ARTheque - STEF - ENS Cachan | Astronomie - Le ciel étoilé

Plan

Introduction

1. Observation du ciel nocturne. Remarque et objectif 1) remarque

2) Objectifs

_.

II. Dêroulement pêdagogique possible 1) Organigranrrne

1.1 Cartes du ciel, photographies et observation directe 1.2 Sph~re cêleste e~ trajectoires

2) Cartes du ciel, photographies et obser.vation directe. 2.1 Observation d'une carte mobile

2.2 Que peut-on faire avec une telle carte?

2.2.1 Description de la carte et de ses caractéristiques 2.2.2 Mesure de la période

2.2.3 Etoiles et constellations 2.3 Richesse du ciel ~toilé

2.3.1 Autres modes de présentation 2.4 Les cartes des êlèves

2.4.1 Construction d'une carte du ciel 2.5 Les êtoiles tournent

2.5.1 Photographie des étoiles qU1 tournent 2.6 Les planètes, la lune

3) Sphère.céleste et trajectoires 3.1 Hodèle de sph~re céleste 3.2 Utilisation du modèle

III. Compléments d'information pour le maître.

1. Brillance apparente des étoiles (magnitude) Objectifs pé~agogiques possibles

2. Les étoiles sont coloriées, elles scintillent, rougissent, palissent ?

Objectifs péd a gogiques possibl es . 4. Amas d'étoile s

.Objectifs péd agogiques possibles 5. Les mé téor i t es ou étoiles filantes

Objectifs pédagogiques possibles 6. La Voie Lact ée, les galaxies

La voute cêleste, le firmament ont êt~ scrutês depuis que les hommes existent. Les débuts de l'astronomie (voir NUFF'IELD

"Astronomie") montrent combien les hommes avaient intérêt à le faire pour la chasse, l'agriculture, la navigation etc ...

C'est renouer avec un~ tradition tr~s anC1enne que de s'in-têresser à ce ciel nocturne, à sa constitution, à son êvolution. A l'oeil nu (ce qui fut l'unique méthode jusqu'à Galilée) on peut déjà y voir une foule de choses, suffisamment pour commencer à étayer des théories de l'univers et même a proposer un univers héliocentrique (centré autour d'un soleil fixe) comme le fit Copernic au début du 16e siècle.

c'est aussi, d'après une premi~re enquête, aller à la ren-contre d'un intérêt des êlèves qui sont attirés,disent-ils,par cet aspect "mystérieux" du ciel nocturne.

En vue de reconcilier chez les ê1èves jeunes, futurs adultes, la réalité naturelle et la réalité scientifique, l'esprit de tout un chacun et l'esprit scientifiqueJil est important qu'ils prennent petit à petit conscience de ce qu'ils ont à la po rtêe des yeux (plus ou

moins aisément selon les lieux). Ce ciel nocturne peut être étudié, scruté, compris progressivement; i l est à la portée de leur intelli-gence et de leur admiration. Ce ciel est la fenêtre ouverte vers le reste du monde, seule possibilité pour nous de connaître l'univers dans lequel nous vivons : Un univers complexe, varié, riche, beau, en évolution permanente et avant tout soumis à l'approche intelligente, à la compréhension sans cesse approfondie et révisée de physiciens et d'astronomes.

Nous retiendrons quelques grands objectifs concernant cette partie de l'enseignement.

- Donner ou développer le goût de robservation du ciel nocturne

- Développer les méthodes permettant d'affermir et d'enri-chir cette observation (utilisation de cartes, de photos du ciel, d'objets célestes)

- Prendre conSC1ence de la richesse et de la diversité de l'Univers

- Utiliser un' premier modèle (sphère céleste) pour expli-quer le mGuvement apparent

- Reconnaître, à l'occasion, que depuis des temps reculés l'homme à proposé des hypothèses pour expliquer ce qu'il voyait.

Nous donnons dans la première partie des commentaires plus détaillés sur l'observation du ciel nocturne à l'oeil nu par les élè-ves. Nous avons volontairement l~sé de côté toutes les prouesses tech-nique de l'obse~vation astronomique moderne pour mettre réellement l'observation à la portée des élèves. Nous parlerons de l'emploi éven-tuel d'une petite lunette dans un chapitre ultérieur.

Ensuite nous indiquons une approche pédagogique possible fondée sur les cartes, photographies, documents divers et sur les maquettes de sphères célestes livrés à la classe et au maître.

Enfin nous apportons toute une série d'informations complé-mentaires sur ces multiples aspects de l'univers visibles à

l'oeil nu/qui aideront le maître dans sa présentation et son travail avec les élèves. Il va de soi que ces informations ne peuvent être utilisées telles que, en classe, ma1S doivent pouvoir être parfois employées le moment venu ...

l OBSERVATION DU CIEL NOCTURNE REMARQUE ET OBJECTIF

1) Remarque

-Il est évident que cet~e observationùe peut pas être réali-sée directement en classe. Elle relève donc d'une démarche personnelle et volontaire de l'élève. Etant parallèle au déroulement de l'enseigne-ment et même pour certains. ayant commencé avant, elle pourra être\ , 1 encou~

ragée enrichie et exploitée par le travail en classe.

Le travail en classe consistera en discussion des résultats de l'observation individuelle à l'aide de cartes du ciel ou de photo-graphies et en montages de cartes ou de maquettes.

2) Objectifs

-Le ciel nocturne est en général f~scinant à regarder ... quand on peut bien le voir. Dans nos villes, dans des rues étroites ou avec des cieux parcourus de nuages et éclairés par les lumières de la ville les conditions d'observation sont souvent loin d'être excellentes. Nous avons constaté en effet une faible familiarité avec le ciel chez les élèves de quatrième que nous avons rencontr~s. La raison en est proba-blement autant due aux conditions technique's d'observation qu'à

l'in-térêt culturel que porte l'environnement socia I de l'élève à ce genre de comportement.

L'objectif de base pourrait être de donner le goût de cette observation.

Nous ne savons pas sur quel aspect se porte spontanément l'interêt de l'élève ou même de l'adulte lorsqu'ils observent un ciel nocturne. Cela dépend bien sûr des connaissances astronomiques anté-rieures mais elles sont en général inexistantes et c'est un peu cet état natif qu'il faut considérer comme point de départ. Il est certain que l'observation des él ève s évoluera avec l'intérêt et les connaissances astronomiques qui proviendront pour ùne part de cette observation elle-même.

De nombreux aspects. peuvent attirer l'attention, le grand

nombre d'étoiles,

'

leur scintillement, leur

,

écl at ,

é

ventuellement le

ur

la lumièr e du ciel, le s élémen ts par ticuli ers d'éclat exc ept i onne l . comme Sirius ou certa i nes pla nè t es (Vénus) etc .•

Si l'observation des é~èves peut précéder l'ensei gnement il serait alors possible d'en conserver toute la rich e s se. Les é lé-ments noté s que les élèves apporteraient en classe pou r ra i ent porter

sur ces divers aspects même si un élèv e pris is ol ément n'a remarqué

\

qu'un aspect très limi t é . Il se~a i t d'ailleurs possibl e et fort in-tessant de saisir dans cet état natif la divers ité de s as pe c t s obs er-vés par chaque élève pris individuellement et par la classe prise collectivement.

Dans l'hypo t hèse inverse ou l'ob s er va tio n ne commencerai t qu'au cours de l'ens e i gnement et en particulier apr è s l'exa men des diverses car tes du ci el il est probable que l'observ ation ser a dav a n-tage centré e sur les aspe c t s de configura t ion. Il faud r a néanmoins encourager une observation globale.

L'objectif seconde ~t de faire pr endr e consc ~ence des c on-ditions i ré al iser pour l~observation (oa se placer . i quelle heu r e, dans quel environnement etc •• )

Tout aussi important est de réalis er i quell es conditions les résultats de cette ohervation sont communicable s (problème des éléments de réfé renc e connus de tous. les dire c t i ons des points cardinaux. par opposi tion

à

la des c r i pt i on d'un pay s a ge local ..•• le repé r a ge ~e l 'heure qui est une mes ur e acceptée par tou s etc..•)

Deux autr e s object ifs qui dans ce ca s sont liés . sont : - Reconnaî t re la néces s i t é de séri e d'ob ser v a ti on s pour per mett re de découvri r des éléments permanents ou au contraire variables dan s les résulta ts de l'observat ion c' e s t-à-di r e par exempl e dans les mouvements dans les aspe c t s lumineux etc .. des ob j e ts observés.

- Rec onnaîtr e le be so in de prendr e en note le s résultats et les condit i ons d'une obser va t i on pour pe rmet t r e une compara ison ent re des ob servat ion s fai t es i des momen t s diff ér en ts et par: des personne s di ff ér e nte s.

Enfin plus spécifiqu~œl'observationdes positions et du mouvement des étoiles, il y a plusieurs objectifs comme apprendre à structurer l'observation par l'emploi d'une carte. Il faut cependant remarquer que l'emploi de la carte n'est pas dU,tout nécessaire pour 'dé ga ge r les aspects de mouvement et de périodicité observés; on peut

tr~s bien le faire sur des rep~res choisis individuellement. Il appa-raît d'ailleurs que devant une carte les él~ves groupent leurs étoiles de 'façon tr~s variables et surtout qui n'ont aucun rapport avec les formes de constellations "offici~lles".Cette structuration spontanée peut être assez longuement rémanente (sur plusieurs séances).

Faire prendre conscience de la fixité des positions relatives des étoiles les unes par rapport aux autres ce qui donne la possibilité de parler des constellations et surtout de les reconnaître.

Réaliser l'intérêt de construire les groupes d'étoiles obser-vés en constellations, facilement reconnaissables pour permettre de repérer rapidement une étoile ou un groupe d'étoiles puis ultérieure-ment la lune, le soleil, les p~anètes qui ne figurent pas sur la carte car leurs positions varient par rapport au fond des étoiles.

Faire découvrir que malgré leurs formes et leurs positions respectives constantes les constellations se trouvent en dés endroits différents du ciel selon les heures et selon les mois, en dlautres termes que les étoiles suivent un mouvement d'ensemble de rotation dans le ciel (ce mouvement'apparent semble en général ignoré des

él~ves).

Faire apparaître la notion de mouvement périodique, en en montrant la caractéristique essentielle d'un mouvement qui se répète régulièrement.

On évitera cependant d'entrer dan s les définitions du temps et des différents type s de jour. Le temps pourra essentiellement être pris comme une notion intuitive dont,l'écoulement est mesur é par la montre.

II DEROULEMENT PEDAGOGIQUE POSSIBLE 1) Organigramme

-1.1. - Cartes du ciel, photographies et observatiod directe.

Observàtion personnelle

du ciel

n~cturlnle

à l'oeil .

~

nu, à la Jume e, avec une

petite lunette ~ventuelle photographie faite par l'élève Photogr:aphies circumpolaires

,ins-.tantanées1longue durée

1

\

Angles de rotation et mesures

1

Mouvement périodique

T

Construction de la cartE individuelle par 'élève et ap-. / pren issage de son . ,." empl< i

Observation de la carte du ciel mobile pendant la classe

cons~ruction en coor-donn&es polaires

Richess~ et diversité des objets célestes observés dans le ciel nocturne - Première vue sur l'Univérs

\

Photographies d'objets célestes

Le.mouvement apparent .est dG à lJ rotation de

la terre

r---II---Comment les grecs

1.2 . - Sphère c~l e s t e et trajectoires

-Facteur d'échelle Modé li s~t ion du mouvement Inte rpr ~ tation des pour la représenta tion pe s étoiles circumpol aires _{i -} dive r s aspects du de la Terre/puissance de Rmp l o i de la sphère céleste modèle

-

Cas de

10 l'horizon

~Rep

érage

des di rec-tions - points car -dinaux

Empl oi du modèle pour saisir1 le mouvement relatif

Et oi l e / Terre

\

EmPl o i du modèle pour obser vation dans la direction du

Sud

lunaire Observation des élèves

sur le mouvemen t de la lune, pendant une nuit,

à .d i f f ~ r ent e s nuits. Quand voit-on la Lune ?

Relation avec les phase s

Analogie entre les traj ect o i res luna i r e s du Sol e i l des planè tes même s direct ions , même sen s Band e de Zodiaque

1

.

Int r od uc t i on de \ l'écl i pt i que à

l'oc c as ion du r ap-pe l sur le solei l

Déplacement de la lune par rapport au fond des ét o i le s . Même cho se pour les planè t e s - Notions de "promene ur du ciel" . Pa s d'expl i -cation de ce phênomène à ce nive a u

2) Cartes du ciel, Ph oto gr a ph i es et observatio n dir e cte

2.1. Observation d'une carte mobile

-La salle de classe étant dans l'obscurité (elle n'a pas besoin d'être totale, ma~s il faut tout' de même aut an t que possible obscurcir les fenêtres), vous pr ésentez à la classe entière une carte circ ulaire de diamètre environ 1,2dTIet montée sur un petit moteur qui fait un tour très lentement (1/2h. par exemple) .

Cette carte repré sente les étoiles et autres objets célestes cir-cumpolaires', c'est-à-dire qui se trouvent tout autour de l 'étoile

po-laire. L'écart angula ire entre le centre et le bord de la carte corres-pond dans la réalité à un peu plus de 50° (les constellations de la lyr e et du cygne ne son t montrées qu'en pa rtie). Les ét oi l e s et autres objets célestes y sont représentés par de s gommettes recouvertes de peinture fluorescente de teinte jaune (à ce stade aucune différencia -tion de couleur d'étoile n'est introduite alors que sur la carte

HALLWAG et sa photographie on indique la couleur superf i c i e l l e apparente des étoiles).

L'horizon qui cache le bas de la carte- no t r e latitude étant in f é-rieure à 51° (et sup é rieure en fait à 42°)-peut être réalisé par une bande de papier noir avec toute décoration adéquat e... La carte est éclairée par une lamp e qui émet uniquemen t de la lumière U.V. (ultra-violette) . Cette lumière est en général obtenu e grâce à un e lampe à vapeur de mer c ur e qui éme t un spe c t r e de ra ies c'est- à-dire où l ' in t en-sité lumine us e est conc ent r é e en certai ne s ré gions étr oi t es de longu eur d'onde. Certaines de ces raies son t si tuées à des longueu rs d'onde au delà du bleu c' es t -à- d i r e qui ne sont plus dé t e ctée s pa r l ' oeil. L'a m-poule qui contient la vap eur de mer c ur e (excit ée pa r une déch arge

électrique) est cons t ituée d'une verre qu i absorbe la partie visib le de la lumièr e (c'est pourquoi l'ampo u le est opa que : elle arrête la lumi è re visibl e qu i pourr ai t la trav er se r de part en part) . Ce verre/appelé aus si verre de Wood , laisse pa sser par con Lre la lumièr e U.V. le papi er no ir de la carte ain si que le s gommet tes re çoi vent cett e lumi ère, Les

gomme tte s qui sont re couv er tes de pei n t ur e fluores c ente se met tent ;j br i l l e r ca r cette pe i.u t.ur e fluorescente rec ev ant la lumière U.V . ré emet à son tour une Lutniê re visible (par ex empl.e C; <111S le jaune) . Le fond

noir ne renv oie prat i quement aucune lumi~re, les au tres obj ets €c l ~irês

à côté de la carte re nvo i e nt une parti e clc la lumi èr e U.V. incid entc

mais l'oeil qu i 'la reçoi t n'~t ant pa s se~sible à la lw~ ~r e U,V. ne vo i t rlen.

Ce dernier aspect doit mettre en garde contre toute observation directe de la lampe émettrice qui doit être cachée aux yeux des élèves et du maître et doit éclairer seulement la carte. Cette lumière est en effet dangereuse dans la mesure 0Ù elle n'éblouit pas (on n'y prend pas garde) et ou en même temps elle affecte l'oeil. L'intensité de la lumière U.V. renvoyée d'une manière diffuse par les Gbjets environ-nant la carte et qui peut atteindre l'oeil est en Eait suffisannnent faible pour qu'.il n'y ait aucun 'risque.

L'interêt d'une telle présentation est·qu'elle captive aisément l'attention des élèves, et qu'elle met bien en évidence les étoiles plutôt que leur "support" (en papier noir). Tl est évident que s~ vous organisez une exposition de photos maqùettes ou mobiles vous pouvez utiliser ce mode d'éclairage en prenant les précautions

d'usage pour les yeux des observateurs et en utilisant de la peinture fluorescente (il en existe de diverses couleurs).

2.2. - Que peut-on faire avec une telle carte - ?

2.2.1 - Après avoir annoncé d'entrée de jeu que cette carte représente une partie de ce que l'on voit dans le cielila nuiS quand on regarde dans la direction de l'étoile polaire, on peut demander aux élèves de dire tout ce qu'ils observent concernant cette carte. Les divers aspects d'une telle observation toucheront au code employé sur la carte et à sa signification (petit ou·g~and disque. forme étoilée. disque doublé, tache diffuse etc .. ) au groupement des étoiles (peut

être certains élèves reconnaîtront une constellation corrnne la grande Ourse) à la rotation d~ la carte et au sens de rotation (par rapport

à une orientation générale NORD, SUD, EST, OUEST).

Tout ceci doit être fait par le maître sous la forme interroga-tive. L'objectif est d'itablir un premier contact avec une représen-tation du ciel et de surtout donner l'occas ion aux ê Lèves d'~xpr imer_

ce qu'ils savent ou leurs interrogations et pr 6occ upat i ons . .On peu t

éventuellement netcr ces points de connaiss ance ou cl'Ln urr ogati ons pour rêpondre 5 certains tout de suite et surtout pour en fai re de s poin ts de dêp a rt ul tEr i eur s .

2.2.2 -Mesure de la

période-Une fois que les élèves ont eux-n~mes déclaré que la carte tournait Cce n'est pas quelque chose d'évident pour cert~ins bien que la durée d'un tour d'environ ]/2 h. soit nettement obser-vab1e), Vous pouvez leur demander de mesurer cette durée (charger

quelqu'un de faire cette opération pendant que la discussion continue).

A la fin de la discussion générale les élèves chargés de l'opération devro~t donner leur résultat et aussi leur méthode. Une discussion pourra s'engager sur la qualité de la méthode, sur son emploi. en situation réelle, sur la valeur de la période réelle de 24h. (sans faire de distinction entre jour solaire et sidéral) etc •• (utilisation de l'horizon, du plan méridien: plan vertical passant par le Nord géographique c'est-à-dire à ]0 degré près par

l'étoile polaire, de n'importe quei autre point de repère fixe) .

.2.2.3. - Etoiles et constellations

Il semble qu'une confusion fréquente existe, chez les élèves, entre étoiles et constellations qui èont des groupes d'étoiles proches en apparence .

les unes des autres. Ü est bon d'éclaircir cette différence. On peut à cette occasion leur proposer de'composer leurs propres constellations, certains venant ensuite les montrer sur la carte. Il est surprenant de voir la diversité des modes de regroupement d'étoiles chez les élèves ••

I l ne faut surtout pas s'engager dans l'apprentissage de la nomencla-ture des constellations mais rien n'empêche d'en nommer certaines ~u

passage et de tacher d'identifier celles que connaissent les élèves. Un autre objectif est que les élèves acquièrent le goût d'allerwir eux-mêmes le ciel étoilé et apprennent à s'y retrouver. C'est à cette fin, entre autres, que sont données les cartes du ci e l dans le document élève.

2.3. - Rich e sse du ciel étoilé

Cette cRr t e fl uor esc en t e re s te magré tout as s e z pauvre mais c'est une intr oduction qui n' e s t pa s trop complexe. El l e a aussi à'aut re s

défaut s :l'ouvertur e angulaire de la carte re gardée par un éLêvc est fa i bl e

ps.r rapport.à l'ouv erture angul a ire. que ln ca rt e reprê sent.e. C'es t le dé-- -faut ~~ ide n t de tou te s les cartes du ci el et sClli un plan§tnri um pro

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regarder le ciel réel, bien que cet ce observation soit quelque fois difficile, surtout en ville (par temps de brouillard, avec les lumières et'les obstacles de la ville etc ••• ). Un jeu d'acuité visuelle peut par exemple les encourager à cette obervatLon : séparer les deux étoiles très proches l'une de l'autre ALèOR et MIZAR dans la poignée de la

grande OURSE, est une preuve de très bonne acuité visuelle (magnitude

2 et4, séparation 14" ! Ces deux étoiles bieri que proches endirec~ \

tion ne forment pas une étoile do~ble car e1lès sont en fait très éloignées l'une de l'autre).

La carte mobile ne représente pas les couleurs des étoiles. Elle n'indique,pas la voie l~ctée ni diverses nêbul.eus es,galaxies

etc •. Elle ne donne même pas toutes les étoiles que l'on peut voir à l'oeil nu •.•

2.3.1. On peut alors compléter cette présentation dans trois directions

-Projeter,des photos de constellations (la Grande OURSE, la petite OURSE).'En clignant des yeux~ ou au travers de filtre a

bsor-bant d'atténuation ajustable (comme deux plaques de polariseurs li-néaires l'une contre'l'autre que l'on peut faire tourner l'une par rapport à l'autre et fixer dans n'importe 'qUelle position avec des trombones) on voit apparaître la constellation formée 'des étoiles les plus brillantes au milieu du fouillis d'étoiles (vous avez intérêt à vous entraîner avant! ce n'est pas toujours évident, en part iculier

à cause de la grande ouve r t ur e angulaire donné e à la con s tellati on par la projection de la photo).

- Proje ter une photo de la carte HALLWAG hémi s phè r e Nor d qui donne beauco up plus de déta ils et faire compa r e r certains de ces détails ave c les carte s des élèves. Ils peuvent aussi essayer de l o-caliser srr la ca rte P.ALUJAG cert aines des photos qui figurent dans

leur documen t et report er cet t e loc a l i sat i on sur leu rs cartes. ,

- Proj eter des photo s diapos it ives d' un amas d'ét o i le s

(l e s PléIad es) d'un amél S gl ob ul a i re (clél IlS EERCT.JLE) d'nne néb uleu s e

(p l an étair e'dans 12 LYRE, le voile dans 1.('; CYGNE) de 1" nébuleuse

Sans surcharger ~ sans rentrer dans des détails d'explication, une telle présentation par sa beauté et son aspeët inha-bituel peut également encourager les élèves à regarder le ciel. Elle conduit aussi à l'idée que l'UNIVERS est d'une richesse insoupçonnée. Le livre "Voir l'Univers" donne aussi une présentation commentée de ·c e s photos.

2.4. Les cartes des élèves

-Les élèves ont droit à des cartes du ciel dans leur document. La première, "le ciel étoilé': présente le ciel étoilé de 1'hémisphère NORD avec une ouverture angulaire de plus de 180°, 90° de part et d'autre de l'étoile polaire jusqu'au cercle en pointillé représentant l'équateur céleste, le cercle en trait' épais noir représente l'êcli.p- . tique. Le Soleil, la Lune, les Planètes ne sont observables que dans

un anneau qui entoure ce cercle: le Zodiaque. La deuxième- carte "Constella-tiou"présente ce même ciel avec les formes de constellation, la

troi-sième donne en plus une nomemclature.

Divers emp~ois de ces cartes sont possibles par les élèves.

- Ils scrutent les divers objets dessinés (et notent les caté-gories de dessin et donc de code).

- Ils construisent sur la première leurs constellations perso

n-nelles ou certaines constellations qu'ils ont trouvé sur la seconde. - Ils les utilisent pour une .observation des étoiles circumpolaires

et revienne.nt en classe en ayant noté l'heur é d'observation et la di-rection de la vertiaie sur la carte. Ils auro nt donc orienté la carte par rapport au ciel ét o i lé (vous pouvez vérifi er ave c la cart e de Bourge, qui par ailleurs donne des astuces de repérage pour trouver

certaines constellations ou étoiles brillantes.)

- Ils peuve nt part ir d'une te lle carte pou r repêr er les étoi les en

coordonnées pola i r e s et transf ér er ces mesure s sur un pap ~ er circulair e (en chan gean t ou non d'ê chelle ce qui dans le premi er cas leur montrer a

que seules les dis tanc es changent et non les angle s) ..

- etc.. tou t e aut r c manipul ati on que vous Lmagi.ne.rez ft condi tion de

ne pa s les la sser et de garder en t~t e l'cbject if ess eutiel : se fami

lia-riser avec l'allu r e g&n~r ale du ciel êt oilt et d6v e l opper le gaGt de

2.4.1. Construction d'une carte du ciel

-Les objectifs de cette construction sont à la fois de continuer ~ se familiariser avec ces cartes, de découvrir après discussion

col-lective une méthode de repérage plan (à quelle distance se trouve tel objet et dans quelle direction, ce qui est un mode de repérage bien plùs familier que le mode cartésien), de commencer à employer le

rapporteur. C'est une activité qui pourrait être réalisée en commun avec le professeur de mathématiques •

Le problème posé consiste à reporter des éléments de la carte générale sur une feuille de papier pour commencer à se construire une carte personnelle.

Il faut distinguer deux stades

- Discussion collective sur la manière de procéder et découverte progressive des éléments nécessaires(distance au centre et angle de la direction correspondante par rapport à une direction de référence). Réalisation de quelques mesures dans cet esprit.

- Report sur une feuille de papier circulaire de mesures déjà faites, soit directement par les élèves sur leur, carte, soit lues par eux dans un tableau de mesure donné à l'av ance.

Un objectif supplémentaire apparaît ~c~ qu~ est la lectur e et la. compréhension d'un tableau de mesures.

2.5. - Les étoiles tournent ..••

Seuvent les élèves r êpendent ainsi. fi la EiuestiGm de sa-veir si les étœiles beugent : eui car il y ft les ét@iles filantes. Il

peut y avoir à l'eccasion d'une telle rfponse une benne discussion sur ce que sent ces prftendues êtœiles filantes. (veir le § mEtferites). Cette èiscussiem peut aussi surgir au moment de i 'étude de la lune et de la formation des crat~res. (Dans ce cas en eff et les m§t6orites ne serrt plus freinés pm: I.' a trne sphêr e ) ,

En général donc les élèves ont très peu conscience du fait que les étoiles peuvent occuper des positions différentes dans le ciel tout en conservant leurs positions relatives.

L'objectif derrière l'introduction de ce phénomène de rotation apparente est double'

- il s'agit de faire prendre conscience de l'unité des phénomènes: le soleil tourne le jour, .les étoiles tournent la nuit tout cela est pour l'essentiel dû au mouvement quotidien de rotation de la terre sur eile-même •.

- historiquement c'est ce mouvement apparent de rotation des étoiles dans le ciel qui adonné lieu au développement de la science astrono-mique chez les grecs et qui n'a reçu une bonne interprétation petit à petit acceptée par tout le monde, mais non sans résistances qu'à partir de COPERNIC (début du l6e siècle). C'est en effet par rapport ·

à

ce mouvement d'ensemble des étoiles que fut remarqué le mouvement différent de certains points ou petits disques lumineux appelés pour celà des "promeneurs" les Jl anè t e s .

C'est donc la notion de base qui permet de cGmprendre comment on a reconnu les planètes: C'est l'occasion possible d'un rapide dévelop-pement historique (voir l'ouvrage d'astronomie NUFFIELD et le tome II du HPP).

2.5.1. Photographie des étoiles qui tournent

-Dans leur document les élèves disposent d'une photographie prise en pose Pendant lh30 qui montre clairement le mouvement de rotation d'ensemble des étoiles circumpolaires. Les élèves peuvent eux-même réaliser ce genre de photographie, par un soir sans lune, sans brouil-lard et lumières parasites avec une pellicule moyennement sensible. Il est évidemment idéal de travailler sur leurs photographies mais on peut le faire aussi sur cette photographie.

Les objectifs possibles sont

- familiarisation avec l'aspect du ciel (une photo plutôt qu'une carte)

- permettre une prédiction à partir de la carte tournante

- introduire la mesure angulaire et la manipulation du rapporteur - par la mesure atteindre un invariant :les étoiles tournent toutes

du même angle (elles tournent en bloc)

- introduire au calcul des proportions pour la détermination de la durée de la photographie.

Un déroulement possible consiste à demander aux élèves ce qu'ils

.

verraient sur la photo s'ils photographiaient la carte tournante. La notion de vitesse de rotation semble inaccessible aux élèves. Il est

bien préférable de parler de "temps pour faire un tour ou une fraction

de tour':

On introduit à cette occasion l'angle dont a tourné une étoile. Une première étape consiste a repérer une étoile (un arc de cercle)

et à faire mesurer l'angle au centre correspondant par tous les élèves.

Le problème est ,entre autre,de bien déterminer la position du centre. Cela peut se faire à l'aide d'une feuille de calque sur laquelle sont tracés des cercles concentriques de rayons divers et qu'on fait

coin-cider avec la photo. On peut alors marquer la position du centre sur

la photo (en piquant par exemple). Ensuite il faut mesurer l'angle à

l'aide du rapporteur•• .

L'intérêt de procéder à la mesure de l'angle correspondant au même arc est de montrer la dispersion des résultats obtenus pour la mesure d'une même grandeur.

On peut ensuite procéder à la mesure des angles correspondant à

divers arcs. On obtiendra ainsi des résultats voisins mais dispersés

et si la dispersion est approximativement du même ordre que pour la

première me s ur e , on en déduira qu'à ce degré de précision tous les

angles ont la même mesure.

On pourra enfin déterminer le temps correspondant à cet

angle par un calcul de proportion et en utilisant par exemple

l'al-gorithme division par 2 simultanée sur les angles et sur les heures

(cf. rapport d'expérience).

L'exp lication de cette rotation observée do~~ pour réussi~

par-tir du mouvement appar ent du soleil. Les élèves savent que si le soleil

se déplace le jour c'est en fait à Càuse de la rotation

del~

erre

sur

elle-mime. Cette rotation de la terre doit aussi produire un effet la

et cet effet c'est le lent déplacement apparent des étoiles autour d'un point voisin de l'étoile polaire qui figure la direction nord de l'axe de rotation de la terre sur elle-même. On peut aussi se demander quel est le sens de rotation par comparaison avec la carte tournante.

2.6. Les planètes, la Lune ••

Des élèves peuvent demander où placer la lune et les planètes sur ces diverses cartes et photos. Pourquoi ne sont-elles pas re-présentées ?

Deux questions se posent alors.

Peut - on observer la lune (ou les planètes) dans la direction de l'étoile polaire. Aux élèves d'aller voir et de ra-mener l'information, en tous les cas pour la lune.

- Peut-on placer sur une carte un objet qui se déplace ?

Non mais on peut au moins approximativement indiquer sa trajectoire. C'est le cercle de l'écliptique ou la bande d'espace de part et d'autre de ce cercle qu'on appelle le Zodiaque.

Ce genre de choses sera en fait beaucoup m~eux compris en employant un modèle ultra simplifié de sphère céleste.

3 SPHERE CELESTE ET TRAJECTOIRES

-Jusqu'alors il s'agissait surtout de regarder les étoiles circum-polaires, même si les cartes des .élèves couvraient en réalité toute la voûte céleste visible. Une telle représentation plane est cependant très insuffis~nteet c'est pourquoi nous avons introduit un modè"le s impl.i.fî.ê vd e sphère céleste. Cela doit permettre de :

- voir la ~otation d'ensemble des étoiles d'est en ouest. introduire à l'observation de la rotation des étoiles dans la directbn Sud.

reconnaître et localiser la trajectoire du Soleil, de la Lune et des planètes (où faut-il regarder pour essayer de les voir ?

le planétaire du chapitre système solaire permettant de prédire quand on peut les voir et aussi pourquoi on les voit dans la même région de l'espace,: la bande du zodiaqu~.

expliquer la rotation apparente d'ensemble des étoiles par le mouvement de rotation de la terre.

expliquer la modification au fil des jours des trajectoires du Soleii, de la Lune, des Planètes.

L'objectif essentiel reste le souci, d'affiner l'observation de la rendre possible dans une situation réelle : savoir où regarder quand on cherche tel objet céleste. Il faut que cet univers dont on parle ne reste pas abstrait, une simple construction de modèles ou un jeu de représentations. L'idéal, une fois de plus, serait l'ob-servation en situation réelle qu'on ne peut ici qu'encourager.

Nous éviterons toute construction théorique compliquée. Nous ne parlerons pas du mouvement rétrograde des planètes (qu'il est possi-ble d'observer sur des photographies successives) tout au plus peut-on demander aux élèves d'essayer d'observer le lent glissement de la lune prenant du retard par rapport aux étoiles.

3.1. Modèle de sphère céleste

-C'est un. ballon de verre épais (pour les chocs !) fermé d'un bouchon qui est traversé d'une tige métallique au bout de laquelle on peut monter une sphère de liège qui représentera la terre.

Le ballon repose sur un socle qui oriante sOn grand axe de telle sorte que sa hauteur soit approximat.ivement la hauteur de l'étoile polaire au lieu où vous vous.trouvez (à 100

près

!).

On

peut le remplir d'eau (teintée d'encre) dont la surface af-fleurant au niveau de la boule centrale représentera la surface de l'horizon pour un obserVâteurterrestre. (Noter le niveau de remplis' sage du ballon vertical pour que l'affleurement se produise).

Le système est telql on peut; soit faire tourner le ballon glob,

lement (l~aurestehorizontale) soit faire tourner la terre au centre par l'intermédiaire de la tige métallique.

Il convient d'abord que le modèle soit bien compr~s.

- la boule représente la terre et on peut demander quelle est l'échelle de cette représentation. Un bon exercice d'emploi des puis-sances de la et de rappel des dimensions de la terre.

Quel serait la taille d'un observateur humain sur cette sphère. Invisible à l'oeil bien sûr: quelques diamètres atomiques (inutile de faire ce second calcul précisément).

- l'axe métallique représente l'axe SUD-NORD

- la sphère de verre permettra de dessiner des étoiles et ainsi d'indiquer dans quelle direction un observateur sur la petite boule

(sur la Terre) pourra les observer. Cela ne préjuge en r~en de leurs distances réelles à la terre et encore moins que toutes ces distances sont les mêmes. On n'obtient ainsi que les directions d'observation.

- la surface de l'eau assombrie (il suffit d'ajouter quelques gouttes d'encre) pour qu'on ne puisse pas voir au travers, représente l'horizon. On ne voit pas sous l'horizon, on ne voit que les objets au dessus de l'horizon (Il y a un risque léger de confusion avec une

entre

interprétation de différence~ jour et la nuit qui peut être évitée si on se place clairement dans une situation d'observation nocturne au moins au début).

3.2. Utilisation du modèle

-- Les élèves placent quelques étoiles ou constellations - circumpo-laires (avec un crayon feutre) dont l'étoile polaire en prdbngement de l'axe.

~ ils impriment au globe un mouvement de rotation ~est en ouest pour montrer le mouvement apparent de ces étoiles tel qu'il est perçu par l'observation terrestre.

- ils observent alors que certaines étoiles restent toujours au-:dessus de l'horizon, que d'autres peuvent plonger en dessous de l'horizon et repraitre de l'autre côté etc •••

- si toutes les étoiles se déplacent dans un grand mouvement d'en-semble, comment vont se déplacer celles q~e l'on peut observer dans la direction Sud. Egalement de l'est vers l'ouest (c'est-à-dire dans ce cas de gauche à droite et plus de droite à gauche !).On ne verra qu'un petit arc de cercle de leurs trajectoires.

Ily a certaines étoiles qu'on ne voit jamais.

- ce mouvement apparent est équival~nt à des étoiles fixes et à une rotation de la petite sphère centrale - mais d'ouest en est

On en déduit le sens de la rotation de la terre- qu'on peut éventuel-lement retenir par la règle de la main droite : les doigts courbés de la main indiquent le sens de rotation de la terre, tandis que le pouc~tendu à angle droit inœque la direction du Nord.

- On peut placer un ruban de scotch sur la région de la sphère qui sépare le Nord du Sud. On représentera ainsi l'équateur c~leste. Une étoile sur l'équateur parcourera une trajectoire apparente ressemblant à un cercle vu exactement sur la tranche. Le plan de cet équateur est évidemment perpendiculaire à l'axe Sud-Nord.

- Considérons le Soleil maintenant. On le voit aller d'est en ouest et mon t er dans la direction Sud •.On peut même éventuellement disposer d'un globe sur lequel on a effectivement repéré la trajectoire du soleil un certain jour (cf. le chapitre sur le mouvement du soleil). On sait que

cette trajectoire peut être plus ou moins élevée dans le ciel. Le Soleil peut donc se trouver dans une région du ciel tantôt au dessus de l'équateur céleste tantôt en dessous. On peut dessiner cette ré-gion par un ruban de scotch qui décrit un autre cercle, coupant le cercle de l'équateur et dont le plan fait un angle de 23,5° (environ) avec celui de l'équateur. Ce ruban représente la direction de l'éclip-tique. Le Soleil se déplace tout au long de cette courbe pendant toute l'année (en sens inverse du mouvement quotidien). En été, il est dans

la partie haute du ciel, au-dessus de l'équateur (mais toujours au sud du zénith) en hiver il est dans la partie basse etc ...

La situation est à peu près la même pour la lune et pour les planètes. Elles parcourent aussi le zodiaque. On ne peut donc pas les trouver n'importe où dans le ciel, mais elles ne restent pas fixes par :

rapport aux étoiles. Le Lune par exemple prend lentement du retard par rapport aux étoiles. Ceci peut être aisément observé. En effet, elle prend un retard égal à sort diamètre pour chaque heure passée

(ce qui corresp~nd à un tour complet du zodiaque en environ 27 jours).

- Historiquement les grecs pensaient qu'il y avait une sphère pour les étoiles et une sphère pour le Soleil, une pour la Lune, une ou plusieurs pour les planètes. Ils se préoccupaient de décrire les mouvements sans se demander quelles étaient les causes physiques de ces mouvements, en comparaison avec les mouvements observés à la surface de la Terre (voir NUFFIELD "Astronomie"). Il convient cependant de ne pas trop rentrer dans les détails des modèles grecs, en particulier pour ce qui est de l'explication du mouvement apparent en boucle des planètes, puisque nous n'en parlons pas par ailleurs. Mais il est intéressant de voir que très tôt des savants grecs avaient proposés des explications à base de sphères et de mouvement de rotation à vitesse constante. L'idée n'était pas a priori complètement ridicule. (voir NuFFIELD "Astronomie").

] - BRILLANCE APPARENTE DES ETOILES (Magn~tude)

-En général sur l'ensemble des cartes du ciel que vous manipu-lez les étoiles sont représentées par des disques dont la taille est

directement proportionnelle à la brillance apparente de l'étoile. La

taille de ces disques n'a rien à voir ni avec le diamètre apparent des

étoiles qui apparaissent toujours, tellement elles sont éloignées, comme

./ .

des points (au contraire de certaines planètes proches ou grosses qU1

dans une petite lunette apparaissent comme des disques exemple

Jupi-ter avec un grossissement de 20) ~ ni avec la luminosité réelle des

étoiles (énergie lumineuse totale effectivement émise par l'étoile

par unité de temps). On peut ainsi observer des étoiles apparemment très brillantes qui ont en fait une luminosité réelle plus faible que celle d'autres étoiles apparemment moins brillantes, mais qui sont beauçoup

plus proches de nous. Un ph~re de voiture très éloigné peut apparaître

moins brillant qu'une bougie proche. Il serait représenté par un disque plus petit selon les conventions généralement adoptées.

La brillance apparente est exprimée en magnitude (ou grandeur) apparente souvent on dit magnitude, sans ajouter apparente et c'est ce

,...;

que nous ferons par la suite. En réalité des magnitudes forment une échelle logarithmique des brillances. On peut représenter cela par une formule simplifiée

Brillance ~ 2,5- magnitude

(on prend 2,5 car 2,55 = ]00; ce qui signifie que deux étoiles dont les

magnitudes diffèrent de Sont des brillances dans le rapport ]00).

Comme vous pouvez le voir, on compte les magnitudes à l'envers

une étoile de 1ère magnitude (magnitude = 1) sera 2,5 fois moins

bril-lante qu'une étoile de magnitude

° ;

Une étoile de 6e magnitude (6) sera

]00 fois moins brillante qu'une étoile de 1ère magnitude (]). En effet l'écart de magnitude est de 5, donc le rapport des brillances est de

2

iS

S

=

100. Deux étoiles sont tellement brillantes en apparence qu'elles

ont des magnitudes négatives (Sirius - 1,5 et Canopus - 0,9). C'est

aussi le cas des planètes brillantes comme Vénus et Jupiter par exemple.

L'étoile polaire, Polaris a une magnitude de 2,1. Des étoiles très

bril-lantes (plus b~illantes que Polaris) comme Vega, Capella, Arcturus ont

une magnitude de l'ordre de_..... 0~2. Deux étoiles comn,e Arcturus et Rigel

.

qui ont a peu près la même magnitude (0,2 et 0,3) sont à des distances

très différentes. Rigel (Orion) est 17 fois plus éloignée que Arcturus

(Bouvier) et donc pour apparaître presque aussi brillante qu'Arcturus

doi.t émettre beaucoup plus d'énergie lumineuse (en fait de 400 à 500 fois plus). Dans cette échelle de magnitude le soleil aurait la

ma-gnitude apparente de - 26. Avec les télescopes les pl~s puissants on ne

distingue pas au-delà d'une magnitude de l'ordre-de + 24. A l'oeil nu,

. .

par un ciel très sombre on ne distingue pas d'étoile de magnitude plus grande que 6. C'est pourquoi sur les cartes que vous utiliserez seules seront représentées les étoiles ayant une magnitude inférieure à 6 ou 7. Ce sont les étoiles les plus bfillantes et il y en a à peu près de l'ordre de 3000 visibles ainsi à l'oeil nu (par les très belles nuits d'été).

Dès 150 avant J.C. Hipparque un des plus grands astronomes de

l'antiquité avait dressé un catalogue de 800 étoiles et les avait

clas-sées par ordre de brillance appa.rente; Ptolémée (150 ap. J.C.) le repris

et y fit figurer plus d~ 1000 étoiles.

Sur la carte mobile de classe nous avons utilisé une forme

étoilée pour les étoiles les plus.brillantes c'est-à-dire de magnitude

1 ou inférieure à 1. C'est le cas de Vega par exemple (dans la conste

l-lation de la Lyre). Les étoiles de 2ème parfois de 3e grandeur sont

représentées par un gros disque. Les autres par un disque plus petit.

Toutes les étoiles visibles ne sont pas sur cette carte. Nous avonS

retenu une repré~entation intermédiaire entre une représentation trop

chargée ou au contraire trop clairsemée.

Sur la carte Hallwag les magnitudes sont figurées de 1 et moins à6,5 par pas de 0,5. Sur la carte distribuée aux élèves les magnitudes sont figurées par des disques (sauf Sirius étoilée) par pas de 1.

RemalIpez enfin que les étoiles étant groupées par:. constellation

(cf plus loin) chaque étoile d'une constellation peut être appelée du

nom de la constellation et d'une lettre grecque of.J

0) '(

)

S';

etc ...

dans l'ordre des brillances décroissantes (c'est-à-dire de s ma gn i t ude s

croissantes). Ainsi dans la petite Ourse l'étoile la plus brillante es t

l'étoile pol~ire (~ petite Ourse), l'étoile suivante ~ petite Ourse

se trouve à l'autre bout du petit cha~iot etc ..• Cette classification a

Celui-ci s'est cependant'parfois trompé en considérant que ri. ORION (Betelgeuse) est plus lumineuse que

ft

ORION (Rigel) alors que leur magnitude respective sont 0,7 - 1,5 (brillance variable) et 0,34. La classification en

<.

13)(.1

·

est donc appr ox imaivemeut.une classification par ordre de brillance décroissante •

.Signalons enfin que pour ~tre tout à fait précis il faudrait parler de brillance pour chaque couleur et que si le taux de chaque couleur émise par deux étoiles est différent··(ce qui est le.cas quand la température de leur surface est différente) la comparaison des brillances doit se faire dans tous .1e s dorna i ne s decou1eur •• ~ Or

certaines couleurs comme le bleU lointain (c'est-à~dire l'ultra violet) peuvent ~tre fortement absorbas par l'atmosphère céleste •.• Les nuages des gaz et de poussière interstellaires peuvent aussi diffuser la lu-mière inégalement selon la couleur •.. VoUs voyez que les choses se

.. compliquent passablement. Toutefois les raisonnements précédents restent qualitativement corrects.

Objectifs pédagogiques possibles

-Le code des cartes représentant le ciel repose sur la brillance .

apparente des étoiles. Elles peuvent être classées par ordre de brillance apparente et la taille du disque qui les représente est reliée à cette brillance apparente.

La taille du disque représentant l'étoile n'a rien 8 voir avec la

taille réelle de l'étoile ou avec sa luminosité réelle (c'est une conven-tion du fabricant de carte).

Ce classement par brillance apparente ne renseigne pas sur la luminosité réelle. En effet une étoile plus lumineuse étant plus éloignée apparaîtra moins brillante qu'une autreéteoile moins lumineuse mais plus proche (rSle de la distance dans l'appréciation de la luminosité absolue de la source lumineuse).

Ceci permet de développer l'idée que les étoiles ne sont pas nécessairement toutes à la même distance .~Vous ·pouvez poser cette qu es-tion apriori aux élèves-et que leur éclat dans le ciel ne renseigne pas

.autométÎ.quement sut' leur distance (on sépare la variable distance; de la variable luminosité intrinsèque ou absolue). En particulier.les étoiles

d'une même constellation n'ont aucune raison d'être proches les unes des autres. Elles sont simplement observables dans une région du ciel dont la direction est bien déterminée.

2 LES ETOILES SONT COLOREES

-Les disques représentant les étoiles sur la carte HALLWAG sont co l orês: : encore un autre code ! Cette couleur est en réalité la couleur dominante de l'étoile correspondante. Une étoile représentée par un disque vert émet donc un rayonnement contenant un

max~mum de vert. Le soleil est une étoile jaune (il n'est évidemment pas sur ces cartes). Sà surface ~met un rayonnement de type jaune.

On peut observer une différence dans la couleur des étoiles en comparant.par exemple l'étoile la 'p l us haute sur 1 'hori-zon et celle la plus basse de la constellation d'ORION (bien visi-ble dans un ciel d'hiver). La plus haute s'appelle BETELGEUSE et elle a un éclat rougeatre, la plus basse s'appelle RIGEL et elle a un éclat bleuté.

Il ne faut cependant pas oublier que l'oeil est

diversement sensible aux couleurs et qu'il a tendance à corriger les couleurs réelles en particulier à cause de sa sensibilité maximum dans le jaune.

La plupart des étoiles particulièrement brillantes Vl.-sibles à l'oeil nu sont d'un bleu d'azur tirant sur le blanc comme par exemple Vega, Deneb, Altair (le fameux triangle des trois étoiles).

D'autres tirent sur le vert jaune corrme la chèvre (Capella) Pollux, l'étoile polaire etc ...

AnIurus, Aldebaran, Betelgeuse et surtout .An t ar e s ont un aspect jaune rougeatre. Cette couleur superficielle est un témoin important de la nature de l'étoile. Nous reverrons ce point plus en détail dans la partie portant sur le soleil et les étoiles. En atten-dant et pour votre information il convient d'indiquer que les étoiles sont classées en catégories èt que c~ classement coirespond à des couleurs superficielles différentes qui elles-mêmes sont dûes à des températures superficielles différentes.

Vous connaissez le changement de couleur dominante lorsqu'on chauffe un filament de laD~e (de tungstene par exemple) depuis le rouge sombre jusqu'au jaune brillant. Le spectre émis dépend de la température (et ne dépend pas de la nature du matériau) et s "en-r richit en bleu lorsque la température du filament augmente. Il cn est de inême pour les étoiles. Les spectres émis par les diverses étoiles

classées dans des grandes catégories indiquées d'une lettre (O,B,A,F,

G,K,M) sont indiqués en bas à droite sur la ca r t e HALLHAG.qui donne ·

différentes températures superficielles (non indiquées). Les étoiles 0, très chaudes émettent dans l'ultraviolet, les étoiles G, mo~ns

chaudes dans le visible avec un pic dans le jaune (co~ne le soleil) les étoiles M, émettent dans le rouge avec un m~ximum dans l'infrarouge proche •.•.

Il est assez extraordinaire de remarquer (et ce ne fut pas découvert rapidement puisqu'au début les étoiles étaient classées sel'on 1e.ur spectre de raies) qu'une variable aussi simple que la cou-leur apparente qui traduit la te~pérature superficielle de l'étoile serve à un classement fondamental, c'est-à-dire significatif du point de vue physique de ces étoiles.

Objectifs pédagogiques

-Voilà un bon test d'observation et de reconnaissance des étoiles réelles. Pouvoir donner leur couleur apparente après observation. Il n'est pas toujours évident de remarquer ces couleurs apparentes et vous risquez de décevoir les élèves par une observation difficile. Indiquez que·c'est difficile et donnez quelques exemples simples (ORION) que vous aurez vous-même vérifié à l'avance.

Remarques

-Attention, à l'horizon les étoiles rougissent! Comme le soleil levant ou couchant. La lumière bleue envoyée par l'étoile est plus affaiblie que la lumière rouge car elle est diffusée par les couches épaisses d'atmosphère qu'elle doit traverser à ce moment là pour atteindre l'observateur. Une cause d'erreur d'observation peut venir de là !

A l'aurore et au crépuscule toutes les étoiles palis-sent jusqu'à disparaître. La lumière du soleil diffusée par le ciel jusqu'à notre oeil devient plus importante que la lumière envoyée par les étoiles. Seules certaines sources très lumineuses restent plus longtemps visibles comme la lune visible aussi de jour, Vénus etc ... S'il n'y avait pas d'atmosphère sur terre nous continuerions de voir les étoiles de jour (comme sur la lune). Hélas sans atmos-phère nous ne serions prob abLemerit pas là

Les étoiles scintillent (allez à l'Observatoire de St-Michel de Haute-Provence un soir de mistral! on voit l'image de l'étoile danser dans les télescopes à l'inverse des astronomes qui eux ne dansent pas de joie : pas ,de mesure possible dans une situation pareille). L'éclat et la couleur des étoiles vaient d'une manière aléa-toire et sautillante (!).

Cela est dû aux modifications aléatoires des couches atmosphériques traversées par la' lumière de l'étoile qui vient à l'ob-servateur. La réfraction des rayons lumineux est en effet modifiée par des variations de température, de densité, d'humidité etc .• de l'atmosphère.

La scintillation est donc d'autant plus grande que la couche d'atmosphère à trav~rser est plus importante. Les étoiles basses seintillent davantages.'

?

_.

·1

R~rn<l.r,\ue.: l'ef.l.ls<,euv J.. L'<l.t01'\ospl...re. .,le~t,ra.s; L'echeLLe d.. ViL(Oh cle..

3 - ETOILES VARIABLES, ETOI LES DOUBLES

-Sur la carte mobile nous avons représenté une étoile

variable particulièrement remarquable Algol (~Persée) et nous avons

utilisé un symbole particulier: un disque entouré d'un cercle

~

(comme sur la carte de Bourge).

Rien ne distingue les étoiles variable des autres

\

étoiles sur les deux cartes "Le Ciel étoilé" et "Constellations"

distribuées aux élèves. Par contre sur la carte des élèves qui indique

le nom des constellations ainsi que sur'la carte HALLWAG on trouve

le symbole ~

Il existe différentes sortes d'étoiles de brillance variable. Avec Algol, il s'agit d'un cas particulier d'étoiles doubles qui s'éclipsent mutuellement.

ALGOL.

21J

2,8 3,2 3,6 ' - - - - r - - - r - - , . - - , - - r - - - - y - - - - y - - - . , - - - - , ~(2.phl,\lAe.

ble. Li. Lupul!.t"'e.... (tr\I<;e

f<l."l..

ALG-O!.. (àotlettolJbl/!.

1-0\11'112.,,1-L'une.

è.u~ov' de.\"a.vb·e.)

o

20 40 60 80

Quand on étudie les étoiles par télescope on s'aperçoit

qu'un grand nombre d'entre elles apparaissent groupées par paires ou

même par groupes plus impor t a nt s .

A la fin du I8e siècle on avait déjà trouvé beauco up

d'étoiles doubles par télescope rr.ais on pensait que les deux étIiles

observées étaient en réalité dans l'enfilade l'une de l'autre et

pro-bablement très ê l o i.gnées l'une de l'autre. H. ~l. HERSCHEL en essayant

de détecter la dist ance de ces étoiles par la mé t h ode de la parallaxe

n'y parvint pas car les. ~toiles étaient trop éloignée s pour la précision

tourner l'une autour de l'autre. Du coup il fallait conclure que les deux étoiles étaient réellement proches l'une de l'autre et soumises à l'attraction mutuelle que l'on connait sous le nom de gravitation universelle (HERSCHEL 1803).

Il est intéressant de voir que ce résultat avait déjà été prévu par J. MITCHELL qui utilisa un argument assez fréquemment employé en astronomie. Il compta le nombre d'étoiles très proches

.e t montra par un raisonnement stâtistique qu'il était vraiment im-probable de rencontrer autant de couples d'étoiles aussi proches l'un de l'autre quant à leur séparation angulaire si les deux étoiles pouvaient être à n'importe quelle distance l'une de l'autre dans la direction d'observation. Statistiquement il était donc probable que la grande quantité d'étoiles doubles observées étaient des couples d'étoiles proches l'une de l'autre et étroitement liées par gravita-tion universelle.

On savait depus très longtemps que la brillance de l'étoile ALGOL ( ' Persée) fluctuait avec le temps. Ce n'est qu'en 1783 qu'un anglais GOODRICKE mesura la variation de brillance pour obtenir la courbe que nous avons montré. Ce qu'il y a de remarquable dans cette mesure c'est ~abord le rapport de 3 entre l'intensité ma-ximum et minimum (magnitude 2, 3 à 3,5) et la constance de ce rapport ainsi que de la régularité de cette variation (période de 69 heures). L'explication est alors simple. On imagine deux étoiles qui tournent l'une autour de l'autre et nous observons cette rotation dans son plan. Une des deux étoiles est brillante, l'autre l'est moins. Lorsque l'étoile sombre passe devant l'étoile brillante l'intensité diminue beaucoup (l'étoile sombre cache l'étoile brillante) et inve r s emen t lorsque l'étoile brillante passe devant l'étoile sombre l'intensité ne diminue qu'un peu. Entre temps on voit la brillance des deux étoiles à la fois • Les deux étoiles sont trop éloignées (100 ann ée s lumière) pourqu'on puisse les distinguer l'une de l' a ut r e et observer leurs mouvements. On n'obtient ainsi qu'une information indirecte sur leurs mouvements.

Remarquons au passage que si par effet DOPPLER on mesure h vitesse de déplacement de ces deux étoiles l'une par rapport à l'autre on peut déduire du temps d'éclipse et de la valeur de la vitesse la taille des deux étoiles! •• •

Sans vouloir faire retrouver

(!)

un tel modèle d'étoiles doubles qui s'éclipsent par les enfants, il est néanmoins possible

de leur faire prédire ce que l'on observe en imaginant deux boules l'une sombre et l'autre claire tournant l'une autour de l'autre ..•. (ne pas perdre trop de temps si vous avez l'impression que cela ne passe pas .•. , car les élèves n'ont encore aucune idée de ce que sont les étoiles, de leur distance et risquent même de mélanger cette ro-tation avec le mouvement apparent de l'ensemble des étoiles lié au mo\lvement diurne de rotation de la terre sur elle-même dont la prise de conscience est un des objectifs importants de cette partie de l'enseignement). Il est toutefois bon qu'ils prennent conscience dès le début que des choses un peu inhabituelles se passent dans le ciel, qu'une certaine représentation immuable du ciel est à revoir pour pré-parer progressivemment à l'idée d'un univers en évolution.

Un autre symbole est assez fréquemment rencontré sur sur une des cartes d'élève, la carte HALLWAG:

.!!-

(sur la carte BOURGE on a

e

, l e trait est au milie~ du disque au lieu d'être à côté !).

Ce symbole représente des étoiles doubles c'est-àdire un groupe de deux étoiles liées gravitationnellement, qui tournent autour l'une de l'autre~

Le même GOODRICKEaobservé un autre type de variation d'éclat d'une étoile, la première de cette série étant

0

Céphée. La variation de l'éclat en fonction du temps est donnée par la Gourbe

suivante :

o

2 4 6 8 10

I~TTTpSenJO\lrs

On voit mal cornrrlent expliquer cette courbe par des

éclipses d'étoiles doubles bien que tout le monde y ait cru au départ. En fait au début de ce sièc le on s'aperçut par le cal c ul des mass e s et volumes des étoiles que si c'était une éclipse le compagnon de l'étoile principale très ,lumineu se (et donc très grosse) aurait dû se trouver à

On proposa alors l'idée d'une étoile pulsante qui se gonfle et se dégonfle (la variation~u rayon est de l'ordre de 6

%).

Cette idée est maintenant bien ét ab l i e . On a aussi en partie compris pourquoi ces étoiles se gonflaient et se dégonflaient, par suite d'instabilité de structure.

Comme ces étoiles, appelées Cepheides du nom de la

premi~re d'entre elles qui a été découverte, (l'étoile Céphée, de

rang ·

S

dans la constellation Céphée dont la magrritide varie de 3,6

à 4,3) sont très lumineuses (en réalité et non seulement en apparence) on peut les voir même lorsqu'elles sont très loin. On peut les voir en particulier dans des galaxies différentes de la nôtre, comme les "nuages" de MAGELLAN qui sont les .deux galaxi es les plus proches de la nôtre (Elles sont ainsi appelées à cause de ~AGELLAN qui dans ses voyages dans l'hémisphère sud, observa deux régions du ciel dé-tachées de la Voie Lactée mais tout aussi riches en étoiles). Comme toutes les Cépheides qui se trouvent dans ces galaxies et en parti-culier dans le petit nuage de MAGELLAN sont tr è s loin et donc à peu pr~s à la même distance de nous, leurs brillances apparentes sont proportionnellès à leur luminosité absolue. On observa alors une relation entre iuminosité absolue et période de pulsation de ces cêphéides. Il suffisait ensuite de mesurer la distance d'une des céphéides dans notre galaxie pour avoir ainsi un calibrage de la courbe de luminosité absolue-période. C'est un peu comme si grâce

·à la mesure de la période on avait trouvé un moyen de lire sur une céphéide éloignée la valeur de s~uminosité absolue et en la comparant

à sa brillance apparente d'en déduire sa distance (imaginez une am-poule électrique allumée éloignée. Vous voulez connaître sa distance. Cela est tr~s facile si vous connaissez le flux de lumi ~re qu'elle émet. .. si elle fait 100 watts de consommation électrique par exemple et en comparant avec la lumi~re reçue par vous. Le problème est donc de connaître la puissance en watts de la lampe sans aller y voir.. Dans ce cas là on peut imaginer un télescope qui permettra it de lire la puissance en watts de la lampe !)La relat i on luminosité période de pulsation des céphéides est analogue à la lecture de la puissance en watts puisque la me s ur e de la période donne ac cè s à la lumi nos i t é .

Nous avons incidemment rencontr é ainsi un de s probl è me s de la mesur e des distances des étoiles.

4 -

A}~SD'ETOILES

-On trouve également sur les cartes des élèves sur la

carte BOURGE et sur la carte HALLWAGt des symboles du genre

ou

..

..

..

..

. r» ~

..

.

.

.

.

. Le premier représente un amas d'étoiles ou amas ouvert.

Le second représente un amas globulaire.

On.a vu en effet qu'on pouvait rencontrer des groupes

de deux étoiles. Il existe ainsi des groupes de 3 étoiles (le groupe des Cl(" Centaure) de plusieurs étoiles et enfin des amas. Les amas

ouverts comme les Pléiades ou les Hyades (Taureau) peuvent contenir

de la dizaine au millier d'étoiles qui ne sont pas concentrées les

unes sur les autres dans une forme sphérique. Les amas globulaires

comme celui de la constellation de Hercule (r! 13 : diapositives NB)

ont au contraire une forme sphérique et peuvent contenir plus de

100.000 étoiles. L'observation de ces derniers (voir photographies)

montre immédiatement que la gravitation est àl'oeuvret à cause de la

magnifique régularité de leur forme sphérique.

Pour tous ces couples et amas reconnus comme tels il

est raisonnable de penser que toutes les étoiles cbmposantes sont

4 -

A}~SD'ETOILES

-On trouve également sur les cartes des élèves sur la carte BOURGE et sur la carte HALLWAG, des symboles du genre

. r»

~

..

.

.

.

.

ou • • • 9.

..

• Le premier représente un amas d'étoiles ou amas ouvert. Le second représente un amas globulaire.

On.a vu en effet qu'on pouvait rencontrer des groupes de deux étoiles. Il existe ainsi des groupes de 3 étoiles (le groupe

des C(" Centaure) de plusieurs étoi.les et enfin des amas. Les amas

ouverts comme les Pléiades ou les Hyades (Taureau) peuvent conteni.r de la dizaine au millier d'étoiles qui ne sont pas concentrées les unes sur les autres dans une forme sphérique. Les amas globulaires comme celui de la constellation de Hercule (1'113 : diapositives NB) ont au contraire une forme sphérique et peuvent contenir plus de 100.000 étoiles. L'observation de ces derniers (voir photographies) montre immédiatement que la gravitation est à l'oeuvre, à cause de la magnifique régularité de leur forme sphérique.

Pour tous ces couples et amas reconnus comme tels il est raisonnable de penser que toutes les étoiles cbmposantes sont en général nées en même temps dans un même groupement.

5 METEORITES OU ETOILES FILANTES

-Une étoile filante n'est pas une étoile du firmament qui tout d'un coup est prise d'envie de voyager.

Cette trainée de lumière que l'on peut observer dans le ciel est dûe

_,

à des morceaux de roches qui étaient en orbite autour du soleil avant de se faire.captyrer par la terre. Ces roches vont à une vitesse de quelques dizaines de km par seconde lorsqu'elles pénètrent dans l'atmosphère terrestre (une fine couche d'air à la surface de la sphère terrestre 10km/6000km de rayon qui se déplace avec la terre à la vitesse de 30km/sec). Elles sont échauffées par

frottement avec les molécules d'air (comme le module lunaire lorsque celui-ci revient sur terre). Elles sont fondues et mêmes vaporisées et la majorité ne dépassant pas la taille d'un grain de sable n'at-teint jamais le sol. Ceitains miciométéorites sont si petits que l'é-chauffement produit n'est pas suffisant pour les faire fondre avant

leur arri~ée au sol, ils se joignent à la pous~i~re du ciel .• La

lumière que nous observons provient des molécules d'air chauffées "au contact de ces météorites.

Certaines pluies de météorites sont périodiques

(une des plus connues s'observe vers-le 12 Août) d'autres sporadiques. Les "pluies" périodiques portent les noms des constellations d'où les .é t oi l e s filantes senililent provenir. Elles sont dûes à la rencontre ·

de courants de météorites en orbite autour du soleil (des restes de comète par exemple) et se produisent chaque fois que la Terre revenant au même point de son orbite traverse ce courant.

Ce courant ayant une direction bien définie semble donc pour un observateur terrestre provenir d'une région d'étoiles bien déterminées (caractérisée par une constellation : par exemple les Perséides au mois d'Août, venant de la constellation de Persée).

Certains gros m€téorités ont pu atteindre le sol et laisser des traces (aux U.S.A., en Russie etc ... ) mais l'érosion terrestre fait progre ssivement disparaître ces traces ce qui n'est pas le cas sur la lune.

On a ét udi é l'ige des météorit es par des techniques

de dosage radioactif et on a trouvé qu'ils ét a i e n t plus anciens que

les plus anciennes roches terrestres êtudiê e s. (4,5 mi l l i a r ds.d ' annê e s ,

.11s peuvent par contre être aussi vieux que certaines roches trouvées

à la surf ace de la lune (ils ne proviennent évidemment pas de la lune).

On a étudié leurs compositions chimiques : certaines

sont pierreux, d'autres constitu~s de métal surtout de fer. Leur co

m-position devra ~tre expliquée par toute th60r ie portant sur la

nais-sance du système solaire.

Enfin on pense avoir détecté de la matière organique

(des acides aminés qui sont les molécules cons t i t uan t e des protéines) sur certains m~ t éo r i tes . Au début on remarqua que ces acides aminés

ressemblaient fort à ceux qu'on trouve dans les marques laissées par

les doigts.: mais récen~ent (1969) on a trouv é des acides aminés qui

ne semblaient pas provenir d'une contamination. Ceci ne prouve pas

qu'il existe une vie extra· terrestre mais simplement .que certaines

molécules. complexes nécessaires à

la

vie se trouvent dans l'espace.

1)\V'ect\on d'I! ne.COi\Sre.LLÜloV\ d'v':' seT)\b~e"t- pl'"ove.nlV"

Le

s

éto,Pe.s Ç\la.r> r-es

<,

Objectifs péd a go gi ques possibles

-- Certaines élève s savent peut-êtr e que cer t a i n e s pluies d'étoiles filantes sont obse r vab les chaque an née à la mêli'.e épo que . Ce peut êt re

l'occasion de r~fl f ch ir à l'origine de cette p~ri od ic i t~ en relation

avec le modè le de la terre tourn a nt autour du sol e il, qUl chaque arul~ e

- Cela permet aussi de commencer de prendre conscience que l'espàce est peuplé dedivetsessottes de matériaux.

·6 -LA VOIE LACTEE, LES GALAXIES

-Sur toutes les cartes sauf la carte tournante on distingue une grande bande au dessin irrégulier présentant sur fond sombre une allure de grisaille. Il s'agit dé la Voie lactée c'est-à-dire de notre Galaxie. Pourquoi ne voit-on pas cette grande quantité d'étoiles dans

toutes les directions: c'est parce que notre galaxie est aplatie comme

un'disque et que la plus grande partie de ses 100-200 milliards d'étoiles

se trouve dans ~ette région plat~ qui a de plus une structure avec des bras en spirale (cf. la photographie de la Galaxie Andromède qu~ ressemble beaucoup à notre Galaxie). Notre système·solaire ne se trouve pas au centre de la galaxie mais sur un des bras spirale à environ

30.000 années lumière du centre de la galaxie (qui fait environ lalOOO années lumière de diamètre) ( une année lumière est la distance par-courue par la lumière à la vitesse de 300.000 km/s pendant une année soit à peu près 1013 km). Ce cemtre se trouve dans la direction de la constellation du Sagittaire. Etant dans le plan de la galaxie nous la voyons par sa tranche ce qui pr0voque cet aspect de bande. C'est

Galilée qui aid~ de son télescope découvrit le premier que cette bande ayant un aspect nuageux et continu à l'oeil nu pouvait être résolue

en éto{les séparées. A certains endroits cette bande se divise en parties qui se retrouvent un peu plus loin. On sait maintenant que ces bandes sombres à l'intérieur de la voie lactée sont dûes à des nuages de poussière (1%) et de gaz (997.) qui absorbent les rayons lumineux sur leur passage. C'est un peu comme un brouillard qui dans certaines directions empêcherait de ·voir ce qui se passe au loin. On appelle nébuleuse ces nuages de différentes origines (attention le mot né-buleuse était anciennement employé pour tout ce qui avait une allure de tache étendue de lumière et les galaxies autre que la nStre étaient appelées des nébuleuses). Les nébuleuses peuvent être soit des nuages sombres qui font écran, soit au contraire des ~uages qui émettent ou diffusent de la lumière parce qu'ils sont excités ou éclairés par des étoiles puissantes~

Ces nébuleuses ont été cataloguées par un astronome français du nom de MESSIER. Il cherchait à voir des comètes et avait noté toutes les taches lumineuses qui pouvaient apparaître dans le ciel pour ne pas les confondre avec d'éventuelles comète s. Depuis, nos connaissances se sont améliorées et progressent même à très v~ve allure mais on utilise toujours le catalogue Me s s i er (la lettre M suivie