ainsi, la Lune est au plus haut quand le Soleil se couche. À la pleine Lune, celle-ci est oppo-sée au Soleil dans le ciel ; ainsi elle se trouve au plus haut à minuit. Ces remarques permettent de com-prendre pourquoi la Lune est visible pendant au moins une partie de la journée (figure 1-22) presque tous les jours.

Depuis l’aube des civilisations, les peuples ont recherché des systèmes permettant de repérer le pas-sage du temps de manière précise. Dans l’Égypte Ancienne, on voulait savoir quand le Nil serait en crue, et de tous temps les fermiers ont voulu savoir quand semer. Les tribus nomades voulaient savoir quand le temps allait changer. Les chefs religieux réglaient certains rites sur des événements célestes. Ainsi, les astronomes ont traditionnellement été responsables de l’élaboration des calendriers. De fait, parmi les quatre manières de compter le passage du temps, trois sont d’origine astronomique : le temps est déterminé par la position de la Lune, du Soleil ou des étoiles, et de façon moderne, par des moyens technologiques comme des horloges atomiques.

Les quatre semaines que met approximativement la Lune pour parcourir le cycle complet de ses phases ont inspiré nos ancêtres qui ont inventé la notion de mois. Les astronomes ont jugé utile de définir deux types de mois, selon que le mouvement de la Lune est repéré par rapport aux étoiles ou au Soleil. Aucun des deux ne cor-respond aux mois de notre calendrier usuel qui ont des longueurs différentes.

6

Le mois sidéral est le temps que met la Lune pour parcourir 360° sur son orbite autour de la Terre (figure 1-23). Comme pour le jour sidéral, la longueur du mois sidéral est déterminée par la position de la Lune sur son orbite autour de la Terre, mesurée par rapport aux étoiles. De manière équivalente, c’est le temps écoulé entre le moment où la Lune occupe une position de la sphère céleste et celui où elle revient à cette position. La période orbitale sidérale de la Lune vaut environ 27,3 jours. Le mois synodique, ou mois lunaire, est la durée d’un cycle de phases lunaires, (c’est-à-dire d’une nouvelle Lune à une autre ou d’une pleine Lune à une autre), elle est donc mesurée par rapport au Soleil et non par rapport aux étoiles. Il vaut 29,5 jours.

La Lune est-elle croissante ou décroissante sur la figure 1-22 ?

Le mois synodique est plus long que le mois sidé-ral car la Terre orbite autour du Soleil en même temps que la Lune passe par ses différentes phases. Comme on le voit sur la figure 1-23, la Lune doit parcourir plus de 360° le long de son orbite pour accomplir un cycle entier (par exemple d’une nouvelle Lune à la suivante), ce qui prend environ 2,2 jours de plus que le mois sidéral.

Le mois sidéral et le mois synodique varient quelque peu, car l’attraction gravitationnelle du

Figure 1.22 La Lune pendant la journée : Chaque jour, la Lune est visible pendant la journée au moins quelque temps. Les heures du jour ou de la nuit auxquelles elle est dans le ciel dépendent de sa phase. (Richard Cummins/SuperStock)

Lumière visible


Soleil sur la Lune affecte sa vitesse au cours de son orbite autour de la Terre. Les variations du mois sidéral peuvent atteindre 7 h et celle du mois syno-dique 12 h.

Les termes sidéral et synodique sont aussi uti-lisés lorsqu’on parle du mouvement des autres corps du Système solaire. La période synodique d’une pla-nète désigne le temps entre deux alignements de cette planète avec la Terre et le Soleil (la planète décrit pendant ce temps un cycle de phases, vue depuis la Terre). Souvenez-vous que toute orbite mesurée par rapport aux étoiles est qualifiée de « sidérale », qu’il s’agisse des orbites des planètes ou de celles des lunes autour des planètes elles-mêmes. L’année sidérale terrestre dure 365,2564 jours. L’année sidérale dif-fère du temps écoulé entre deux équinoxes vernaux (c’est l’année tropique), ce qui est principalement dû au fait que l’axe de rotation de la Terre change len-tement de direction dans l’espace, un effet appelé la précession.

4. ÉCLIPSES

Les éclipses font partie des phénomènes naturels les plus spectaculaires. Pendant une éclipse de Lune, la pleine Lune passe souvent d’un aspect très lumineux à un rouge sombre. Une éclipse de Lune se produit lorsque la Lune passe dans l’ombre de la Terre. Ceci ne peut avoir lieu que quand la Terre, la Lune et le Soleil sont alignés, au moment d’une pleine Lune. Pendant une éclipse de Soleil, la lumière du jour se transforme en une pénombre sinistre et le Soleil

semble avoir disparu du ciel. Une éclipse de Soleil se produit quand l’ombre de la Lune passe sur la surface de la Terre. Vue depuis la Terre, la Lune passe juste devant le Soleil.

4.1. Les éclipses se produisent lorsque la Lune traverse l’écliptique alors qu’elle est pleine ou nouvelle

À première vue, il semble que les éclipses devraient avoir lieu à chaque nouvelle Lune et chaque pleine Lune, mais en réalité elles sont beaucoup plus rares car l’or-bite de la Lune est inclinée de 5° par rapport au plan de l’écliptique (figure 1-24). La pleine Lune et la nouvelle Lune ont habituellement lieu lorsque la Lune se trouve au-dessus ou en-dessous de l’orbite terrestre. Dans ces conditions, un véritable alignement entre le Soleil, la Lune et la Terre n’est pas possible et une éclipse ne peut pas se produire.

En effet, comme son orbite est inclinée de 5° par rapport à l’écliptique, la Lune se trouve habituelle-ment au-dessus ou en-dessous du plan de notre orbite autour du Soleil. Elle traverse l’écliptique à ce qu’on appelle les lignes des nœuds (voir la figure 1-24). Quand la Lune traverse la plan de l’écliptique au moment de sa phase nouvelle ou pleine, une éclipse a lieu. En calculant le nombre de fois qu’une nouvelle Lune se produit sur la ligne des nœuds, on trouve qu’il peut y avoir au moins deux et pas plus de cinq éclipses solaires chaque année. Les éclipses de Lune sont aussi fréquentes que les éclipses de soleil, le nombre total d’éclipses (solaires et de lune) dans l’année étant de sept au maximum.

orbitede la Terre

Soleil

nouvelle Lune

nouvelle Lune

vers la même constellation distante

1. À la nouvelle Lune, la Lune se trouve entre le Soleil et la Terre.

2. Depuis la Terre, lorsque la Lune est au point 1, elle se trouve dans la même direction qu’une certaine constellation.

3. Après un mois sidéral, la Lune se trouve en ce point. Depuis la Terre, elle se trouve de nouveau dans la direction de la même constellation.

4. Après un mois synodique, c’est encore la nouvelle Lune, elle est située entre le Soleil et la Terre.

Figure 1.23 Le mois sidéral et le mois synodique : Le mois sidéral est le temps que met la Lune pour accomplir une révolution par rapport aux étoiles. Comme la Terre se déplace constamment sur son orbite autour du Soleil, la Lune doit parcourir plus de 360° pour passer d’une nouvelle Lune à la suivante. Le mois synodique est le temps écoulé entre deux nouvelles Lunes ou entre deux pleines Lunes consécutives. Ainsi, le mois synodique est légèrement plus long que le mois sidéral.

ANIM

ATION 1.5

214. É C L I P S E S

4.2. Trois types d’éclipses de Lune peuvent se produire

L’ombre de la Terre a deux parties distinctes, comme on le voit sur la figure 1-25a. L’ombre proprement dite est la zone où toute la lumière directement issue du Soleil est arrêtée. Si vous vous trouvez dans l’ombre de la Terre, vous ne voyez pas du tout le Soleil qui est caché derrière la Terre. La pénombre est la zone où la Terre n’arrête qu’une partie des rayons du Soleil. Si vous vous trouvez dans la pénombre de la Terre, vous voyez un croissant de Soleil en regardant vers la Terre. La Lune a aussi une ombre et une pénombre.

Selon l’endroit où la Lune traverse l’ombre de la Terre, on peut distinguer trois types d’éclipses de Lune. Une éclipse pénombrale, qui se produit quand la Lune passe dans la pénombre de la Terre, est facile à rater. La Lune semble toujours pleine, elle est juste un peu moins brillante que d’habitude et parfois de couleur légère-ment rougeâtre (chemin 1 dans la figure 1-25a).

Quand seule une partie de la surface lunaire passe à travers l’ombre, la Lune semble avoir été mordue et on voit une éclipse partielle (chemin 2 sur la figure 1-25a). Quand la Lune passe entière-ment dans l’ombre, on voit une éclipse de Lune totale (chemin 3 sur la figure 1-25a). Les éclipses totales de durée maximale, pouvant atteindre 1 h 47, se produi-sent lorsque la Lune est au plus proche de la Terre et

passe au centre de l’ombre. Le tableau 1-2 indique toutes les éclipses de Lune, totales ou partielles, de 2009 à 2012.

Même pendant une éclipse totale, la Lune ne dispa-raît pas complètement. Une petite quantité de lumière solaire passant à travers l’atmosphère de la Terre est déviée dans l’ombre de la Terre. Cette lumière défléchie est principalement rouge orangé, et la Lune assombrie prend alors des tons de rouille (figure 1-25b). Au lever et au coucher du Soleil, le ciel apparaît rouge ou orange pour la même raison, car à ces moments-là une épais-seur plus importante d’atmosphère terrestre diffuse la lumière bleue en provenance du Soleil.

Tous les observateurs situés du côté de la Terre où se produit une éclipse de Lune peuvent la voir, pourvu que des nuages ne viennent pas masquer l’événement. L’observation des éclipses de Lune à l’œil nu ne pré-sente aucun danger.

Pourquoi la nouvelle Lune apparaît-elle parfois comme un croissant ?

4.3. Trois types d’éclipses de Soleil peuvent aussi se produire

Du fait de leurs distances relatives depuis la Terre, le Soleil et la Lune ont presque le même diamètre

une éclipse peut se produire

une éclipsepeut se produire

pleine Lune

orbite de la Terre,plan de l’écliptique

pleine Lune

pleine Lune

pleine Lune

pas d’éclipsepossible

pas d’éclipsepossible

nouvelle Lune

nouvelle Lune

nouvelle Lune

nouvelle Lune

ligne nodale

ligne nodale

ligne nodale

Soleil

5°

ligne nodale

Lune

Figure 1.24 Conditions pour les éclipses : La Lune doit se trouver très près de l’écliptique à la nouvelle Lune pour qu’une éclipse de Soleil puisse se produire. Une éclipse de Lune n’a lieu que lorsque la Lune est très proche de l’écliptique à la pleine Lune. Lorsque la pleine Lune ou la nouvelle Lune se produisent loin de l’écliptique, on ne voit pas d’éclipse car la Lune et la Terre ne passent pas dans l’ombre l’une de l’autre.

EXERCISE 1

.3

IN

TERACTIVE


angulaire, vus depuis la Terre, soit environ 0,5°. Quand la Lune couvre complètement le Soleil, il en résulte une éclipse de Soleil totale. Il faut se trouver dans l’ombre de la Lune pour voir une éclipse totale de Soleil. Pendant ces quelques moments précieux, les gaz chauds (la couronne solaire) entourant le Soleil peuvent être observés et photographiés (figure 1-26). De cette manière, les astronomes ont pu apprendre davantage sur la température, la chimie et l’activité at-mosphérique du Soleil.

On voit sur la figure 1-27 que seule l’extrémité de l’ombre de la Lune parvient à atteindre la surface de la Terre. Alors que la Terre tourne sur elle-même et que la Lune orbite autour de la Terre, cette extrémité décrit un chemin elliptique sur notre planète. Seuls les gens situés dans ces régions ont la chance de voir une éclipse totale de soleil. Attention, regarder directe-ment le Soleil pendant plus d’un instant et sans filtre approprié peut causer des lésions irréversibles à l’œil. On ne peut le faire sans danger que pendant une courte durée, lorsque la Lune masque complètement le Soleil. Pendant le reste de l’éclipse, il faut l’observer soit à tra-vers un filtre adéquat, soit via l’image projetée sur une surface plate grâce à un télescope ou une chambre noire.

À cause de la rotation de la Terre et du mouvement orbital de la Lune, l’ombre se déplace le long de la tra-jectoire de l’éclipse à une vitesse de plus de 1 700 km/h. Pour cette raison, une éclipse totale ne dure jamais plus de 7,5 min en tout point de la trajectoire, et ne dure généralement que quelques instants.

L’ombre de la Lune est aussi entourée de pénombre (voie la figure 1-27). La photographie de la figure 1-27 montre le point noir produit par l’ombre de la Lune et sa pénombre sur la surface terrestre, au cours d’une

Soleil

Terre

ombre

pénombre

1

2

3

éclipse pénombrale

éclipse partielle

éclipse totale

Lune

ombre

pénombre

Lune

123

temps

a

b

Figure 1.25 Trois types d’éclipses de Lune : (a) Les gens situés du côté nocturne de la Terre voient une éclipse de Lune lorsque la Lune traverse l’ombre de la Terre. On distingue l’ombre proprement dite (la partie la plus sombre) de la pénombre dans laquelle seule une partie du Soleil est masquée par la Terre. L’encadré montre les différents types d’éclipses qui peuvent se produire, selon l’endroit où la Lune traverse l’ombre de la Terre. (b) Cette séquence de neuf photographies a été prise sur une période de 3 heures pendant l’éclipse totale de Lune du 20 janvier 2000. Pendant la phase totale, la Lune prend une couleur rougeâtre caractéristique. (Fred Espenak, NASA/Goddard Space Flight Center ; © Fred Espenak, MeEclipse.com)

EXERCISE 1

.4

IN

TERACTIVEW

EB LINK 1.6

Lumière visible


éclipse totale de Soleil. Pendant une éclipse de Soleil, la pénombre de la Lune s’étend sur une grande por-tion de la surface terrestre. Quand seule la pénombre balaie la surface terrestre, comme cela se produit dans les hautes latitudes, le Soleil n’est que partiellement recouvert par la Lune. Il en résulte une éclipse partielle de Soleil. De même, les gens situés dans la pénombre d’une éclipse totale voient une éclipse partielle. Dans les deux cas, le Soleil apparaît comme un croissant, vu depuis la Terre.

L’orbite de la Lune autour de la Terre n’est pas un cercle parfait. La distance entre la Terre et la Lune, 284 400 km en moyenne, varie de quelques pour-cents lorsque la Lune tourne autour de la Terre. La largeur de la trace de l’éclipse dépend principalement de la distance Terre-Lune au moment de l’éclipse. Cette trace est plus large (jusqu’à 270 km) quand la Lune se trouve au point de son orbite le plus proche de la Terre. Généralement, la trace est beaucoup plus étroite, cependant.

Si une éclipse de Soleil se produit quand la Lune est au plus loin de la Terre, alors l’ombre de la Lune se trouve en avant de la surface terrestre et personne ne voit une éclipse totale. Depuis la surface de la Terre, la Lune apparaît alors trop petite pour recouvrir com-plètement le Soleil, et on voit un anneau de lumière le long des bords de la Lune, à mi-éclipse. Ce type d’éclipse est appelé éclipse annulaire (figure 1-28). La longueur de l’ombre de la Lune est plus courte que la distance moyenne Terre-Lune d’environ 5 000 km.

Tableau 1-2 Éclipses de lune, 2009-2012

Date visible depuis type durée

de la totalité (h:min)

9 février 2009 Europe de l’Est, Asie, Australie, Pacifique, Amérique du Nord pénombrale

7 juillet 2009 Australie, Pacifique, Amériques pénombrale

6 août 2009 Amériques, Europe, Afrique, ouest de l’Asie pénombrale

31 décembre 2009 Europe, Afrique, Asie, Australie partielle

26 juin 2010 est de l’Asie, Australie, Pacifique, ouest des Amériques partielle

21 décembre 2010 est de l’Asie, Australie, Pacifique, Amériques, Europe totale 1:13

15 juin 2011 Amérique du Sud, Europe, Afrique, Asie, Australie totale 1:41

10 décembre 2011 Europe, est de l’Afrique, Asie, Australie, Amérique du Nord totale 0:52

4 juin 2012 Asie, Australie, Pacifique, Amériques partielle

28 novembre 2012 Europe, est de l’Afrique, Asie, Australie, Amérique du Nord pénombrale

Lune

couronnesolaire

Figure 1.26 Éclipse totale de Soleil : Pendant une éclipse totale de Soleil, la Lune recouvre complètement le disque du Soleil, et la couronne solaire peut être photographiée. Ce halo de gaz chaud s’étend sur des millions de kilomètres dans l’espace. Cette image splendide est un montage réalisé à partir de plusieurs photographies prises à Chisamba (Zambie) durant l’éclipse du 21 juin 2001. (F. Espenak)

W

EB LINK 1.7

Lumière visible


Tableau 1-3 Éclipses de Soleil, 2009-2012

Date visible depuis type durée

de la totalité (h:min)

26 janvier 2009 Afrique, est de l’Asie, Australie annulaire 7:54

22 juillet 2009 Asie de l’est, Pacifique, Hawaii totale 6:39

15 janvier 2010 Afrique, Asie annulaire 11:08

11 juillet 2010 sud de l’Amérique du Sud totale 11:08

11 janvier 2011 Europe, Afrique, Asie centrale partielle 5:20

1 juin 2011 est de l’Asie, nord de l’Amérique du Nord, Islande partielle

1 juillet 2011 sud de l’océan Indien partielle

25 novembre 2011 sud de l’Afrique, Tasmanie, Nouvelle Zélande partielle

20 mai 2012 Asie, Pacifique, Amérique du Nord annulaire 5:46

13 novembre 2012 Australie, Nouvelle Zélande, sud de l’Amérique du Sud totale 4:02

Figure 1.27 Géométrie d’une éclipse totale de Soleil : Durant une éclipse totale de Soleil, l’extrémité de l’ombre de la Lune trace une ellipse sur la surface terrestre. Les gens situés sur ce chemin elliptique voient une éclipse totale et ceux situés dans la pénombre ne voient qu’une éclipse partielle. La photographie de cette figure montre l’ombre de la Lune sur la Terre. Elle fut prise depuis la station spatiale Mir pendant l’éclipse totale de Soleil du 11 août 1999. L’ombre de la Lune correspond au point très sombre sur la côte est des États-Unis. Elle est entourée par la pénombre. (Jean-Pierre Haigneré, Centre National d’Études spatiales, France/GSFS)

Soleil

Terre

tracede l’éclipse

pénombre

ombre

ombrepénombre

Lune

ANIM

ATION 1.6

Lumière visible


Ainsi, l’ombre de la Lune manque souvent la Terre, ce qui rend les éclipses annulaires légèrement plus courantes que les éclipses totales. Le tableau 1-3 indique toutes les éclipses de Soleil, totales, partielles

ou annulaires, de 2009 à 2012. Il est toujours dange-reux d’observer directement une éclipse partielle ou annulaire.

Une éclipse totale de Soleil est un événement spec-taculaire. Le ciel commence par s’assombrir, la tempé-rature de l’air diminue, et le vent augmente alors que l’ombre de la Lune se dirige vers vous. La nature toute entière répond : les oiseaux se perchent pour dormir, les fleurs se ferment et les grillons se mettent à chan-ter comme si c’était la nuit. Alors que le moment de l’éclipse totale s’approche, le paysage est recouvert de bandes de lumière, dues aux quelques derniers rayons de lumière qui rasent les bords de la Lune. Finalement, la couronne apparaît, brillante sur un fond de ciel diurne parsemé d’étoiles. C’est un spectacle magni-fique, mais il faut toujours prendre des précautions pour l’observer.

4.4. Les frontières qui restent à franchir

Dans ce chapitre nous avons abordé plusieurs facteurs qui permettent de comprendre l’alternance des saisons sur la Terre. Les géologues ont découvert tout un en-semble de cycles de variations de la température glo-bale, au cours de l’histoire de la Terre. En particulier, ils ont montré que la Terre a connu une glaciation pla-nétaire. Inversement, nous connaissons actuellement un réchauffement planétaire. Historiquement, ces change-ments se produisent sur des cycles de plusieurs dizaines ou plusieurs centaines de milliers d’années, voire davan-tage. La plupart des scientifiques sont convaincus que le changement de climat actuel est le résultat d’un en-semble de causes humaines ou non, dont certaines res-tent à découvrir.

Pourquoi n’y a-t-il pas d’éclipses de Lune annulaires ?

Figure 1.28 Une éclipse de Soleil annulaire : Cette image composite réalisée à partir de cinq expositions a été prise au lever du Soleil au Costa Rica ; elle montre la progression de l’éclipse annulaire qui a eu lieu le 24 décembre 1974. On remarque qu’à mi-éclipse, le bord du Soleil est visible autour de la Lune. (Dennis Di Cicco)

Lumière visible


RÉSUMÉ DES NOTIONS IMPORTANTES

Les tailles en astronomie • L’astronomie s’intéresse à des objets dont les tailles s’étendent sur une gamme allant de celle des consti-tuants atomiques (~10-15 m) à celle de l’Univers obser-vable (~1026 m). • La notation scientifique est un moyen pratique d’écrire les nombres très grands ou très petits.

Constellations • La sphère céleste est divisée en 88 régions inégales appelées des constellations. • Les frontières des constellations s’appuient sur des lignes d’ascension droite ou de déclinaison constantes.

Cycles terrestres • La sphère céleste semble tourner autour de la Terre au rythme du cycle jour-nuit. C’est en fait la rota-tion de la Terre qui est responsable de ce mouvement apparent. • Les pôles et l’équateur de la sphère céleste sont déter-minés en prolongeant l’axe de rotation et le plan équa-torial vers la sphère céleste. • L’axe de rotation de la Terre est incliné de 23,5° par rapport à la direction perpendiculaire au plan de l’orbite terrestre (le plan de l’écliptique). Cette inclinaison est responsable des saisons. • Les équinoxes et les solstices sont des points impor-tants le long de l’orbite terrestre qui sont déterminés par la relation entre le chemin du Soleil sur la sphère céleste (l’écliptique) et l’équateur céleste. • La durée du jour est déterminée par la rotation de la Terre et le mouvement de la Terre autour du Soleil. Ces effets se combinent pour donner le jour de 24 h sur le-quel nos horloges sont basées. • Les phases de la Lune sont causées par les positions relatives de la Terre, de la Lune et du Soleil. La Lune accomplit un cycle de phase en un mois synodique, qui dure en moyenne 29,5 jours. • La Lune accomplit une orbite autour de la Terre en un mois sidéral, si on prend comme référence les étoiles. Le mois sidéral dure 27,3 jours.

Éclipses • L’ombre d’un objet a deux parties : l’ombre propre-ment dite, où la lumière directe de la source est complè-tement arrêtée, et la pénombre, où la source lumineuse est seulement partiellement cachée. • Une éclipse de Lune se produit quand la Lune tra-verse l’ombre de la Terre. Pendant une éclipse de Lune, le Soleil, la Terre et la Lune sont alignés, la Terre se trouvant entre le Soleil et la Lune, et la Lune se trou-vant dans le plan de l’écliptique.

• Une éclipse de Soleil se produit quand une partie de la Terre traverse l’ombre de la Lune. Pendant une éclipse de Soleil, la Terre, la Lune et le Soleil sont alignés, la Lune se trouvant entre le Soleil et la Terre, dans le plan de l’écliptique. • Selon les positions relatives du Soleil, de la Lune et de la Terre, les éclipses de Lune peuvent être pénombrales, partielles ou totales, et les éclipses de Soleil peuvent être annulaires, partielles ou totales.

QU’EN AVEz-VOUS PENSÉ ?

1 L’Étoile du Nord, ou Étoile Polaire, est-elle la plus brillante du ciel nocturne ? Non, l’Étoile polaire est une étoile de brillance moyenne, comparée à d’autres étoiles visibles à l’œil nu.

2 Qu’est-ce qui cause les saisons ? L’inclinaison de l’axe de rotation de la Terre par rapport à l’écliptique est responsable des saisons. Elles ne sont pas cau-sées par la variation de distance entre la Terre et le Soleil due à la forme de l’orbite terrestre.

3 Quand la Terre est-elle la plus proche du Soleil ? Vers le 3 janvier de chaque année.

4 Combien de constellations le zodiaque comporte-t-il ? Il y a 13 constellations du zodiaque, la moins connue étant le Serpentaire (Ophiuchus).

5 La Lune a-t-elle une face sombre que l’on ne voit jamais depuis la Terre ? La moitié de la Lune est toujours sombre. À chaque fois que l’on voit la Lune autre-ment que pleine, on voit une partie de sa face obs-cure. Ainsi, la face sombre de la Lune ne corres-pond pas à sa face cachée, que l’on ne voit jamais depuis la Terre.

6 La Lune peut-elle être visible de jour ? On peut voir la Lune pendant quelque temps la journée quasi-ment tout au long de l’année. Différentes phases sont visibles à différentes périodes de la journée.

Questions de synthèse

1. Où est l’horizon ? a. directement au-dessus de nos têtes ; b. le long de l’équateur céleste ; c. à la frontière entre le ciel et la terre ; d. le long du chemin suivi par le Soleil au cours de la journée ; e. sur la ligne s’étendant du nord au sud en passant juste au-dessus de nos têtes ? 2. Combien de constellations y a-t-il ? a. 2 ; b. 12 ; c. 13 ; d. 56 ; e. 88 ? 3. Qu’est-ce qui se trouve juste au-dessus de l’équa-teur terrestre sur la sphère céleste ? a. l’écliptique ;

27 R É S U M É D E S N O T I O N S I M P O R T A N T E S

b. l’équateur céleste ; c. le pôle nord céleste ; d. le pôle sud céleste ; e. l’horizon ? 4. Le temps que met la Terre à orbiter autour du Soleil vaut a. une heure ; b. un jour ; c. un mois ; d. une année ; e. un siècle ? 5. Sur la figure 1-8, quel est l’autre nom pour « trajet annuel du Soleil » ? 6. Pourquoi les constellations sont-elles utiles aux astronomes ? 7. Qu’est ce que la sphère céleste, et pourquoi ce concept antique est-il toujours utile aujourd’hui ? 8. Qu’est-ce que l’équateur céleste, et comment est-il relié à l’équateur terrestre ? Comment les pôles célestes (nord et sud) sont-ils reliés à l’axe de rotation de la Terre ? 9. Qu’est-ce que l’écliptique, et comment est-il in-cliné par rapport à l’équateur céleste ? 10. De combien de degrés le Soleil se déplace-t-il le long de l’écliptique chaque jour ? 11. À travers combien de constellations le Soleil se déplace-t-il chaque jour ? 12. À travers combien de constellations le Soleil se déplace-t-il chaque année ? 13. Pourquoi l’inclinaison de l’axe de rotation de la Terre par rapport à son orbite est-elle responsable des saisons au fur et à mesure que la Terre tourne autour du Soleil ? Dessinez un diagramme pour illustrer votre réponse. 14. Que sont les équinoxes d’automne et de printemps ? Que sont les solstices d’été et d’hiver ? Comment ces quatre points sont-ils reliés à l’écliptique et à l’équateur céleste ? 15. Comment le trajet quotidien du Soleil dans le ciel varie-t-il au cours des saisons ? 16. Pourquoi fait-il plus chaud en été qu’en hiver ? 17. Pourquoi est-il pratique de diviser la Terre en fu-seaux horaires ? 18. Pourquoi la Lune a-t-elle des phases ? 19. Quelle est la différence entre un mois sidéral et un mois synodique ? Lequel est le plus long ? Pourquoi ? 20. Qu’est-ce que la ligne des nœuds, et comment est-elle reliée aux éclipses de Lune et de Soleil ? 21. Quelle est la différence entre l’ombre et la pénombre ? 22. Qu’est-ce qu’une éclipse de Lune pénombrale ? Pourquoi peut-on facilement rater une telle éclipse ? 23. Quel type d’éclipse – de Lune ou de Soleil – la plu-part des gens ont-ils déjà vu ? Pourquoi ? 24. Quelle est la différence entre une éclipse de Soleil annulaire ou totale ? À quoi est due la différence ? 25. Quelle est la prochaine année bissextile ?

26. Durant quelle phase de la Lune une éclipse de Soleil se produit-elle ? Même question pour une éclipse de Lune. 27. Est-il dangereux d’observer une éclipse de Soleil sans protection oculaire ? Même question pour une éclipse de Lune. 28. Durant quelle phase la Lune est-elle levée pendant la journée ?

Projets d’observation

Une grande partie des projets suivants sont basés sur le programme informatique Starry Night Enthusiast™. Installez ce programme sur un ordinateur adéquat et lancez-le. Vous pouvez apprendre à l’utiliser avec l’aide du Guide de l’utilisateur, accessible via le menu Help > User’s guide dans le menu principal. Un court tutoriel d’introduction est aussi disponible sur le site web associé à ce livre. Commencez chaque projet en cliquant sur le bouton « home » de la barre d’outils afin de régler le programme sur votre heure et votre position actuelle.

29. Utilisez Starry Night Enthusiast™ pour étudier les éclipses et la trajectoire de la Lune dans le ciel. Ouvrez la boîte de dialo-

gue « options » et décochez les options Local Horizon et Daylight dans la partie Local View. Dans la partie Guides, cochez les options The Ecliptic et Celestial Grid. Ouvrez le menu Find et double-cliquez sur la Lune. Changez le champ de vue du ciel observé à une valeur d’environ 15°, en utilisant les boutons de zoom en haut à droite de la barre d’outils. Vérifiez que la Lune se trouve sur l’écliptique. Réglez le paramètre Time Flow Rate à 6 minutes (ajustez si le mouvement du ciel est trop lent ou trop rapide). Gardez la Lune au centre de l’écran et activez le passage du temps. a. Dans quelle direction la Lune se déplace-t-elle par rapport aux étoiles du fond ? Souvenez-vous que l’équateur cé-leste se déplace d’est en ouest et que l’écliptique l’in-tersecte avec un angle de 23,5°. Ignorez le mouvement de balancement de la Lune, qui est dû à son lever et son coucher. Lui arrive-t-il de changer de direction par rapport aux étoiles ? Pourquoi ? Décrivez sa trajectoire par rapport à l’écliptique. b. Changez le taux de pas-sage du temps (« Time Flow Rate ») à 1 heure (ajustez si nécessaire). Déterminez combien de jours s’écoulent entre deux instants où la Lune se trouve à l’écliptique. c. Réglez l’heure et la date à 9 h 00 le 21 juillet 2009. En avançant dans le temps avec des pas d’une minute, arrêtez lorsque la Lune se trouve au plus près du Soleil. Dessinez la Lune et le Soleil sur une feuille de papier. Même si la Lune n’est peut-être pas située directement sur le Soleil à l’écran, une éclipse se produit. De quel type d’éclipse s’agit-il ? Pourquoi la Lune peut-elle ne pas être exactement superposée au Soleil à ce moment-là ? d. Cliquez sur l’onglet « Events », ouvrez le panneau


« Event Filters » et déselectionnez tout, à l’exception de « Lunar and Solar Eclipse Events ». Ouvrez le pan-neau « Events Browser », réglez les dates de « Start » et « End » pour couvrir la période du 21/01/2009 au 21/01/2010 et cliquez sur « Find Events ». Cliquez suc-cessivement (avec le bouton droit) sur chaque éclipse de Soleil, choisissez « View Event », dézoomez pour obte-nir un champ d’environ 15°, puis « Run time forward » et « backward » avec un pas de 1 min, jusqu’à ce que la Lune soit de nouveau au plus proche du Soleil. Dessinez la Lune et le Soleil. Leur séparation est-elle identique à celle de la partie c ? Si non, pourquoi ? S’il y a une dif-férence, quel effet a-t-elle sur l’éclipse ?

Beaucoup des projets qui suivent sont basés sur le pro-gramme World-Wide Telescope (WWT), qui est dispo-nible gratuitement sur internet. Vous pouvez télécharger ce logiciel sur votre ordinateur, ou utiliser la version en ligne avec un navigateur. Un tutoriel d’introduction est disponible sur le site web associé au livre de cours que vous avez sous les yeux. Vous pouvez accéder à des intructions plus complexes en cliquant sur la flèche vers le bas située dans l’onglet « Explore » dans le menu en haut de l’écran, et en sélectionnant « Getting Started (Help) ». Vous pou-vez aussi appuyer sur la touche F1 de votre clavier.WWW T 30. a. Ouvrez WWT et si vous ne l’avez pas

encore fait, changez la position d’observation en indiquant votre ville dans l’onglet « View ».

Cochez l’option « View from this location » dans le panneau « Observing location » afin de vous assurer que c’est votre horizon qui est visible. Déplacez la vue jusqu’à ce que cet horizon soit visible en bas de l’écran et notez les points cardinaux sur le compas le long de l’horizon. Réglez le défilement du temps à ×1 000 dans l’onglet « View » et observez le mouvement du ciel. De quel côté les étoiles se lèvent-elles ? De quel côté se cou-chent-elles ? Qu’est-ce qui cause le mouvement appa-rent des étoiles ? Déplacez la vue pour que l’est soit au centre de la partie inférieure de l’écran. Les étoiles se lè-vent-elles tout droit ou en diagonal ? b. En laissant le temps s’écouler, cliquez sur le bouton « Setup » dans l’onglet « View ». Changez la latitude du point d’obser-vation à 0° et faites « OK ». Depuis cette position, sur l’équateur terrestre, les étoiles se lèvent-elles tout droit ou en diagonal ? Cliquez sur le bouton « Setup » dans l’onglet « View ». Changez la latitude du point d’obser-vation à 0° et faites « OK ». Depuis cette position, sur l’équateur terrestre, les étoiles se lèvent-elles tout droit ou en diagonal ? c. Cliquez sur le bouton « Setup » dans l’onglet « View ». Changez la latitude du point d’ob-servation à 45°, une latitude moyenne de l’hémisphère Nord, faites « OK » puis observez les étoiles se lever. Les étoiles se lèvent-elles tout droit ou en diagonale ? Changez la latitude du point d’observation à – 45°, une latitude moyenne de l’hémisphère Sud, faites « OK » puis observez les étoiles se lever. Les étoiles se lèvent-elles tout droit ou en diagonale ? Comparez avec le cas

de l’hémisphère Nord. d. Finalement, réglez la position d’observation à un point très proche du pôle Nord en entrant la latitude 89,99°. Décrivez le mouvement des étoiles dans le ciel, depuis cette position.WWW T 31. Vous pouvez utiliser WWT pour montrer

des éclipses de Soleil vues depuis les endroits ap-propriés. a. Lancez WWT et cliquez sur l’onglet

« View ». Dans le panneau « Observing Location », cli-quez sur le bouton « Setup ». Réglez la position d’obser-vation sur Longitude 0° et Latitude -10°. Si vous vou-lez, vous pouvez régler le paramètre « Nom » sur Afrique de l’ouest. Cliquez sur l’onglet « Explore » puis sur la mi-niature « Solar System ». Cliquez ensuite sur l’icône du Soleil pour le centrer dans la vue. Ensuite, cliquez dans l’onglet « View » sur le bouton « Pause » dans le pan-neau « Observing Time ». Cochez la position « on » pour « UTC », afin d’entrer le temps en temps universel coor-donné. Ce temps est utilisé par les astronomes du monde entier, il est défini comme l’heure au méridien de réfé-rence passant par Greenwich, en Angleterre. Réglez la date au 22 décembre 2006 et l’heure à 10:00:00 UTC puis cliquez sur OK. Dans le panneau « Overlay », co-chez l’option « Ecliptic ». Cliquez sur le rectangle noir situé à droite du mot « Ecliptic » et si nécessaire, changez la couleur pour celle de votre choix. Dézoomez pour obte-nir un champ de vue de l’ordre de 2°. Dans quelle constel-lation se trouve le Soleil ? (Cette information est don-née dans le diagramme céleste, dans le coin inférieur droit de l’écran). Dans quelle phase se trouve la Lune sur cette vue ? La Lune est-elle proche de l’écliptique ? Finalement, réglez le passage du temps à ×1 000 pour faire les obser-vations jusqu’à 14:00:00 UTC. Quel type d’éclipse a été vue à cette date, depuis cet endroit ? Durant vos observa-tions, cette position s’est-elle trouvée dans la pénombre lunaire ? Dans l’ombre totale ? Si oui, pendant combien de temps ? b. Cliquez sur « Pause » et remettez l’heure à 10:00:00 UTC. Changez la position d’observation à 0° de longitude et – 31° de latitude, puis manipulez les ré-glages de temps pour observer l’éclipse depuis cet endroit. Quel type d’éclipse observe-t-on ? Pendant votre obser-vation, votre position a-t-elle été dans la pénombre de la Lune ? Dans son ombre ? Si oui, pendant combien de temps ? c. Cliquez sur « Pause » et réglez le lieu d’ob-servation à Mexico City, au Mexique. Réglez la date au 11 juillet 1991 et l’heure à 17:00:00 UTC. Dans quelle constellation se trouve le Soleil ? Quelle est l’heure locale ? Indication : la longitude de Mexico City apparaît dans le panneau « Observing Location ». Utilisez les contrôles de défilement du temps pour observer jusqu’à 21:00:00 UTC environ. Quel type d’éclipse fut observée ce jour depuis cet endroit ? Pendant vos observations, cette position a-t-elle été dans la pénombre de la Lune ? Dans son ombre ? Si oui, pendant combien de temps ? Indication : ralentissez le défilement du temps pour bien voir l’apparition de la couronne solaire pendant cette éclipse.

À la découverte de l’Univers conduit le lecteur jusqu’auxconfins du système solaire et au-delà, à la lumière desplus récentes découvertes de l’astronomie et de l’astro-physique.

Un ouvrage d’une grande richesseCet ouvrage retrace l’histoire de notre Univers de sa formation à son exploration moderne. Après avoir été initié aux notions élémentaires d'optique et de physiquegravitationnelle nécessaires pour aborder l'astrophysique,le lecteur est invité à partir à la découverte des planètes,des étoiles et autres corps célestes. Son voyage se pour-suit avec une brève exploration des galaxies et une intro-duction à la cosmologie, avant de se conclure par uneprésentation des dernières pistes de recherche en astro-biologie.

Observer l’UniversLes technologies d’observation contemporaines du cielpermettent de voir toujours plus loin et avec toujours plusde précision. À la découverte de l’Univers est richement illustré de photos prises par les satellites envoyés dans

l’espace et par les télescopes les plus puissants. De nombreuses cartes stellaires permettent de situer les observations visibles sur les clichés, tandis qu’une kyriellede dessins et schémas illustrent de façon claire lesphénomènes décrits.

Votre propre observatoire sur InternetDes compléments en ligne vous proposent de poursuivrele voyage dans l’Univers de façon interactive.

Des vidéos et des animations en ligne vous permettrontde voir les phénomènes décrits dans l’ouvrage.

Surtout, vous vous rapprocherez des planètes et desétoiles, et plongerez dans les galaxies les plus éloignées,guidé dans l’immensité par Neil F. Comins grâce à un logiciel interactif d’observation virtuelle.

À la découvertede l’Univers


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ISBN : 978-2-8041-6603-8

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www.deboeck.com

Traduit de l’américain par Richard Taillet et Loïc Villain

Une visite guidée de l’Univers superbement illustrée

L’auteur

Le professeur Neils F. Comins enseigne à l’université du Maine, aux États-Unis. Plusieursfois diplômé en physique et docteur en astrophysique, ses travaux dans les domainesde la relativité générale, de l’astronomie observationnelle, de la simulation numériqued’évolution des galaxies, sont mondialement reconnus.

Les traducteurs

Richard Taillet est docteur en physique théorique et agrégé de sciences physiques. Il est aujourd’hui professeur à l’université de Savoie et chercheur en astrophysique au Laboratoire d’Annecy-le-Vieux de physique théorique (LAPTH).

Loïc Villain est docteur en physique théorique de l'université Paris VII, dans le domainede l'astrophysique relativiste. Il est maître de conférences à l'université François Rabelaisde Tours et chercheur au Laboratoire de mathématiques et physique théorique (LMPT).

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