AMA09 : 2009, Anne Mondiale de l'AstronomieLe cours l'Observatoire20/12/08

Cours d'Astronomie GnraleRdig par Jacques GispertAssociation Marseillaise d'AStronomie (AMAS) Association Andromde

Donn au sige de l'Association Andromde (Observatoire de Marseille)Ce cours est destin toute personne ayant prouv de la curiosit pour le ciel, pour le pass de la Terre et son avenir, ayant le dsir de comprendre ce que sont les objets dont on parle souvent : plantes, satellites, toiles, quasars, pulsars, naines blanches et gantes rouges... Son but est donc de donner des explications simples. Il ne ncessite aucune connaissance pralable. Vous ne trouverez pas dans ces pages ( quelques exceptions prs) les belles formules qui permettent de construire les modles et de dcrire ce que nous savons de l'Univers. Le challenge est justement d'expliquer sans faire appel aux mathmatiques et la physique formelle. Mais nous essayerons toujours de dcrire les phnomnes, mme complexes, d'une manire intuitive, image et parfois anime. Ce cours est gratuit ; le seul but de son auteur est de diffuser, dans la limite de ses moyens, la culture astronomique et l'merveillement qu'elle produit. Il est hberg par le Dpartement d'Informatique de la Facult des Sciences de Luminy (Universit de la Mditerrane), et ne prsente aucune publicit ! En consultant ces pages, vous ne serez jamais drang par d'agressives publicits...

Ce n'est pas un site web classique : sa structure est plutt celle d'un livre, avec des chapitres complets. Les liens que vous y trouverez sont des ncessits pdagogiques. La tche est immense : expliquer toute l'astronomie, de manire accessible, demande un travail norme. Le rsultat ne saurait tre parfait, mais l'ambition de l'auteur est de partager des connaissances. Pardon aux lecteurs pour les invitables erreurs ou imprcisions qui s'y trouvent malgr tout. Bonne tude ! Attention : le texte est toujours en cours de rdaction, ou de mise jour.

Si l'astronautique vous intresse, consultez le site de Boris Tzaprenko, qui prsente les principes de la navigation spatiale. Et pour vous dtendre, pourquoi ne pas lire son roman de science-fiction "Il sera" ? Ce texte est scientifiquement bien document, et son aspect distrayant ne sacrifie pas la vraisemblance.

Premire partie : les basesGnralits Cosmologie antique Le calendrier Les distances Les instruments (radiotlescopes, tlescopes millimtriques) La taille d'un miroir La lumire Les radiotlescopes La sphre armillaire

Deuxime partie : le systme solaireIntroduction Les plantes Jour solaire Les mtorites Les comtes Les astrodes La disparition des dinosaures

Le Soleil Cosmogonie, formation du systme solaire

Troisime partie : les toilesLa physique nuclaire Les toiles Les toiles doubles Les toiles variables Les amas d'toiles

Quatrime partie : l'volution des toilesL'volution des toiles T Tauri Gantes rouges Naines blanches Etoiles neutrons Pulsars Trous noirs... Sursauts gamma et Magntars

Cinquime partie : les galaxiesIntroduction Le milieu interstellaire La Voie lacte Les rayons cosmiques Les galaxies Les amas de galaxies Les galaxies actives

Sixime partie : la cosmologieCosmologie Physique des particules (rudiments)

Septime partie : documents diversExercices Observations Lexique Exoplantes Fiches de donnes Formulaire Rappels de Maths... Bibliographie Plans d'une sphre armillaire

Accs direct aux animations :1re partie 2me partie 3me partie dcroissance fusion calculette Ursa Major Dure de vie rotation d'une toile relation masseluminosite diagramme HR mouvement d'une toile double variables clipses spectre double clipses bta Lyr courbes cphides 4me partie 5me partie

trac d'une ellipse loi des aires les picycles les quants le strocomparateur la turbulence les interfrences le principe d'incertitude la diffusion Rayleigh

rtrogradation d'une plante calcul du poids simulation du jour solaire coucher de soleil libration mares Bassin de Caloris sur Mercure poids sur Mars carte de Mars (cran 800 x 600) ou (grand cran)

masserayon pour une NB

galaxies filamenteuses galaxies spirales elliptiques coquilles dimensions des quasars

Enseignement Page d'accueil

AMA09 : 2009, Anne Mondiale de l'AstronomieLe cours l'Observatoire04/02/09

GnralitsPlan La science astronomique Observation L'il et ses proprits Lieux d'observation Ce chapitre prsente un ensemble de notions essentielles pour comprendre les bases de l'astronomie.

La lumire Terre, Lune et Soleil Les lois du mouvement Mesure du temps Les toiles La Voie Lacte L'Astronomie est une science Les sciences proposent une dmarche particulire pour noncer des lois. Cette dmarche consiste dfinir un protocole d'exprience (les rgles du jeu), raliser des expriences suivant ce protocole, puis en analyser les rsultats (les rponses de la Nature). Donnons un exemple : attachons une bille de plomb un fil, et attachons le fil un crochet. On peut faire balancer la bille au bout de son fil (en l'cartant peu de la verticale). Elle met un certain temps pour faire un aller-retour. Si nous allongeons le fil, ce temps s'allonge. Nous dfinissons un protocole d'exprience en dcidant : - de faire plusieurs mesures, avec des longueurs de fil de 0,50 mtre, 1 mtre, 1,5 mtre... - Et pour chaque longueur, on notera le temps mis par la bille pour faire un aller-retour. Pour que le rsultat soit plus prcis, on dtermine le temps mis pour faire 10 balancements, et on le divise par 10. On ralise ces expriences, et on note les temps mesurs dans un tableau. Aprs cette analyse, on tente de formuler des lois. Dans l'exemple donn, on remarquera qu'on obtient toujours le mme nombre ( peu prs 4,025) si on divise le carr du temps par la longueur du fil. On va considrer cette relation comme une loi potentielle, qu'il convient de valider. On refait des expriences, en variant la longueur du fil, et chacune doit vrifier la loi. L'essentiel est que ces expriences doivent tre reproductibles, par d'autres personnes, en d'autres lieux. Si les lois obtenues sont contredites par une seule autre exprience, elles sont abandonnes. Cette mthode permet d'avancer vers une connaissance de plus en plus fine et de plus en plus correcte de la nature. Dans notre exemple, il convient de refaire les mesures avec des fils de toutes longueurs, et en tout lieu : on confirmera la relation, si on s'en tient des mesures simples, disons au dixime de seconde prs. Si on augmente la prcision des mesures, on s'apercevra que la loi reste vraie dans son principe, mais que la valeur obtenue peut varier d'un lieu l'autre : ce n'est pas partout exactement 4,025. Il conviendrait donc de raffiner la loi, de la prciser pour qu'elle tienne compte d'un facteur secondaire qu'on avait ignor jusque l, et incorpor dans cette faussse constante. Les scientifiques ont le courage d'noncer et de publier des lois prcises, vrifiables (ou rfutables...) par tout le monde. D'ailleurs, pour tre un grand scientifique, il est bon de rfuter une thorie antrieure, et de proposer la sienne, qui va plus loin dans son adquation avec la Nature. Nous verrons plus loin l'explication du mouvement des plantes, mais historiquement, les choses se sont passes ainsi :

d'abord, constatation que les plantes tournent autour du soleil, sans savoir pourquoi (Copernic) ;

puis, tablissement des lois de Kepler, formules mathmatiques permettant de faire des calculs, pour reprsenter les mouvements, sans savoir pourquoi ; ensuite, une premire explication formule par Newton, avec la notion de force, mystrieuse action distance instantane ; enfin, la thorie gomtrique d'Einstein, qui raffine la thorie de Newton, tient compte d'effets secondaires, la prcise et lui donne une base plus claire.

L'Histoire en est l, peut-tre n'est-elle pas finie... Notre propos sera donc d'expliquer tout cela, avec les mthodes scientifiques disponibles aujourd'hui. Nous proposerons quelques expriences simples pour aider la comprhension. Pour en finir avec la mthode scientifique, rappelons qu'il ne faut pas confondre Astronomie et astrologie. L'astrologie n'est pas une science, mme si elle s'affuble parfois de ses oripeaux. Elle ne fait aucune exprience, elle ne se base que sur une connaissance encyclopdique, empirique, venue de la nuit des temps, sans en matriser l'origine. Rien n'est reproductible. Mars est associe au sang, la guerre, cause de sa couleur rouge... due des oxydes de fer ! L'analogie de couleur a donn toute une interprtation, qui n'a plus aucun sens depuis qu'une sonde a analys le sol de la plante. L'astrologie est base essentiellement sur l'ignorance. Les noncs des astrologues sont toujours vagues. Ils font intervenir des paramtres divers, selon les circonstances. Leurs prdictions sont assez floues pour masquer leurs erreurs. Une exprience a t faite dans une universit amricaine : une lettre personnalise a t adresse une centaine d'tudiants, en leur demandant si le portrait qu'elle dressait leur tait ressemblant. 90 % d'entre eux ont rpondu oui... alors que le portrait tait le mme pour tous ! Plus grave, l'astrologie ignore les ralits astronomiques sur lesquelles elle prtend se baser, et nous verrons plus loin que mme les signes du zodiaque ne correspondent plus maintenant leur constellation ! Le succs de l'astrologie est d au flou qui entoure toujours ses prdictions, permettant d'interprter a posteriori de la manire la plus favorable. C'est le contraire de la Science, dont les rgles rigoureuses sont sans ambiguit : elles expliquent correctement les phnomnes de la Nature, ou pas. La notion de science que nous avons maintenant s'est forge lentement au cours des sicles. Tout ce qui touche au ciel (auquel on n'a pas accs) a toujours eu une connotation magique, religieuse. Kepler, l'un des premiers qui ait appliqu des mthodes scientifiques, qui nous a donn les lois rgissant le mouvement des plantes, n'a pas chapp cette tendance, et il a gagn sa vie en... rdigeant des horoscopes ! Mais ct de cette activit lucrative, il a fait une immense uvre scientifique : avant lui, la seule explication possible du ciel tait religieuse, tire de la Bible qu'il fallait lire littralement (cration du ciel et de la Terre, de la Lune et des toiles, puis de l'Homme, en 7 jours ; ge de la Terre dduit des gnrations de personnages bibliques...). Claude Ptolme, dans l'Antiquit, a dfini un systme du monde, constitu de cercles (seule courbe parfaite) parcourus par les plantes d'un mouvement uniforme (mouvement parfait). Comme les vrais mouvements ne sont pas uniformes, il a d compliquer son systme en plaant le centre d'un cercle sur un autre cercle... Pour lui, Soleil, Lune, plantes, toiles, tournaient autour de la Terre ! En accord avec les apparences immdiates... Cette analyse ne permettait pas de prdire correctement les positions des plantes. Le systme gocentrique (la

Terre au centre) de Ptolme, qui n'explique rien, mais se contente de dcrire les apparences, tait acceptable pour les religieux, et a t le seul enseign pendant tout le Moyen Age. Dommage, car Aristarque de Samos avait dj compris que la Terre tourne autour du Soleil en 280 avant JC... Kepler a montr qu'une tude raisonne pouvait tre plus fructueuse, puisqu'elle lui a permis de dcouvrir les lois du mouvement. Mais il a d faire preuve pour cela d'une grande indpendance d'esprit. On sait ce qu'il pouvait en coter, en pensant au procs de Galile, et la fin tragique de Giordano Bruno. Maintenant, admettons que la Science n'est pas la Vrit ! La Science est la recherche de la vrit. Ce n'est pas du tout la mme chose... Ce que nous croyons aujourd'hui en matire scientifique n'attend qu'une rfutation future... Mais la rfutation d'une loi porte en germe l'ouverture vers d'autres lois, voire vers d'autres branches de la science. C'est ce qui est arriv au dbut du XXme sicle. A la fin du sicle prcdent, la Physique tait acheve ! Tout tait connu et compris..., sauf trois petits dtails insignifiants :

l'avance du prihlie de Mercure, le rayonnement du corps noir, et l'effet photolectrique.

Un astrologue aurait invoqu des influences mauvaises, les scientifiques en ont tir la Mcanique Quantique, la Relativit Restreinte et la Relativit Gnrale. Une vision compltement nouvelle du Monde, un bouleversement si riche qu'il permet en particulier d'envisager une comprhension globale de l'Univers ! Des applications qui permettent de fabriquer des lasers, des tlviseurs, des GPS... Sans ces trois petits dtails et leurs consquences, notre vie quotidienne ne serait pas ce qu'elle est. Mais pour en arriver l, il a fallu se remettre totalement en question. Ce qui est le propre des scientifiques, ou plus prcisment de la mthode, du systme scientifique. Les scientifiques ne sont pas parfaits, ils commettent sans cesse des erreurs, mais la mthode scientifique porte en elle les moyens de corriger ses erreurs. Laissons donc les aspects religieux ou sotriques pour essayer de comprendre la ralit de l'Univers qui nous entoure. Tout le monde a entendu parler de plantes, de satellites, de nbuleuses, de galaxies, de quasars, de trous noirs... Ces mots sont apports par certains journalistes qui font uvre louable en parlant de science de temps en temps, mais attention aux erreurs parfois (souvent ? ! ) commises. Le but de ces notes sera d'expliquer progressivement toutes ces notions mais... commenons par ce qui nous entoure !

Regarder le cielL'instrument d'observation : l'il L'il est le premier instrument d'observation, et le seul pour la plupart des gens ! Et le seul pendant des millnaires... Il faut apprendre s'en servir. Tout d'abord, savoir qu'il n'est pas parfait, mme quand on est tout jeune...

Pensez une voiture qui vient vers vous la nuit, dans une vaste plaine (pas forcment morne...) : de trs loin, vous voyez la tache de ses phares... LA tache ? Elle a pourtant DEUX phares ! Mais maintenant qu'elle s'approche en effet, vous en voyez deux. Vous ne vous tes jamais pos de question ce sujet ? C'est tellement naturel, qu'on n'y prte aucune attention, et pourtant, il y a une explication. Constitution de l'il L'il comprend une lentille convergente, le cristallin, et une surface sensible, la rtine, sur laquelle se forment les images (il a la mme structure qu'un appareil photo, moins que ce soit l'inverse).

La rtine est constitue de minuscules cellules juxtaposes, sensibles la lumire. Chacune indique au cerveau si elle reoit de la lumire. Le schma montre que les images de deux toiles, une bleue et une rouge, vont se former sur la rtine.

Les deux images sont plus Schma de la rtine, montrant Deux images se forment sur la loignes, et excitent deux les cellules sensibles mme cellule ; on ne voit qu'un cellules diffrentes. Elles sont juxtaposes. seul point. bien visibles sparment. L'il peut donc distinguer sparment deux objets condition que leurs images se forment sur deux cellules diffrentes. Sinon, la seule cellule touche indiquera au cerveau qu'il voit un seul objet. La taille des cellules de la rtine fait que l'il peut distinguer deux objets condition qu'ils soient spars par un angle d'au moins 1' (lire : une minute). Lorsque la

voiture est trop loin (disons au moins 5 km), l'angle sous lequel on voit ses phares est plus petit que 1', et donc les images des deux phares tombent sur la mme cellule de la rtine ; nous ne voyons qu'une seule tache lumineuse. Reprenons la voiture au loin, mais observons-la maintenant avec des jumelles. Nous allons bien distinguer les deux phares. On dit qu'un instrument d'optique a un pouvoir sparateur. Cette locution image (naturellement ! ) indique qu'il est capable de vous montrer deux objets, et non un seul, l o il y en a effectivement deux. Les jumelles ont un pouvoir sparateur meilleur que l'il. Un grand tlescope a un pouvoir sparateur encore meilleur que des jumelles. En d'autres termes, cela signifie qu'il nous permettra de voir de plus petits dtails. Dans le ciel, il y a de nombreuses toiles doubles, et il faut parfois de puissants instruments pour les distinguer. Ceci tant, le pouvoir sparateur de l'il est d'une minute d'arc (note 1')... La belle affaire !

le cercle est divis en 360, (lire : 360 degrs d'arc, ou simplement 360 degrs) ; chaque degr est divis en 60' (lire : 60 minutes d'arc, ou simplement 60 minutes) et chaque minute est encore divise en 60" (lire : 60 secondes d'arc, ou simplement 60 secondes). Il y a donc 360 60 = 21.600' dans le cercle, ou bien 360 60 60 = 1.296.000". Mais ceci n'est pas trs parlant ; Pour comprendre, voici un cercle avec trois rayons. L'angle entre les rayons rouge et vert vaut 60, et celui entre les rayons vert et bleu vaut 10.

la pleine lune a un diamtre apparent de 30' ; donc l'il nu, on peut y voir des dtails trente fois plus petits qu'elle-mme ; 1' correspond l'angle sous lequel on voit une pice de 1 euro (23 mm) 79 mtres.... l'angle form par les deux lignes ci-dessous fait peu prs 20' :

Exprience : Ralisez le schma ci-dessous sur du papier fort, et percez les deux trous reprsents sur le dessin. Ils doivent tre spars de 3 mm (entre les centres des trous).

Placez une ampoule derrire, et observez 10 mtres... Vous aurez la mme sensation qu'en regardant deux toiles spares d'une minute d'arc.

Si vous n'en distinguez qu'une seule, c'est que vous tes au-dessous du pouvoir sparateur de votre il. En vous rapprochant, vous augmenterez l'angle entre les trous et vous arriverez les distinguer. Voici l'angle sous lequel on voit les deux trous, selon la distance laquelle on se trouve : distance 20 m 15 m 10 m 7 m 5 m 3 m 2 m 1m angle 30" 40" 1' 1' 30" 2' 3' 30" 5' 10" 10' 20" Le pouvoir sparateur de l'il normal est d'une minute d'arc, mais de multiples dfauts peuvent l'altrer. Vision nocturne La rtine est constitue de deux sortes de cellules sensibles diffrentes, les cnes et les btonnets. Les premires dtectent la couleur, mais sont relativement peu sensibles, elles servent en vision diurne. Les autres ne voient pas la couleur, mais sont trs sensibles la moindre lumire. Elles sont disposes diffremment dans la rtine :

La plus grande partie de la rtine ne contient que des btonnets ;

Le fond, o se forme l'image d'un objet qu'on regarde en face, contient essentiellement des cnes. On le nomme macula (tache) ; Le centre de la macula (fova) ne contient que des cnes, aveugles la nuit, mais donne la finesse maximum en pleine lumire.

Ainsi, dans des conditions de faible clairement, ce seront les btonnets qui nous permettront de voir, mais en noir et blanc... Ce n'est pas pour rien que la nuit, tous les chats sont gris ! Ces rapides explications vous permettront de comprendre un phnomne bien connu des astronomes : lorsque vous regardez un objet vraiment faible, il ne faut pas chercher le regarder bien en face, en centrant son image sur la fovea, au centre de la rtine. Il vaut mieux regarder un peu ct, comme pour l'ignorer... Ce seront alors les btonnets sensibles qui agiront, et vous aurez la surprise de bien le distinguer... sans couleurs videment. La rtine contient 130 millions de btonnets, mais seulement (!) 6.500.000 cnes ! Rsumons : btonnets : cnes : faible performance hautes performances grande sensibilit faible sensibilit partout noir et blanc vision nocturne vision diurne vision scotopique vision photopique

au centre de couleur la rtine

Scotopique est synonyme de nocturne, et photopique est synonyme de diurne. Ce sont les termes savants... pour mmoire.

Lieu d'observationLa Dclaration Universelle des Droits des Astronomes n'est pas encore signe ! Certains prtendent qu'il y a une difficult majeure pour la signature. Laquelle ? Nous allons faire une petite exprience : Placez-vous au centre d'une pice. Penchez la tte en arrire pour voir le plafond juste audessus de vous. Maintenant, tournez sur vous-mme : vous voyez toujours la mme chose (le plafond et le haut des murs), seule l'orientation change. Mettez maintenant la tte l'horizontale : vous voyez une partie du plafond, le mur qui vous fait face, et une partie du plancher. Tournez ; vous voyez mesure les autres parties du plafond, les autres murs, et les autres parties du plancher ! Donc, si votre regard se porte perpendiculairement l'axe de rotation, vous dcouvrirez en tournant la totalit de ce qui vous entoure. Les astronomes se trouvant diffrents endroits de la Terre sont confronts ce phnomne :

Au ple, le regard dirig vers le ciel est dans l'axe de rotation, on voit la moiti de la sphre cleste, qui tourne par rapport au sol. L'autre moiti est inaccessible audessous de l'horizon ! Ca tombe bien, il y fait trop froid... A l'quateur, le regard est perpendiculaire l'axe de rotation. Bien sr, chaque nuit on ne voit qu'une moiti du ciel, mais la rotation de la Terre nous prsente successivement au cours de l'anne toutes les parties de la sphre cleste. Du temps o les moyens de transport taient lents et hasardeux, on construisait les observatoires l o on tait. A l'heure actuelle, il est intressant de les construire prs de l'quateur. A l'quateur mme, les toiles proches des ples ne seraient pas observables correctement, car elles seraient toujours l'horizon, noyes dans les brumes. Il est donc indispensable d'avoir des observatoires dans les deux hmisphres. Pollution lumineuse La proximit des grandes villes interdit l'observation astronomique, par la quantit de lumire que les divers clairages jettent dans le ciel. Depuis l'espace, de nombreuses photographies de la Terre ont t faites de nuit ; il est impressionnant de voir les taches lumineuses associes aux grandes villes et aux agglomrations. La rgion de Londres est particulirement brillante. Seuls certains dserts, comme le Sahara, sont pour le moment pargns. Il est bien vident que les grands tlescopes, qui chassent la moindre goutte de lumire tombant des toiles, ne peuvent supporter un tel voisinage. Signalons une initiative trs intressante d'une association franaise, l'Association Nationale pour la Protection du Ciel et de l'Environnement Nocturnes (ANPCEN), qui travaille pour la protection du ciel, au bnfice des astronomes, mais aussi des animaux qui disparaissent en masse cause des clairages. Cette association propose aux communes d'amliorer leur clairage, ce qui aurait pour effet de diminuer fortement la consommation lectrique, diminuant galement la pression humaine sur l'environnement pour la production d'nergie. Le 26 avril 2008, une petite commune proche de Marseille, Le Rove, a t la seconde signer la charte du ciel nocturne propose par cette association (la premire ayant t Rocbaron, dans le Var, le 18 aot 2007). Esprons que beaucoup d'autres suivront rapidement cet exemple...

Turbulence atmosphrique Il reste encore une difficult, et non des moindres. Elle est induite par l'atmosphre. C'est la turbulence qui affecte les images. On peut s'en faire une ide en observant une route surchauffe en t. On voit l'air chaud qui tremble au-dessus, et qui dforme les objets situs plus loin. Ce phnomne se produit dans les couches de l'atmosphre au-dessus de nos ttes, et fait trembler les images. C'est lui qui produit le scintillement des toiles. Il limite le pouvoir sparateur d'un instrument 0,5 " au mieux. Cette limite est le seeing. Pour diminuer l'importance de la turbulence, la solution la plus simple consiste diminuer l'paisseur de l'atmosphre, ce qui se ralise trs facilement en installant les tlescopes haute altitude. Un autre avantage de l'altitude se trouve dans la grande scheresse de l'air. La vapeur d'eau prsente dans les basses couches de l'atmosphre gne les observations en filtrant certaines radiations, et par son dpt sur les instruments sous forme de rose. Enfin, en se condensant, elle produit les nuages. A haute altitude, on se trouve souvent au-dessus des nuages. Lieux favorables Pour trouver un site favorable l'observation, il faut dcouvrir un endroit o : 1. le temps est toujours beau (absence de nuages), 2. la vapeur d'eau est presque absente de l'atmosphre (observations en IR), 3. l'atmosphre est la plus lgre possible (il n'en reste plus que la moiti au-dessus de 4.000 m), 4. le ciel est accessible dans sa plus grande partie (proche de l'quateur), 5. la prsence humaine (lumires) est quasiment nulle, 6. la turbulence est minimale. Le beau temps (1) et l'absence de vapeur d'eau (2) indiquent les dserts (qui satisfont 5). D'ailleurs, les dserts se trouvent dans la zone quatoriale (4 en plus). Plus on s'lve en altitude, plus la couche d'atmosphre au-dessus de la tte diminue (3). Enfin, la proximit de la mer assure une stabilit des tempratures, et par consquent des diffrences faibles entre jour et nuit. Ceci est favorable pour diminuer la turbulence (6). Au bout du compte, les dserts proches de la mer et haute altitude sont les rgions les plus indiques pour installer les observatoires modernes. En rsum, les meilleurs sites se trouveront donc en altitude, proches de la mer (ou en plein milieu, sur une le...), loin des villes et dans une zone au climat dsertique. Il y a des lieux sur Terre qui conjuguent ces trois conditions :

les grands volcans, dans les les Hawaii (Mauna Kea, 4.200 m...) ; les Canaries (Roque de los Muchachos, 2.600 m) ; le dsert d'Atacama, dans la Cordillre des Andes, au Chili (La Silla 2.400 m, Cerro Tololo 2.400 m, Cerro Paranal 2.635 m...).

Dans ces zones, l'air est trs sec, la turbulence atmosphrique trs faible, et les nuages rares. Aucune grande ville ne se trouve proximit. Presque tous les grands tlescopes modernes sont installs en ces lieux. Au Cerro Paranal, on atteint les 360 nuits de beau temps par an !! Les sites d'Amrique du sud sont toutefois sujets des sismes frquents, car situs sur une palque tectonique (Nazca) en mouvement. Les coupoles du VLT ont t construites aux normes antisismiques... Pour tre complet, il faut toutefois signaler un nouveau lieu d'excellente qualit : c'est l'Antarctique ! La nuit y dure 6 mois, autorisant des observations de trs longue dure... Le froid glacial qui y rgne pendant la nuit (c'est--dire pendant l'hiver), supprime toute vapeur d'eau dans l'atmosphre. L'altitude y est leve : 3.000 mtres au Dme C. Toutes ces conditions sont parfaites pour l'astronomie, la condition de protger le matriel... et les astronomes, du froid. Une tude prcise faite par Eric Fossa (Observatoire de Nice) indique qu'au niveau du sol (pardon, de la glace), la turbulence est trs leve, rendant toute observation illusoire (vents catabatiques). Mais une vingtaine de mtres au-dessus du sol, l'air est d'une stabilit impressionante, meilleur que dans tous les autres sites mondiaux. Malgr les difficults trs grande d'installation d'un observatoire sur pilotis dans un tel lieu, Eric Fossa pense bien parvenir raliser son rve d'observatoire vraiment austral ! Maintenant, nous savons l'essentiel sur la constitution de notre il, et nous savons o mettre nos tlescopes. Il est temps de s'intresser aux messages que les astres nous envoient, tout d'abord la lumire visible.

La lumireLa lumire est reste le seul moyen de connaissance de l'Univers, jusqu'au XXme sicle. Ses proprits ont t exploites fond par les astronomes pour en tirer la position, la couleur, la temprature, la composition chimique, le magntisme, la vitesse... des toiles et des objets plus curieux qu'ils ont dcouverts par la suite. Plus gnralement, la lumire n'est qu'un rayonnement lectromagntique parmi tant d'autres, et nos moyens modernes d'observation nous permettent de les utiliser tous. Chaque gamme donne des renseignements particuliers, et l'ensemble nous permet d'atteindre une grande richesse d'information sur les objets qui nous entourent. Les rayons lectromagntiques sont assez complexes pour porter un grand nombre d'informations, de natures diverses. Depuis les annes 1920, la thorie de la Relativit d'Einstein permet de comprendre l'tat actuel et l'volution de l'Univers dans son ensemble. Cette thorie est base sur la vitesse de la lumire, qui est trs proche de 300.000 kilomtres par seconde. A cette vitesse, la lumire met 1,3 secondes pour aller de la Terre la Lune, 8 minutes pour aller du Soleil la Terre, 6 heures pour aller du Soleil Pluton... Mais elle met 4,2 annes pour nous parvenir de l'toile la plus proche. Ceci a une consquence trs importante : nous voyons l'toile la plus proche non telle qu'elle est actuellement, mais telle qu'elle tait il y a 4,2 annes ! Et plus on voit loin, plus les objets qu'on observe sont vieux. Les objets les plus lointains qu'on puisse voir actuellement sont situs prs d'une dizaine de milliards d'annes lumire,

autant dire qu'on les voit maintenant tels qu'ils taient il y a une dizaine de milliards d'annes. Beaucoup de ces objets ont sans doute disparu, en tout cas ils ont considrablement volu depuis, mais nous ne pouvons pas le savoir. Toutefois, en observant des objets des distances diffrentes, donc des ges diffrents, on peut arriver reconstituer leur volution. Supposez que vous ignoriez tout des arbres, et qu'on vous emmne dans une fort. Il vous serait assez facile de reconnatre des sapins (par exemple), mme s'ils sont tous d'ges diffrents. Vous auriez vite compris comment ils poussent.

Le systme de l'Univers, dessin du Moyen-Age A l'heure actuelle, nous disposons d'instruments capables de capter tous les rayonnements lectromagntiques (presque...), depuis les ondes radio jusqu'aux rayons gamma. Il se trouve que les astres mettent toutes ces sortes d'ondes, chacun ayant une gamme de frquences dtermine par sa nature physique, et par l'nergie disponible. Beaucoup de ces rayonnements ne parviennent pas au sol, car ils sont arrts par l'atmosphre. Il faut donc construire des observatoires orbitaux capables de travailler dans ces domaines d'ondes. Toute une nouvelle branche de l'astronomie s'est constitue depuis l'avnement des fuses et des satellites.

Terre, Lune et SoleilQuand on regarde le ciel, on peut y voir deux objets montrant une surface sensible : la Lune et le Soleil (il en existe trois autres, la galaxie d'Andromde dans l'hmisphre nord, et les deux galaxies satellites de la ntre, le Grand et le Petit Nuage de Magellan, dans l'hmisphre sud). Tout le reste se prsente comme de simples points lumineux plus ou moins brillants. Ces points lumineux conservent toujours les mmes positions relatives. Ils forment sur le ciel des dessins plus ou moins vidents, qu'on a nomms constellations. L'ensemble constitue la sphre des fixes des Anciens.

Mais 5 points lumineux se particularisent : ils se dplacent par rapport la sphre des fixes. Pour cela, les Grecs les ont nomms plantes, mot qui signifie astre errant. Remarquez que d'aprs cette thymologie, le Soleil et la Lune sont aussi des plantes ; mais cette appellation, base sur le seul mouvement et faisant fi des profondes diffrences physiques, n'est plus de mise en astronomie. Dans cette belle ordonnance du ciel, il arrive parfois qu'un intrus apparaisse : les comtes ne pouvaient donc qu'tre malfiques, annonciatrices de guerres ou de calamits (mais des guerres, il y en a malheureusement toujours une pour associer une comte, et si jamais il n'y en avait pas, une simple scheresse, une gele tardive au printemps... permettait de justifier ce caractre malfique des comtes). Il reste enfin un phnomne rare, celui des nov (pluriel de nova = nouvelle). Ce sont des toiles qui explosent, et deviennent subitement beaucoup plus lumineuses, permettant de les voir l'il nu. Les chinois les appelaient joliment toiles invites. Voil donc le ciel des Anciens (il y a sans doute encore beaucoup d'Anciens l'heure actuelle, qui n'ont jamais cherch en savoir davantage... et qui en restent aux apparences). Jusqu'au Moyen Age, la Terre tait souvent vue plate, et n'avait rien de commun avec la Lune ou le Soleil. Mais maintenant nous savons bien que c'est une sphre (certains grands esprits de l'Antiquit le savaient dj, voir la fiche historique). La Terre est une plante. Une plante est un corps qui ne produit pas de lumire, par opposition aux toiles. La Terre tourne autour du Soleil, qui est une toile. La Lune est un satellite de la Terre (elle tourne autour de la Terre). Un satellite (naturel) est un corps semblable une plante, mais qui tourne autour d'une plante. La Lune nous parat grosse car elle est relativement proche. Pour l'instant, nous ne nous occuperons que de la Terre et du Soleil.

Les lois du mouvementExprience Lanons une bille d'acier sur une table horizontale bien lisse, elle continue en ligne droite. Si nous voulons qu'elle aille plus vite, il faut la pousser encore. Si nous voulons qu'elle aille moins vite, il faut la freiner. Donc, pourquoi s'arrterait-elle ? Simplement parce qu'il y a une force invisible, occasionne par les frottements sur la table. On peut diminuer les frottements en remplacant la table par un marbre trs bien poli. Si on pouvait supprimer totalement les frottements, la bille continuerait indfiniment en ligne droite. C'est le principe d'inertie :

Un corps, non soumis des forces extrieures, continue indfiniment son mouvement uniforme en ligne droite Ce principe a t dcouvert par Galile. Plaons un aimant sur la table. Plaons ensuite la bille d'acier quelque distance, et lchons-la sans la lancer. La bille se met en mouvement en direction de l'aimant, elle va de plus en plus vite et fini par se coller l'aimant. L'aimant exerce donc une attraction sur la bille. Laissant l'aimant sur la table, lanons la bille. Pour respecter le principe d'inertie, elle devrait aller tout droit. Pour rpondre l'attraction de l'aimant, elle devrait aller vers lui. Elle va concilier les deux en suivant une trajectoire courbe. Les plantes sont soumises des lois semblables :

le Soleil exerce sur elles une attraction gravitationnelle, qui ressemble l'attraction de l'aimant sur la bille ; lance sur son orbite, la plante devrait aller tout droit pour satisfaire au principe d'inertie. Mais attire par le soleil, sa course est inflchie, et elle tourne autour.

Mouvement d'un satellite A toute petite chelle, on voit la Terre plate. On lance un caillou, il va retomber un peu plus loin en dcrivant une belle courbe (une parabole). A chelle rgionale, si on lance une petite fuse, disons avec une vitesse de 5.000 km/h, elle va suivre une mme trajectoire, mais plus grande. La Terre tant courbe, elle retombera beaucoup plus loin. Remarquez les flches, qui indiquent la direction de la pesanteur : au-dessus, elles semblaient parallles. Ici, elles ne le sont manifestement plus.

Enfin, si nous lanons maintenant une fuse plus de 28.000 km/h, elle va aller tellement loin, qu'elle va passer de l'autre ct de la Terre. Et l, elle va encore tomber sur la Terre, mais celle-ci tant toute ronde se drobe sans cesse ! Ainsi, la fuse n'arrivera plus retomber sur la Terre, elle va devoir tourner autour... Les flches indiquant la direction de la pesanteur sont diriges vers le centre de la Terre.

Entre la premire exprience et la dernire, la forme de la courbe change un peu : d'une parabole, elle passe une ellipse. Mais ce sont deux courbes trs proches, on les appelle gnralement des coniques. Ce nom gnrique vient de leur dcouverte : ellipse, parabole et hyperbole sont les courbes que l'on obtient en coupant un cne par un plan. Le cercle n'est qu'un cas particulier d'ellipse, o l'excentricit est nulle (le plan de coupe est perpendiculaire l'axe du cne). La Gravitation Universelle C'est l'attraction gravitationnelle qui agit sur nous et nous plaque au sol. Autrefois, on ne se posait pas de questions : on imaginait la Terre plate, et il tait vident qu'il y avait le haut et le bas. Lorsqu'on a pens que la Terre pourrait tre ronde, on ne comprenait pas comment les Chinois pouvaient marcher la tte en bas ! L'explication est que la Terre attire tout elle par la gravit. Qu'on soit en France ou aux antipodes, on est attir vers le centre de la Terre, et le bas est toujours du ct de ce centre, donc du sol. Par analogie, la bille se dirige vers l'aimant, quel que soit le ct o on la lche. On dit que la gravit est universelle, parce que c'est une proprit de la matire : tout objet matriel attire tous les autres. La pomme de Newton attire la Terre proportionnellement sa masse qui est trs faible. La Terre attire la pomme proportionnellement sa masse qui est trs grande. Le rsultat est que la pomme tombe vers la Terre beaucoup plus que ce que la Terre tombe vers la pomme ! Une autre analogie aide comprendre : si on se trouve dans une petite barque, et que l'on pousse le quai l'aide d'un aviron, la petite barque va s'loigner du quai qui ne bouge pas (presque). Si au lieu de pousser le quai, on pousse une grosse barque, on verra la grosse barque se dplacer un peu ! Reprenons la bille. Lchons-la sans vitesse diverses distances de l'aimant. Elle est attire plus ou moins fortement : de plus prs, la force est plus importante.

Si nous la faisons passer prs de l'aimant, elle subira une grande force, et tombera dessus. Pour viter cela, il faut la lancer plus vite, l'inertie sera alors suffisante pour lui viter de tomber. Il en va de mme de l'attraction gravitationnelle : le Soleil attire les plantes vers lui, d'autant plus fortement qu'elles sont plus proches. Par consquent, pour ne pas tomber sur le Soleil, une plante proche doit tourner plus vite qu'une plante lointaine. On peut vrifier cela sur le tableau suivant, qui donne la liste des 9 plantes principales avec leurs caractristiques orbitales : plante distance vitesse UA km/s 0,39 0,72 1 1,52 5,19 9,53 19,2 30 39,4 48 35 30 24 13 9,6 6,8 5,4 4,7 88 j 224 j 365 j 1 an 321 j 11 ans 314 j 29 ans 167 j 84 ans 7 j 164 ans 280 j 248 ans 157 j tableau I Dans ce tableau, UA signifie Unit Astronomique. Nous l'expliquerons plus loin, mais disons simplement que c'est la distance de la Terre au Soleil. Dans cette unit, on voit trs facilement que Neptune est 30 fois plus loin du Soleil que nous. Brrr... Pour la dure de l'anne, il faut remarquer que deux phnomnes vont dans le mme sens :

anne

inclinaison quateur

inclinaison orbite

excentricit

millions de km Mercure 58 Vnus 108 Terre 150 Mars 228 Jupiter Saturne Uranus Neptune Pluton 778 1.430 2.876 4.506 5.914

7 3 4' 23 26' 23 59' 3 5' 26 44' 97 55' 28 48' 122

7 3 23' 0 1 51' 1 18' 2 29' 0 46' 1 46' 17 12'

0,21 0,01 0,02 0,09 0,05 0,06 0,05 0,01 0,25

plus on est loin du Soleil, plus la distance parcourir pour faire un tour est grande. C'est comme pour un coureur de fond qui a davantage de chemin parcourir quand il est l'extrieur que quand il est la corde. A vitesse gale, on mettrait donc plus de temps ; mais d'autre part, plus on est loin moins on va vite ! Neptune se dplace presque 10 fois plus lentement que Mercure.

Pour parcourir un chemin beaucoup plus grand une vitesse plus faible, il faudra beaucoup, beaucoup plus de temps. C'est bien ce que l'on voit aussi sur le tableau.

Le dieu Mercure est toujours reprsent avec de petites ailes aux pieds. Il est donc bien choisi pour reprsenter la championne des plantes ! Quand Pluton, son nom est plac en italique, parce que l'Union Astronomique Internationale a dcid de la dclasser ! Pluton n'est plus une plante, mais simplement une plante naine parmi de nombreuses conseurs. On verra ceci en temps utile. Orbites des plantes Les orbites des plantes sont en gnral des ellipses, et le Soleil est toujours plac l'un des foyers de l'ellipse. L'excentricit indique le taux d'aplatissement de l'ellipse. Une excentricit nulle indique un cercle, une excentricit gale 1 indique une autre conique, qui n'est plus une ellipse, et qui ne se referme pas sur elle-mme : c'est une parabole. On remarque que dans le tableau, toutes les excentricits sont comprises entre 0,01 et 0,25. Toutes les plantes ont donc bien des orbites elliptiques, et la plupart sont presque des cercles. Tracer une ellipse (animation et explications) Mais on peut donner une apprciation de ces orbites : 0,01 indique une ellipse trs proche d'un cercle ; 0,25 est une forte excentricit, indiquant une distance trs variable de la plante au Soleil. Mercure et Pluton se particularisent sous cet aspect. Le schma ci-dessous montre deux ellipses, dont les excentricits sont 0,02 gauche (la Terre), et 0,25 droite (Pluton). On y voit la position qu'occupe le soleil par rapport l'aplatissement. Celui-ci n'est pas trs sensible, mme dans celle de droite, mais on voit trs bien que le soleil est dcal. Il s'ensuit que la distance de la plante au soleil est fortement variable droite.

Si la trajectoire d'une plante est une ellipse marque (forte excentricit), elle se rapproche et s'loigne du Soleil au cours du temps. Lorsqu'elle est plus proche, elle subit une gravit plus forte, elle doit aller plus vite ; et lorsqu'elle est plus loin, elle ralentit. La vitesse d'une plante sur son orbite est donc constamment variable (dans le tableau prcdent, les vitesses indiques sont les vitesses moyennes ; dans le schma ci-aprs, l'excentricit est trs exagre pour mieux illustrer le propos).

Le schma montre la Terre sur son orbite (trs, trs fortement exagre) autour du Soleil. Le point o elle se trouve le plus prs est le prihlie, le point le plus lointain est l'aphlie. C'est Kepler qui a montr que les plantes se dplacent sur des orbites elliptiques, et qui a dcouvert les lois du mouvement. Il a analys les positions de la plante Mars releves pendant de nombreuses annes par Tycho-Brah. Cette dcouverte est empirique : il a simplement recherch l'excentricit et le demi grand axe d'une ellipse qui passerait par les points mesurs, sans pouvoir expliquer pourquoi la plante suivrait cette trajectoire. Il n'avait aucune notion de la cause, mais il a su parfaitement formaliser les effets. C'est Newton, un peu plus tard, qui nous donnera la loi de la gravitation universelle. A partir de cette loi, il est ais de retrouver par le calcul les lois de Kepler. Donc la loi de Newton explique d'une certaine manire, par une force attractive qui agit instantanment, les lois de Kepler. Cette explication sera juge insatisfaisante au dbut du 20me sicle, et Einstein donnera une nouvelle thorie, la Relativit Gnrale, qui supprime la notion newtonienne de force, et la remplace par une explication gomtrique du mouvement.

Les lois de Keplerles plantes se dplacent sur des orbites planes elliptiques, dont le Soleil occupe l'un des foyers le rayon vecteur reliant la plante au Soleil balaye des aires 2. gales en des temps gaux (loi des aires) le rapport des cubes des demi grands axes aux carrs des 3. priodes est constant.1. La loi des aires prcise ce que l'on a constat : en 24 heures, la plante doit se dplacer beaucoup plus au prihlie qu' l'aphlie pour balayer une mme aire. La loi des aires traduit la conservation de l'nergie. Animation montrant la loi des aires Le plan de l'orbite terrestre est appel cliptique, car c'est l que se produisent les clipses (le Soleil est forcment toujours dans l'cliptique, et les clipses font intervenir le Soleil).

La troisime loi permet de calculer les distances au Soleil : il est assez facile de mesurer le temps mis par une plante pour faire le tour du Soleil (sa priode) ; connaissant la priode et la distance de la Terre au Soleil, on en dduit donc celle de la plante au Soleil. En prenant la distance de la Terre au Soleil comme unit (l'unit astronomique) , on peut mme connatre les rapports des distances des plantes entre elles, sans connatre la distance de la Terre au Soleil en km. Ce fut longtemps le cas, car cette mesure absolue est assez difficile faire. Remarque : la 3me loi de Kpler est approximative ; elle est satisfaite si on considre que les masses des plantes sont ngligeables devant celle du Soleil. La thorie de Newton en donne une expression trs lgrement diffrente, plus exacte. Pour en savoir plus, voir : Mcanique Cleste. Terminologie Pour des raisons historiques, lorsqu'un astre tourne autour d'un autre plus massif, le point o les deux astres sont les plus proches, et le point o ils sont les plus loigns, portent des noms diffrents selon l'astre central : astre central plus proche plus lointain le Soleil (Hlios) prihlie aphlie la Terre (Ge) prige apoge la Lune (Slne) prislne aposlne un astre gnrique (aster) priastre apoastre Du grec pri = proche, et apo = loin. Anne anomalistique : intervalle de temps qui s'coule entre deux passages successifs de la Terre son prihlie. Anne tropique : intervalle de temps qui s'coule entre deux passages successifs de la Terre au point vernal.

Calcul de la distance Calculer la distance de Jupiter au Soleil d'aprs la distance de la Terre au Soleil et la dure de l'anne jovienne (facile mesurer), en utilisant la 3me loi de Kepler. Priode de Jupiter : 11 ans et 314 jours ; priode de la Terre : 365 jours ; distance de la Terre au Soleil : 1 UA. Rponse : la priode de Jupiter vaut 11 365 + 314 = 4.329 jours.

et aJ = 5,2 UA (comparez la valeur donne dans le tableau plus haut).

La mesure du tempsLa mesure du temps est un problme difficile rsoudre lorsqu'on ne dispose pas de moyens techniques importants. Nous en avons pourtant une notion intuitive plus ou moins bonne. Mais on sait bien que le temps ne passe pas aussi vite lorsqu'on attend que lorsqu'on s'amuse ! Il s'agit l bien sr du temps subjectif. Scientifiquement, on veut mesurer un temps objectif, mais il n'est pas facile dfinir. Pour mesurer le temps, il faut des repres. Ceux-ci seront soit naturels, soit artificiels. Dans les deux cas, ils sont bass sur des phnomnes priodiques, ou tout au moins rguliers. Le premier instrument de mesure du temps est la clepshydre, ou horloge eau. L'coulement de l'eau, relativement rgulier, indiquait l'heure. L'eau a t remplace par le sable, dans les sabliers, sur le mme principe. Plus tard, beaucoup plus tard, on a remplac un coulement par un phnomne priodique : le mouvement d'un pendule. Mais un pendule laiss lui-mme s'amorti trs vite, cause des frottements. Pour assurer un garde-temps efficace, il faut lui restituer l'nergie perdue, et ceci se fait grce au systme d'chappement. Ces horloges mcaniques, d'une prcision de plus en plus grande, ont permi de mesurer les mouvements des astres. L'horlogerie a eu une importance capitale, car seule la conservation du temps peut permettre, sur un navire en pleine mer, de dterminer la longitude. La cration d'horloges de marine prcises a sans dout marqu l'apoge de ces mcanismes. Aujourd'hui, les oscillateurs mcaniques sont remplacs par des oscilateurs lectriques (quartz piezzo-lectrique) ou mme atomiques (horloges atomiques). Pendant trs longtemps, le mouvement des astres a t considr comme parfaitement rgulier, et la rotation de la Terre a t prise comme talon de temps. On en a tir le temps solaire moyen, qui nous sert tous les jours. Les horloges mcaniques taient priodiquement recales sur le temps astronomique. La notion de jour elle-mme, bien qu'vidente pour nous, pose un problme majeur : quand commence une journe ? Diverses rponses ont t donnes, celle que nous employons maintenant fait commencer le jour minuit, d'autres le faisaient commencer au lever du Soleil, ou au coucher, ou midi...

Voici pour le dbut, mais qu'en est-il de la dure ? Ceci aussi semble naturel, le jour dure 24 heures bien rgulires... Mais si vous plantez un bton vertical dans le sol, et si vous notez quelle heure de votre montre l'ombre est la plus courte, vous aurez des surprises : ce n'est jamais la mme heure, et c'est rarement midi ! L'heure que marque un cadran solaire (le bton est un gnomon, son anctre), donne le midi vrai du lieu o l'on se trouve. Complication supplmentaire, mais les voyages en avion nous ont bien habitus au dcalage horaire, qui n'est rien d'autre que la constatation du fait qu'il n'est pas midi partout au mme moment ! Jour sidral Le jour sidral est l'intervalle de temps qui s'coule entre deux passages d'une mme toile au mridien. Les toiles tant des distances extrmement grandes, il dlimite un tour complet de la Terre sur elle-mme. Jour solaire Le jour sidral n'intresse par grand-monde, part les astronomes. C'est le jour solaire qui rgle notre vie. Le jour solaire vrai est l'intervalle de temps entre deux midis vrais successifs. Puisqu'il est sans cesse variable, il ne serait pas possible de rgler une montre sur ce feu follet. Alors, on dfinit le jour solaire moyen, comme tant la dure moyenne du jour solaire vrai sur une longue priode. Quelle est la diffrence entre le jour sidral et le jour solaire moyen ? Supposons que l'orbite de la Terre soit parfaitement circulaire (elle n'en est pas loin) :

Dans la premire position dessine, le Soleil, la Terre et une toile sont aligns. Aprs un tour exactement sur-elle-mme, la Terre se retrouve tourne vers la mme toile, mais le Soleil n'est pas au rendez-vous, parce que la Terre s'est dplace sur son orbite, en lui tournant autour. Pour retrouver le Soleil en face, il lui faut faire encore une petite fraction de tour. L'angle qu'il lui faut faire est gal l'angle que font ses deux positions successives par rapport au Soleil. Or il est trs facile valuer : La Terre fait un tour en 365 jours, ce qui est peu diffrent de 360. Donc, la Terre fait peu prs un degr par jour. Il lui reste donc faire un degr sur elle-mme. Puisqu'elle fait un tour complet (360) en 24 heures = 24 x 60 x 60 =

86.400 secondes, elle fait un degr en 86.400 / 360 = 240 secondes = 4 minutes. Si on fait le calcul avec 365 jours, on trouve 3 mn 56 s. C'est la diffrence entre le jour sidral et le jour solaire moyen. Il est facile de voir que c'est le jour solaire moyen qui est le plus long, donc : jour solaire moyen = jour sidral + 3 mn 56 s L'orbite de la Terre n'tant pas vraiment un cercle, le jour solaire vrai est lgrement variable. La diffrence entre le jour solaire moyen et le jour solaire vrai se nomme quation du temps. Elle est parfois dessine sur les cadrans solaires. Bas sur la loi de Newton, le temps des phmrides est un temps plus thorique, qui est cens tre parfaitement rgulier. C'est celui des quations. L'anne sidrale Comme pour reprer le jour, on repre l'anne par rapport aux toiles, c'est l'anne sidrale qui vaut 365,25636042 jours solaires moyens. Cette valeur correspond aussi l'intervalle de temps entre deux passages de la Terre au prihlie. Mais il y a un problme, c'est celui de la prcession des quinoxes. Les saisons ne suivent pas exactement ce rythme, parce qu'elles sont dtermines par le mouvement apparent du Soleil par rapport l'quateur. Or celui-ci tourne lentement, entranant l'quinoxe de printemps dans une ronde au ralenti. L'anne des saisons se nomme anne tropique. On constate qu'elle vaut 365,2422 jours solaires moyens. Elle est donc plus courte que l'anne sidrale 365,25636042 365,2422 = 0,01416 jour, ou 20 minutes 23 s. anne tropique = anne sidrale - 20 mn 23 s A raison d'un dplacement de 0,01416 jour par an, il faudra 365 / 0,01416 ans pour faire un tour complet, c'est--dire 25.000 ans peu prs. C'est la priode de la prcession. Elle correspond une avance de 360 / 25.000 = 360 x 60 x 60 / 25.000 = 50" d'arc par an. C'est la valeur de la prcession annuelle. Nous n'entrerons pas ici dans les dtails de la mesure du temps. Mais il en est un aspect qui intresse tout le monde, par son ct pratique de tous les jours, c'est celui qui concerne la mesure des priodes relativement longues, de l'heure l'anne ou au sicle. Ces dures sont un peu plus faciles aprhender que les plus courtes, et ont t tudies et matrises avant. Elles donnent lieu l'tablissement d'un calendrier, qui fait l'objet d'une tude part.

Le SoleilBien qu'il nous apparaisse infiniment plus brillant, le Soleil est une toile. La seule diffrence est qu'il se trouve trs prs de nous ( l'chelle astronomique) alors que les toiles sont beaucoup plus loin. Pour donner un ordre de grandeur, les toiles les plus proches sont 300.000 fois plus loin que le Soleil ! Pour imaginer la diffrence, considrez une ampoule de 60 W situe 1 mtre de vous, et une autre identique 300 km... La nature du Soleil est reste longtemps incomprise, il fallut attendre le dbut du XXme sicle pour la comprendre.

La couronne solaire Au cours d'une clipse totale de Soleil, on peut d'abord voir le disque noir de la Lune grignoter le Soleil. On peut suivre une clipse de Soleil sur le sol, sous un arbre. En effet, il y a de petits interstices entre les feuilles qui laissent filtrer un peu de soleil. Par ces petits trous, on obtient une image projete du Soleil sur le sol. A mesure que la Lune le masque, on voit les petites tches rondes sous les arbres se transformer en croissants ! Un petit trou par o passe la lumire s'appelle un stnope. Petit petit, la Lune recouvre le Soleil de plus en plus, pour finalement le cacher compltement. A ce moment-l on dcouvre un spectacle magnifique, et insouponn : la couronne. Le Soleil est constitu de plusieurs parties, la plus vidente tant la photosphre, le disque visible. Mais au-del de la photosphre, le Soleil possde ce qu'il est convenu d'appeler une atmosphre. Celle-ci est encore divise en plusieurs couches : la plus basse est nomme chromosphre, car elle est de couleur rose. Ce n'est qu'une mince pellicule, qui n'est pas facile distinguer. Mais la couche au-dessus, la couronne, s'tend trs loin du Soleil, et ne possde pas la forme sphrique. Elle est irrgulire, avec des jets plus ou moins importants selon la date laquelle se produit l'clipse. Il faut savoir en effet que le Soleil possde un cycle d'activit de 11 ans, et que l'extension de la couronne en dpend. La brillance de la couronne n'est que le millionime de celle de la photosphre, autant dire que la moindre parcelle de photosphre encore visible suffit la masquer. Justement, quelques instants avant la totalit, le Soleil est presque tout cach, mais on peut en voir encore de minuscules fragments dans les creux du relief lunaire ! Ces parcelles visibles sont nommes grains de Baily. Le moindre d'entre eux suffit masquer la couronne. Pendant les clipses totales, on peut parfois voir d'immenses flammes s'lever dans la couronne : ce sont les protubrances, jets de gaz trs chauds montant dans l'atmosphre du Soleil, guids par un champ magntique. Elles durent de quelques dizaines de minutes quelques heures. Elles apparaissent au bord du Soleil, o elles se dtachent sur le fond de la couronne. Les protubrances qui se forment sur le disque du Soleil sont visibles d'une autre manire. La photosphre tant beaucoup trop brillante, il n'est possible de voir la couronne que pendant les clipses totales, qui sont trs rares ! Aussi les astronomes se sont longtemps demand comment faire pour l'observer en dehors de ces instants privilgis. La rponse a t apporte par Bernard Lyot, qui a russi rsoudre tous les problmes d'optique poss. L'instrument s'appelle le coronographe. Grce lui, on peut faire des observations de la couronne tout moment, et l'tude du Soleil a beaucoup avanc. Cette tude est trs importante, car le Soleil est la seule toile que nous ayons vraiment sous la main ! Toutes les autres sont trop lointaines pour tre observes en dtail, tout ce que l'on savait d'elles il y a peu de temps encore provenait d'une analyse globale de la lumire qu'elles mettent. On commence seulement maintenant disposer d'instruments qui donnent quelques dtails de la surface des toiles les plus proches. L'application des thories physique l'tude du Soleil a permis de construire ce que l'on appelle le modle standard, qui dcrit la composition du Soleil, depuis le centre jusqu'aux plus hautes couches de l'atmosphre, comment se produit l'nergie que le Soleil rayonne, comment elle est propage depuis le cur jusqu' l'espace, etc.

Bien sr, toutes les toiles ne sont pas semblables au Soleil, il en est mme de trs diffrentes. Mais il est trs important de vrifier que toutes les prvisions du modle standard sont ralises. Toutes ? Non ! L aussi une irrductible observation sme la perturbation, alors que tout le reste semble si bien reprsenter le fonctionnement de notre toile. Mais ce mal qui rpand la terreur, le neutrino puisqu'il faut l'appeler par son nom, tait susceptible de remettre en cause soit le modle standard du Soleil, soit carrment la thorie des particules lmentaires. Mais ceci est une autre histoire... Les comtes Les comtes sont des objets phmres, qui apparaissent un beau jour sans signes prcurseurs, voluent, puis disparaissent. Imprvisibles, elles ont cristallis toutes les peurs et les superstitions des hommes depuis qu'ils existent. Leur explication correcte est trs rcente. Leur observation dtaille encore plus : minuscules objets de quelques kilomtre de diamtre, situs des distances de centaines de millions de kilomtres, elles n'apparaissent que comme de minuscules points faiblement lumineux dans les meilleurs tlescopes. Seules les sondes spcialement conues, envoyes dans leur voisinage (Giotto, Vega, Stardust...) ou mme destines se poser leur surface (Rosetta), sont susceptibles de nour donner des renseignements prcis.

La mesure des distancesPour couper une robe, une couturire utilise un mtre en ruban. Mais cette unit n'a plus de sens pour mesurer la distance de Marseille Grenoble. On utilise alors une unit plus approprie, le kilomtre. Cet exemple pratique nous montre que pour un mme type de mesure, on peut choisir des units diffrentes selon l'chelle laquelle on se place. Il en est de mme dans les mesures astronomiques. Au Moyen-Age, il tait difficile d'imaginer ce qu'il y avait au-del d'une trentaine de kilomtres (sauf pour les plerins ou les compagnons). Maintenant, tout le monde a une ide prcise de ce qu'est la Terre. La Terre est une petite plante qui tourne autour d'une toile trs quelconque, le Soleil. Entre le Soleil et ses plantes, on peut mesurer les distances en kilomtres. La Terre n'est qu' 150.000.000 de kilomtres du Soleil, mais Pluton est 5.900.000.000 de km. Il n'est pas trs pratique d'crire des nombres pareils, et ce qu'on voudrait surtout retenir, c'est que Pluton est beaucoup plus loin que la Terre ! Les astronomes ont dfini diverses units de distance, chacune adapte un domaine particulier. Ces distances sont l'unit astronomique, l'anne-lumire, le parsec. Ce n'est pas seulement la difficult d'criture des nombres qui a incit les astronomes dfinir une unit de distance nouvelle ; c'est bien plus la trs grande difficult de mesurer les distances dans le systme solaire directement dans une unit terrestre. Il a fallu attendre des mesures de parallaxe prcises, rcentes, pour tablir le lien entre les distances terrestres et les distances astronomiques. Voyez le principe de la mesure de la distance de Vnus expliqu dans un autre chapitre. Le rsultat est une mesure de la distance Vnus-Soleil, en fonction de la distance Terre-Soleil. Donc, si on prend cette dernire comme unit (distance Terre-Soleil = 1), alors la distance Vnus-Soleil est de 0,7. Les astronomes ont alors pris comme unit la distance de la Terre au Soleil, ils l'ont nomme Unit Astronomique (UA). On peut maintenant dire que la Terre est 1 UA du Soleil, et

Pluton 5.900.000.000 / 150.000.000 = 39 UA. Le Soleil est 39 fois plus loin que d'ici, il ne doit pas faire trs chaud sur Pluton... On a ensuite mesur la distance de l'toile la plus proche de nous : 39.700.000.000.000 km. Traduisons ce nombre en UA : 39.700.000.000.000 / 150.000.000 = 265.000 UA C'est encore un nombre bien grand, si on pense que toutes les toiles sont plus loin que a, et mme beaucoup plus loin. Mais ce nombre nous apprend dj que l'toile la plus proche est tout de mme 265.000 fois plus loin de nous que le Soleil ! D'o la dfinition d'une nouvelle unit plus grande, l'anne-lumire : c'est la distance parcourue par la lumire en une anne. Pour avoir une ide de ce que cela reprsente en units habituelles, convertissons 1 AL en km : la lumire se dplace 300.000 km/s ; 1 AL = 60 x 60 x 24 x 365 x 300.000 km = 9.460.800.000.000 km ~ 10.000.000.000.000 km = 1013 km = 10.000 milliards de kilomtres... La valeur prcise de l'anne-lumire est 0,946073047 1013 km, et celle de l'unit astronomique est 149.597.870 km. Calculer la distance de l'toile la plus proche de nous en AL : 39.700.000.000.000 / 9.460.800.000.000 = 4,2 AL L'toile la plus proche est 8.000 fois plus loin que Neptune. Pour donner une autre ide des distances, calculons la distance-lumire de Pluton au Soleil : le temps mis par la lumire pour parcourir les 5.900.000.000 km entre le Soleil et Pluton est : 5.900.000.000 / 300.000 = 19.666 secondes = 327 minutes ~ 6 heures. Donc Pluton est 6 heures-lumire du Soleil, ou bien encore 1/4 de jour, donc 1/4/365 d'anne i.e. 0,000 685 AL. C'est moins d'un millime d'anne-lumire. Tout ceci montre que tout est plein de vide ! Reprsentons le Soleil par une tte d'pingle en verre, d'un millimtre de diamtre. Cette tte d'pingle reprsente le Soleil de 1,4 million de kilomtres de diamtre. A la mme chelle, le diamtre de l'orbite de Pluton est de 4 mtres. On peut imaginer une tte d'pingle au milieu d'une pice de 8 mtres de ct (y compris la hauteur du plafond...).

La mesure des tempraturesLa temprature d'un objet massif, tels que ceux qui nous entourent, est une notion a priori subjective. On a d'abord remarqu que certains matriaux prsentaient des variations de volume en fonction de la temprature : un mtal se dilate la chaleur, et se contracte au froid. Ceci ne constitue pas encore une mesure, car il faut pour cela disposer d'un repre fixe.

La temprature a t objective en 1742 par Anders Celsius, astronome sudois, professeur l'universit d'Uppsala. Il a remarqu qu'un mlange d'eau froide et de glace conservait la mme temprature, mme si on l'exposait un froid plus intense, ou la chaleur. On peut le constater justement en y plongeant un morceau de mtal, dont les variations de longueur dnoteront d'ventuelles variations de temprature. Tant qu'il reste la fois de l'eau et de la glace, la temprature du mlange ne varie pas. On a donc un point fixe. Pour tablir une chelle, il faut de plus un coefficient multiplicateur, la distance entre deux barreaux successifs. Pour cela, un second point fixe est souhaitable. Il a t trouv par le mlange d'eau et de vapeur, qui conserve lui aussi la mme temprature tant qu'il reste la fois de l'eau et de la vapeur. Entre ces deux points fixes, Celsius a tablit 100 graduations, utilisant donc une division centsimale. La graduation se nomme donc degr Celsius, en rfrence son crateur, ou degr centigrade en rfrence au nombre de divisions. L'explication de ces deux phnomnes a t trouve : pour transformer de l'eau en glace, il faut lui retirer de la chaleur ; pour transformer de la glace en eau, il faut lui en fournir la mme quantit. Donc, s'il y a la fois de l'eau et de la glace, lorsqu'on fourni de la chaleur, de la glace l'absorbe pour se transformer en eau, et lorsqu'on retire de la chaleur, de l'eau se transforme en glace. Donc, les variations de temprature sont absorbes par ces transformations. Dans le cas de l'eau et de la vapeur, il en est de mme. Les variations de temprature sont gommes. A l'origine, la temprature de la glace fondante a t note 100 et celle de l'eau bouillante 0. Une permutation de ces deux valeurs a amen l'chelle celle que nous utilisons tous les jours. Mais les physiciens ont rencontr un problme. Comme on fait plus blanc que blanc, on peut faire plus froid que froid : il existe des tempratures ngatives. L'chelle Celsius n'a pas de bornes, ni dans les valeurs positives, ni dans les valeurs ngatives. Or cette mthode de mesure a t construite en l'absence d'explication de la chaleur. Qu'est ce qui diffrencie un objet chaud d'un objet froid ? Il a fallu comprendre que la matire est faite d'atomes, que l'on peut voir ici comme de petites billes, pour arriver comprendre : la chaleur mesure l'agitation des atomes ! Une particule anime d'une vitesse possde une nergie cintique. C'est le cas de tous les objets macroscopiques (essayez donc de vous laisser tomber une bote de petits poi(d)s sur le pied...). Les molcules de l'air (formes de plusieurs atomes) sont animes d'une grande vitesse. Lorsqu'elles viennent heurter notre peau ( 20 C, la vitesse d'une molcule d'oxygne O2 est de 340 m/s = 1220 km/h, la molcule d'azote est lgrement moins lourde, donc lgrement plus rapide), elles nous communiquent leur nergie cintique. Chacune en apporte trs peu, mais elles sont si nombreuses... Alors, l'impression de chaleur que nous ressentons n'est que l'apport d'nergie produit par des milliards de molcules qui viennent nous percuter. Donc, plus les particules vont vite, plus l'objet qu'elles composent est chaud. Mais qu'arrive-t-il si les molcules qui composent un objet sont immobiles ? Elle ne nous communiquerons plus d'nergie du tout. Il sera donc difficile de faire plus froid ! C'est l la notion de zro absolu : il existe une temprature minimale ! Alors qu'il n'existe pas de

temprature maximale, si ce n'est celle qu'aurait un corps dont les atomes iraient la vitesse de la lumire !! Des expriences ont montr que cette temprature est de l'ordre de -273,5 C. On en dduit l'chelle absolue, ou chelle Kelvin (nomme ainsi parce qu'elle a t dfinie par Lord Kelvin) : le zro est la temprature minimum possible, donc approximativement -273,5 C, et les graduations sont les mmes que dans l'chelle Celsius. Donc le zro Celsius correspond 273,5 Kelvins. La conversion est facile : TK = TC + 273,5 Une temprature estivale de 26,5 C correspond 300 Kelvins. La temprature de la photosphre solaire, qui est de 5.777 Kelvins, vaut donc 5.500 C. La notion de temprature que nous avons est base sur notre immersion dans un environnement de densit leve. De l'air chaud nous chauffe. Mais que se passe-t-il si on chauffe 1.000 Kelvins de l'hydrogne une densit de quelques atomes au cm3 ? Que ressentirait-on si on pouvait exposer sa main un tel gaz ? Bien que chaque atome percuterait notre peau trs grande vitesse, et y dposerait une nergie importante ( l'chelle de l'atome), ceci ne reprsenterait pratiquement rien pour nous, et serait strictement insensible (bien que a pourrait faire des dgats au niveau microscopique). La chaleur qu'un corps nous communique est due un grand nombre de chocs chaque seconde, dans un milieu dense. Dans un milieu trs rarfi, mme si la temprature est trs leve, l'apport d'nergie reste trs faible sinon ngligeable.

La composition des astresPour les toiles, c'est trs simple. Elles se forment partir du milieu interstellaire, qui a t cr juste aprs le Big Bang. Sa composition comprend peu prs 75 % d'hydrogne et 25 % d'hlium. Ces valeurs sont arrondies, car on ne les connait qu' quelque chose prs, et le milieu interstellaire contient des traces d'lments lgers, essentiellement du lithium, peut-tre un peu de brylium et de bore. Rien d'autre, l'origine. Plus tard, les toiles massives ont synthtis des lments plus lourds, qui viennent contaminer le milieu pour moins de 2 %. Les autres objets (plantes, comtes, astrodes...) sont forms d'lments plus lourds. Les lments les plus lgers, ont t limins par les conditions physiques (temprature notamment). Ils sont donc constitus essentiellement d'lments plus lourds, oxygne, carbone, azote, calcium.... Or ces lments ont tendance se combiner, aux tempratures qui rgnent loin des toiles, pour former des molcules ; aussi, il n'est pas tonnant de trouver une large panoplie du parfait chimiste dans l'Univers. Les plantes sont formes des composs chimiques les plus simples, oxydes, carbonates, silicates... On trouve galement des mtaux l'tat natif, c'est--dire non combin. C'est le cas dans les mtorites, car ils proviennent du cur d'une plante dtruite, et les conditions physico-chimiques qui rgnaient l ne permettaient pas la constitution de molcules. Une petite remarque au sujet des lments plus lourds que le fer : il ne peuvent pas tre synthtiss

dans les toiles, et trouvent leur origine dans des vnements violents de l'Univers, comme les explosions d'toiles. Mais il y a aussi des matriaux volatils. L'eau est le premier exemple, et le plus rpandu. Elle se prsente sous trois formes selon la temprature et la pression : l'eau liquide, la glace et la vapeur. Ce mot de glace a t cr pour la phase froide de l'eau. Mais maintenant, on l'applique d'autres situations, plus prcisment d'autres lments chimiques : on connait bien la glace carbonique, qui a des usages industriels importants. C'est du gaz carbonique (CO2) liqufi, puis gel. Elle a un aspect blanc, et ressemble beaucoup la glace d'eau. Mais on peut faire subir le mme traitement d'autres gaz, pas exemple l'azote. Dans des conditions encore plus svres de temprature, l'azote se liqufie et se gle. On trouve donc de la glace carbonique sur Mars, de la glace d'azote sur Triton. On nomme donc glace tout gaz, ou tout lment volatil, gel. Il y a de la glace d'eau partout !

Les toilesLes toiles sont d'autres soleils. Elles se sont formes d'une manire semblable, sont constitues des mmes matriaux, brillent pour la mme raison. Elles nous apparaissent minuscules et ples parce qu'elles sont beaucoup plus loin que le Soleil. Mais certaines sont beaucoup plus lumineuses et beaucoup plus chaudes. Dans un instrument, mme modeste, on peut en voir des milliers. Il est impossible de donner un nom chacune. Pour s'y retrouver, les astronomes ont alors tabli des catalogues d'toiles, que nous verrons dans le chapitre qui leur est consacr. Les pulsars Toujours en radio, on a observ des objets variables, mais dont la priode est extrmement courte: quelques secondes, puis pour certains beaucoup moins... De tels signaux priodiques ont t attribus une civilisation extraterrestre ! Jusqu'au jour o on a compris qu'il s'agissait d'une toile dont la taille avait considrablement diminu, et qui tournait trs, trs vite sur elle-mme. Comme ses signaux taient pulsants, par association phontique avec les quasars, on a nomm ces objets pulsars. On a depuis trouv encore d'autres curiosits, nommes blazards, magntars...

La Voie Lacte, ses dimensions, son nombre d'toilesLa Voie Lacte est cette bande lgrement lumineuse qu'on peut voir l't lorsqu'on a la chance de disposer d'un beau ciel, sans lumires parasites (loin de toute agglomration). La nature de cette bande laiteuse (d'o le nom et la lgende) a t source de dbat chez les astronomes : soit il s'agissait de matire gazeuse, soit c'tait un rassemblement de trs nombreuses toiles trop loignes de nous pour tre distingues sparment. C'est cette seconde explication qui est la bonne, bien qu'il y ait galement du gaz dans l'espace.

Notre Voie Lacte est donc forme de quelques 150 milliards d'toiles, et contient aussi des nuages de gaz sombres ou lumineux, des rassemblements d'toiles de forme quelconque et lches ou bien nettement sphriques et compacts... Vue depuis la Terre sous la forme d'une bande lumineuse qui fait le tour du ciel, elle a la forme d'un disque aplati. A l'il nu, on peut distinguer trois objets qui ont un peu le mme aspect : la nbuleuse d'Andromde dans l'hmisphre nord, et les deux nuages de Magellan dans l'hmisphre sud. Ces deux derniers semblent tre des lambeaux dtachs de la Voie Lacte. En fait, ce sont d'autres Voies Lactes, nous dirons plus exactement d'autres galaxies. Il en est de mme de la nbuleuse d'Andromde, qui est de mme nature que la Voie Lacte, mais situe beaucoup plus loin, 2,2 millions d'annes-lumire. Pour cette raison, on l'appelle maintenant la Grande Galaxie d'Andromde.

Les galaxiesL'histoire des galaxies est rcente. Les objets de Messier, petites taches floues dans le ciel, posaient un problme aux astronomes : quelle est leur nature ? Avec les instruments du XIXme sicle, il tait impossible de dcouvrir leur nature. Etaient-ce des nuages de gaz flottant dans l'espace, ou bien de grands rassemblements d'toiles, trop proches les unes des autres pour tre distingues depuis la Terre ? A cause de leur aspect, on les a toutes appeles nbuleuses. Certaines prsentant une structure spirale ont pris le nom de nbuleuses spirales. L'Univers tait constitu de la Terre, du Soleil et des plantes, disons du systme solaire dans son ensemble, et d'toiles. Au milieu (en apparence) des toiles se trouvaient les nbuleuses. La question tait de savoir si les nbuleuses taient du gaz la mme distance que les toiles, ou bien constitues d'toiles, et alors beaucoup plus loin. En rsum, l'Univers tait-il constitu d'un unique ensemble d'toiles et de nbuleuses, ou bien de plusieurs ensembles d'toiles, dont certains apparaissaient sous la forme de nbuleuses ? Enfin, la mise en service du tlscope Hooker de 2,50 m au Mont Wilson, on a pu rsoudre la nbuleuse d'Andromde en toiles, montrant donc que certaines nbuleuses taient d'immenses groupes d'toiles, situs trs loin de nous. La Voie Lacte est notre formation d'toiles, et les nbuleuses spirales sont des formations semblables. On a donn le nom de galaxies ces formations. La Voie Lacte est souvent note Galaxie, avec une majuscule. Cette dcouverte a multipli par 1.000.000 la dimension de l'Univers, et notre faon de le concevoir. On a depuis observ des centaines de milliers de galaxies. Chacune contient une centaine de milliards d'toiles ! Les toiles dans une galaxie Lorsqu'on regarde une belle galaxie comme celle d'Andromde, on a l'impression de voir des toiles qui se touchent. La ralit est bien diffrente. Cette illusion est due l'loignement et la perspective. Considrons notre voisinage solaire : Le diamtre des toiles est de l'ordre de 106 km (un million de km). Leur distance est de l'ordre de 5 1013 km (5 AL = 50.000 milliards de km). Leur distance est donc 5 1013 / 106 = 5 107 fois plus grande que leur diamtre.

Une tte d'pingle en verre a un diamtre de l'ordre du millimtre. 5 107 fois plus font 5 107 mm = 50 km. On peut donc reprsenter les toiles dans une galaxie comme des ttes d'pingles situes 50 kilomtres les unes des autres !!! On comprend mieux que les collisions d'toiles soient vraiment exceptionnelles, mme dans le cas o deux galaxies se rencontrent. Les amas de galaxies Les galaxies se groupent leur tour en amas de galaxies, relies par la gravit. Les amas en contiennent de quelques centaines quelques milliers. Ils se regroupent en super amas. L'image que nous avons maintenant de la structure de l'Univers est celle d'une mousse de savon, dans laquelle les parois des bulles sont des amas de galaxies. Nous sommes loin de la Terre au centre de l'Univers ! Ce que nous voyons d'un amas de galaxies reprsente seulement 1/400me de sa masse ! O sont passs les 399/400me, nul ne le sait l'heure actuelle... Et c'est un problme passionnant rsoudre !

Les quasars Les observations radio ont montr l'existence de sources trs intenses, mais dont on ne pouvait pas mesurer la position cause du faible pouvoir sparateur des instruments. Lorsqu'on a russi dterminer prcisment la position d'une de ces sources, on a t fort surpris de ne pas trouver d'toile ou autre objet visible son emplacement. On a fini par associer la radiosource une toute petite toile trs faible. Par ses proprits, cet objet n'tait pas une toile, bien qu'il en ait l'aspect. On l'a alors appell source radio quasi-stellaire, en anglais quasi-stellar radio source, qui a t contract en quasar. Lorsqu'on a russi dterminer sa distance la Terre, la surprise fut grande : elle tait trs, trs loin, et donc dpensait une nergie qu'on ne savait pas expliquer. Ce fut le dbut d'une longue histoire...

La cosmologieAprs avoir tudi chaque astre sparment, puis par groupement, il sera temps de considrer l'Univers dans son ensemble. C'est le but de la cosmologie (science du cosmos). Elle tudie l'espace (renomm espace-temps) et l'influence de ce qu'il contient (les galaxies tant considres comme des particules d'preuve...). De tous temps, l'Homme a cherch comprendre ce qui l'entoure, depuis les modles plutt philosophiques des Anciens, jusqu'aux tentatives scientifiques de la fin du XIXme sicle. Mais il a fallu attendre la thorie de la Relativit Gnrale pour s'en faire une ide quelque peu acceptable... Cependant, nous ne sommes pas au bout de nos peines, et les interrogations ce sujet se sont dplaces, mais existent toujours. Les thories de l'Univers dans son ensemble rejoignent curieusement celles des particules lmentaires chres aux physiciens. Il semble bien difficile d'expliquer l'infiniment grand et l'infiniment petit sparment. Une solution acceptable doit forcment expliquer les deux du mme coup !

Pour cela, il faudra arriver concilier les deux grandes thories du XXme sicle, la Relativit Gnrale et la Mcanique Quantique, la premire expliquant l'infiniment grand, la seconde l'infiniment petit. L'ennui est que les deux thories s'ignorent, alors que l'Univers est fait de particules...

AMA09 : 2009, Anne Mondiale de l'AstronomieLe cours l'Observatoire13/09/08

Cosmogonie antiqueLa cosmogonie (du grec cosmo = monde, gon = engendrer) est l'tude de la formation du Monde. Toutes les civilisations se sont proccupes de connatre les origines du Monde, avec les moyens leur disposition. Pour cette raison, les cosmogonies traditionnelles se limitaient l'Univers visible l'il nu, c'est--dire essentiellement au systme solaire, et la vote toile. Il ne faut pas la confondre avec la cosmologie (du grec cosmo = monde, logos = discours), qui est l'tude physique de l'Univers dans son ensemble, et dont l'apparition est trs rcente (pour parler de cosmologie, il fallait d'abord comprendre la physique, et savoir qu'il y avait autre chose au-del du systme solaire). L'tude du ciel est aussi ancienne que l'Humanit elle-mme ; mais par dfinition, nous n'avons aucune trace crite provenant de la prhistoire. Toutefois, de nombreux monuments mgalithiques (Stonehenge, valle des Merveilles, monuments mgalithiques bretons, Amrique centrale...) tmoignent, par leur orientation, de proccupations astronomiques, au moins en ce qui concerne les saisons. Les premires traces crites nous parviennent de Msopotamie (du grec meso : entre, et potamos : fleuve), sous la forme de tablettes d'argile vieilles de 6.000 ans. Leurs apports sont encore trs prsents aujourd'hui, autant dans la vie courante que dans l'astronomie moderne. On leur doit la dfinition :

des constellations ; du zodiaque (de dzdion : figurine d'animal) ; des douze heures de la journe et de la nuit (origine dans les dcans).

Pour dfinir les contellations et les heures, les Msopotammiens ont utilis les levers hliaques. Il existe autant de cosmogonies que de peuples diffrents dans l'Antiquit. Chacun a vu midi sa porte, et conu sa propre description du Monde (l'Univers connu l'poque). L'tude de ces cosmogonies est intressante, mais la plupart n'ont pas influenc la pense occidentale. C'est la cosmogonie grecque qui a dfini la conception du Monde de tout l'Occident, jusqu' la fin

du Moyen-Age. C'est celle-l que nous allons aborder. Il faut comprendre que la vision qu'elle donnait a t institue au rang de dogme, que chacun recevait dans sa culture ds l'enfance, et ces ides devenaient donc des vrits absolues, une tradition, que rien ni personne ne pouvait remettre en cause. Aussi, il a t trs difficile quelques esprits clairs de proclamer qu'il existait une autre faon de concevoir le monde. Ces remarques clairent un peu la difficile progression des ides au sortir du Moyen-Age. L'astronomie grecque a fond l'tude scientifique du ciel, avec un modle du monde, cens expliquer les mouvements des astres, la prvision des clipses. En 530 avant J.C., Pythagore (l'homme du thorme) pense que la Terre est sphrique, centrale, entoure de 7 (nombre magique) sphres de cristal concentriques, portant les astres mobiles, et une sphre extrieure portant les toiles, et nomme sphre des fixes.

Les sphres mobiles sont cartes dans les mmes proportions que les notes de musique (toujours un soucis de perfection). En tournant, elles produisent des notes de musique selon leur taille et leur vitesse ; l'ensemble donne un accord parfait. C'est la musique des sphres. Ce systme, dans lequel la Terre occupe le centre, et tout lui tourne autour, est nomm systme gocentrique. Aristarque de Samos, 3 sicles avant J.C., pense que plantes et toiles tournent autour du Soleil. Il a su calculer les distances relatives entre la Terre, la Lune et le Soleil. En 250 avant J.C., Erathostne

calcule le rayon de la Terre par des mesures d'angle entre Syenne (aujourd'hui Assouan) et Alexandrie. C'est le premier systme hliocentrique. En 150 avant J.C., Hipparque dresse le premier catalogue d'toiles ; il les classe en 6 grandeurs selon leur clat. Son classement est la base de la notion actuelle de magnitude. Il dfinit les constellations, en reprenant celles des Msopotamiens. Les Grecs considraient deux parties dans l'Univers : le monde sublunaire, auquel nous appartenons (la Terre et son atmosphre), et le monde supralunaire, auquel appartient le Soleil (pendant une clipse de Soleil, il est vident que le Soleil est derrire la Lune, donc plus loin). Le monde sublunaire est celui de la corruption (nous parlons ici d'Astronomie, ne l'oubliez pas...), il est soumis au temps qui le dgrade ; le monde supralunaire est celui de la perfection, c'est le royaume des dieux. En particulier, le Soleil est rond et sans taches (le cercle est LA figure gomtrique parfaite). Cette perfection devait se trouver galement dans les orbites, qui ne pouvaient tre que des cercles (Claude Ptolme). Et mme si l'exprience montre clairement que les cercles ne conviennent pas, on combinera des cercles pour arriver un rsultat cohrent avec la prcision des observations l'il nu, mme si le modle obtenu est compltement artificiel et trs complexe. C'est ainsi que le mme Ptolme a imagin que les plantes tournaient sur des cercles... dont les centres tournaient eux-mmes sur d'autres cercles autour de la Terre (noblesse oblige)... En 150 aprs J.C., Claude Ptolme crit le livre qui fixe la science astronomique grecque. Son titre est Syntaxe Mathmatique. Il ne nous est pas parvenu directement, mais il a t conserv par les Arabes, sous le nom d'Almageste (qui signifie le plus grand). Les Arabes l'ont rintroduit en Espagne, et il sera le seul ouvrage enseign en Europe jusqu'au XVme sicle. Il est regrettable que le systme du monde dcrit dans ce livre soit gocentrique, en sacrifiant aux apparences, alors que nombre de savants avaient tabli un bien meilleur systme au moins trois sicles plus tt. Le systme de Ptolme est trs complexe, mais il reproduit les positions des plantes au second ordre.

Animation montrant le systme dcrit ci-dessus. Ce modle prsente bien les rtrogradations des plantes suprieures, mais pas correctement la variation de vitesse sur l'orbite. Ptolme a compliqu le modle en dplaant la Terre une certaine distance du centre du dfrent. Le point symtrique, nomm quant, est la rfrence du mouvement uniforme : c'est la ligne (en rouge sur le schma) qui le joint au centre de l'picycle qui tourne uniformment.

Animation montrant le systme dcrit ci-dessus. Vers l'an 1500, la situation est la suivante :

la Terre est plate, situe au centre du Monde ; les plantes (du grec planeta = errant, ce sont le Soleil, la Lune, Mercure, Vnus, Mars, Jupiter et Saturne) tournent autour d'elle, ainsi que les toiles ; le monde supralunaire est parfait ; le cercle est la figure ferme parfaite, par consquent les orbites des plantes (supralunaires) doivent tre circulaires ; le mouvement circulaire est forcment uniforme ( vitesse constante, c'est parfait) ; ceci est en contradiction flagrante avec les observations ; Ptolme fait tourner les plantes sur de petits cercles, qui eux-mmes tournent sur de grands cercles... Il arrive ainsi reproduire assez corectement les positions des plantes, son systme n'explique absolument rien. les comtes ne sont pas des astres, mais des signes divins !

Le systme craque... 1. En 1054, une supernova explose ; elle est observe par les chinois qui consignent par crit ce qu'ils voient (toile invite). A l'heure actuelle, il en reste le pulsar du Crabe, et une nbuleuse plantaire. Cette toile apparat aux observateurs comme une toile nouvelle, une nova (le terme supernova sera invent plus tard). Or les toiles ont t cres une fois pour toutes, et colles sur la sphre des fixes. Cette apparition est donc une contradiction bien gnante... Elle est semble-t-il passe inaperue en Europe (non mentionne dans les textes, qui ont peut-tre prfr l'ignorer...). Mais deux autres supernov, de Tycho et de Kpler, seront utilises pour rfuter dfinitivement l'ancien systme du monde. 2. La surface du Soleil est premire vue immacule ; or en 1610, lorsque Galile tournera sa lunette vers le Soleil (ce que nous ne ferons pas car c'est trs dangereux ! ), il dcouvrira des taches sa surface, rendant caduc le dogme du monde supralunaire parfait... Il a aussi observ les montagnes et les cratres de la Lune, montrant que c'tait un corps assez semblable la Terre. 3. Galile dcouvrira aussi les satellites de Jupiter, prouvant que la Terre n'est pas le centre de tout. A partir de l, tout deviendra possible en matire d'ides. Cette libration intellectuelle va entraner une floraison de thories et de progrs. 4. Un autre grave problme a surgi lorsqu'en mesurant la distance des comtes, on s'aperut qu'elles recoupaient les orbites des plantes ! Le cristal des sphres n'y aurait pas rsist. Cette brve tude nous montre que l'Antiquit, ne disposant pas de moyens d'observation adapts, a pris souvent une position philosophique plutt que scientifique pour la description de l'Univers. Le remplacement des dogmes par des faits dduits de l'observation a rencontr une rsistance trs profonde, car les observations taient bien sr rserves quelques privilgis, heureux possesseurs des instruments ncessaires. Le changement des ides s'est appuy sur une confiance croissante dans les dires des savants, et dcroissante dans les affirmations des Anciens. Il faudra attendre Kpler pour dcouvrir que les orbites sont des ellipses et non des cercles, et qu'elles sont parcourues vitesse variable et non constante !

La cosmologie moderne s'appuie sur les observations les plus rcentes, au jour le jour. Elle embrasse tout l'Univers observable. On pourrait dire la mme chose des cosmologies anciennes, mais il existe une diffrence fondamentale :

les cosmologies anciennes ne considraient que la partie de l'Univers observable grce nos yeux. Ce sont les faiblesses de vision de l'observateur qui dfinissaient la frontire entre ce qui tait observable et ce qui ne l'tait pas ; la cosmologie moderne considre tout ce qui est observable l'aide des rayonnement lectromagntiques : l'expansion de l'Univers, le temps de propagation de la lumire, imposent leurs limites. Nos instruments pourraient voir plus loin, s'il y avait de la lumire voir...

AMA09 : 2009, Anne Mondiale de l'AstronomieLe cours l'Observatoire16/10/08

Le calendrierTable des matires Introduction Dfinition du calendrier Principes gnraux Quelques dfinitions La semaine ; les noms des jours Histoire des calendriers Prhistoire et monuments mgalithiques L'histoire Calendrier chalden ou babylonien Calendrier gyptien Calendrier hbreu ancien Calendier isralite moderne Calendrier musulman Calendrier chinois Calendrier maya Calendrier aztque Calendrier persan Calendrier grec Deuxime partie Calcul de la rgle solaire grgoriene Cycle de Mton Vers un calendrier solaire parfait Calcul du Jour Julien, (date julienne) Calcul du Jour Julien, (date grgorienne) Jour julien modifi Dure Retrouvons le jour de la semaine Comput Ecclsiastique Cycle solaire Indiction romaine Nombre d'or Lettre dominicale Dtermination du jour de la semaine Calendrier lunaire Calcul de l'pacte grgorienne Calcul de la pleine lune pascale

Date de Pques Conclusion Calendrier romain Calendrier julien Calendrier grgorien Calendrier rpublicain Calendrier universel Priode julienne Synthse Exercices Schma chronologique Bibliographie Index

Introduction Le calendrier est un objet d'usage quotidien, que l'on pense bien connatre, et pour lequel toute explication semble inutile. En fait, il s'agit d'un objet complexe, dont l'laboration se poursuit depuis l'aube de l'humanit. Il est bas sur l'tude de phnomnes astronomiques, mais prend en compte toutes les croyances et superstitions qui ont vu le jour au fil des ges. Une bonne comprhension d'un calendrier fait par consquent intervenir, outre l'astronomie, l'histoire du peuple qui l'a cr, et cette histoire porte sur plusieurs millnaires... Les religions ont toutes influenc la mesure du temps, ne serait-ce que pour prciser la date des ftes clbrer. Jusqu' une poque trs rcente, elles ont jou un rle moteur dans la comprhension des mouvements des astres. Les principes essentiels de ces religions doivent donc tre connus. Le calendrier est un substrat astronomique sur lequel se sont dvelopps les besoins de l'humanit: techniquement, de multiples solutions sont possibles, elles sont dpartages par les contraintes a priori que l'homme a ajout. Un calendrier est insparable de la civilisation qui l'a utilis ou l'utilise. Les dbuts de l'astronomie ont t la mesure et la prvision des positions des astres. La bibliothque d'Assurbanipal Ninive (650 avant J.C.) contenait un grand nombre de tablettes d'argile consacres l'astronomie, les plus anciennes remontant au XXme sicle avant J.C. Elles mentionnent la marche en zig-zag des plantes, les constellations et les levers hliaques (tous les mots particuliers rencontrs dans cette introduction seront dfinis dans le corps du texte), une description prcise du zodiaque tel qu'on le connait aujourd'hui, des tables des clipses passes, et des tentatives de prvision des futures. On dispose d'un almanach de l'anne 568 avant J.C. anne 37 du rgne de Nabuchodonosor II. Les positions de la lune et des plantes y sont bien mentionnes, ainsi que les conjonctions. Le ciel y est dcompos e