L3 Sciences naturelles et communication

Astronomie-astrophysique

Bernd VollmerTel: 0368852443

bvollmer@astro.u-strasbg.fr

Observatoire Astronomique de Strasbourg

11, rue de l’UniversitéF-67000 Strasbourg

Organisation

Cours et TD a l’ObservatoireCours: Amphi TD: salle de coursTD en deux groupes

Dates des cours (mardi 10h-12h):18.01, 25.01, 01.02, 08.02, 15.02Dates TD 1er groupe (lundi 10h-12h):24.01, 31.01, 07.02, 14.02, (21.02), 07.03, 14.03, 21.03,

28.03, 04.04, (11.04)Dates TD 2me groupe (mardi 14h-16h):25.01, 01.02, 08.02, 15.02, (22.02), 08.03, 15.03, 22.03,

29.03, 05.04, (12.04)Séance au Planétarium pour tous

Programme

• Histoire de l’astronomie• Repères et coordonnées• Mouvement de la terre• Le temps dans

l’astronomie

• Les ondes electro-magnétiques

• L’architecture de l’univers

• Les mouvements• Les planètes

• Le soleil• Les étoiles

• La voie lactée• Les galaxies• La cosmologie

--30003000 : temples égyptiens, Stonehenge-600 : Thalès = la terre est plate-530 : Pythagore et ses disciples = Terre sphérique-450 : Anaxagore = les astres sont sphériques-280 : Aristarque de Samos = distances à la Lune et au Soleil--250 250 : Eratostène = rayon terrestre -150 : Hipparque = premier catalogue d’étoiles, const ellations150150 : Ptolémée = modèle géocentrique15001500--1600 1600 : Copernic, Galilée, Kepler = héliocentrisme

distance des planètes1676 : Romer = mesure de la vitesse de la lumière17001700 : Newton = théorie de la gravitation1784 : Herschel= propose une nouvelle structure, la g alaxie18301830 : Bessel = distance d’étoiles 19151915 : Shapley = la galaxie19201920 : Hubble = les galaxies

Einstein = modèle de l’univers, ….19571957 : Spoutnik ���� recherche spatiale

…de la terre aux galaxies…

Repères sur la terre et sur le ciel

Système de coordonnées: axe de rotation,pôles, équateur, longitude (le long l’équateur),latitude (le long le méridien)

projection

Repères sur la terre et sur le ciel

Repères sur la terre et sur le ciel

• Le système de coordonnées horizontal (local)

nadir

--250: Eratost250: Eratost èènenedétermine la 1ère dimension astronomique:Le jour du solstice d’été, il mesure a midi l’ombre d’un obélisquea Alexandrie, ville située sur le même méridien que Assouan, mais800 km plus au sud. En même temps a Assouan, le soleil est au zénith, c’est-à-dire les rayons du soleil sont verticaux et l’on peutvoir l’image du soleil au fond d’un puits.

Le tour de la TerreLe tour de la Terre

diamètre de la terre = 12756 km

Les distances TerreLes distances Terre --LuneLune --SoleilSoleil

-- 280: Aristarque de Samos280: Aristarque de Samos

vision héliocentriqueutilise les phases de la Lune et leséclipses de lune et de soleilDiamètre de la lune: 3476 kmDistance terre – lune: 384400 km

Le rayon de la luneLes éclipses de lune les plus longues sont totales durant 2hLa lune met 1h pour pénétrer dans l’ombre de la terreLa lune se déplace par rapport aux étoiles de son diamètre en 1hOn peut donc placer 3 lunes dans le cercle d’ombre de la terre-> rapport des rayons terre - lune ~ 3

Amélioration par Hipparque: tenir compte du rayon du Soleil

Diamètre de la lune Dlune = 0.5o

⇒ distance terre – lunetan(angle)=Dlune/distance

En réalité:rapport des rayons terre - lune = 3.7

les phases de la Lune et le rapport les phases de la Lune et le rapport des distances des distances àà la Lune et au Soleilla Lune et au Soleil

• si le Soleil était « à l’infini », le 1er quartier serait en A, et les durées des phases seraient égales chacune à 1 quart de la lunaison

lunaison = 29j 12h 44 min = 360°• avec le Soleil en S, le 1er quartier se passe en L

avec 17,5 min d’avance représentés par l’angle ββ = 360°x 17.5 / (29x24x60+12x60+44) = 0°.148 =

0.002583 rad = 1/387

���� Distance Terre-Lune / Distance Terre-Soleil = 1/387

Le Soleil est 387 fois plus éloigné que la Lune

� Le Soleil est à une distance de environ 150 millions km

Comme la Lune peut éclipser le Soleil, c’est que leur diamètre apparent est égal

�Le Soleil est 387 fois plus grand que la LuneDsoleil = 1392000 km

la Terre = planètela Lune = satellite de la Terrele Soleil = étoile !

Mesure de la vitesse de la lumière par Romer en 1676

L'astronome danois Ole Römer (1644-1710) effectua la première détermination de la vitesse de la lumière en 1676 par une méthode astronomique. Sur la figure ci-contre on voit à droite l'orbite de Io , satellite jovien. Bien noter que Io disparaît à notre vue quand il entre dans le cône d'ombre de Jupiter (immersion) et réapparaît (émersion) en sortant de l'ombre. A partir de la durée de l'éclipse Römer déterminait la période de révolution du satellite autour de Jupiter. Il constata que cette période (voisine de 42,5 H) variait en fonction de la position de la terre quand on effectuait la mesure.

Vitesse de la lumière:c=300000 km/sec

L’écliptique

• L’écliptique est le plan géométrique qui contient l'orbite de la Terre. Les orbites de la plupart des planètes du système solaire se trouvent très près de lui. Vu de la Terre, l'écliptique est un grand cercle, superposé sur la sphère céleste, et qui contient la trajectoire annuelle du Soleil, relativement aux étoiles.

angle entre l’équateur et l’écliptique = 23o27’

Le système de coordonnées équatoriales

• Est définie par l’équateur céleste et les pôles

• Se compte en ascension droite α et déclinaison δ

• Zéro = point vernal = équinoxe de printemps

Équinoxe et solstice

• L’équinoxe: (du printemps: 20/21 mars, de l’automne: 22/23 septembre) intersection entre l’écliptique et l’équateur céleste; durée du jour ~ durée de la nuit

• Solstice (d’été: 21 juin et de l’hiver 21 décembre): point le plus éloigne entre l’écliptique et l’équateur céleste (23.5o);le jour le plus long/court

Coordonnées horaires

• Plan du méridien du lieu

• Hauteur de la source: h=δ+π/2-ΦΦ: latitude du lieu

• Angle horaire H: durée entre le passage de l’étoile au méridien et sa position actuelle

• Temps sidéral: T=H+α

Les distances entre les étoiles

• Attention: trigonométrie sphérique

• la trigonométrie plate ne s’applique que pour des petites distances

Le mouvement de la terre

Étoile polaire

Exposition de 40mn

Vitesse de rotation v0= 465 m/sec a l’équateurv=v0 cos Φ, ou Φ est la latitude du lieu

La rotation autour du soleil –les saisons

Le solstice d’été : la direction du Soleil est au plus haut au-dessus de l’équateur = + 23,5°

Le solstice d’hiver : la direction du Soleil est au plus basen dessous de l’équateur = - 23,5°

Les équinoxes : la direction du Soleil estdans l’équateur = 0°

Les saisons sont dues aux différentes hauteurs h au dessus de l’horizon du soleil donc a l’angle entre les rayon solaires et le zénith

LES SAISONS vues depuis la TerreLES SAISONS vues depuis la Terre

• En été, le Soleil décrit une courbe plus longue et plus haute dans le ciel qu’en hiver.

La journée est donc beaucoup plus longue en été qu’en hiver (16 heures en été contre 8 heures en hiver, en France).

• Les rayons solaires tombent plus inclinés sur la surface de la Terre en hiver qu’en été, et de ce fait le sol est moins chauffé en hiver.

MOUVEMENT DE PRECESSIONMOUVEMENT DE PRECESSION

L’axe de la Terre n’est pas fixe dans l’espace. La Terre est animée d’un mouvement de toupie

très lent; l’axe de la Terre tourne environ en 26000 ans autour de la perpendiculaire au plan écliptique.

Ce mouvement de la Terre est comparable à celui d’un gyroscope. Il a deux conséquences importantes.

1) Le pôle Nord céleste, actuellement près de l’étoile dite polaire, a une position variable.

Dans environ 12000 ans, il sera situé près de Véga.

Le cercle apparent que le pôle décrit en 26000 dans le ciel est appelé: cercle de précession.

2) Comme l’axe s’incline,l’équateur va couper l’écliptiquede plus en plus « tôt », donc le« point vernal » avance: c’est la « Précession des équinoxes ».

Le temps

• Basé sur la rotation terrestredurée de la rotation par rapport à une direction fixe dans l’espace (le point vernal): jour sidéral: 23h56m4.090sjour solaire: 24h

4mn

Soleil

Terre

Direction vers l’étoile

Le temps

• détermination du temps sidéral: passage d’une étoile au méridien: H=0, T=α (ascension droite)

• Basé sur la révolution annuelle de la terre

année sidérale = 365.25636 jours moyens =période réelle de l’orbite terrestre

Aujourd’hui la précision du temps est donnée pardes horloges atomiques