L3 Sciences naturelles et communication
Astronomie-astrophysique
Bernd Vollmer Tel: 0368852443
bvollmer@astro.u-strasbg.fr Observatoire Astronomique de
Strasbourg
11, rue de l’Université F-67000 Strasbourg
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
• Histoire de l’astronomie
• Repères et coordonnées
• Mouvement de la terre
• Le temps dans l’astronomie
• Les ondes electro- magnétiques
• L’architecture de l’univers
• Les mouvements
• Les planètes
• Le soleil
• Les étoiles
• La voie lactée
• Les galaxies
• La cosmologie
-3000 - 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 - 250 : Eratostène = rayon terrestre
-150 : Hipparque = premier catalogue d’étoiles, constellations 150 : Ptolémée = modèle géocentrique 150
1500- 1500 -1600 1600 : Copernic, Galilée, Kepler = héliocentrisme distance des planètes
1676 : Romer = mesure de la vitesse de la lumière 1700 : Newton = théorie de la gravitation 1700
1784 : Herschel= propose une nouvelle structure, la galaxie 1830 : Bessel = distance d’étoiles 1830
1915 : Shapley = la galaxie 1915 1920 : Hubble = les galaxies 1920
Einstein = modèle de l’univers, ….
1957 : Spoutnik 1957 recherche spatiale
…de la terre aux galaxies…
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
-250: Eratost - 250: Eratostè ène ne
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.
Le tour de la Terre Le tour de la Terre
diamètre de la terre = 12756 km
Les distances Terre
Les distances Terre - - Lune Lune - - Soleil Soleil
- - 280: Aristarque de Samos 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
Amélioration par Hipparque: tenir compte du rayon du Soleil Diamètre de la lune Dlune = 0.5o
⇒ distance terre – lune tan(angle)=Dlune/distance En réalité:
rapport des rayons terre - lune = 3.7
les phases de la Lune et le rapport les phases de la Lune et le rapport des distances
des distances à à la Lune et au Soleil 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
D
soleil= 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 plangéométrique 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 (23.5 o );
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
Étoile polaire
Exposition de 40mn
Vitesse de rotation v
0= 465 m/sec a l’équateur
v=v
0cos Φ , ou Φ est la latitude du lieu
La rotation autour du soleil – les saisons
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 sont dues aux
différentes hauteurs h au dessus de l’horizon du soleil donc a l’angle entre les rayon solaires et le zénith
LES SAISONS vues depuis la Terre 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 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
• 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
4mn Soleil
Terre
Direction vers l’étoile
