L3 Sciences naturelles et communication Astronomie-astrophysique

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1 L3 Sciences naturelles et communication Astronomie-astrophysique Observatoire Astronomique de Strasbourg 11, rue de l Université F Strasbourg Bernd Vollmer Tel: bvollmer@astro.u-strasbg.fr

2 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, 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

3 Programme Histoire de l astronomie Repères et coordonnées Mouvement de la terre Le temps dans l astronomie Les mouvements Les planètes Le soleil Les étoiles Les ondes electromagnétiques L architecture de l univers La voie lactée Les galaxies La cosmologie

4 de la terre aux galaxies : 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 : 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, : Spoutnik recherche spatiale

5 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

6 Repères sur la terre et sur le ciel

7 Repères sur la terre et sur le ciel Le système de coordonnées horizontal (local) nadir

8 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 = km

9 Les distances Terre-Lune 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: km

10 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

11 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) = = rad = 1/387 Distance Terre-Lune / Distance Terre-Soleil = 1/387

12 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 = km la Terre = planète la Lune = satellite de la Terre le Soleil = étoile!

13 Mesure de la vitesse de la lumière par Romer en 1676 L'astronome danois Ole Römer ( ) 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= km/sec

14 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 = 23 o 27

15 Le système de coordonnées Est définie par l équateur céleste et les pôles Se compte en ascension droite α et déclinaison δ Zéro = point vernal = équinoxe de printemps équatoriales

16 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

17 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

18 Les distances entre les étoiles Attention: trigonométrie sphérique la trigonométrie plate ne s applique que pour des petites distances

19 Le mouvement de la terre Exposition de 40mn Étoile polaire Vitesse de rotation v 0 = 465 m/sec a l équateur v=v 0 cos Φ, ou Φ est la latitude du lieu

20 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

21 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.

22 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 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.

23 1) Le pôle Nord céleste, actuellement près de l étoile dite polaire, a une position variable. Dans environ ans, il sera situé près de Véga. Le cercle apparent que le pôle décrit en 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».

24 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 Soleil 4mn Direction vers l étoile Terre

25 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 = jours moyens = période réelle de l orbite terrestre Aujourd hui la précision du temps est donnée par des horloges atomiques

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