Le passage de Vénus Le passage de Vénus du 8 juin 2004du 8 juin 2004

J.-E. ArlotObservatoire de Paris-Institut de Mécanique

céleste et de calcul des éphémérides

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Les passages de VénusLes passages de Vénus

Historiquement, l’observation d’un passage de Vénus a été l’un des premiers moyens de mesurer notre univers. Nous souhaitons profiter de l’événement rare du 8 juin 2004 pour proposer aux jeunes de tous pays, étudiants et élèves, et aux clubs d’astronomes amateurs, de refaire eux-mêmes cette mesure fondamentale.

Que va-t-il se passer le 8 juin prochain?

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Le passage du 8 juin 2004Le passage du 8 juin 2004

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Mouvement de la Terre et de VénusMouvement de la Terre et de Vénus

t

1 0 j

8 584

TerreTerre 365.25 j365.25 j

VénusVénus 224.70 j224.70 j

R. SynodiqueR. Synodique 583.92 j583.92 j

TerreTerre 365.25 j365.25 j

VénusVénus 224.70 j224.70 j

R. SynodiqueR. Synodique 583.92 j583.92 j

Si Vénus était dans la plan de l'écliptique

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2

22 91

3 182

4

4

8

84 273

5

5

5 365

6

6

6 456

7

73

3

7 547

5Noeud ascendant

Nœud descendant

Une petite complication pour VénusUne petite complication pour Vénus

Terre

Vénus

.Soleil

• Inclinaison de l'orbite = 3.4°

• Passage de la Terre aux nœuds :

- 7 décembre

- 5 juin

- Conditions pour un passage :

- alignement Soleil - Vénus - Terre (584

j)

- au voisinage du nœud

- Combinaison très rare

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Carte de visibilitéCarte de visibilité

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Description d'un passage : vu de la TerreDescription d'un passage : vu de la Terre

• Un passage de Vénus dure de 5 à 8hUn passage de Vénus dure de 5 à 8h

t1, t4 : contacts extérieurs

t2, t3 : contacts intérieurs

Les contacts extérieurs sont difficilement observablesLes contacts extérieurs sont difficilement observables

t1

t1 : 1e contact

t2

t2 : 2e contact

t3t3 : 3e contact

t4

t4 : 4e contact

t1 - t2 : entrée de la planète

t3 - t4 : sortie de la planète

Pour qu’un contact quelconque du passage soit Pour qu’un contact quelconque du passage soit visible en un lieu sur Terre, il faut et il suffit que le visible en un lieu sur Terre, il faut et il suffit que le Soleil soit visible donc levé.Soleil soit visible donc levé.Pour voir la totalité du passage, il faut se trouver en Pour voir la totalité du passage, il faut se trouver en un lieu où le Soleil reste levé durant tout le passage.un lieu où le Soleil reste levé durant tout le passage.Il existe des lieux sur Terre où le Soleil va se lever Il existe des lieux sur Terre où le Soleil va se lever puis se coucher (ou se coucher puis se lever) durant puis se coucher (ou se coucher puis se lever) durant le passage.le passage.

Pour qu’un contact quelconque du passage soit Pour qu’un contact quelconque du passage soit visible en un lieu sur Terre, il faut et il suffit que le visible en un lieu sur Terre, il faut et il suffit que le Soleil soit visible donc levé.Soleil soit visible donc levé.Pour voir la totalité du passage, il faut se trouver en Pour voir la totalité du passage, il faut se trouver en un lieu où le Soleil reste levé durant tout le passage.un lieu où le Soleil reste levé durant tout le passage.Il existe des lieux sur Terre où le Soleil va se lever Il existe des lieux sur Terre où le Soleil va se lever puis se coucher (ou se coucher puis se lever) durant puis se coucher (ou se coucher puis se lever) durant le passage.le passage.

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Distance avec Vénus : Méthode de E. HalleyDistance avec Vénus : Méthode de E. Halley

•a a

•b

b

•c

c

• Les positions relatives des cordes donnent la parallaxe de Vénus

• On ne peut mesurer précisément ces cordes par rapport au Soleil

– Pas de repère accessible

• Mais la position des cordes est liée à la durée du passage

• On remplace une mesure d'angle par une mesure de temps

– Mesure beaucoup plus précise

• Écart de durée max ~ 15 mn.

– Mesure à 1 s ==> Parallaxe à 1/500 (Halley, 1716)

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Distance de Vénus : Méthode de J. DelisleDistance de Vénus : Méthode de J. Delisle

Avantages par rapport à la mesure de durée

– On supprime certains aléas de la météorologie

– On augmente le nombre de sites possibles (visibilité partielle)

Inconvénients

• Datation de l'instant d'un phénomène et non mesure de durée exactitude des horloges

• Comparaison des dates en différents lieux connaissance très précise de la longitude !

• Décalage maximum de 10 mn au lieu de 20

vue du centre de la Terre

vue de la surface

tInstant t Exploitation des

décalages des temps

d'entrée ou de sortie

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L’exemple du passage de Mercure de mai 2003L’exemple du passage de Mercure de mai 2003

Observation réalisée par le satellite « TRACE » montrant l’effet de parallaxe

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ÉcliptiqueÉcliptique

Pôle célestePôle céleste

Circonstances géocentriquesCirconstances géocentriques

5h 13m 33,2s UTC5h 13m 33,2s UTC

5h 32m 49,8s UTC5h 32m 49,8s UTC11h 25m 53,8s UTC11h 25m 53,8s UTC

11h 06m 37,1s UTC11h 06m 37,1s UTC

8h 19m 43,5s UTC8h 19m 43,5s UTC

Angle au pôleAngle au pôle

Durée du passage général : 6h 12m 20,68s. Durée du passage général : 6h 12m 20,68s. Durée du passage de l'ombre : 5h 33m 47,26s. Durée du passage de l'ombre : 5h 33m 47,26s. Distance angulaire géocentrique minimale : 10' 26,875".Distance angulaire géocentrique minimale : 10' 26,875".

Durée du passage général : 6h 12m 20,68s. Durée du passage général : 6h 12m 20,68s. Durée du passage de l'ombre : 5h 33m 47,26s. Durée du passage de l'ombre : 5h 33m 47,26s. Distance angulaire géocentrique minimale : 10' 26,875".Distance angulaire géocentrique minimale : 10' 26,875".

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Circonstances localesCirconstances locales

Maximum du passageMaximum du passageà 8h 22m 53s UTà 8h 22m 53s UThauteur du Soleil : 41,9°hauteur du Soleil : 41,9°azimut du Soleil :283,5° azimut du Soleil :283,5°

Fin du passageFin du passageà 11h 23m 34s UTà 11h 23m 34s UThauteur du Soleil : 63,5°hauteur du Soleil : 63,5°azimut du Soleil : 346,4°azimut du Soleil : 346,4°

Début du passageDébut du passageà 5h 20m 6s UTà 5h 20m 6s UThauteur du Soleil : 12,4°hauteur du Soleil : 12,4°azimut du Soleil : 249,3°azimut du Soleil : 249,3°

Pour Paris :Pour Paris :T1 : premier contact extérieur à 5h 20m 06s UTCT1 : premier contact extérieur à 5h 20m 06s UTC Z=159,8° Z=159,8° P= 117,7°P= 117,7°T2 : premier contact intérieur à 5h 39m 48.s UTC T2 : premier contact intérieur à 5h 39m 48.s UTC Z= 164,2°Z= 164,2° P= 121,0°P= 121,0°M : maximum à 8h 22m 53s UT distance entre les centres : 10’ 40,9”M : maximum à 8h 22m 53s UT distance entre les centres : 10’ 40,9”T3 : dernier contact intérieur à 11h 4m 20s UTC T3 : dernier contact intérieur à 11h 4m 20s UTC Z=228,9°Z=228,9° P= 212,4°P= 212,4°T4 : dernier contact extérieur à 11h 23m 34sUTCT4 : dernier contact extérieur à 11h 23m 34sUTC Z=225,0° Z=225,0° P=215,6°P=215,6°

Pour Paris :Pour Paris :T1 : premier contact extérieur à 5h 20m 06s UTCT1 : premier contact extérieur à 5h 20m 06s UTC Z=159,8° Z=159,8° P= 117,7°P= 117,7°T2 : premier contact intérieur à 5h 39m 48.s UTC T2 : premier contact intérieur à 5h 39m 48.s UTC Z= 164,2°Z= 164,2° P= 121,0°P= 121,0°M : maximum à 8h 22m 53s UT distance entre les centres : 10’ 40,9”M : maximum à 8h 22m 53s UT distance entre les centres : 10’ 40,9”T3 : dernier contact intérieur à 11h 4m 20s UTC T3 : dernier contact intérieur à 11h 4m 20s UTC Z=228,9°Z=228,9° P= 212,4°P= 212,4°T4 : dernier contact extérieur à 11h 23m 34sUTCT4 : dernier contact extérieur à 11h 23m 34sUTC Z=225,0° Z=225,0° P=215,6°P=215,6°

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Circonstances localesCirconstances locales

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VT-2004: un projet éducatif européenVT-2004: un projet éducatif européen

• Refaire les mesures des siècles passés• Faire appel aux astronomes amateurs, aux lycéens et

collégiens de tous pays, pour remplacer les astronomes du XVIIIème siècle

• Utiliser Internet pour remplacer les voyages lointains

• Envoyer ses mesures vers un centre de calcul situé à Paris pour déterminer la distance Terre-Soleil

http://vt2004.imcce.fr• Calculer soi-même l’unité astronomique à l’aide des

formulaires disponibleshttp://www.imcce.fr/vt2004/fr/fiches.html

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Visibilité du passage du 6 juin 1761Visibilité du passage du 6 juin 1761

Projection de HammerProjection de Hammer

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VT-2004: les observationsVT-2004: les observations

- Dater les contacts en temps universel UTC à 1s ou mieux

+ contacts extérieurs: difficiles+ contacts intérieurs: plus faciles

- Enregistrer des images:+ autour des contacts pour interpolation+ tout au long du passage pour mesurer

la distance de Vénus au bord du Soleil: chaque image doit être datée en temps universel UTC à 1s ou mieux

- Alimenter une base de données réutilisables à des fins pédagogiques les années à venir

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L’exemple des passages récents de MercureL’exemple des passages récents de Mercure

Observation du passage du 9 mai 1970

Les passages de Mercure sont Les passages de Mercure sont plus nombreux mais plus difficiles plus nombreux mais plus difficiles à observer; ils nécessitent à observer; ils nécessitent un télescope.un télescope.

Observation du passage de mai 2003Observation du passage de mai 2003

(tour solaire de l’observatoire de Meudon)

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Les images des passages de VénusLes images des passages de Vénus

Seuls nous sont parvenus les clichés réalisés en 1874 et 1882Seuls nous sont parvenus les clichés réalisés en 1874 et 1882

Cliché photographiqueCliché photographique DaguerréotypeDaguerréotype

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Effet de la "goutte noire"Effet de la "goutte noire"

Détachement attendu

Soleil

L'identification des contacts est imprécise

Avant le contact

Soleil

Contact intérieur

Soleil

~10 s après le contact

Soleil

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Les mesures de la distance Terre - SoleilLes mesures de la distance Terre - Soleil

Méthode date parallaxe distance " millions km

Mars 1672 9.5 - 10 130 -140

Vénus 1761 8.3 - 10.6 125 - 160Vénus 1769 8.5 - 8.9 145 - 155

Mars 1862 8.84 149

Flora 1875 8.87 148

Mars 1885 8.78 150

Vénus 1874 - 82 8.790-8.880 148.1 - 149.7

Éros 1900 8.806 149.4Eros 1930 8.790 149.7

radar 1970 8.79415 149.5978

Viking+radar 2000 149.597870691

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Durée de la phase centraleDurée de la phase centrale

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Le passage du 8 juin 2004Le passage du 8 juin 2004

• Ne JAMAIS regarder le Soleil sans protection.•Utilisez des lunettes « éclipses » à petite dose

Sur des instruments :

• Utiliser UNIQUEMENT des filtres spéciaux « pleine ouverture » (filtres solaires densité 5)

• Utiliser une méthode de projection, mais attention: empêcherl’accès à l’oculaire de sortie ou au chercheur (à démonter).

• Ne JAMAIS regarder le Soleil sans protection.•Utilisez des lunettes « éclipses » à petite dose

Sur des instruments :

• Utiliser UNIQUEMENT des filtres spéciaux « pleine ouverture » (filtres solaires densité 5)

• Utiliser une méthode de projection, mais attention: empêcherl’accès à l’oculaire de sortie ou au chercheur (à démonter).

DANGER

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Observer le passage avec les lunettes « éclipses »Observer le passage avec les lunettes « éclipses »

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Méthode d’observation sans dangerMéthode d’observation sans danger

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Méthode d’observation avec Solarscope ou VénuscopeMéthode d’observation avec Solarscope ou Vénuscope

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Méthode de projectionMéthode de projection

Lumière solaire

LunetteCarton d’ombre

Carton de projection

Oculaire

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Observer avec un filtre « pleine ouverture »Observer avec un filtre « pleine ouverture »

Filtre pleine ouvertureFiltre pleine ouverture

Chercheur à démonterChercheur à démonter

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Le projet VT-2004Le projet VT-2004

Des ressources sont à la disposition des enseignants, en particulier via les sites Internet consacrés au passage de Vénus de 2004:

http://bass2000.obspm.fr

www.vt2004.org

www.imcce.fr/vt2004/fr

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