1 - Rotondité de la Terre

Astronomie
Partie N°1 : Repérages.
1 - Rotondité de la Terre
Pour Thales de Milet (640-562 av. JC) la Terre est un disque plat flottant sur l’océan. Pour Anaximandre
(611-545 av. JC) la Terre est un cylindre dans l’espace occupé sur sa section supérieure. Pour Pythagore et
son école (aux environs de 530 av. JC) la Terre est Ronde comme une boule.
2 – Verticales, horizontales.
N
Verticale
La
verticale en un point est la demie-droite issue du centre de la Terre
verticale
et passant par ce point.
Le plan tangent à la sphère terrestre en ce point est perpendiculaire à la
verticale. Il est nommé « plan horizon ».
Une petite portion de la surface terrestre est confondue par l’œil humain
avec ce plan.
l
S
Plan Horizon
3 - Haut et Bas
Plan équatorial
Le bas est le Centre de la Terre ; le haut est indiqué par le prolongement de la verticale vers le
« Ciel » et donc vers le Zénith qui est un point imaginaire situé sur ce prolongement.
La verticale d’un point est indiquée par le fil à plomb. La trajectoire d’un point matériel en chute
libre suit une verticale du haut vers le bas.
4 - Coordonnées géographiques
N
Parallèle C
Y
O
Equateur
Méridien
origine
Les points N et S sont les deux pôles
géographiques Nord et Sud.
(NS) est l’axe des pôles.
K
Méridien de Y
X
Le méridien passant par Greenwich est le
méridien origine. Son intersection avec
l’équateur est le point K
S
Dans le plan équatorial, l’angle KÔX est la longitude de tous les points du méridien passant par X et par Y.
La longitude est positive vers l’Ouest, négative vers l’Est et nulle pour les points du méridien origine.
Dans le plan méridien, l’angle XÔY est la latitude du point Y. La latitude est positive pour les points de
l’hémisphère nord, négative pour ceux de l’hémisphère sud et nulle pour les points situés sur l’équateur.
5- Coordonnées horizontales
1
5- coordonnées horizontales
.
Zénith (verticale)
A
h
O
a
S
B
Plan horizon
Le plan horizon peut être matérialisé par une surface plane comme la surface
libre d’une petite étendue d’eau par exemple. Une perpendiculaire à ce plan
au point O est une verticale.
La direction OS indique le Sud. Soit un astre A le Soleil par exemple ; B est
sa projection verticale sur le plan horizon.
L’astre A est repéré par deux angles :
a = SÔB qui est l’azimut
h = BÔA qui est la hauteur.
Ces deux angles constituent les coordonnées horizontales de l’astre.
2
Partie N°2 : Observations et Mouvement apparent du Soleil
Le mouvement apparent du Soleil s’observe bien à l’aide des coordonnées horizontales qui sont
relatives à un repère terrestre
1- Au cours d’une journée dans l’hémisphère Nord
Regardons vers le Sud et observons un astre, (le
Soleil, une étoile ou une planète). Il se lève au dessus
de l’horizon sur notre gauche au début de
l’observation ; nous pouvons mesurer régulièrement
son azimut et sa hauteur. Nous le verrons se déplacer
dans ce mouvement apparent de notre gauche vers
notre droite (sens des aiguilles d’une montre). Sa
hauteur (angle h) croit, atteint un maximum puis
décroît. Ainsi l’astre finit par disparaître à l’horizon
sur notre droite.
Le midi solaire est l’instant de la journée où la
hauteur du Soleil est la plus grande.
A’
A
Sud
O
Il est possible d’effectuer régulièrement des relevés d’ombres pour connaître le mouvement
apparent du Soleil :
S
S
Rayons
solaires
N
Relevé d'ombres, vu en perspective le matin d’une journée d'hiver (en pointillé : les ombres à midi et l'après-midi).
Au midi solaire, la hauteur du Soleil étant maximale, l’ombre est la plus courte.
Au midi solaire, le Soleil étant au dessus de Sud, l’ombre indique le Nord
Le jour solaire est la durée qui correspond à l’intervalle de temps qui sépare deux midis
solaires consécutifs
3
2- Au cours de l’année dans l’hémisphère Nord
N
Zénith
1
2
3
Est
Sud
Nord
Sol horizontal
Ouest
S
1 : Solstice d’été
2. Equinoxes
3. Solstice d’hiver
Les jours des équinoxes, le Soleil apparaît à l’Est et disparaît à l’Ouest.
L’année solaire peut être définie comme la durée qui correspond à l’intervalle de temps qui
sépare les midis solaires de deux équinoxes de printemps consécutifs.
Cette durée correspond à la période du mouvement de révolution de la Terre autour du
Soleil.
4
Partie N°3 : Le système Terre – Soleil
1 - Le Monde clos de l’Antiquité et de la Renaissance
a – Géocentrisme
Les situations décrites dans la partie 2 correspondent aux observations, aux apparences des choses
connues depuis l’Antiquité…
Sans entrer dans les détails relativement complexes et sans trahir la pensée antique, il est possible
de décrire le monde de la façon suivante. Pour les grecs de l’Antiquité, le monde est clos et
entièrement contenu dans la sphère céleste sur laquelle les étoiles semblent fixées (sphère des
fixes). Le centre de la Terre est dans ce cas le centre du monde. La Terre est fixe et immobile. Il
s’agit d’un système géocentrique dans lequel le Soleil tourne autour de la Terre en un an en
décrivant l’écliptique.
Cinq planètes sont connues à ces époques.
Mercure, Venus et Mars sont des planètes intérieures situées entre la Terre et la sphère portant le
Soleil.
Saturne et Jupiter sont des planètes extérieures situées entre le Soleil et les étoiles.
La Lune est portée par une sphère centrée sur le Centre de la Terre et relativement proche de celleci.
Tous ces astres tournent autour de la Terre grâce à un ensemble complexe de sphères permettant
d’expliquer divers phénomènes observables comme la variation d’éclat des planètes par exemple…
(Pour en savoir plus, voir un ouvrage d’histoire de l’astronomie)
b – Héliocentrisme
Déjà envisagé par certains astronomes de l’Antiquité (Aristarque de Samos) ce système est adopté
à la Renaissance avec les travaux de Copernic, de Galilée et de Képler.
Dans ce système Héliocentrique il s’agit toujours d’un monde clos contenu dans la sphère des
étoiles.
Le Centre du Monde n’est plus le centre de la Terre mais celui du Soleil. Autrement dit, le Soleil
prend la place de la Terre et la Terre prend celle du Soleil. Le Soleil est fixe et immobile. La Terre
tourne sur elle même autour de l’axe des pôles en un jour et effectue une révolution autour du
Soleil en un an.
La sphère des étoiles devient immobile ; c’est la Terre qui tourne.
Les planètes tournent autour du Soleil. Les planètes connues à la Renaissance sont dans l’ordre
d’éloignement par rapport au Soleil : Mercure, Vénus, Terre, Mars, Saturne et Jupiter
La Lune proche de la Terre tourne autour de celle-ci et est entraînée par elle dans son mouvement
autour du Soleil.
La lunette astronomique permet à Galilée d’observer des satellites tournant autour de Jupiter tels
que les 4 satellites dits galiléens (les plus gros).
2– Mouvements de la Terre
Pour expliquer les observations et les mouvements apparents du Soleil décrit dans la partie 2 ; il faut
admettre que la Terre effectue une rotation sur elle-même en relation avec la durée de la journée et une
révolution autour du Soleil en décrivant sa trajectoire dans le plan de l’écliptique en relation avec la durée
d’une année.
Au cours de sa révolution autour du Soleil la Terre suit une trajectoire dans le plan de l’Ecliptique.
Cette trajectoire est une ellipse. L’excentricité « e » de cette ellipse est très petite ; e = 0,0167.
Dans ces conditions, la trajectoire de la Terre est très voisine d’un cercle.
On restera donc dans l’approximation d’une orbite circulaire.
Le Soleil occupe l’un des foyers de l’ellipse ; dans le cadre de l’approximation circulaire le Soleil est très
voisin du centre du cercle.
5
Le rayon de ce cercle (distance moyenne de la Terre au Soleil) mesure 149,6 millions de kilomètres. Cette
distance est très grande par rapport au diamètre de la Terre (considérée comme une boule) qui mesure 12800
kilomètres.
Le diamètre du Soleil est égal à 1,4 millions de kilomètres.
L’axe de rotation qui est l’axe des pôles géographiques n’est pas perpendiculaire au plan de
l’orbite (écliptique) mais incliné d’un angle de 23° 27’ par rapport à la perpendiculaire au
plan de l’orbite.
3 - Solstices et équinoxes
Retrouvons les résultats des observations présentés dans la partie 2 à partir de la révolution de la
Terre.
Sur le schéma ci dessous l’orbite de la Terre est représentée en perspective et les échelles ne sont
pas respectées pour la clarté du schéma.
Equinoxe de mars : le Soleil est à la verticale des
points de l’équateur au midi solaire. La durée de la
nuit est égale à celle pendant laquelle il fait jour.
E
T1
T2
Centre du Soleil
Solstice de juin :
Au midi solaire, le
soleil est à la verticale
des points situés sur le
tropique du cancer T1. .
Ce jour là tous les
points situés au
voisinage du pôle Nord
(au delà du cercle
polaire) ne connaissent
pas la nuit. Les points
équivalents au
voisinage du pôle Sud
ne voient pas le Soleil.
Dans l’hémisphère
Nord la durée de la nuit
est la plus courte ce jour
là.
Equinoxe de
septembre :
Ce jour là, au midi
solaire, le Soleil est
à la verticale des
points situés sur
l’équateur (E). La
durée de la nuit est
égale à celle pendant
laquelle il fait jour.
Solstice de décembre :
Au midi solaire, le Soleil
est à la verticale des points
situés sur le tropique du
capricorne (T2). Ce jour là
tous les points situés au
voisinage du pôle Nord (au
delà du cercle polaire) ne
voient pas le Soleil. Les
points équivalents au
voisinage du pôle Sud
restent toujours éclairés.
La durée de la nuit est la
plus grande ce jour là pour
l’hémisphère Nord.
6
4. Compléments sur les saisons :
Entre les deux tropiques les régions géographiques bénéficient d’un climat pour lequel la
température varie peu tout au long de l’année ; les saisons sont caractérisées par la pluviométrie.
Par contre, dans les régions à climat tempéré, entre le tropique et le cercle polaire d’un hémisphère,
les températures varient beaucoup d’une saison à l’autre alors que les variations de la pluviométrie
sont beaucoup moins sensibles.
Ces différences de variations de températures s’expliquent par les différences d’inclinaison
des rayons solaires par rapport à la verticale du lieu. Les faisceaux lumineux d’une même
largeur éclairent une plus grande surface au sol s’ils sont plus inclinés. Dans ce cas l’énergie
apportée par le rayonnement est plus dispersée et chaque unité d’aire de la surface au sol en reçoit
moins.
De plus, en été, la durée de la journée, donc le période d’éclairement du Soleil est plus longue
qu’en hiver.
Contrairement aux idées reçues les différences de température entre l’été et l’hiver ne sont
pas dues à des différences d’éloignement de la planète par rapport au Soleil. (L’orbite
terrestre est quasi circulaire.)
Rayons
solaires
Solstice d’hiver
(hémisphère nord)
Solstice d’été
(hémisphère nord
7
5 - Jour solaire et jour sidéral
Orbite circulaire de la Terre
T1
Centre du Soleil
T2
T3
T1
Schéma 1
Centre du Soleil
Dans le schéma 1, l’orbite représentée en
perspective ressemble à une ellipse très
excentrée (l’observateur serait dans le plan de
l'orbite); l’échelle n’est pas respectée.
La Terre est représentée en trois positions T1, T2,
T3. Une ligne grasse a été tracée sur une portion
de méridien au voisinage du pôle Nord.
La Terre tourne sur elle- même autour de l’axe
des pôles incliné d’un angle de 23° 27’ par
rapport à la perpendiculaire au plan de l’orbite
(mouvement de rotation).
L’axe des pôles se déplace dans un
mouvement de translation autour du Soleil
puisqu’il garde une direction constante dans
l’espace (il reste parallèle à une direction
donnée) au cours d’une révolution de la Terre
autour du Soleil.
T2
Schéma 2
T3
Pendant que la Terre effectue un tour sur elle même, elle se déplace de T1 à T2. (Les
déplacements sont considérablement grossis pour la clarté du schéma 2 qui correspond à la vue
d’un observateur situé au dessus du pôle Nord et regardant perpendiculairement au plan de
l’orbite). La durée de ce déplacement correspond à un jour sidéral (il se repère par rapport aux
étoiles). Le jour solaire qui sépare deux midis solaires consécutifs correspond au déplacement
de T1 à T3. (Au midi solaire, le Soleil doit être dans le plan du méridien.) Le jour solaire est
donc plus long que le jour sidéral.
Le jour solaire moyen a une durée de 24 H.
Le jour moyen est divisé en 24 heures, l’heure en 60 minutes et la minute en 60 secondes. La
seconde est donc la fraction 1/86400 du jour solaire moyen.
Le jour sidéral moyen a une durée de 23H56 min
8
Partie N°4 : Le système Soleil – Terre – Lune
1 - Observations des phases de la Lune :
La partie visible de la Lune depuis la Terre prend successivement les formes blanches représentées cidessous.
Nouvelle Lune
Croissant
Lune Gibbeuse
Premier quartier
Dernier quartier
Croissant
Lune gibbeuse
Pleine Lune
Nouvelle Lune …
La durée qui sépare deux « Nouvelle Lune » correspond à une lunaison qui est en moyenne
égale à 29,5306 jours.
2 - Mouvements de la Lune
Orbite de la
Terre
L1
S
T1
L2
L3
T2
T3
La Lune est le satellite de la Terre ; elle est entraînée par celle-ci dans son mouvement autour du Soleil. La
Lune effectue une rotation sur elle même et une révolution autour de la Terre. Repérées par rapport aux
étoiles les durées de ces deux mouvements sidéraux sont identiques et égales à 27, 3217 jours. Cette égalité
explique que la Lune présente toujours la même face à la Terre.
9
Il ne faudra pas confondre cette révolution sidérale avec la révolution synodique qui correspond à la
lunaison d’une durée de 29,5306 jours. La lunaison correspond au temps que met la Lune pour revenir à une
même position relativement au Soleil et à la Terre.
La distance moyenne qui sépare la Lune de la Terre est de 384 000 km. Le rayon de la Lune mesure
1738 km.
Les Positions L1 et L3 de la Lune par rapport au Soleil et la Terre correspondent à des situations de
« Nouvelle Lune ».
La durée qui les sépare dans le temps correspond à la lunaison.
Entre les positions L1 et L2, la Lune effectue une révolution sidérale (un tour complet autour de la Terre
repéré par rapport aux étoiles). Pour plus de clarté, sur ce schéma les échelles ne sont pas
respectées. Par exemple, l’angle T1ST3 est approximativement doublé par rapport à la réalité.
Le plan de l’orbite lunaire est légèrement incliné par rapport au plan de l’écliptique (plan de l’orbite
terrestre). Ainsi le Soleil n’est pas éclipsé à chaque nouvelle Lune.
3 - Explication des phases de la Lune
Lune
G1
PQ
C1
Terre
PL
NL
Pôle Nord
G2
DQ
Rayons
Solaires
C2
Sur le schéma ci-contre, les parties noircies ne sont pas éclairées par le Soleil alors
que les parties grisées le sont. Les parties blanches sur la Lune sont les parties
éclairées et visibles depuis la Terre. Ce schéma serait dessiné par un observateur situé
au dessus du Pôle Nord et regardant perpendiculairement au plan de l’orbite lunaire.
NL est la Nouvelle Lune,
C1 est le croissant montant,
PQ est le premier Quartier,
G1 est la Lune Gibbeuse montante,
PL est la Pleine Lune,
G2 est la Lune Gibbeuse descendante,
DQ est le Dernier Quartier,
C2 est le croissant descendant.
10
4 – Explication des éclipses
Ombre, ombre propre, ombre portée et pénombre
Lorsqu’une source de lumière éclaire un objet, une partie de l’objet sera éclairée et une autre ne le sera pas ;
cette dernière constitue l’ombre propre de l’objet. Cet objet éclairé fait obstacle à la propagation de la
lumière ; il délimite dans l’espace deux zones : l’une où la lumière arrive et l’autre où la lumière n’arrive
pas. Si la source est étendue (non ponctuelle) alors une zone de pénombre est créée. Dans ces condition la
zone d’ombre correspond à une absence totale de lumière et la pénombre à une absence partielle de lumière.
De plus sur un écran, il sera possible de recueillir l’ombre portée de l’objet.
Eclipse de Lune
Ombre propre
Eclipse totale
Eclipse partielle
Pénombre
Soleil
La Lune est
représentée ici
en 4 positions
différentes
correspondant
à 4 situations
d’éclipse.
Terre
Pénombre
Cône d’ombre
Eclipse par
la pénombre
Eclipse
annulaire
Il y a éclipse lorsqu’un corps passe dans l’ombre d’un autre. L’éclipse de Lune est un phénomène absolu,
observable de tous les points de la Terre où la Lune serait visible.
Eclipse de Soleil
L’éclipse du Soleil est une occultation partielle ou totale de l’astre rayonnant par la Lune qui passe entre la
Terre et le Soleil. Contrairement à l’éclipse de Lune, l’occultation du Soleil est un phénomène relatif qui
dépend de la position de l’observateur sur la Terre.
Les distance Terre - Soleil et Terre – Lune ne sont pas constantes (orbites elliptiques proches du cercle) .
Dans ces conditions si le sommet du cône d’ombre de la Lune se situe au dessus de la surface de la Terre
l’éclipse sera annulaire ; dans le cas contraire, l’éclipse sera totale. (Voir les schémas ci-après)
Cas d’une éclipse totale
Lune
Soleil
Cas d’une éclipse annulaire
Soleil
Terre
Selon la position de l’observateur
sur la Terre, l’éclipse ou
l’occultation du Soleil peut être
partielle.
La terre tournant sur elle même,
l’éclipse sera visible, mais
décalée dans le temps, tout le
long d’une bande à la surface de
la Terre.
11
Partie N°5 : Le système planétaire solaire
Le Soleil est une étoile (voir le paragraphe relatif aux étoiles) qui possède 8 planètes principales en orbite.
L’étoile émet son propre rayonnement alors que les planètes ne produisent pas de lumière visible ; elles
renvoient celle reçue du Soleil.
Les cinq premières, Mercure, Vénus, Terre, Mars, Jupiter et Saturne sont connues depuis l’Antiquité. Leur
nom avec celui du Soleil et de la Lune servit à nommer les jours de la semaine.
Lundi (Lune), Mardi (Mars), Mercredi (Mercure), Jeudi (Jupiter), Vendredi (Vénus), Samedi (Saturne) et
Dimanche correspond au jour du Soleil (Sunday en anglais)
Cependant, Uranus est classée parmi les planète en 1781, Neptune en 1846
Pluton découverte en 1930 n’est plus classée parmi les planètes principales depuis 2006.
Tableau récapitulatif des caractéristiques des planètes.
Planètes
Distance
Au Soleil
En Mkm
Mercure
Vénus
Terre
Mars
Jupiter
Saturne
Uranus
Neptune
58
108
150
228
778
1429
2875
4500
Révolution Rotation
en années en jours ou
heures
0,24
0,61
1
1,88
11,9
29,4
83,7
163,7
58,64 jours
243 jours
23h56min
24h37min
9h50min
10h14min
10h40min
15h50min
Rayon Masse
en km Masse de
la Terre
=1
2439
0,055
6052
0,815
6378 6 1024 kg
3397
0,107
71500
318
60300
95,1
25600
14,5
24800
17,1
Densité
Atmosphère Nombre de
Densité
Pression en satellites
de l’eau = bar
principaux
1
5,43
Non 10-15
0
5,20
Oui 90
0
5,52
Oui 1
1
3,91
Peu 0,007
16
1,33
Oui
18
0,69
Oui
15
1,32
Oui
8
1,64
Oui
1
Les planètes peuvent être classées en deux catégories :
- les planètes telluriques, petites, peu massives et denses (Mercure, Vénus, Terre, Mars)
- les géantes, grandes, massives et peu denses (Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune)
La composition globale des planètes telluriques est rocheuse (silicates, Fer et Nickel) ; les matériaux lourds
comme le Fer et le Nickel se trouvent au centre de ces planètes. Leur énergie interne proportionnelle au
volume de la planète est due à la chaleur initiale et à la radioactivité des roches. L’évacuation de la chaleur
donne lieu au volcanisme et au mouvement de la croûte (Tectonique des plaques). C’est la gravité des
planètes qui retient les atmosphères ; si la planète n’est pas assez massive, il y a échappement de
l’atmosphère.
L’atmosphère très dense de Vénus est principalement composée de CO2 (dioxyde de carbone) avec des
nuages d’acide sulfurique.
L’atmosphère de la Terre est principalement composée de N2 (Azote) et O2 (oxygène) avec des nuages
d’eau et celle de Mars très peu dense contient principalement du CO2.
Les planètes géantes sont entourées d’anneaux (les plus visibles sont ceux de Saturne). Elles sont
essentiellement composées d’Hydrogène et d’Hélium.
Remarque
Le système solaire est aussi constitué :
- d’astéroïdes qui sont des petits corps rocheux et irréguliers pouvant, cependant, atteindre 1000 km de
diamètres. La majorité de ces astéroïdes se trouve entre les orbites de Mars et de Jupiter et forment la
« ceinture principale ».
- de comètes qui sont des boules de neige sale (H2O, CO2) et qui suivent une orbite très elliptique et inclinée
par rapport à l’écliptique. Quand la comète s’approche du Soleil, les glaces se subliment (passage de l’état
solide à l’état gazeux). Ce sont ces gaz mêlés de poussières qui forment la chevelure (coma)
- de météores et météorites ; les météores sont des fragments de pierres, de poussières. Lorsque ces petits
objets entre dans l’atmosphère terrestre, ils s’embrasent et forment les étoiles filantes. Une météorite est un
météore plus gros qui a atteint le sol terrestre sans être vaporisé.
12
Partie N°6 : Les étoiles, les galaxies, l’Univers.
1 –Etoiles
Le Soleil est une étoile moyenne, parmi des milliards d’autres étoiles.
Les étoiles sont de très grosses boules de gaz chaud émettant de la lumière.
La couleur de l’étoile dépend de la température en surface. Les couleurs visibles sont celles de
l’arc-en-ciel. Les étoiles rouges correspondent aux températures de surface les plus faibles (2000
K-4000 K) et les étoiles bleues ou violettes correspondent aux températures de surfaces élevées
(10000 K – 40000 K).
La masse de l’étoile est une caractéristique majeure pour l’étoile. Plus l’étoile est massive, plus sa
température sera élevée et plus sa durée de vie sera courte.
En effet, les étoiles naissent à partir de nuages de poussière et de gaz. Sous l’effet de la gravité tous
les fragments constitutifs de l’étoile vont se contracter. Ainsi à l’intérieur de l’étoile la température
et la pression augmentent. La contraction s’arrêtera lorsque les forces de pression internes qui ont
tendance à dilater l’étoile compenseront la gravité. Lorsque la température centrale dépasse un
certain seuil de plusieurs millions de degrés, les réactions de fusion de l’Hydrogène pourront
commencer et fournir l’énergie interne à l’étoile qui émet alors son rayonnement visible. L’étoile
cessera de rayonner lorsqu’elle se sera refroidie donc après que les fusions thermonucléaires seront
terminées. Plus la masse est importante, plus la température sera importante et plus les réactions
nucléaires seront activées.
L’évolution de l’étoile dépendra de sa masse…
L’étoile la plus proche « Alpha-Centauri (dans la constellation du Centaure) est à 41584 milliards de km
Ces grandes distances s’expriment en fait en année lumière qui représente la distance parcourue par la
lumière pendant un an. La vitesse de la lumière dans le vide étant de 300 000 km par seconde l’année
lumière est voisine de 1013 km (10 000 milliards de km). Ainsi le Soleil est à 8 minutes de lumière.
Pour un observateur terrestre, les étoiles semblent fixées sur la sphère céleste. Cela est une illusion ; elles
sont en fait à des distances très différentes par rapport à la Terre. Les étoiles semblent immobiles les unes
par rapport aux autres ; c’est la sphère céleste qui semble tourner sur elle même (autour de l’axe des pôles)
en entraînant en même temps toutes les étoiles. C’est pour cela que cette sphère est aussi nommée la sphère
des fixes. De la même manière que les géographes établissent les cartes du globe terrestre, les astronomes
établissent les cartes du ciel boréal (Nord) et austral (Sud).
A cause du mouvement de rotation de la Terre, les étoiles, comme le Soleil ont un mouvement apparent,
dans le sens des aiguilles d’une montre en regardant vers le Sud, ou dans le sens inverse en regardant vers le
Nord. Seule l’étoile polaire reste fixe dans la nuit, car elle se situe au voisinage du pôle Nord céleste.
2 – Constellations
Pour des raisons de commodité (repérage) mêlées à des croyances mythologiques, les hommes ont regroupé
les étoiles les plus visibles (les plus brillantes) en ensembles nommés : constellations. Il y en a 88.
Les noms de ces constellations sont évocateurs et racontent les légendes de la mythologie grecque.
Ces constellations regroupent des étoiles qui sont en fait à des distances très variables de notre planète ; leur
seul intérêt aujourd’hui est de faciliter le repérage dans le Ciel pour l’observateur.
D’un lieu géographique donné (Paris par exemple), certaines constellations sont visibles toute l’année ; par
exemple, celles composées d’étoiles circumpolaires, observables en regardant vers le Nord (vers l’étoile
Polaire), comme la Grande Ourse ou Cassiopée. D’autres ne sont visibles qu’une partie de l’année Par
exemple : Orion, le Cygne
13
Les constellations situées au voisinage du plan de l’écliptique constituent le Zodiaque. On compte 13
constellations zodiacales. Dans sa course annuelle apparente le long de l’écliptique, le Soleil passe d’une
constellation zodiacale à l’autre. De Mars à Février, le Soleil semble passer successivement devant :
les Poissons, le Bélier, le Taureau, les Gémeaux, le Cancer, le Lion, la Vierge, la Balance, le Scorpion,
Ophiuchus, le Sagitaire, le Capricorne et le Verseau.
Le Zodiaque est exploité en astrologie qui repose sur des croyances. Il ne faudra donc jamais confondre
l’astronomie qui est l’une des plus anciennes sciences avec l’astrologie qui ne correspond en fait à aucun
fondement scientifique ; cela doit être souligné avec force.
A cause du mouvement de rotation de la Terre, les étoiles, comme le Soleil ont un mouvement apparent,
dans le sens des aiguilles d’une montre en regardant vers le Sud, ou dans le sens inverse en regardant vers le
Nord. Seule l’étoile polaire reste fixe dans la nuit, car elle se situe au voisinage du pôle Nord céleste.
3- Galaxie
Les étoiles ne sont pas disséminées au hasard dans l’Univers, elles sont regroupées en galaxies qui
contiennent chacune des milliards d’étoiles.
.
Notre galaxie est nommée Galaxie de la Voie Lactée ou plus simplement la Voie Lactée. La traînée
blanche, observée par nuit belle étoilée est appelée Voie Lactée. (En grec, galaxie signifie goutte de lait ;)
La dimension de notre Galaxie est voisine de 100 000 années lumière…
La distance entre deux galaxies est encore plus grande que la dimension de chacune d’elles. C’est en
mesurant les distances que l’on a pu positionner des objets extragalactiques comme la nébuleuse
d’Andromède ou les Nuages de Magellan qui sont en fait les galaxies les plus proches de la nôtre.
Formes des galaxies
Bulbe
Système solaire
Les galaxies ont des formes spiralées (Andromède), elliptiques
ou irrégulières (nuages de Magellan).
Les spiralées, comme la Voie Lactée, possèdent un « bulbe
central » et des bras spiraux.
Les plus petites galaxies contiennent des dizaines de millions
d’étoiles et les géantes des milliers de milliards.
Notre Galaxie en compte une centaine de milliard. Le système
solaire n’est pas central ; il se trouve à environ 30000 années
lumière du centre.
L’ensemble des étoiles de la galaxie tourne autour du centre
galactique. Notre Soleil met environ 240 millions d’années
pour effectuer un tour complet.
4 – Amas de galaxies
Les galaxies se regroupent en amas. Le groupe local est composé de la galaxie d’Andromède (au
moins deux fois plus grosse que la nôtre avec une masse équivalente à 300 milliards de masses
solaire), de notre Voie Lactée, des Nuages de Magellan et de quelques autres galaxies plus petites
comme la nébuleuse du triangle.
Les amas de galaxies sont structurés en superamas ; notre groupe local appartient au super amas de
Coma…
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5– Expansion de l’Univers
En 1929, Hubble montra que les galaxies s’éloignent les unes des autres.
Plus une galaxie est lointaine, plus sa vitesse est grande. La vitesse V de récession est proportionnelle à la
distance D. On peut écrire : V = H x D
Dans cette relation H est la constante de proportionnalité nommée constante de Hubble.
On ne connaît pas de centre à l’Univers qui est donc constitué de milliards de galaxies ; elle même
composées de milliards d’étoiles. Autour de certaines étoiles gravitent des planètes…
Le fait que les galaxies s’éloignent toutes les unes des autres fait dire que l’Univers est en expansion.
Compléments sur les calendriers
L’observation des astres et les phénomènes naturels qui leur sont liés donne des repères dans le temps qui
passe. L’année est liée à la révolution de la Terre et le jour à la rotation de la planète sur elle même. Il faudra
rester très clair sur les différents sens du mot jour. Ce mot est ici employé pour définir une durée de 24 h..
Dans l’année il n’y a pas un nombre entier de lunaisons (entre 12 et 13). La durée de la lunaison est en
relation avec celle des mois.
Calendrier Julien
Ce calendrier est solaire.
Jules César décide en l’an 45 av JC de créer un calendrier cohérent sur 4 ans reposant sur l’approximation
suivante 1 an = 365,25 jours. Ainsi, 3 années consécutives dites ordinaires comporteront 365 jours et la
quatrième, dite bissextile, en comptera 366.
L’année est divisée en 12 mois comportant 30 ou 31 jours sauf le dernier (février à cette époque) qui ne
comptera que 28 ou 29 jours selon le type d’année (ordinaire ou bissextile).
En moyenne l’année julienne dure 365,25 jours ; elle est trop longue de 0,0078 jours. En conséquence le
calendrier prend un retard de 7,8 jours en 1000 ans par rapport aux phénomènes astronomiques.
Calendrier Grégorien
En l’an 1582 le calendrier julien avait pris 10 jours de retard ; aussi, le Pape Grégoire XIII décide de
supprimer 10 jours. Le lendemain du jeudi 4 octobre fut le vendredi 15 octobre 1582.
De plus une correction est apportée au calendrier Julien par rapport auquel 3 jours sont supprimés tous les
400 ans. Ainsi, parmi les années séculaires (année de fin de siècle), on ne conserve comme bissextiles que
celles dont le millésime est un multiple de 400. Ce calendrier Grégorien est plus précis que le calendrier
Julien ; mais il n’est pas parfait car les années sont trop longues de 3 / 10000 de jour.
Comme le calendrier julien, ce calendrier est solaire.
Calendrier hébraïque
Il est à la fois solaire et lunaire. Il repose sur le cycle de Méton pour lequel 19 années solaires coïncident
avec 235 lunaisons. Une année commune est constituée de 12 mois d’une durée moyenne de 29,5 jours en
conséquence de l’alternance de mois à 29 jours et de mois à 30 jours. Pour rendre le calendrier en accord
avec les phénomènes naturels il est décidé que parmi les 19 années du cycle, 12 restent à 12 mois et 7 soient
constituées de 13 mois. Ces années à 13 mois sont dites embolismiques.
Calendrier musulman
Il est lunaire et ne fixe donc pas l’année par rapport au Soleil. L’année ordinaire est constituée de 12 mois de
29,5 jours en moyenne (alternance de mois à 29 et à 30 jours) ; elle contient 354 jours. Cependant pour tenir
compte du décalage entre cette moyenne de 29,5 jours et de la lunaison qui est de 29,5306 jours la correction
suivante est apportée. Sur un cycle de 30 ans, 19 années possèderont 354 jours et 11 années auront un jour
de plus.
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