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Principales figures du cours : L’Univers et sa mesure
Cours d’astronomie en LST-A S1, option Astronomie 1
L. Duriez
Laboratoire d’Astronomie, UFR de Mathématiques,
Université des Sciences et Technologies de Lille
mailto:[email protected]
1er février 2005
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Introduction
Figure 1 - Variations de l’absorption atmosphérique du rayonnement électromagnétique en fonction de
sa longueur d’onde et de l’altitude du lieu d’observation :
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Spectres de raies et spectres continus :
Figure 2
Figure 3
2
Figure 4 - Variations de la longueur d’onde par effet Doppler-Fizeau :
Figure 4a - Portion du spectre de Saturne encadré par un spectre de référence (raies du Fer). L’effet
Doppler-Fizeau se manifeste sur le spectre du Soleil réémis par Saturne : raies penchées à cause de la
rotation de la planète sur elle-même et de la rotation des anneaux autour de la planète (effet Doppler doublé
à cause de la réémission).
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Figure 4b - Agrandissement d’une partie du spectre précédent permettant de mesurer l’effet DopplerFizeau et de déterminer la rotation de Saturne : les raies du Fer données permettent de déterminer la dispersion du spectre (x nm par mm), puis de mesurer les décalages spectraux de quelques raies entre les deux
extrêmités du bord de Saturne pour en déduire l’écart de vitesse (en km/s) entre le bord qui se rapproche
de l’observateur et celui diamétralement opposé qui s’en éloigne. En prenant le rayon du globe de Saturne
égal à 60000km, déterminer la période de rotation de Saturne sur lui-même (résultat à trouver de l’ordre de
10h). On pourra analyser de même la rotation des anneaux de Saturne et vérifier que cette rotation suit les
lois de Kepler (vitesse variant comme la racine carrée de l’inverse de la distance au centre de Saturne)
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Figure 4c -
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Le Soleil et le système solaire
Figure 5
Figure 6
6
Figure 7
Figure 8
7
Figure 9
Figure 10
8
Figure 11
9
Figure 12
Figure 12a
10
Figure 13
Figure 14
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Figure 15
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3
Les étoiles et la Galaxie
Figure 16
Structure de la Galaxie observée en visible par les étoiles jeunes très chaudes (cercles) et en ondes radio
à 21cm issues des nuages d’hydrogène atomique (carrés)
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Figure 17 - Caractéristiques des types spectraux des étoiles :
Type
O
B
A
Température
30 000 K
20 000 K
9 000 K
F
7 000 K
G
5 500 K
K
4 000 K
M
3 000 K
Eléments prédominants
Forte ionisation : He+ N++ Si+++ (en émission)
He , H : raies de Balmer
surtout H (raies de Balmer)
apparition des raies H et K du Ca++
surtout raies H et K du Ca+
renforcement des raies du Ti++ et Fe++, H (Balmer)
surtout raies H et K du Ca++ et raies du Ca+ et Fe+
apparition de bandes moléculaires CH et CN
surtout raies H et K du Ca++
renforcement raies métaux neutres
bandes mol. CH, CN et surtout Ti O
surtout bandes moléculaires Ti O
Figure 18
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Couleur
bleue
blanche
jaune
rouge
Figure 19
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L’Univers extragalactique
Figure 20
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Figure 21
Figure 22
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Figure 23
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La mesure des distances dans l’Univers
Figure 24 - Dans un repère héliocentrique, des étoiles supposées fixes par rapport au Soleil sont des
points fixes et seule la Terre tourne sur son orbite autour du Soleil (dans l’écliptique).
Figure 25 - Dans un repère géocentrique, la Terre est fixe mais le Soleil et les étoiles supposées fixes
par rapport à lui semblent maintenant décrire des orbites toutes égales à l’orbite apparente du Soleil autour
de la Terre, et en phase avec le mouvement du Soleil. Le rayon de chaque orbite est vu sous un angle $
d’autant plus grand qu’elle est plus proche du Soleil (angle de parallaxe).
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Figure 26 - Dans le plan de l’écliptique, les orbites apparentes des étoiles sont vues par la "tranche" sous
forme d’un petit segment vu sous l’angle 2$ où $ est l’angle de parallaxe de l’étoile ; hors de ce plan, elles
apparaissent comme des ellipses dont le petit axe vaut 2$ sin b (où b est la latitude céleste).
Figure 27 - Exemple de trajectoire géocentrique épicycloïdale d’une étoile proche (parallaxe sensible)
et mobile par rapport au Soleil (mouvement propre).
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Figure 28 - La direction apparente des étoiles diffère de leur direction réelle à cause du phénomène
d’aberration dû à la vitesse de la Terre par rapport au Soleil.
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Figure 29
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