L3 Sciences naturelles et communication Astronomie

L3 Sciences naturelles et
communication
Astronomie-astrophysique
Observatoire Astronomique de
Strasbourg
11, rue de l’Université
F-67000 Strasbourg
Bernd Vollmer
Tel: 0368852443
[email protected]
Organisation
Cours et TD a l’Observatoire
Cours: Amphi TD: salle de cours
TD en deux groupes
Dates des cours (mardi 10h-12h):
18.01, 25.01, 01.02, 08.02, 15.02
Dates 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
•
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Histoire de l’astronomie
Repères et coordonnées
Mouvement de la terre
Le temps dans
l’astronomie
• Les ondes electromagnétiques
• L’architecture de l’univers
• Les mouvements
• Les planètes
• Le soleil
• Les étoiles
• La voie lactée
• Les galaxies
• La cosmologie
…de la terre aux galaxies…
-3000 : 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 : Eratostène = rayon terrestre
-150 : Hipparque = premier catalogue d’étoiles, constellations
150 : Ptolémée = modèle géocentrique
1500-1600 : Copernic, Galilée, Kepler = héliocentrisme
distance des planètes
1676 : Romer = mesure de la vitesse de la lumière
1700 : Newton = théorie de la gravitation
1784 : Herschel= propose une nouvelle structure, la galaxie
1830 : Bessel = distance d’étoiles
1915 : Shapley = la galaxie
1920 : Hubble = les galaxies
Einstein = modèle de l’univers, ….
1957 : Spoutnik recherche spatiale
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
Le tour de la Terre
-250: Eratostène
détermine la 1ère dimension astronomique:
Le jour du solstice d’été, il mesure a midi l’ombre d’un obélisque
a Alexandrie, ville située sur le même méridien que Assouan, mais
800 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 peut
voir l’image du soleil au fond d’un puits.
diamètre de la terre = 12756 km
Les distances Terre-Lune-Soleil
- 280: Aristarque de Samos
vision héliocentrique
utilise les phases de la Lune et les
éclipses de lune et de soleil
Diamètre de la lune: 3476 km
Distance terre – lune: 384400 km
Le rayon de la lune
Les éclipses de lune les plus longues sont totales durant 2h
La lune met 1h pour pénétrer dans l’ombre de la terre
La lune se déplace par rapport aux étoiles de son diamètre en 1h
On peut donc placer 3 lunes dans le cercle d’ombre de la terre
-> rapport des rayons terre - lune ~ 3
En réalité:
rapport des rayons terre - lune = 3.7
Diamètre de la lune Dlune = 0.5o
⇒ distance terre – lune
tan(angle)=Dlune/distance
Amélioration par Hipparque: tenir compte du rayon du Soleil
les phases de la Lune et le rapport
des distances à la 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 β
β = 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 Lune
Dsoleil = 1392000 km
la Terre = planète
la Lune = satellite de la Terre
le 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-Φ
Φ: 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
Exposition de 40mn
Étoile polaire
Vitesse de rotation v0= 465 m/sec a l’équateur
v=v0 cos Φ, ou Φ est la latitude du lieu
La rotation autour du soleil –
les saisons
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
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 bas
en dessous de l’équateur = - 23,5°
Les équinoxes: la direction du Soleil est
dans l’équateur = 0°
LES 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 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’écliptique
de plus en plus « tôt », donc le
« point vernal » avance: c’est la
« Précession des équinoxes ».
Le temps
Soleil
4mn
Terre
Direction vers l’étoile
• Basé sur la rotation
terrestre
durée de la rotation par
rapport à une direction
fixe dans l’espace (le
point vernal):
jour sidéral:
23h56m4.090s
jour solaire:
24h
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 par
des horloges atomiques