INITIATION A L'ASTRONOMIE Joseph Kremeur 21 janvier 2015 site personnel : http://pagesperso-orange.fr/jo.kremeur/

Initiation à l'astronomie 1 - Architecture de l'Univers 2 - Phénomènes astronomiques 3 - Constellations 4 - Les étoiles 5 - Cosmologie 6 - Notions avancées 7 - Instruments d'observations 8 - Histoire de l'astronomie 9 - Missions spatiales récentes Cours de 1h30 : 1 – présentation  Mercure 2 – Vénus  Saturne 3 – Uranus  comètes 4 – météorites  Voie Lactée 5 – les galaxies  éclipses 6 – aurores polaires  mouvements propres 7 – classification des étoiles  trous noirs 8 – systèmes de coordonnées  lunettes astronomiques 9 – télescopes  dernières découvertes 10 – sondes spatiales

1 - Architecture de l'Univers Les distances en astronomie Le spectre électromagnétique Le Système Solaire Les galaxies Les amas de galaxies Les Superamas de galaxies Nous nous proposons de découvrir l’Univers tel que nous le connaissons aujourd’hui en partant de notre environnement, le Système Solaire, jusqu’aux confins du visible, les plus lointaines galaxies. Nous verrons que l’Univers est strictement hiérarchisé et qu’il n’est pas immobile. Tout bouge et tourne autour de quelque chose. Les dimensions, les distances, les masses et les phénomènes sont à la limite de ce que nous sommes capables d’imaginer. Certains concepts font même intervenir des notions trop abstraites pour pouvoir se les représenter par une pensée cartésienne et rationnelle.

Distances en astronomie le kilomètre (km) l'unité astronomique (UA) = distance moyenne Terre – Soleil = 150 000 000 km l'année lumière (al) = distance parcourue par la lumière en un an = 63 240 UA = 9 500 milliards km le parsec (pc) = distance à laquelle on voit le rayon de l'orbite terrestre sous un angle de 1" = 3,26 al = 30 000 milliards km Les principales distances utilisées en astronomie sont : le kilomètre (km) : utilisable uniquement à l’intérieur du système solaire, l’unité astronomique (UA) : distance moyenne Terre-Soleil ou longueur du demi-grand axe de l’orbite terrestre. Elle vaut 149.597.870 km, l’année lumière (ou année de lumière) (al) : distance que parcourt la lumière en une année dans le vide à la vitesse de 299.792 km/s. On l’utilise pour mesurer des distances à l’intérieur de notre Galaxie ainsi qu’à l’extérieur, avec d’autre galaxies. Elle vaut 63.240 UA ou 9.461 milliard de km, le parsec (pc) : distance à laquelle on voit le demi-grand axe de l’orbite terrestre sous un angle de 1“. Cette unité est très pratique pour les calculs d’astronomie et utilisée surtout par les professionnels. Elle vaut 3,2616 al ou 206.265 UA.

Le spectre électromagnétique le spectre complet ondes radio, micro-ondes infra-rouge lumière visible ultra-violet rayons X, rayons gamma la fenêtre atmosphérique Les ondes électromagnétiques font partie intégrante de notre environnement. Sans instrument, nous ne percevons qu’une petite tranche de ces ondes : la lumière visible, grâce à nos yeux. Certains animaux peuvent peut-être percevoir une gamme plus large. Ces ondes, qui se déplacent à la vitesse de 299.792 km/s dans le vide sont caractérisées par leurs longueurs d’onde ou leurs fréquences de vibration qui représente grossièrement l’inverse (=c/). Elle sont véhiculées par une particule élémentaire, de masse nulle, appelée « photon ». Plus la longueur d’onde est petite (ou que la fréquence est élevée), plus l’onde est énergétique. Les ondes qui possèdent la plus grande énergie sont les rayons gammas (longueur d’onde inférieure à 0,005 nm), puis viennent dans l’ordre : les rayons X (entre 0,005 et 10 nm) , les ultraviolets (entre 10 et 400 nm), la lumière visible (entre 400 et 700 nm), les infrarouges (entre 700 nm et 1 mm) , les micro-ondes (entre 1 mm et 30 cm) et les ondes radio (supérieures à 30 cm). La fenêtre astronomique est une partie du spectre électromagnétique pour laquelle l’absorbtion par l’atmosphère terrestre est pratiquement nulle. Il en existe trois types : la fenêtre optique qui laisse passer la lumière entre 300 nm (ultraviolet-C) et 400 nm les fenêtres infrarouges dont la plus importante se situe entre 8 et 14 m, la fenêtre radio de 3 cm à 15 m environ.

Le Système Solaire Généralités Le Soleil Planètes et satellites Planètes naines Astéroïdes Comètes Météorites Astroblèmes Définitions de l’UAI (Union Astronomique Internationale) : planète : corps céleste qui est en orbite autour du Soleil, a une masse suffisante pour que sa gravité l’emporte sur les forces de cohésion du corps solide et le maintienne en équilibre hydrostatique sous une forme presque sphérique, et a éliminé tout corps susceptible de se déplacer sur une orbite proche. planète naine : corps céleste qui est en orbite autour du Soleil, a une masse suffisante pour que sa gravité l’emporte sur les forces de cohésion du corps solide et le maintienne en équilibre hydrostatique sous une forme presque sphérique, n’a pas éliminé tout corps susceptible de se déplacer sur une orbite proche, et n’est pas un satellite de planète. petits corps du système solaire : tous les autres objets en orbite autour du Soleil, à l’exception des satellites. Un astéroïde est un objet céleste dont les dimensions varient de quelques dizaines de mètres à plusieurs kilomètres et qui, à la différence d'une comète, tourne autour du Soleil sur une orbite faiblement elliptique. Les astéroïdes font partie de notre système solaire et ne sont pas les satellites d'une planète. Une comète est un petit astre brillant du système solaire, dont l‘orbite a généralement la forme d'une ellipse très allongée, et souvent accompagné d'une longue traînée lumineuse due à l'interaction à vitesse élevée entre la comète au voisinage du Soleil et diverses forces émanant du Soleil : vent solaire, pression de radiation et gravitation.

Généralités composition système planétaire orbites planétaires dimensions relatives des planètes la Terre dans l’Univers distances des planètes au Soleil planètes intérieures planètes extérieures Le Système Solaire est composé d’une étoile (le Soleil), de 8 planètes (Pluton étant devenu une planète naine depuis 2006), de 5 planètes naines, d’astéroïdes, de comètes et de poussière interplanétaire. De plus, un certain nombre de satellites naturels orbitent autour des planètes, planètes naines et astéroïdes. Le Soleil à lui seul, représente 99,8 % de la masse du Système Solaire. Les planètes peuvent être classées en plusieurs catégories : selon leurs compositions : les planètes telluriques de même composition que la Terre, petites, avec une densité assez élevée les planètes joviennes (ou planètes géantes) de même composition que Jupiter c’est à dire pricipalement de gaz d’hydrogène et d’hélium, très grandes et de faible densité. selon leurs distances au Soleil * les planètes intérieures : Mercure, Venus, Terre et Mars * les planètes extérieures : Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune Si l’on voulait modéliser les distances dans le Système Solaire, on pourrait prendre un pamplemousse (de 10 cm) pour représenter le Soleil et on pourrait le placer sur la place de la Mairie d'Issy les Moulineaux. On aurait alors : Mercure à 4 m, Vénus à 8 m, la Terre à 11 m (la Lune à 3 cm de la Terre) avec 1 mm de diamètre, Mars à 16 m, Jupiter à 50 m, Saturne à 100 m, Pluton à 400 m (au niveau de Corentin Celton) avec un diamètre de 2 dixième de mm, le Nuage d'Oort entre 400 et 1500 km (entre Strasbourg et Varsovie) et l’étoile la plus proche (Proxima du Centaure) à 2800 km (au niveau de Moscou).

Le Soleil (1) structure interne distance à la Terre = 150 millions km noyau, zone radiative, zone convective photosphère chromosphère couronne solaire taches solaires protubérances en rayons X distance à la Terre = 150 millions km diamètre = 1 400 000 km volume = 1 300 000 fois la Terre rotation à l'équateur = 25 jours Le Soleil est une étoile de dimension moyenne qui fonctionne sur le même principe qu’une bombe termonucléaire à hydrogène. Dans son coeur, les conditions de pression et de températures (15 millions de degrés) sont réunies pour déclencher la fusion de l’hydrogène qui se transforme en hélium. Ainsi plus de 4 millions de tonnes d’hydrogène sont consommés chaque seconde libérant l’équivalent en énergie de 5000 milliards de bombes de type « Hiroshima ». Il est composé de 74 % d’hydrogène et de 25 % d’hélium. Un photon (grain de lumière) créé au centre du Soleil met plusieurs millions d’années pour atteindre sa surface, s’échapper dans le vide interplanétaire, puis, s’il se dirige vers la Terre, et met encore 8 minutes pour nous parvenir. Le Soleil est structuré en couches : - le coeur (ou noyau) où ont lieu les réactions nucléaires, la zone radiative où le transfert de chaleur se fait par simple radiation thermique, la zone convective où la chaleur est évacuée vers la surface par convection de la matière. C’est elle qui provoque les cellules de convection responsables des granulations solaires de la surface. La température passe de 2 millions à 5800 degrés, la photosphère qui produit la lumière visible et qui est donc la partie visible à l’oeil « nu ». Sa température est de 5781 K pour une épaisseur de 400 km seulement; la chromosphère d’une épaisseur de 4000 km, visible en rose lors des éclipses de Soleil, la couronne solaire qui s’évanouit progressivement dans l’espace. Sa température peut atteindre 5 millions de degrés, l’héliosphère débute à 20 rayons solaires environ et s’étend jusqu’aux confins du Système Solaire à plus de 50 UA. Elle véhicule le vent solaire jusqu’à l’héliopause. Le vent solaire est un flux de plasma constitué essentiellement d’ions et d’électrons qui sont éjectés de la haute atmosphère du Soleil. Les taches solaires sont des zones où la température (4.000 K) est moins élevées que celle des environs. Les taches solaires ainsi que les protubérances sont des phénomènes dus à une activité intense du champ magnétique. La rotation du Soleil est différentielle et varie de 25 jours à l’équateur jusqu’à 36 jours au niveau des pôles.

Le Soleil (2) les trous coronaux le champ magnétique le cycle undécenal (11 ans) minimum solaire (28/01/2004) maximum solaire (25/10/2000) le nombre de Wolf : R = k (t + 10g) le minimum de Maunder (1645-1715) Les trous coronaux sont surtout révélés sur des photos prises aux rayons X. On y constate des zones d’absence d’émission de rayons X ce qui dénote la présence de régions où le champ magnétique solaire s’ouvre littéralement sur l’espace interplanétaire en émettant des vents solaires à haute vitesse. Le champ magnétique solaire est constitué d’une multitude de champs locaux qui se déplacent à l’intérieur et à la surface du Soleil. Pris comme un tout, le Soleil ne dispose pas de champ magnétique global comme celui de la Terre. Mais si on prend l'intensité moyenne de tous les champs localisés à la surface du Soleil, il donne l'impression d'avoir un champ général des milliers de fois plus intense que celui de la Terre. Les polarités de ces différents champs magnétiques s’inversent tous les 11 ans ce qui donne au Soleil un cycle d’activité d’une période de 22 ans. Les cycles solaires présentent un maximum d’activité en moyenne tous les 11,2 ans. Cette période peut varier de 8 à 15 ans. Le prochain maximum devrait avoir lieu en 2012. L’importance de l’activité solaire peut être mesurée par le nombre de tâches solaires présents dans la photosphère. Elle est donnée par le nombre de Wolf (R=k(t+10g) où t est le nombre de tâches observées, g le nombre de groupes de tâches et k un coefficient correcteur fonction des moyens d’observation utilisés). Certains minimas d’activités sont célèbres du fait de leur influence sur le climat terrestre : le minimum de Spörer de 1420 à 1570 le minimum de Maunder de 1645 à 1715 le minimum de Dalton entre 1790 et 1830

Planètes et satellites (1) Mercure distance au Soleil = 58 millions km diamètre = 4 900 km révolution = 87 jours rotation = 59 jours bassin Caloris = 1300 km (vu par Messenger) volcanisme Vénus distance au Soleil = 108 millions km diamètre = 12 100 km révolution = 225 jours rotation = 243 jours (rétrograde) photo du sol (Venera 13) Mercure est la planète la plus proche du Soleil et la plus petite du Système Solaire. Elle est de type tellurique comme la Terre. Elle ne possède pratiquement pas d’atmosphère et sa température de surface varie entre -180°C la nuit à +430°C le jour. Son orbite est aussi la plus atypique des planètes avec une excentricité de 0,2, une inclinaison de 7° et une avance du périhélie de 43 “ par siècle, expliquée par la relativité générale. Sa période de rotation est de 58,6 jours et correspond exactement aux 2/3 de sa révolution autour du Soleil ce qui donne une durée du jour mécurien égal à 176 jours terrestres. Il s’agit d’une résonance 3:2. Elle a été visitée par deux sondes spatiales : Mariner 10 (3 fois en 1974-75) et Messenger en janvier et en octobre 2008 (nouveau survol prévu en septembre 2009 et mise en orbite en mars 2011). Vénus est souvent appelée « soeur jumelle de la Terre » ou « étoile du berger ». Vue de la Terre, elle présente des phases comme la Lune. Elle est entourée d’une atmosphère très dense (pression = 95 fois la pression terrestre) composée principalement de gaz carbonique (à 96%) ce qui provoque un effet de serre très important avec une température au sol de 485°C. Elle possède un volcanisme qui est encore actif. Par exemple Gula Mons (3 km pour un diamètre de 280 km), Maxwell Montes (11 km pour un diamètre de 800 km). Plusieurs sondes spatiales ont déjà visité cette planète : Venera 13 (1981) a survecu 2h à la surface de Vénus et Venera 14 pendant 1 heure, Magellan a presque entièrement cartographié la surface et Venus Express y est actuellement en orbite pour étudier son atmosphère et dresser une carte des températures.

L'orbite terrestre l'ellipse les saisons éléments orbitaux excentricité, foyer, demi-grand axe les saisons périhélie, aphélie, équinoxe, solstice éléments orbitaux écliptique, inclinaison, obliquité point vernal, nœud ascendant longitude du nœud ascendant argument de latitude du périhélie Tous les corps en orbite autour du Soleil, et en particulier les planètes, décrivent des orbites en forme d’ellipse dont le Soleil occupe l’un des foyers. Le demi-grand axe de l’ellipse représente la distance moyenne de la planète au Soleil. L’excentricité de l’ellipse, comprise entre 0 et 1, donne la forme plus ou moins allongée de celle-ci. Pour un cercle, on a e=0. Plus e est grand, plus l’ellipse sera allongée. Pour e=1 et au-delà, on obtient une parabole puis une hyperbole. Le point de l’orbite d’une planète situé le plus près du Soleil s’appelle « périhélie » et le point le plus éloigné « aphélie ». Pour un satellite en orbite autour de la Terre, on utilise « périgée » et « apogée » pour désigner ces points. La ligne qui passe par le périhélie et l’aphélie (le grand axe de l’ellipse) s’appelle « ligne des absides ». Le plan de l’orbite terrestre s’appelle « écliptique ». L’intersection du plan de l’orbite d’une planète avec l’écliptique s’appelle « ligne des noeuds ». L’endroit où la planète traverse l’écliptique dans le sens Sud-Nord est le « noeud ascendant », dans le sens Nord-Sud c’est le « noeud descendant ». L’angle que fait l’orbite d’une planète avec l’écliptique s’appelle « inclinaison ». L’angle que fait l’équateur d’une planète avec le plan de son orbite s’appelle « obliquité ». Pour la Terre, la « ligne des équinoxes » correspond à l’intersection du plan de l’équateur (appelé « équateur céleste ») avec l’écliptique. Les équinoxes correspondent donc au passage du Soleil par l’équateur céleste. L’équinoxe de printemps est aussi appelé « point vernal » ou « point gamma » ou « point du Bélier » (en astrologie). Il se trouve maintenant dans la constellation des Poissons. Le passage a lieu vers le 21 mars.

Planètes et satellites (2) Terre distance au Soleil = 150 millions km diamètre = 12 800 km rotation = 23 h 56 mn Lune distance à la Terre = 380 000 km diamètre = 3 500 km rotation = 27,3 jours nomenclature face cachée, cratères (Copernicus) phases de la Lune Terre : sa distance au Soleil varie entre 147 et 152 millions de km. Son obliquité est de 23°. Lune : elle a la forme d’un C inversé pour une croissance et d’un D inversé pour une décroissance. Sa surface est recouverte de régolithe, couche de poussière très fine résultant du bombardement météoritique intense subit depuis sa formation. Les températures vont de -233°C à +123°C. L’orbite est incliné de 5° par rapport à l’écliptique et entre 28° et 18° par rapport à l’équateur terrestre. Sa formation serait due à l’impact d’un astéroïde (Théia) de la taille de Mars qui aurait percuté la Terre 42 millions d’années après la naissance du système solaire (il y a 4,5 milliards d’années). Sans la Lune la Terre serait soumise à un effet chaotique qui empêcherait le développement de toute vie sur celle-ci. La lunaison (révolution synodique) est le temps séparant deux phases identiques de la Lune, par exemple la Pleine Lune. Elle est de 29,5 jours.

Planètes et satellites (3) Mars – photo rapprochée – photo du sol - atmosphère distance au Soleil = 228 millions km diamètre = 6 800 km révolution = 1,9 an rotation = 24,6 h Olympus Mons Valles Marineris vie sur Mars 2 satellites Phobos Deimos Mars : appelée « planète rouge » à cause de sa couleur due à l’oxyde de fer (l’hématite). Le relief de Mars est très accentué, on y trouve la plus haute montagne du système solaire (le volcan Olympus Mons – 25 km de haut avec un diamètre de 624 km), surplombant la région surélevée de Tharsis Montes, et le plus grand canyon (Valles Marineris – profondeur de 6 km et longueur de 4128 km). La photo rapprochée a été prise par Mars Global Surveyor (1997 à 2006) et la photo au sol par Viking 2 (en 1976). Elle est entourée d’une atmosphère de gaz carbonique (95%) et d’azote (3%) dont la pression n’est que de 1 centième de celle de la Terre. Le climat a des saisons comme sur Terre à cause de son obliquité de 25°. La durée du jour est aussi le quasiment le même (24,6 heures). Les températures vont de 20°C à -100°C (avec une moyenne de -63°C). Mars possède deux calottes polaires constituées de glaces de gaz carbonique et d’eau. La distance minimale à la Terre est de 54,5 millions de km. Sondes actuelles : 2001 Mars Odyssey – Spirit – Opportunity – Mars Express – Mars Reconnaissance Orbiter - Phoenix Phobos : 27x19 km - cratère Stickney Deimos : 15x11 km

Planètes et satellites (4) Jupiter distance au Soleil = 778 millions km diamètre = 140 000 km révolution = 11,9 ans rotation à l'équateur = 10 h la Tache Rouge les anneaux 67 satellites : les galiléens : Io (volcanisme - orbite), Europe, Ganymède, Callisto Amalthée ........... Jupiter est la plus grande planète du système solaire. Elle se trouve à 32 mn lumière au plus près. C’est une boule de gaz formée de 75% d’hydrogène et 24% d’hélium avec un noyau d’hydrogène métallique. Il y règne des vents qui peuvent aller jusqu’à 650 km/h avec des tempêtes anticyclonique comme la Grande Tache Rouge (32.000 x 12.000 km) qui existe depuis plusieurs siècles. Son champ magnétique est 14 fois plus puissant que celui de la Terre. Sa rotation est la plus rapide du système solaire. Elle est différentielle (de 9h 50 aux pôles à 9h 55 à l’équateur). Un système d’anneaux a été découvert par Voyager 1 en 1979. Plusieurs sondes ont visitées Jupiter : Pioneer 10 et 11 (1973-74) – Voyager 1 et 2 (1979) – Ulysse (1992 et 2004) – Cassini (2000) – New Horizon (2007) – Galileo (orbite de 1995 à 2003) Io : 3.700 km - Io est surtout remarquable pour son volcanisme actif (caractéristique remarquable qui autrement n'a été observée que sur la Terre, Triton et Encelade) ; c'est l'objet le plus actif du système solaire. Les volcans (plumes) déversent du soufre fondu qui recouvre toute la surface du satellite. Io a une mince atmosphère composée de dioxyde de soufre. Les trois satellites Io, Europe et Ganymède sont en résonance orbitale dans un rapport 4:2:1 (triple commensurabilité). Bien qu'Io présente toujours la même face à Jupiter, la présence d‘Europe et de Ganymède la fait vaciller un peu. Cette interaction déforme la surface de Io qui se soulève et s'abaisse jusqu'à 100 mètres et produit de la chaleur par le frottement interne. Europe : 3.100 km – Europe est recouvert d’une couche de glace et d'eau liquide à 100 km de profondeur Ganymède : 5.300 km - Il s'agit du plus grand satellite du système solaire, plus grand que Mercure. Il est constitué de 50% d'eau et de glace. Callisto : 4.800 km - Callisto est composée approximativement à parts égales de roche et de glaces. La surface ancienne de Callisto est une des plus fortement cratérisées du système solaire. Elle possède un bassin d’impact de 600 km appelé Valhalla. Amalthée : 260 km

Planètes et satellites (5) Saturne – vue dessous distance au Soleil = 1 400 millions km diamètre = 120 000 km révolution = 29,5 ans rotation à l'équateur = 10,6 h les anneaux – anneau F 62 satellites : intérieurs : Mimas, Encelade, Téthys, Dioné extérieurs : Titan (surface), Rhéa, Hypérion, Japet Epiméthée, Phoebé ........ Saturne est une planète semblable à Jupiter avec une atmosphère composée de 93% d’hydrogène et 5% d’hélium. Sa densité est inférieure à celle de l’eau (0,7). On y a déceler des vents soufflant à 1800 km/h. Elle possède un noyau de silicates entouré d’hydrogène métallique comme pour Jupiter. Les anneaux sont dans l’ordre en partant de la planète : D (Guérin) - C (crêpe) - B - division Cassini - A - division Encke - division Keeler - F - G – E (presque sur l’orbite d’Encelade). L’anneau F est cerné par Pandora et Prometheus, ses satellites bergers. Sondes : Pioneer 11 (1979) – Voyager 1 et 2 (1980-81) – Cassini/Huygens (depuis 2004) Mimas : 400 km – Il est principalement constitué de glace d’eau et possède le cratère Herschell de 130 km. Encelade : 500 km - Il est en résonance 2:1 avec Dioné. Il est composé presque exclusivement de glace d'eau. Encelade possède un cryovolcanisme sous forme de geysers. Téthys : 1000 km – il est composé de glace pure et possède le cratère Odysseus de 400 km Dioné : 1100 km – Il est composé de glace d'eau et ses points de Lagrange sont occupés par Helene et Polydeuces Titan : 5150 km – Son orbite est en résonance 3:4 avec Hypérion. Son atmosphère est constitué de 98% d'azote avec une pression de 1,5 fois la pression terrestre. L’azote se présente sous forme liquide, solide et gazeuse (T = -178°C) Rhéa : 1500 km – Elle est entourée d’une épaisse couche de glace Hypérion : 300 km - En résonance avec Titan, sa rotation présente un mouvement chaotique Japet (Iapetus) : 1400 km – Sa rotation est synchrone. Il y a une différence de couleur entre ses faces avant (sombre) et arrière (claire). Il possède une crête équatoriale de 1300 km de long. Epiméthée : 140 km – il est coorbital à Janus et un échange d'orbite se produit tous les 4 ans Phoebé : 230 km

Planètes et satellites (6) Uranus distance au Soleil = 2 870 millions km diamètre = 51 000 km rotation à l'équateur = 17 h période de révolution = 84 ans obliquité = 98° les anneaux 27 satellites : Ariel, Umbriel, Titania, Obéron, Miranda Ophelia, Cordelia .......... Uranus – Son atmosphère est composé de 83% d’hydrogène, 15% d’hélium et de 2% de méthane qui lui donne sa couleur vert-bleu. Son axe de rotation est pratiquement dans son plan de révolution autour du soleil ; les pôles nord et sud sont situés où les autres planètes ont leur équateur. Il possède un système de 13 anneaux. Uranus a été visité par Voyager 2 en 1986. Ariel : 1.200 km – Présente une triple commensurabilité avec Umbriel et Miranda Umbriel : 1.200 km Titania : 1.600 km Oberon : 1.500 km – Possède une montagne de 6 km de haut Miranda : 470 km – Sa surface est très boulversée par des canyons de 20 km de profond et des montagnes de 24 km d’altitude. Ophelia et Cordelia : 40 km – Ce sont les satellites bergers de l'anneau ε

Planètes et satellites (7) Neptune distance au Soleil = 30 UA diamètre = 49 000 km révolution = 164,8 ans rotation à l'équateur = 16 h période de révolution = 165 ans les anneaux 14 satellites : Triton, Néréide Naiad, ..... Neptune a été découverte par Le Verrier et Adams (perturbations sur l'orbite d'Uranus) et observée par Galle en 1846. Son atmosphère est composé de 85% d’hydrogène, 13% d’hélium et de 2% de méthane. Les vents de Neptune sont les plus rapides du système solaire et atteignent 2000 km/h. Son champ magnétique est incliné de 47° et décalé du centre physique de près de la moitié du rayon. Les anneaux, au nombre de 5, ont été découverts par André Brahic en 1984. Il a été visité par Voyager 2 en 1989. Triton : 2.700 km – Son orbite est rétrograde. On y a observé plusieurs cryovolcans (geysers) produisant des jets d'azote liquide Néréide : 340 km - Son orbite est le plus excentrique du système solaire (e = 0,75) Naiad : 60 km

Planètes naines (1) Pluton distance au Soleil = 39 UA diamètre = 2 300 km rotation = 6 jours (rétrograde) période de révolution = 248 ans excentricité = 0,25 4 satellites : Charon + 2 découverts en 2005 (Nix et Hydra) et Kerberos planète naine : corps céleste qui est en orbite autour du Soleil, a une masse suffisante pour que sa gravité l’emporte sur les forces de cohésion du corps solide et le maintienne en équilibre hydrostatique sous une forme presque sphérique, n’a pas éliminé tout corps susceptible de se déplacer sur une orbite proche, et n’est pas un satellite de planète. Pluton a été découverte en 1930 par Tombaugh. Considérée comme planète jusqu’en 2006, elle est maintenant considérée comme planète naine, astéroïde (numéro 134340), objet mineur, objet transneptunien, plutoïde ou plutino appartenant à la ceinture de Kuiper. Son inclinaison est de 17°. Elle est en résonance orbitale 3:2 avec Neptune. 2 satellites ont été découverts en décembre 2005 avec le HST. Une sonde (New Horizons), lancée en 2006, doit survoler Pluton en 2015. Charon : 1200 km – il forme avec Pluton une planète naine double car le centre de gravité se trouve à l’extérieur de Pluton

Planètes naines (2) Cérès (975 km) Eris (2 400 km) un satellite : Dysnomia Makemake (1 300 – 1 900 km) Haumea (1 500 km) 2 satellites : Hi’iaka – Namaka plutoïde = planète naine transneptunienne Cérès est le plus gros objet de la ceinture d’astéroïdes entre Mars et jupiter. C’est le premier astéroïde découvert par Piazzi le 1/01/1801. Photo prise par le télescope spatial Hubble Eris est la plus grande des planètes naines. Elle a été découverte en 2003. Son orbite est très excentrique (0,44). Elle se trouve à 68 UA du Soleil et met 554 ans pour en faire le tour. Makemake appartient à la ceinture de Kuiper. Elle a été découverte en 2005. D=45 UA. e=0,15. P=308 ans Haumea a été découverte en 2004 et se trouve dans la ceinture de Kuiper. D=43 UA. e=0,19. P=284 ans plutoïdes : sous-catégorie de planètes naines. Ce sont celles qui passent la majeure partie de leur révolution orbitale à l'extérieur de l'orbite de Neptune

Astéroïdes (1) loi de Titius-Bode nomenclature la ceinture principale Cérès, Pallas, Vesta, Ida, Gaspra, Mathilde, Kleopatra les familles d'Hirayama, les lacunes de Kirkwood les NEO (Near-Earth Object) – les géocroiseurs les groupes Aten, Apollo (Castalia), Amor (Eros) Cruithne les Troyens – vue générale les Centaures (5-30 UA) ex : Chiron loi de Titius-Bode ou loi de Bode : une loi similaire, la loi de Dermott s’applique aux principaux satellites des planètes géantes. Actuellement le rythme des découvertes d’astéroïdes est de 5.000 par mois. Pallas : 570 km - numéro 2 Vesta : 560 km - numéro 4 Ida : 56 x 24 km - numéro 243 - satellite Dactyl (photo Galileo) Gaspra : 19 x 12 km - n° 951 (photo Galileo) Mathilde : 66 x 48 km - n°253 (photo NEAR) Kleopatra : 217 x 97 km - n°216 (radar terrestre : Arecibo) lacunes de Kirkwood : ces lacunes correspondent aux périodes qui sont des diviseurs simples de la période orbitale de Jupiter les NEO : 5617 objets sont répertoriés. L’échelle de Turin classe ces objets de 0 (aucun danger) à 10 (collision certaine). Un seul astéroïde avait atteint le niveau 4 (Apophis) qui frôlera lan Terre en 2029. Il est revenu au niveau 0. En juillet 2008, un seul astéroïde est classé niveau 1 (collision très improbable) Castalia : 1,8 km - n°4769 (radar Arecibo) Eros : 33 x 13 km - n° 433 (photo NEAR-Schoemaker). Il frôlera la Terre le 31/01/2012 à 26 millions de km Cruithne : 5 km - n° 3753 – Il est en résonance orbitale avec la Terre. Vue de la Terre, il décrit une boucle autour du point de Lagrange L4 les Troyens : Les astéroïdes troyens sont un groupe d‘astéroïdes qui partagent l‘orbite de Jupiter aux alentours des points de Lagrange L4 et L5 de l'orbite de cette planète, c'est à dire qu'ils sont situés à 60° en avance ou en retard sur Jupiter. En mars 2008, on connaissait 2337 Troyens de Jupiter. Le noeud Grec précède Jupiter (point de Lagrange L4). Le noeud Troyen suit Jupiter (point de Lagrange L5). Centaures : ils gravitent entre Jupiter et Neptune (5,4 à 30 UA) : en 2008, on en connait 234 Chiron : 200 km - n° 2060 – Premier Centaure découvert en 1977. C’est également une comète périodique (95P)

Astéroïdes (2) la ceinture de Kuiper (30-55 UA) Sedna : les Transneptuniens les plutinos (ex : Ixion, Orcus) les cubewanos – ex : Quaoar (1 300 km) Sedna : diamètre = 1 500 km position le nuage d'Oort ceinture de Kuiper (KBO) : les objets de la ceinture de Kuiper sont majoritairement constitués de composés volatiles gelés comme le méthane, l’ammoniac ou l’eau. En 2008, on connait un peu plus de 1000 objets. plutinos : encore appelés « plutiniens ». Ce sont des objets transneptuniens, situés dans la partie interne de la ceinture de Kuiper, et qui sont en résonance 2:3 avec Neptune comme Pluton (40 UA) - Ixion : 760 km N°28978 - Orcus : 1500 km (?) N° 90482 cubewanos : son nom vient de de l’astéroïde 1992 QB1. C’est la ceinture principale de Kuiper (entre 42 et 48 UA) - Quaoar : a = 43 UA n° 50.000 Sedna : a = 506 UA n° 90377 nuage d'Oort : contient des milliards de comètes – Situé entre 40.000 et 150.000 UA

Comètes (1) structure - photo orbites nomenclature exemples comète de Halley en 1986 le noyau comète Encke Une comète est un petit astre brillant du système solaire, dont l‘orbite a généralement la forme d'une ellipse très allongée, et souvent accompagné d'une longue traînée lumineuse due à l'interaction à vitesse élevée entre la comète au voisinage du Soleil et diverses forces émanant du Soleil : vent solaire, pression de radiation et gravitation. Le noyau est constitué de glaces (eau, monoxyde de carbone, dioxyde de carbone) et de matières météoritiques agglomérées. Il mesure entre quelques centaines de mètres et plusieurs kilomètres. La chevelure, ou coma, est constituée d'atomes, de gaz et de poussières issus du noyau du noyau et libérés sous forme de jets de gaz. Son diamètre est de 50.000 à 250.000 km. La queue ionique constituée d'un plasma, rectiligne et se maintenant à l'opposé du Soleil poussée à haute vitesse (de l'ordre de 500 km/s) par le vent solaire. La queue de poussières, plus large, est poussées par la pression de radiation solaire, et incurvée dans le plan de l'orbite. Une troisième enveloppe, invisible avec des instruments optiques, mais décelée grâce à la radioastronomie, est la queue d'hydrogène qui s'étend sur des dimensions considérables. La queue a une longueur pouvant aller jusqu’à 30 à 80 millions de km. Halley (1P) – Découverte par E. Halley en 1705. Son noyau est de 16 x 8 km. Sa période de révolution est de 76 ans. Elle a été photographié par la sonde Giotto en 1986. Encke (2P) – Noyau de 7 km et période de 3 ans.

Comètes (2) comète Hale-Bopp comète West Shoemaker-Levy 9 fragmentation impacts sur Jupiter noyau de Wild 2 noyau de Borrelly fin d'une comète impact sur Tempel 1 Hale-Bopp (C/1995 O1) – Vue en 1997. Sa période est supéreure à 2.500 ans West (C/1975 V1) : orbite parabolique. Elle est passée en 1975 et s’est fragmentée en 4 morceaux SL9 (D/1993 F2) – Elle s’est fragmentée en 21 morceaux lors de son passage à proximité de Jupiter en 1992 puis a percuté Jupiter en juillet 1994 sous l’oeil de tous les télescopes terrestres et du télescope spatial. Wild 2 (81P) - Photographiée par Stardust. Elle a un diamètre de 5 km et une période de 6 ans. Prochain passage en 2010. Borrelly (19P) – Photographiée par Deep Space 1 en 2001. Elle a un diamètre de 8x4 km et une période de 7 ans. Prochain passage en 2015. SoHO a filmé une comète s’écrasant sur le Soleil. En 2008 : comètes périodiques numérotées = 205 comètes périodiques non numérotées = 215 comètes non périodiques numérotées = 67 Sondes spatiales : comète de Halley en 1986 (Giotto – Sakigake – Suisei – Vega 1 et 2) – Deep Space 1 en 2001 (Borrelly) – Deep Impact en 2005 (impact de 30 m sur Tempel 1 ; doit repasser en 2011 voir le cratère) – Stardust en 2004 (Wild 2 avec récolte de poussière) – Rosetta (comète 67P/Churyumov-Gerasimenko en novembre 2014) – SoHO (observation du Soleil)

Météorites (1) terminologie étoile filante = météore : phénomène lumineux météoroïde = météoride : objet initial météorite : ce qui parvient au sol bolide : gros météore pluie d'étoiles filantes = essaim météoritique radiant : origine dans le ciel Une météorite est un corps matériel extraterrestre de taille comparativement petite qui atteint la surface de la Terre. La masse totale de matière interplanétaire balayée par la Terre est estimée à 1 milliard de tonnes par jour. On appelle étoile filante (ou météore) le phénomène lumineux qui accompagne l'entrée dans l‘atmosphère d'un corps extra-terrestre. Le phénomène a lieu entre 85 et 120 km d’altitude. La rentrée dans l’atmosphère se fait à une vitesse comprise entre 15 et 70 km/s. Sur la photo : constellations d’Orion (Rigel et Saïph), du Lièvre et du Grand Chien (Sirius). Chaque année à la même période, l'orbite de la Terre croise des nuages de poussières. Cela provoque des essaims météoritiques, (ou pluies d'étoiles filantes), qui semblent toutes provenir par un effet de perspective du même point du ciel. On appelle ce point imaginaire le radiant. Ils sont généralement d’origine cométaire.

Météorites (2) différents types essaim météoritique aérolithe = météorite pierreuse sidérite = météorite ferreuse = fer lithosidérite = sidérolithe = météorite mixte essaim météoritique les Perséides les Leonides origine des météorites écliptique planétaire cométaire Lune ou Mars On distingue trois types principaux de météorites : - les aérolithes (ou chondrites) constitués d'un mélange de silicates et de métal (des alliages de fer et de nickel). Ces météorites sont formées de chondres, des petites sphères millimétriques qui se sont formées dans la nébuleuse solaire. Ils représentent 93% des météorites. les sidérites (ou « fers ») sont des météorites principalement constituées d'un alliage de fer et de nickel. Sur la photo, on voit une sidérite à la surface de Mars (Opportunity en 2005). - les lithosidérites (ou sidérolithe) sont des météorites mixtes. Sur la photo, il s’agit d’une pallasite. On recense 68 essaims météoritiques (ou météoriques) chaque année. Les principaux sont : - les Perseides : du 17 juillet au 24 août (maximum le 12 août). L’origine est la comète Zwift-Tuttle (109P) - les Leonides : du 14 au 21 novembre (maximum le 17 novembre). L’origine est la comète Temple-Tuttle (55P) les Quadrantides (ou Bootides) : du 1er au 5 janvier (maximum le 3 janvier). Leur radiant de trouve dans la constellation du Bouvier (anciennement le Quadrant Mural) Origines des météorites : - écliptique : matière interplanétaire répandue dans le plan de l’écliptique planétaire : liée à la ceinture d’astéroïdes entre Mars et Jupiter cométaire : poussière de comète en orbite sur la trajectoire de celle-ci Lune ou Mars : due à l’impact d’un astéroïde avec la surface lunaire ou martienne (il y en a 49)

Astroblèmes Météorite Hoba Dôme de Vredefort (300 km) trouvée en Namibie en 1920 (60 tonnes) Dôme de Vredefort (300 km) Météor Crater (1 200 m) Rochechouart – Chassenon (23 km) météorite de Chicxulub (Yucatan) astroblème de Ries (Allemagne) (24 km) réservoir de Manicouagan (72 km) événement de la Toungouska (en 1908) situation géographique la météorite Hoba est la plus grosse météorite trouvée sur Terre. Elle a été trouvée en Namibie en 1920 (Sud-Ouest Africain). C’est une sidérite de 60 tonnes. Des morceaux sont exposés sur une place de Windhoek. le dôme de Vredefort est le plus important cratère d’impact connu sur Terre. Il se trouve en Afrique du Sud. Il est estimé à 2 milliards d’années. Meteor Crater : cratère Barringer (50.000 ans - 1200 x 180 m) en Arizona. Conséquence d’une météorite de 45 m (Canyon Diablo) dégageant l’énergie de 150 bombes Hiroshima Rochechouart - Chassenon : entre Haute Vienne et Charente. L’impact a eu lieu il y a 200 millions d'années par une météorite de 800 à 1500 m et a dégagé une énergie de 14 millions de bombes Hiroshima. Il s’en est suivi un seisme de magnitude 11 sur l’échelle de Richter et une température de 10.000°C. Le cratère avait un diamètre de 23 km et une profondeur initiale de 2 km. La vie a disparu sur 200 km. la météorite de Chicxulub d’une dimension de 10 km est tombée il y a 65 millions d’années sur la péninsule du Yucatan au Mexique. Elle a provoquée l’extinction des dinausaures l’astroblème de Ries est dû à une météorite de 1,5 km qui a percuté la Terre à 20 km/s il y a 15 millions d’années. le lac Manicouagan se trouve au Canada. Il est le résultat de l’impact d’une météorite de 5 km il y a 214 millions d’années. Le 30 juin 1908, un petit corps de notre système solaire, de caractéristiques encore inconnues, a explosé à une altitude comprise entre 5 et 10 kilomètres au dessus de la rivière Toungouska (Sibérie). L’explosion détruisit intégralement la forêt dans un rayon de plus de 20 km, abattant 80 millions d'arbres. La premère expédition n’a pu parvenir sur place qu’en 1927.

La Voie Lactée (1) Généralités le noyau de la Galaxie vue de face – vue de profil diamètre = 100 000 al épaisseur = 10 000 al masse = 750 à 1 000 milliards de masses solaires position du Soleil 26 000 al du centre – 45 al du plan galactique vitesse = 250 km/s durée de révolution = 226 millions d'années le noyau de la Galaxie Sagittarius A La Voie Lactéé ou la Galaxie (avec une majuscule) est le nom de la galaxie (probablement de type spirale barrée) dans laquelle se situent le Système Solaire, ainsi que toutes les étoiles visibles à l’oeil nu. Elle contient entre 200 et 400 milliards d’étoiles. Elle possède au moins 4 bras majeurs : le bras de Persée, de la Règle, Ecu-Croix et Sagittaire-Carène. Le Soleil se trouve dans un bras secondaire appelé « bras d’Orion ». Le centre galactique abrite un objet compact de très grande masse (nommé Sagittarius A) qui est très probablement un trou noir supermassif. - noyau de la Galaxie : vu en infrarouge par Cobe. - Sagittarius A : source-X vue par Chandra.

La Voie Lactée (2) les étoiles les amas d'étoiles 5 000 à 6 000 étoiles à l'oeil nu 10 milliards avec des instruments 200 à 400 milliards dans notre Galaxie les amas d'étoiles amas globulaires (ex : Oméga du Centaure) amas galactiques ou ouverts (ex : M50) amas remarquables Hyades (Mel 25) Pléiades (M45) Pléiades Australes (IC 2602) 47 Tucanae (NGC 104) Grand Amas d'Hercule (M13) Une étoile est une boule gazeuse d'une taille telle (plusieurs centaines de milliers de kilomètres) que sa région centrale - le coeur - atteint la température nécessaire (de l'ordre du million de kelvins au minimum) à l'amorçage de réactions de fusion nucléaire. Une étoile est donc un corps générant lui-même son rayonnement, au contraire des planètes qui ne font que recevoir l'énergie de l'étoile ou des étoiles autour desquelles elles gravitent. Pendant une grande partie de sa vie, avant que ses ressources d'énergie ne s'épuisent, une étoile est en équilibre hydrostatique sous l'action de deux forces qui s'opposent : la gravitation, qui tend à faire s'effondrer l'étoile, et la pression de radiation due aux réactions de fusion nucléaire, qui tend au contraire à faire exploser l'astre. Le Soleil est lui-même une étoile assez typique dont la masse est représentative de celle des autres étoiles. Un amas globulaire contient entre 10.000 à 50 millions d’étoiles dans un volume de quelques années lumière de rayon. Ils font partie du halo galactique et du bulbe et orbitent autour du centre galactique à une distance de 1000 à100.000 al. La plupart des amas globulaires sont très anciens et se sont probablement formés en même temps que leur galaxie hôte. Oméga du Centaure est le plus grand amas globulaire de la Galaxie (10 millions d’étoiles à 16.000 al) Un amas ouverts est un amas stellaire groupant environ 100 à 1000 étoiles de même âge (assez jeunes) et liées entre elles par la gravitation. Leur dimension varie entre un diamètre de 5 et 50 al, avec une moyenne de 10 à 15 al. Ils s’observent essentiellement dans notre Galaxie, où ils se situent dans le plan galactique. Hyades : amas ouvert dans le Taureau de 350 étoiles sur 80 al. Il est situé à 150 al. Pleiades : M 45 est un amas ouvert dans le Taureau de 1400 étoiles (dont 6 visibles à l’oeil nu) sur 15 al. Il est situé à 380 al. Pleiades Australes : amas ouvert dans la Carène. Il est situé à 480 al. 47 Tucanae : amas globulaire dans le Toucan. Il a un diamètre de 120 al et est situé à 13.000 al. Grand Amas d'Hercule : amas globulaire M 13 dans Hercule. Il a un diamètre de 160 al et est situé à 25.000 al.

La Voie Lactée (3) les nébuleuses nébuleuses obscures (ex : Tête de Cheval) nébuleuses diffuses (ex : nébuleuse d'Orion) nébuleuses planétaires (ex : Annulaire de la Lyre) rémanents de supernova (ex : nébuleuse du Crabe) nébuleuses remarquables le Serpent (Barnard 72) la Tête de Sorcière (IC 2118) le Spirographe (IC 418) la Tranche de Citron (IC 3568) l'Aigle (M16) la Fourmi (Menzel 3) la Trifide (M20) l'Oeil de Chat (NGC 6543) Les nébuleuses obscures ou nébuleuses sombres, ou encore nébuleuses d'absorption sont des régions où les poussières du milieu interstellaire semblent se concentrer en grands nuages qui apparaissent en régions pauvres en étoiles. La Tête de Cheval est située dans Orion à 1500 al. Les nébuleuses diffuses sont à émission ou par réflexion. Les nébuleuses à raies d’émission sont composées de nuages de gaz ionisé par une étoile voisine et émettent de la lumière de différentes couleurs (rouge pour l’hydrogène alpha, vert pour l’oxygène et bleu pour l’hydrogène bêta). Les nébuleuses par réflexion sont des nuages de poussières qui réfléchissent la lumière d'une ou plusieurs étoiles voisines. La nébuleuse d'Orion, M42, est une nébuleuse à émission/réflexion de couleur verte située au cœur de la constellation d’Orion à 1.500 al. Une nébuleuse planétaire est issu d’une petite étoile (moins de huit masses solaires) qui a vieilli et a fini de consommer tout son hydrogène, puis son hélium. Son cœur s'effondre alors pour former une naine blanche, tandis que les couches externes sont expulsées par la pression de radiation. La nébuleuse Annulaire de la Lyre (M 57) est distante de 2.300 al et possède un diamètre de 0,3 al. Un rémanent de supernova est constitué de la matière éjectée lors de l'explosion d'une étoile en supernova. La nébuleuse du Crabe (M 1) dans la constellation du Taureau provient de l’explosion d’une supernova en 1054. Elle se situe à 6.300 al et s’étend sur 10 al. L’étoile centrale est un pulsar. Le Serpent : nébuleuse obscure dans Ophiuchus La Tête de Sorcière: nébuleuse par réflexion dans Eridan Le Spirographe :nébuleuse planétaire dans le Lièvre La Tranche de Citron (ou Bébé Esquimau) : nébuleuse planétaire dans la Girafe L’Aigle : nébuleuse diffuse dans le Serpent La Fourmi : nébuleuse planétaire dans la Règle La Trifide (ou du Trèfle) : nébuleuse diffuse M 20 dans le Sagittaire L’Oeil de Chat : nébuleuse planétaire dans le Dragon

Les galaxies (1) classification de Hubble les quasars les galaxies elliptiques (E0 – E7) ex : M110 les galaxies lenticulaires (S0) – ex : M86 les galaxies spirales structure : face - profile normales (Sa – Sc) - ex : M74 barrées (SBa – SBc) – ex : NGC 1365 les galaxies irrégulières (Ir I – Ir II) ex : NGC 4449 les galaxies particulières – ex : NGC 4650 les quasars La séquence de Hubble est une classification des types de galaxies basée sur des critères morphologiques et fut développée en 1936 par Edwin Hubble. les galaxies elliptiques présentent une distribution des sources lumineuses douce et régulière et ont la forme d'une ellipse. Elles représentent 23% du nombre total des galaxies. M 110 est satellite de la galaxie d’Andromède à 2,9 millions d’al. les galaxies lenticulaires se composent d'une bulbe central brillant et d'une structure étendue en forme de disque qui l'entoure. M 86 se trouve dans la Vierge à 60 millions d’al. les galaxies spirales sont constituées par un disque aplati constitué d'une structure en spirale, où de nombreuses étoiles se forment, et par un bulbe central. Elles représentent plus de la moitié des galaxies. M 74 se trouve dans les Poissons à 35 millions d’al. Environ une galaxie sur deux possède aussi une barre centrale qui s'étend à partir du bulbe central, à partir de laquelle les bras commencent : il s’agit des galaxies spirales barrées. NGC 1365 se trouve dans la constellation du Fourneau. les galaxies irrégulières n’ont pas de structure régulière. Elles ne sont que 3% de l’ensemble des galaxies. NGC 4449 se trouve dans la constellation des Chiens de Chasse. - les galaxies particulières se distinguent par des caractéristiques inhabituelles, qui dans certains cas peuvent encore être morphologiques (galaxies annulaires, galaxies à antennes...) ou tenir compte à des signes d'activité (radiogalaxies, quasars). NGC 4650 est une galaxies à anneau polaire qui se trouve dans la constellation du Centaure. Les quasar (quasi-stellar astronomical radiosource) sont des noyaux de galaxies très actifs (de l’ordre de 10 billions de Soleil) et très éloignés.

Les galaxies (2) galaxies remarquables radio-galaxies la Roue de Charrette (ESO 350-G040) la Roue Foraine (M99) la galaxie d'Andromède (M31) la galaxie du Triangle (M33) le Cigare (M82) Virgo A (M87) le Sombrero (M104) la Baleine (NGC 4631) le Tourbillon (M51) Pinwheel (M101) le Têtard (Arp 188) radio-galaxies Cygnus A (3C 405) Centaurus A (NGC 5128) La Roue de Charrette est une galaxie annulaire se situant à 500 millions d’al dans le Sculpteur La Roue Foraine est une galaxie spirale (Sa) à 60 millions d’al dans la Chevelure de Bérénice La galaxie d'Andromède est une galaxie spirale (Sa) à 2,9 millions d’al La galaxie du Triangle est une galaxie spirale (Sa) à 3 millions d’al Le Cigare est une galaxie irrégulière (Irr) à 12 millions d’al dans la Grande Ourse Virgo A est une galaxie elliptique (E) à 60 millions d’al dans la Vierge Le Sombrero est une galaxie spirale (Sa) à 50 millions d’al dans la Vierge La Baleine est une galaxie spirale (Sb) à 30 millions d’al dans les Chiens de Chasse Le Tourbillon est une galaxie spirale (Sa) à 37 millions d’al dans les Chiens de Chasse Pinwheel est une galaxie spirale (Sab) à 27 millions d’al dans la Grande Ourse Le Têtard est une galaxie spirale (Sb) à 420 millions d’al dans le Dragon Cygnus A est le résultat de la collision de 2 galaxies Centaurus A est une galaxie lenticulaire (S0) à 15 millions d’al de type Seyfert

Les amas de galaxies (1) le Groupe Local l'Amas Virgo 5,3 millions al 46 membres Voie Lactée galaxie d'Andromède galaxie du Triangle Grand Nuage de Magellan Petit Nuage de Magelan galaxies naines (ex : Pegassus, SagDEG) l'Amas Virgo centre situé à 65 millions al plus de 2 000 galaxies centré sur Virgo A (M87) Le Groupe Local est l'ensemble des galaxies, auquel appartient notre Galaxie contenues dans un espace d’un diamètre d'environ 10 millions d’années lumière. La galaxie d'Andromède est une galaxie spirale (Sa) à 2,9 millions d’al. Elle est, avec la Voie Lactée, l’élément le plus grand du Groupe Local. La galaxie du Triangle est une galaxie spirale (Sa) à 3 millions d’al Le Grand Nuage de Magellan est une spirale barrée (SB), satellite de la Voie Lactée à 180.000 al dans la Dorade. Le Petit Nuage de Magellan est une spirale barrée (SB), satellite de la Voie Lactée à 210.000 al dans le Toucan. La Naine Pegassus est une petite galaxie irrégulière située à 3 millions d’al SagDEG est une galaxie elliptique naine (dE) située dans le Sagittaire à 80.000 al. C’est la galaxie la plus proche de la Voie Lactée. L’Amas Virgo (ou Amas de la Vierge), auquel appartient le Groupe Local, est un amas de galaxies liées gravitationnellement et centré sur la galaxie elliptique géante Virgo A (M 87). Virgo A émet un jet de matière de 5.000 al de long. C’est également une radiogalaxie.

Les amas de galaxies (2) amas de galaxies remarquables le Sextet de Seyfert (NGC 6027) la Quintette de Stephan l'amas Coma Hickson 87 (HCG 87) les superamas de galaxies le Superamas Virgo-Coma 16 amas de galaxies le Superamas Leo 9 amas de galaxies le Grand Attracteur Le Sextet de Seyfert est un groupe de 6 galaxies dont 5 sont liées gravitationnellement. Il se trouve à 240 millions d’al dans le Serpent. La Quintette de Stephan est un groupe de 5 galaxies dont 4 sont liées gravitationnellement. Il se trouve dans la constellation de Pégase. L’amas Coma est situé dans la Chevelure de Bérénice à plus de 350 millions d’al. Il contient 484 membres. Hickson 87 contient 4 galaxies. Le Superamas Virgo-Coma contient 16 amas de galaxies dont l’amas Virgo et l’amas Coma. Le Superamas Leo contient 9 amas de galaxies dont Abell 1185 qui contient 240 galaxies. Le Grand Attracteur est une anomalie gravitationnelle prédite en 1987. Il semble que notre Galaxie et tout ce qui nous englobe soient attirés par une entité de nature inconnue (un superamas de galaxies ?) de 50 millions de milliards de masses solaires à la vitesse de 500 km/s. Il se trouve derrière le plan galactique de la Voie Lactée et est situé entre 150 et 300 millions d‘al. Il est considéré comme étant la concentration la plus massive de l'univers proche (500 millions d'années-lumière).

2 - Phénomènes astronomiques Phases de la Lune Phénomènes planétaires Les marées Les éclipses Les aurores polaires Les mouvements de la Terre et de la Lune

Phases de la Lune La lunaison Nouvelle Lune Premier croissant Premier Quartier Lune gibbeuse croissante Pleine Lune Lune gibbeuse décroissante Dernier Quartier Dernier croissant La lunaison est de 29 jours 12h 44mn alors que la révolution de la Lune autour de la Terre n’est que de 27 jours 7h 43mn. La différence est due au fait que la Terre s’est déplacée sur son orbite autour du Soleil pendant la révolution lunaire et qu’il faut deux jours de plus à la Lune pour retrouver sa position relative par rapport au Soleil. La Lune a la forme d’un C inversé pour une croissance entre la Nouvelle Lune et la Pleine Lune) et d’un D inversé pour une décroissance (entre le Pleine Lune et la Nouvelle Lune). La Lune gibbeuse se dit de la Lune quand sa face visible est plus qu'à demi éclairée (entre le Premier Quartier et la Pleine Lune ou entre la Pleine Lune et le Dernier Quartier). Lune bleue : Pleine Lune qui se produit pour la seconde fois dans un même mois. Lune rousse : Pleine Lune de printemps, accusée à tord de roussir les jeunes pousses de la végétation. En fait, c'est la clarté du ciel qui provoque, la nuit, une perdition de chaleur et abaisse la température jusqu'à la gélée nocturne. Terminateur : ligne de séparation entre l'ombre et la lumière sur la Lune

Phénomènes planétaires conjonction et opposition conjonction inférieure conjonction supérieure conjonction d'une planète supérieure opposition élongation maximum pour Mercure = 28° maximum pour Vénus = 47° occultation immersion émersion transit devant le Soleil Mercure Vénus Une conjonction signifie que deux objets, vus depuis un troisième (généralement la Terre), apparaissent très proches l'un de l'autre dans le ciel. Dans le sens strict, l’un des deux objets est le Soleil et l’autre une planète du Système Solaire. Mais on parle aussi de conjonction ou de « rapprochement » dans le cas de deux planètes ou d’une planète et d’une étoile, proches dans le ciel quelle que soit la position du Soleil à ce moment là. Lors d’une opposition, les deux astres sont situés de part et d'autre d'un astre central. La différence de longitude est de 180° entre le Soleil et la planète. La distance planète-Terre est minimale et les conditions d'observation sont particulièrement bonnes. L’élongation (ou digression) est la distance angulaire entre une planète et le Soleil. Elle est surtout utilisée pour les planètes inférieures. On distingue les élongations occidentales (ouest) et orientales (est). Les élongations maximales de Mercure vont de 16° à 28°. Pour Vénus elles vont de 45° à 47°. L’occultation est le passage d'un astre derrière un autre pour un observateur terrestre. Elle commence par l'immersion et se termine par l'émersion. Cela se produit pour la Lune mais également pour des planètes ou des astéroïdes par rapport aux étoiles. Le transit est le passage d'un petit corps céleste devant la face visible d'un autre corps plus important. Ici, il s’agit du transit de Mercure le 7 mai 2003 et de Vénus le 8 juin 2004. Guillaume Joseph Hyacinthe Jean-Baptiste Le Gentil de la Galaisière était un astronome français dont le nom est resté célèbre pour la grande malchance dont il fut victime lors de ses tentatives infructueuses d'observer en 1761 puis 1769 le transit de Vénus.

Les marées phénomène des marées marées de mortes et vives eaux La marée est le mouvement montant (flux ou flot) puis descendant (reflux ou jusant) des eaux des mers et des océans causé par l'effet conjugué des forces de gravitation de la Lune et du Soleil. Lorsque la Terre et ces deux astres sont sensiblement dans le même axe, c'est-à-dire lors de la Pleine Lune et de la Nouvelle Lune, ceux-ci agissent de concert et les marées sont de plus grande amplitude (vives eaux) ; au contraire, lors du Prmier et du Dernier Quartiers, l'amplitude est plus faible (mortes eaux). Les marées ont lieu chaque jour 50 mn plus tard à cause de la révolution de la Lune. Les grandes marées ont lieu lors du passage du Soleil dans le plan équatorial de la Terre, qui se fait aux équinoxes, donc deux fois par an.

Les éclipses éclipses de Soleil éclipses de Lune éclipse totale éclipse annulaire éclipse partielle éclipse totale visible partiellement ligne de centralité éclipses de Lune éclipse par la pénombre Une éclipse solaire se produit lorsque la Lune passe entre le Soleil et la Terre, occultant totalement ou partiellement l'image du Soleil depuis la Terre. Cette configuration peut se produire uniquement durant la Nouvelle Lune, quand le Soleil et la Lune sont en conjonction par rapport à la Terre. Une éclipse totale se produit lorsque le Soleil est complètement occulté par la Lune. Une éclipse annulaire se produit quand le Soleil et la Lune sont parfaitement alignés, mais la taille apparente de la Lune est légèrement inférieure à celle du Soleil. Une éclipse hybride a lieu si en certains points géographiques terrestres elle est annulaire, dans d'autres points elle est totale. Une éclipse partielle se produit lorsque le Soleil et la Lune ne sont pas parfaitement alignés, et lorsque la Lune n'occulte qu'en partie le Soleil. Une éclipse totale peut-être visible partiellement lorsqu’on ne se trouve pas sur la bande de centralité. L'éclipse lunaire est un assombrissement de la Lune, qui se produit lorsqu'elle passe dans le cône d'ombre de la Terre. Elle ne se produit que lors de la Pleine Lune. L’éclipse par la pénombre se produit lorsque la Lune passe uniquement dans le cône de pénombre de la Terre. L’éclipse partielle, lorsque la Lune passe en partie dans le cône d'ombre de la Terre. L’éclipse totale, lorsque la Lune passe en totalité dans le cône d'ombre de la Terre. En pratique, de 4 à 7 éclipses (de Soleil comme de Lune) peuvent se produire annuellement. La grandeur d'une éclipse : Soleil = % de la surface cachée Lune = distance bord de l'ombre / diamètre Lune La configuration Lune-Soleil et les éclipses se répètent dans le même ordre tous 18 ans et 11 (ou 10) jours. C’est le cycle de Saros (ou période chaldéenne). Theodor von Oppolzer (autrichien) : Cannon der Finsternisse (1887) donne 13.200 éclipses de 1207 avant JC à 2163 après JC

Les aurores polaires la magnétosphère aurores boréales photo 1 photo 2 photo 3 photo 4 aurores australes sur Jupiter et Saturne La magnétosphère terrestre est située au-delà de l‘ionosphère, c'est-à-dire au-dessus de 800 à 1 000 km d'altitude. S'il n'y avait pas de vent solaire, le spectre magnétique de la Terre serait semblable à celui d'un aimant. En réalité, la magnétosphère agit comme un écran et protège la surface terrestre des excès du vent solaire, nocif pour la vie. Le vent solaire déforme le spectre magnétique de la Terre en lui donnant une forme de comète. Côté nuit se forme donc une queue géomagnétique. Une aurore polaire (appelée aurore boréale dans l‘hémisphère nord et aurore australe dans l‘hémisphère sud) est un phénomène lumineux caractérisé par des sortes de voiles extrêmement colorés dans le ciel nocturne, le vert étant prédominant. Provoquées par l’ionisation du gaz de la haute atmosphère (ionosphère) par les particules chargées du vent solaire, les aurores se produisent principalement dans les régions proches des pôles, dans une zone annulaire appelée « zone aurorale » (entre 65 et 75° de latitude). Elles ont lieu en moyenne 26 heures après une éruption solaire.

Mouvements de la Terre et de la Lune la précession des équinoxes cercle de 23°26' en 25 770 ans l'étoile polaire la nutation ellipse de 9"x7" en 18,6 ans les librations de la Lune libration diurne libration en longitude libration en latitude la lumière cendrée La précession des équinoxes a été découverte par Hipparque de Nicée en 130 avant JC. Il s’agit du lent changement de direction de l‘axe de rotation de la Terre.Ce changement de direction est provoqué par le couple qu'exercent les forces de marées de la Lune et du Soleil sur le renflement équatorial de la Terre. Ces forces tendent à amener l'excès de masse présent à l'équateur vers le plan de l‘écliptique. La Terre étant en rotation, ces forces ne peuvent changer l'angle entre l'équateur et l'écliptique mais provoquent un déplacement de l'axe de rotation de la Terre dans une direction perpendiculaire à cet axe et au couple. Le résultat est que l'axe de rotation de la Terre décrit un cône dont un tour complet est effectué en environ 25 770 ans. La nutation est un balancement périodique de l'axe de rotation de la Terre autour de sa position moyenne, qui s'ajoute à la précession. Due à l'attraction conjuguée du Soleil et la Lune, la nutation se traduit par une oscillation de l'axe de rotation de la Terre pouvant aller jusqu'à 17,2" (secondes d'arc) avec une période de 18,6 ans, qui est égale à celle de la précession du nœud ascendant de l'orbite lunaire. Le pôle vrai dessine alors autour du pôle moyen une ellipse dont le grand axe mesurant 9,21" est dirigé vers le point vernal. La libration est une lente oscillation, réelle ou apparente, de la Lune telle qu’ele est vue depuis la Terre. La libration diurne est due à la position de l'observateur sur Terre. La libration en longitude est due à l'ellipticité de l'orbite lunaire. La libration en latitude est due à l'inclinaison de l'axe de rotation de la Lune sur son orbite (obliquité) = 6°,5. La lumière cendrée est la pâle illumination de la partie de la Lune normalement plongée dans l’obscurité et que l’on distingue grâce à la réflexion de la lumière du Soleil par la Terre.

3 - Constellations 88 constellations Le zodiaque Les objets de Messier Les catalogues

88 constellations anciennes représentations l'hémisphère Nord la Grande Ourse photo vierge photo avec indications carte alignements d'étoiles le cercle polaire au printemps en été en automne en hiver Une constellation est un ensemble d‘étoiles dont les projections sur la voûte céleste sont suffisamment proches pour qu’on puisse les relier par des lignes imaginaires, formant des figures d’animaux ou de personnages. Dans l'espace tridimensionnel, les étoiles d'une constellation sont ordinairement très dispersées, mais elles paraissent être regroupées dans le ciel nocturne. Actuellement, l‘Union Astronomique Internationale (UAI) divise le ciel en 88 constellations avec des frontières précises, pour que tout point du ciel appartienne à une constellation. Les constellations boréales sont les plus anciennes et correspondent au pan de ciel visible depuis les régions de la Méditerranée par les astronomes de l‘Antiquité. Les constellations australes n'ont pas été nommées par les astronomes occidentaux avant le XVe siècle. Elles servaient aussi, autrefois, de repères pour les marins partis en mer. La Grande Ourse est la troisième plus grande constellation du ciel. Elle contient le « grand chariot » ou « grande casserole », l'un des astérismes les plus connus de l‘hémisphère nord. Elle est très facilement reconnaissable par la forme de casserole que composent ses sept plus brillantes étoiles : Alkaïd (Benetnasch), Mizar et Alcor, Alioth, Megrez, Phecda, Merak et Dubhe. La Grande Ourse est une constellation circumpolaire pour les observateurs situés au-dessus de 41° de latitude nord et elle ne semble jamais se coucher.

Le zodiaque ancienne représentation partie du ciel traversée par l'écliptique 13 constellations 12 signes astrologiques + Ophiuchus Le zodiaque est la zone du ciel autour de l‘écliptique où, vu de la Terre, passent le Soleil et les planètes. Le zodiaque est traditionnellement divisé en treize constellations correspondant à douze signes : le Bélier, le Taureau, les Gémeaux, le Cancer, le Lion, la Vierge, la Balance, le Scorpion, le Sagittaire, le Capricorne, le Verseau et les Poissons. Une treizième constellation, Ophiuchus (anciennement le Serpentaire), ne fait pas partie du zodiaque traditionnel. Les signes du zodiaques utilisés en astrologie sont des secteurs réguliers de 30°, conventionnellement décomptés à partir du point vernal (point du Bélier). Ils n'ont qu'un rapport lointain avec les constellations du même nom, dont les limites et positions sont irrégulières. De plus, ce rapport s'est constamment distendu au fil du temps, du fait de la précession des équinoxe. Les signes du zodiaque ne doivent donc pas être confondus avec les constellations du même nom.

Les objets de Messier de M1 à M110 nébuleuses amas d'étoiles galaxies M8 : le Lagon M27 : l'Haltère M76 : la Petite Haltère amas d'étoiles M34 : la Spirale M53 : le Diadème galaxies M77 : Cetus A M63 : le Tournesol M108 : la Planche de Surf astérisme : M40 Le catalogue Messier est un catalogue astronomique d'objets d'aspect diffus créé en 1774 par Charles Messier afin d'aider les chercheurs de comètes à ne pas confondre celles-ci avec divers objets diffus dont la nature était alors inconnue (galaxies, divers types de nébuleuses et amas d’étoiles) mais fixes par rapport aux étoiles. Il contient 110 objets. M 77 est une galaxie spirale barrée dans la Baleine (à gauche sur la photo) M 40 est une étoile double optique appelée Winnecke 4 et située dans la Grande Ourse.

Les catalogues (1) catalogues historiques catalogues plein ciel Almageste (cat. d'Hipparque) : 1 022 étoiles Uranometria (Bayer) : 1 005 étoiles Historia coelestis Britannica (Flamsteed) : 3 310 étoiles catalogues plein ciel HR (Harvard Revised) : 9 110 étoiles HD (Henry Draper) : 359 083 étoiles SAO (Smithsonian Astrophysical Observatory) : 258 997 étoiles BD (Bonner Durchmusterung) : 324 188 étoiles complété par le CD et le CPD catalogue astrographique : 4,6 millions d'étoiles USNO (U.S. Naval Observatory) : 1 042 618 261 objets L'Almageste est une œuvre de Claude Ptolémée datant du IIeme siècle et qui contient la somme des connaissances les plus avancées de son époque en mathématiques et en astronomie. Il adapte, en autre, le catalogue d’Hipparque. Uranometria (1603) est le titre court du catalogue d’étoiles réalisé par l‘astronome allemand Johann Bayer. C’est le premier catalogue à couvrir la totalité de la sphère céleste. Historia coelestis Britannica (1725) contient un catalogue d’étoiles fait par l’astronome britanique John Flamsteed. Le catalogue HR (1908) est un catalogue d‘étoiles brillantes compilé par l‘astronome américain Edward Charles Pickering. Le catalogue se limite aux étoiles de magnitude photographique inférieure ou égale à 6,5, ce qui correspond grosso-modo aux étoiles visibles à l'œil nu. Le catalogue Henry Draper (HD) est un catalogue regroupant des données astrométriques et photométriques publié entre 1918 et 1924. Il fut compilé par Annie Jump Cannon. Le catalogue SAO est un catalogue d’étoiles réalisé par le Smithsonian Astrophysical Observatory en 1966. Le Bonner Durchmusterung (DM) est le plus ancien catalogue d’étoiles encore utilisé par les astronomes (1852-1859).

Les catalogues (2) catalogues astrométriques catalogues spécialisés FK (Fundamental Katalog) - FK1 à FK6 : 3 111 étoiles HIP (Hipparcos) : 118 218 étoiles ICRF (International Celestial Reference Frame) : 667 sources radio extragalactiques catalogues spécialisés ADS (Aitken's Double Stars) : 17 180 binaires Gliese - GJ - GI : étoiles jusqu'à 25 pc étoiles variables (GCVS) Giclas: mouvements propres de 11 747 objets Le Fundamental Katalog est un catalogue sur la position des étoiles publié pour la première fois en 1879 (FK1). La dernière édition à ce jour date de 2000 (FK6). Le catalogue Hipparcos a été compilé à partir des données recueillies par le satellite astrométrique Hipparcos de l‘Agence spatiale européenne, entre 1989 et 1993. ICRF est le catalogue astrométrique le plus précis à ce jour. Il est basé sur des sources radio suffisamment lointaines pour que leur mouvement propre soit négligeable sur plusieurs siècles. Le catalogue d'étoiles doubles Aitken (ADS) est un catalogue d‘étoiles doubles réalisé par l’astronome américain Robert Grant Aitken. Le catalogue Gliese, du nom de Wilhelm Gliese, plus tard catalogue Gliese-Jahreiss, du nom de Hartmut Jahreiss liste toutes les étoiles en deçà de 20 parsecs de la Terre. Les éditions ultérieures augmenteront la distance à 25 parsecs. Le catalogue GCVS (General Catalog of Variable Stars) liste les étoiles variables.  Le catalogue Giclas est un catalogue recensant des étoiles possédant un mouvement propre important.

Les catalogues (3) objets du ciel profond M (Messier) : 110 objets NGC (New General Catalogue) : 7 840 objets IC I et IC II (Index Catalogue) : 5 386 objets B (Barnard) : 349 nébuleuses obscures PGC (Principal Galaxies Catalogue) Abell : amas de galaxies ESO (European Southern Observatory) IRAS : objets infra-rouges C (Cambridge) : radio-sources Le New General Catalogue ou NGC est l'un des catalogues les plus connus dans le domaine de l‘astronomie amateur avec le catalogue Messier. Il contient 7 840 objets du ciel profond (des galaxies, des nébuleuses et des amas d’étoiles) recensés par John Dreyer jusqu'en 1888. L'Index Catalogue (IC) est un catalogue qui sert de supplément au catalogue NGC. Il fut publié pour la première fois en 1895 et contient plus de 5000 objets. Le catalogue de Barnard contient 349 nébuleuses obscures et fut publié en 1927. Le catalogue PGC (Principal Galaxies Catalogue) est un catalogue regroupant 73.197 galaxies. Il a été dressé en 1989 par des astronomes français. Le catalogue Abell regroupe 4.073 amas de galaxies avec un supplément de 2.712 galaxies publié en 1989. Le catalogue ESO, publié par l’observatoire de Strasbourg contient plus de 2000 nébuleuses planétaires. Le catalogue IRAS produit par le satellite IRAS en 1983 contient plus de 265.000 sources infrarouges. Les 9 catalogues de Cambridge (1C à 9C) donnent les sources radio sur des longueurs d’onde et des régions du ciel différentes.

4 - Les étoiles Raies d’absortion et d’émission Dénomination Magnitudes stellaires Mouvements propres Classification Les étoiles variables Évolution stellaire Les exoplanètes

Les raies d'émission et d'absorption les raies d'absorption : principe les raies d'émission : principe le spectre solaire le décalage spectral effet Doppler-Fizeau effet Zeeman le redshift la raie de 21 cm Un gaz chaud se refroidit en émettant des photons; le spectre observé est donc constitué d'un ensemble de raies lumineuses sur un fond sombre. On parle alors de raies d'émission. Inversement, si le gaz est froid mais éclairé par une source continue, le gaz absorbera des photons et le spectre est constitué par un ensemble de raies sombres sur un fond lumineux : ce sont les raies d'absorption. Dans le spectre solaire, de droite à gauche, on peut voir les raies d’absorption suivantes : 7600 Å (O2 terrestre), 6900 Å (O2 terrestre), 6560 Å (H alpha), 5870 Å (He), 3950 Å (Ca). L'effet Doppler-Fizeau est le décalage de fréquence d'une onde lumineuse entre la mesure à l'émission et la mesure à la réception lorsque la distance entre l'émetteur et le récepteur varie au cours du temps. L’effet Doppler pour le son, la fréquence passe des aigus aux graves pour un véhicule qui s’approche puis s’éloigne. L’effet Zeeman est un élargissement des raies dû à un champ magnétique intense. Le décalage vers le rouge ou redshift est un phénomène de décalage vers les grandes longueurs d’onde des raies spectrales et de l'ensemble du spectre, ce qui se traduit par un décalage vers le rouge pour le spectre visible, observé parmi les objets lointains. La raie de 21 cm est due au renversement du spin de l'électron de l'hydrogène neutre. Elle permet d'observer par radio-astronomie les nuages d'hydrogène de la Galaxie.

Le nom des étoiles nom propre - ex : Sirius = Canicula - Polaire désignation de Bayer lettre grecque + génitif latin de la constellation ex : Sirius = α Canis Majoris = α CMa désignation de Flamsteed nombre entier + génitif de la constellation ex : Sirius = 9 Canis Majoris = 9 CMa selon le catalogue Sirius = HR 2491 = HD 48915 = SAO 151881 = BD-16 1591 = FK5 257 = HIP 32349 = IRAS 06429-1639 = .......... selon un astronome – ex : Ross 614, Luyten 726 La désignation de Bayer a été introduites par l‘astronome Johann Bayer dans son atlas céleste Uranometria en 1603 : elle consiste en une lettre grecque suivie par le génif latin du nom de la constellation où l'étoile se trouve. Après les lettres grecques on utilise les lettres minscules (a, b, ....) puis les lettres majuscules jusqu'à Q. La désignation de Flamsteed, utilisée par John Flamsteed dans Historia coelestis Britannica en 1712, utilise un nombre suivi du génitif latin de la constellation dont elle fait partie. À l'origine, les nombres étaient assignés dans l'ordre croissant de l‘ascension droite des étoiles dans chaque constellation. Sirius est connu sous 50 désignations différentes.

Les magnitudes stellaires (1) grandeurs stellaires de 1 à 6 pour les étoiles visibles magnitudes apparentes (visuelles) Δ m = 1 => Δ i = 2,5 Soleil = -27 Sirius = -1,5 Vega = 0 Polaris = +2 Vénus = -3 à -4,5 Uranus = +6 Pluton = +15 bougie à 10.000 km = +21 visibilité à l'oeil nu = +6 visibilité du télescope Hubble = +30 Au IIème siècle av. J-C, Hipparque classait déjà les étoiles en six catégories (appelées «grandeurs») selon leur luminosité apparente. Les étoiles les plus brillantes étaient de première grandeur, les suivantes de seconde grandeur et ainsi de suite jusqu'à la sixième grandeur pour les étoiles les moins brillantes encore visibles à l'œil nu, ce qui explique le caractère inversé de l'échelle. Une différence de 5 grandeurs dans le système traditionnel correspondait en intensité lumineuse à un rapport de 100. Cela vient du fait que la sensibilité de l‘oeil à la lumière est logarithmique. La magnitude apparente mesure la luminosité depuis la Terre, d'une étoile, d'une planète ou d'un autre objet céleste. Cette grandeur a la particularité d'avoir une échelle logarithmique inverse : mv = - 2,5 log (F/F0) F0 étant le flux lumineux reçu sur Terre pour mv = 0. La différence de luminosité correspondant à une unité de magnitude est de 2,5.

Les magnitudes stellaires (2) magnitudes absolues magnitude apparente à 10 pc Soleil : H = +4,8 Rigel : H = -7 module de distance = m - H La magnitude absolue d'un objet est la magnitude que verrait un observateur situé à une distance d'exactement 10 parsecs (32,6 années-lumières) de cet objet. Elle est donnée par la formule : H = - 2,5 log (L) + C Le module de distance permet une estimation de la distance de l'objet. Suivant la décroissance de la luminosité avec le carré de la distance, on obtient : mv – H = 5 log (D) - 5

Les mouvements propres déformation de la Grande Ourse mouvement spatial = vitesse radiale + vitesse tangentielle Exemples étoile de Barnard : D = 6 al – mv = 9,5 – Δ = 10",3 / an (vt = 88 km/s) – vr = -107 km/s – vs = 139 km/s étoile de Kapteyn : D = 12 al – mv = 8,9 – Δ = 8",7 / an (vt = 163 km/s) – vr = +245 km/s – vs = 294 km/s parallaxe séculaire déplacement apparent des étoiles dû au mouvement spatial du système solaire vers l'apex (à 20 km/s) On appelle mouvement propre le mouvement apparent des étoiles sur la sphère céleste. Il fut découvert en 1718 par Edmund Halley lorsqu'il remarqua que les positions de Sirius, Arcturus et Aldebaran s'écartaient de plus d'un demi-degré de celles mesurées par Hipparque environ 1850 ans auparavant. La vitesse radiale mesure la vitesse de déplacement de l'astre le long de l'axe visuel astre-observateur, elle mesure donc la vitesse d'éloignement de l'astre par rapport à la Terre, ou plutôt par rapport au Soleil puisqu'on ne tient pas compte de la rotation de notre planète. La vitesse radiale se déduit des mesures de décalage du spectre lumineux de l'astre. L‘étoile de Barnard possède le mouvement propre le plus élevé de toutes les étoiles : 10,3 secondes d’arc par an ; c'est-à-dire qu'elle parcourt dans le ciel un angle égal au diamètre apparent de la Lune en 180 ans. La parallaxe est l'incidence du changement de position de l'observateur sur l'observation d'un objet. Il existe : la parallaxe diurne due à la rotation de la Terre, la parallaxe annuelle due à la révolution de la Terre autour du Soleil, la paralaxe séculaire due au déplacement du Système Solaire dans la Galaxie. L'apex est le nom donné à un point de la sphère céleste proche de l’étoile Véga de la Lyre et vers lequel se déplace le Système Solaire tout entier dans son mouvement au sein de notre Galaxie.

Classification des étoiles (1) classification de Harvard : la température notation : CS = SxLp (S = classe spectrale, x = sous-classe, L = classe de luminosité, p = particularité) W : étoiles de Wolf-Rayet - variables éruptives chaudes (plus de 60.000°) - ex : WR124 O : 30 000 à 60 000° - bleue – ex : Hatysa (O9) B : 10 000 à 30 000° - bleue claire - ex : Regulus (B7) A : 7 500 à 10 000° - blanche - ex : Sirius (A5) F : 6 000 à 7 500° - jaune claire - ex : Polaris (F7) G : 5 000 à 6 000° - jaune - ex : Soleil (G2) K : 3 500 à 5 000° - jaune orangée - ex : Arcturus (K1.5) M : 3 500° - rouge – Betelgeuse (M1) La classification de Harvard (Cambridge dans le Maine - USA) attribue un type spectral à une étoile, et correspond globalement à une échelle de température. Ces classes sont subdivisées à l'aide des chiffres (les sous-classes de 0 à 9) : par exemple, A0 pour les étoiles les plus chaudes de la classe A et A9 pour les moins chaudes. Quelques particularités (p) : : = incertitude de la valeur spectrale comp = spectre composite ep = raie d'émission particulière m = présence de raie métallique n = absorption large causée par une rotation ss = raies très étroites Mnémotechnique : Whaow, Oh Be A Fine Girl, Kiss Me

Classification des étoiles (2) classes particulières L : naines brunes de 1 500 à 2 000° T : naines brunes de 1 000° avec du méthane C : étoiles à carbone - ex : l'étoile cramoisie (R Lep) classification MKK : la luminosité Ia : supergéantes très lumineuses Ib : supergéantes moins lumineuses II : géantes lumineuses III : géantes « normales » IV : sous-géantes V : naines (séquence principale) VI : sous-naines (peu utilisé) VII : naines blanches (peu utilisé) Les naines brunes forment une classe d‘astres originale, de masse intermédiaire entre les planètes et les étoiles. Les étoiles à carbone (ou étoiles carbonées) possèdent une surabondance de carbone dans l'atmosphère. étoile cramoisie = R Lièvre = R Leporis La classe de luminosité permet de distinguer les étoiles en fonction de leur luminosité. La classification des étoiles dans les classes de luminosité est appelée classification MKK, introduite en 1943 par William Morgan, Phillip C. Keenan et Edith Kellman de l‘observatoire de Yerkes. Exemples de classes spectrales : Dubhe : CS = K0Iab: Soleil : CS = G2V

Classification des étoiles (3) diagramme de Hertzprung-Russel (HR) selon la température et la magnitude répartition des étoiles (cat. Hipparcos) types d'étoiles selon la taille : supergéantes  naines les étoiles multiples (binaires ....) binaires optiques - ex : Alcor et Mizar doubles visuelles binaires astrométriques - ex : Sirius A et B binaires spectroscopiques binaires à éclipses (photométriques) binaires serrées Le diagramme de Hertzsprung-Russell est un graphe montrant la luminosité d'un ensemble d‘étoiles en fonction de leur température effective. Ce type de diagramme a permis d'étudier les populations d'étoiles et d'établir la théorie de l‘évolution stellaire. La diagonale dans laquelle se situe la majorité des étoiles s’appelle la séquence principale. Les naines de la diapo se trouvent dans l’amas globulaire M4. Une étoile binaire (étoile double) est composée de deux étoiles orbitant autour de leur centre de gravité commun. Chacune des étoiles de ce système est appelée « composante », la composante principale porte le nom de l'étoile suivi de la lettre « A », l'autre nom est suivi de la lettre « B ». une étoile double visuelle est un couple d'étoiles proches sur le ciel dont les deux composantes peuvent être observées séparément avec un instrument, une binaire astrométrique est une étoile double dont les deux composantes ne sont pas résolues, la duplicité étant révélée par le mouvement orbital de l’étoile visible sur le ciel, une binaire spectroscopique est une étoile double dont le mouvement orbital est mis en évidence par la variation de la vitesse radiale de l’une ou des deux composantes du système, une binaire à éclipses est une étoile double dans laquelle le plan de révolution des deux astres se trouve sensiblement dans la ligne de vision de l'observateur, ceux-ci s‘éclipsant ainsi mutuellement de façon périodique, une binaire serrée est étoile double dont les composantes sont très proches l’une de l’autre : on distingue les binaires semi-détachées et les binaires à contact.

Les étoiles variables dénomination les pulsars = étoile à neutron les variables pulsantes - ex : les céphéides les variables éruptives – ex : UV Ceti les variables par rotation, - ex : SX Arietis les variables cataclysmiques - ex : AM Herculis les variables à éclipses = binaires à éclipses les pulsars = étoile à neutron d = 1 million de milliards (1 cm3 = 1 milliard de tonnes) pulsar du Crabe (P = 33 ms) pulsar des Voiles (P = 90 ms) les novae et supernovae nova Cygni 1992 SN 1987A Une étoile variable est une étoile dont la luminosité varie : les variables pulsantes présentent une variation périodique de leur volume, ce qui se traduit par une modification de leur luminosité, une variable éruptive connaît une forte activité qui provoque des variations de luminosité impossibles à prévoir et qui peuvent s'accompagner d’une éjection de matière, une variable par rotation possède une surface non uniforme ou de forme ellipsoïdale, une variable cataclysmique voit sa luminosité évoluer brusquement, généralement sur plusieurs magnitudes, par suite de phénomènes physiques extrêmement violents. Un pulsar (pulsating radio source) est le nom donné à une étoile à neutron, tournant très rapidement sur elle-même et émettant un fort rayonnement électromagnétique dans la direction de son axe magnétique. Il ont été découverts en 1967 et leur diamètre est de 10 à 20 km. Une nova est une étoile qui devient très brutalement extrêmement brillante, avec une grande augmentation de son éclat, qui peut être de l'ordre de 10 magnitudes. Cette vive luminosité ne dure que quelques jours, et l'étoile reprend ensuite progressivement son éclat initial. Il s’agit d’un couple serré d'une naine blanche et d'une géante rouge. La matière en tombant sur la naine s’échauffe à 10 millions de degré et provoque la fusion de l'hydrogène en surface ce qui génère une explosion à la surface de l'étoile. Une supernova est l'ensemble des phénomènes directement issus de l'explosion d'une étoile, qui s'accompagne d'une augmentation brève très grande grande de sa luminosité qui peut atteindre 200 millions de Soleil. Les dernières supernovae observées dans la Voie Lactée sont SN de Tycho Brahe en 1572 et SN de Kepler en 1604.

Evolution stellaire réactions nucléaires en fonction de la masse dans le diagramme HR étoile d'une masse solaire étoile de 20 masses solaires évolution du Soleil évolution comparée dans le temps Dans les réactions nucléaires, la fusion s'arrête avec le Fe (énergie de liaison maximum) et les atomes au-dela du Fe (dans le tableau de Mendeliev) ne sont fabriqués que lors d'explosion de supernovae grâce à un surplus d'énergie dû à l'explosion de l'étoile. L'évolution d'une étoile connaît trois phases principales qui sont la formation de l‘étoile, la séquence principale et la mort de l'étoile : les étoiles se forment à partir de nuages interstellaires qui se contractent sous l'effet de la gravitation, durant la séquence principale, l'étoile est en équilibre hydrostatique, la masse de l’étoile est l’élément déterminant pour son évolution. Plus une étoile est massive, plus elle consomme rapidement l‘hydrogène qu'elle contient car la température y est plus élevée. Lorsque le cœur de l‘étoile ne contient plus suffisamment d‘hydrogène, elle devient une géante rouge. Dans certains cas, elle se transforme en nébuleuse planétaire tandis que le noyau devient une naine blanche. Pour les étoiles les plus massives, elles s'effondrent et deviennent des étoiles à neutrons, voire des trous noirs. C’est à ce moment que se forment les supernovae. Pour une supernova lorsque le Fe ne peut plus se transformer, le cœur s’effondre en entraînant les couches supérieures ce qui produit une énergie mécanique énorme et entraîne l’explosion. La formation du pulsar a lieu lors de l’effondrement de l'étoile : la conservation du moment cinétique et du flux magnétique (intensité magnétique X surface) fait que la vitesse de rotation et le champ magnétique augmentent (mille milliards X champ terrestre) ce qui provoque un champ électrique très intense (effet dynamo). Il se produit alors un rayonnement synchrotron au niveau des pôles magnétiques (accélération des électrons le long des lignes de forces) avec émission d'un rayonnement radio dans la même direction que l'axe du champ magnétique

Les exoplanètes = planètes extrasolaires découverte : 51 Pegasi (40 al) en 1995 nombre (décembre 2008) = 333 méthodes de détection vitesse radiale astrométrie transit effet microlentille gravitationnelle directe Une exoplanète, ou planète extrasolaire, est une planète orbitant autour d'une étoile autre que le Soleil. Méthodes de détection indirecte : par la vitesse radiale : les mouvements d'un astre sont influencés par la présence d'une planète orbitant autour de lui, ce qui provoque un décalage périodique de sa position et donc de sa vitesse radiale, par astrométrie : elle repose sur la détection des perturbations angulaires de la trajectoire d'une étoile, par transit : méthode identique à la détection des binaires à éclipses, par effet de microlentille gravitationnelle : cette méthode s'appuie sur la courbure de la lumière émise par une étoile distante ou un quasar, lorsqu'un objet massif s'aligne avec cette source. L'utilisation combinée de systèmes de correction en temps réel appelés optique adaptative et de la coronographie a permis de détecter une exoplanète directement à l'aide du VLT (Very Large Telescope).

5 - Cosmologie Big Bang Évolution de l'Univers Les trous noirs

Le Big Bang les particules élémentaires chronologie évolution de l'Univers la récession des galaxies : z = Δλ / λ0 la loi de Hubble : v (en km/s) = H0.d (en Mpc) actuellement : H0 = 50 à 90 l'expansion de l'Univers particules élémentaires : gluons = 8 (force nucléaire forte) bosons intermédiaires : W+ W- et Z0 photons : force électromagnétique force faible : responsable de la désintégration  neutron  proton avec e- et un anti-neutrino (ex : tritium  hélium) proton  neutron avec e+ et neutrino (ex : fluor  oxygène) Le Big Bang désigne l’époque dense et chaude qu’a connu l’Univers il y a environ 13,7 milliards d’années. L’Univers est homogène et isotrope, fini et illimité. La loi de Hubble énonce que les galaxies s'éloignent les unes des autres à une vitesse proportionnelle à leur distance. Du point de vue observationnel l'expansion de l’Univers se traduit par une augmentation de la longueur d’onde de la lumière émise par les galaxies : c'est le phénomène de décalage vers le rouge (redshift). L’Univers est-il ouvert, fermé ou stationnaire (ou plat) ?

Les trous noirs rayon de Schwarzschild : R = 2.G.M / c2 sphère des photons image virtuelle exemple : NGC 4261 jets extragalactiques : M87 lentille gravitationnelle principe image Un trou noir est un objet massif dont le champ gravitationnel est si intense qu’il empêche toute forme de matière ou de rayonnement de s’en échapper. Cette masse permet de définir une sphère appelée horizon du trou noir, centrée sur la singularité et dont le rayon (rayon de Schwarzschild) est une limite maximale en-deçà duquel le trou noir empêche tout rayonnement de s’échapper : pour la Terre : Rs = 9 mm pour le Soleil : Rs = 3 km La sphère des photons correspond à la distance (1,5 Rs) à laquelle les photons se mettent en orbite autour du trou noir à la vitesse de la lumière c. Les jets extragalactiques de matières sont généralement associés à des trous noirs et produits par des champs magnétiques élevés. Une lentille gravitationnelle, une macrolentille ou un mirage gravitationnel est un objet très massif (un amas de galaxies par exemple) se situant entre un observateur et une source lumineuse lointaine. La lentille gravitationnelle, imprimant un fort champ gravitationnel autour d'elle, aura comme effet de faire dévier les rayons lumineux qui passeront près d'elle, déformant ainsi les images que recevra un observateur placé sur la ligne de visée.

6 – Notions avancées Systèmes de coordonnées Aberration de la lumière Mesure des distances Calendriers Révolutions Les points de Lagrange La limite de Roche Le temps

Systèmes de coordonnées coordonnées horizontales dépendent du lieu et du temps coordonnées horaires coordonnées équatoriales dépendent de la précession des équinoxes et de l'équateur coordonnées écliptiques dépendent de la précession des équinoxes coordonnées galactiques la Voie Lactée en coordonnées galactiques coordonnées horizontales : plan = surface terrestre; Origine = horizon Sud coordonnées horaires : plan = équateur; Origine = verticale sud coordonnées équatoriales : plan = équateur; Origine = point vernal Ce système utilise comme plan de référence la projection sur la sphère céleste de l‘équateur de la Terre. On appelle cette projection l'équateur céleste. Le point de référence de ce cercle est le « point vernal » situé près de la constellation des Poissons. Ce cercle est divisé en 24 heures (soit des divisions de 15 degrés chacune). L'angle mesuré entre la projection de l'objet sur ce cercle et le point vernal (en partant vers l'est de ce point) s'appelle l‘ascension droite. Elle s'exprime donc en heures, minutes, secondes. L'angle entre cet équateur céleste et l'objet s'appelle la déclinaison. Elle se mesure en degrés, positive pour les objets situés dans l'hémisphère nord et négative pour les autres. L'axe des pôles de ce système coïncide donc avec l'axe de rotation de la Terre. coordonnées écliptiques : plan = écliptique; Origine = point vernal coordonnées galactiques : plan = plan galactique; Origine = verticale du Soleil

Aberration de la lumière aberration annuelle constante d'aberration = 20",5 aberration diurne angle max = 0",3 aberration optique aberration chromatique : principe aberration de sphéricité aberration de coma réfraction atmosphérique L'aberration de la lumière a été découverte par l'astronome James Bladley en 1725. Elle se traduit par le fait que la direction apparente d'une source lumineuse dépend de la vitesse de celui qui l'observe, de la même façon que la pluie semble tomber depuis une direction située vers l'avant d'un véhicule et non à la verticale de celui-ci quand celui-ci se déplace. L'aberration anuelle, qui fait décrire aux astres une petite ellipse sur la sphère céleste, est due à la vitesse de la Terre autour du Soleil. Son amplitude maximale, appellée constante de l'aberration annuelle, est de 20,48". L'aberration diurne est liée au déplacement de l'observateur lors de la rotation de la Terre sur elle-même. La cause de l’aberration chromatique est la variation de l‘indice de réfraction du matériau composant les lentilles en fonction de la longueur d’onde de la lumière qui les traverse. Il en résulte une distance focale variable, de sorte que la mise au point ne peut être effectuée simultanément pour toutes les couleurs du spectre. L'aberration de sphéricité est dû au fait que les rayons provenant du bord et du centre de l'optique ne se focalisent pas au même point. On observe alors une caustique de focalisation, dans laquelle le point image attendu sera remplacé par un halo plus ou moins flou. L'aberration de coma dépend de la distance du point d'impact des rayons sur la pupille par rapport au centre de celle-ci. L'effet de cette aberration est de produire une tache en forme d'aigrette dans un plan d'observation. La réfraction atmosphérique est un phénomène optique qui consiste en une trajectoire non-rectiligne de la lumière à la traversée de l‘atmosphère et qui est dû à la variation de la densité de l'air avec l'altitude. Le rayon vert peut en partie aussi être interprété par la réfraction atmosphérique et la dispersion.

Mesure des distances parallaxe diurne : D = R / π 3ème lois de Kepler : a3 / T2 = constante = K / (4π2M) parallaxe annuelle : D (en pc) = 1 / π (en ") parallaxe spectroscopique : mv – H = 5logD – 5 méthode du point de convergence pour les amas ouverts la relation période-luminosité : L = k x P certaines étoiles variables la loi de Hubble : D = z x c / H0 La parallaxe diurne d'un astre est l'angle sous lequel on verrait depuis cet astre le rayon terrestre aboutissant au lieu d'observation. Cet angle, négligeable pour les étoiles, est utilisé pour les corps du Système Solaire. La parallaxe annuelle d'une étoile est l'angle sous lequel on verrait depuis cette étoile le demi-grand axe de l'orbite terrestre. On l’utilise pour les étoiles jusqu’à 100 al. La parallaxe spectroscopique (ou parallaxe photométrique) est déterminée par l’analyse spectrale d’une étoile permettant d'estimer sa magnitude absolue, et donc sa distance à partir de leur magnitude apparente (module de distance). Elle est utilisée de 100 à 300 al. La méthode du point de convergence s'applique aux amas ouverts. Les étoiles d'un tel amas sont fortement liées et se déplacent toutes dans la même direction. Mais en projection sur la voûte céleste, elles semblent converger vers un même point. Des considérations géométriques permettent de déterminer la distance de l'amas si l'on connaît la position du point de convergence, ainsi que les vitesses tangentielles et radiales de toutes les étoiles. La relation période-luminosité qui caractérise les Céphéides permet de connaître leurs magnitudes absolues et donc leur distance. Plus une céphéide est lumineuse plus sa période de variation d'éclat est longue. Pour les galaxies, on utilise la loi de Hubble pour déterminer leurs distances.

Calendriers (1) calendrier Chaldéen (- 4000 ans) 12 mois de 30 jours + 1 mois tous les 6 ans 1 jour en 12 heures calendrier Egyptien (- 3000 ans) réglé sur les crues du Nil et le lever héliaque de Sirius 12 mois de 30 jours + 5 jours - 3 saisons calendrier Chinois réglé sur le passage du Soleil dans les signes du zodiaque Le premier calendrier chaldéen était de type lunaire (12 mois de 29 ou 30 jours). Il fut ensuite adapté à la révolution de la Terre autour du Soleil. Le calendrier égyptien (ou calendrier nilotique) était axé sur les fluctuations annuelles du Nil et avait comme but premier la régulation des travaux agricoles au cours de l'année. Il était basé sur les cycles lunaires (à peu près trente jours) et la récurrence annuelle du lever héliaque (qui précède le Soleil pour la première fois dans l'année) de Sirius, vers le 19 juillet de notre calendrier. Le calendrier chinois est un calendrier luni-solaire. Le nouvel an chinois a eu lien le 7 février 2008.

Calendriers (2) calendrier musulman calendrier Julien hégire : 16 juillet 622 12 mois de lunaison (354 ou 355 jours) calendrier Julien Jules César en 46 avant J.C. 3 années commune de 365 jours + 1 année abondante (366 jours)  365,25 jours calendrier Grégorien constat en 1582 : équinoxe le 11 mars Grégoire XIII : jeudi 4 octobre 1582 puis vendredi 15 octobre 1582 les années séculaires sont communes sauf les multiples de 400  365,242 5 jours Le calendrier musulman ou calendrier hégirien est un calendrier lunaire, l’un des rares du monde moderne encore largement répandu. Il est caractérisé par des années de 12 mois lunaires de 29 à 30 jours chacun. Une année hégirienne est donc plus courte qu’une année grégorienne d’environ onze jours. L'année actuellement en cours dans le calendrier musulman est 1430 de l‘hégire (départ de Mahomet de la Mecque vers Médine), approximativement du soir du 28 décembre 2008 au soir du 17 décembre 2009. Le calendrier julien est une réforme du calendrier romain introduite par Jules César en 46 av. J-C. C’est un calendrier solaire. Le calendrier grégorien est le calendrier actuellement utilisé dans la majeure partie du monde occidental. Son point de départ, l'an 1, correspond à la date estimée de la circoncision suivant de huit jours celle de la naissance de Jésus.

Révolutions (1) révolution sidérale révolution synodique par rapport aux étoiles Terre : P = 365 jours 6h 9m et 9,7s Lune : P = 27 jours 7h 43m et 11,5s révolution synodique par rapport à la Terre et au Soleil Lune (lunaison) : P' = 29 jours 12h 44m 02,8s révolution tropique par rapport au point vernal Terre : T = 365 jours 5h 48m 48s Lune : T = 27 jours 7h 43m 4,7s La révolution sidérale est le temps mis par un astre pour accomplir sa trajectoire, ou révolution, autour d’un autre astre avec un retour à une même position par rapport à une étoile fixe. La révolution synodique est le temps mis par un astre pour revenir à la même configuration Terre-astre-Soleil, c'est-à-dire à la même place dans le ciel par rapport au Soleil, vu de la Terre. Pour la Lune, on parle de lunaison. 1/P' = 1/Pt - 1/P La révolution tropique est l’intervalle de temps entre deux passages consécutifs d'une planète ou de la Lune par le cercle horaire du point vernal.

Révolutions (2) révolution anomalistique révolution draconitique par rapport au périastre Terre : Pa = 365,259 641 jours Lune : Pa = 27,554 550 2 jours révolution draconitique par rapport au noeud ascendant de l'orbite lunaire sur l'écliptique Terre : D = 346,62 jours Lune : D = 27,212 217 8 jours La révolution anomalistique est l’intervalle de temps entre deux passages d’un astre au périgée, périhélie ou périastre. La révolution draconitique est l’intervalle de temps entre deux passages au noeud ascendant d'un astre.

Points de Lagrange schéma applications L1, L2 et L3 : stabilité dans le plan perpendiculaire à l'axe entre les 2 corps L4 et L5 = points troyens : stabilité permanente applications les astéroïdes troyens (sur L4 et L5 de Jupiter) Cruithne (sur L4 de la Terre) la sonde SOHO (sur L1 de la Terre) nuages de Kordylewski (L4-L5 de la Lune) Un point de Lagrange ou point de libration, est une position de l'espace où les champs de gravité de deux corps en orbite l'un autour de l'autre, et de masses substantielles, se combinent de manière à fournir un point d'équilibre à un troisième corps de masse négligeable, tel que les positions relatives des trois corps soient fixes. Joseph Louis, comte de Lagrange est un mathématicien français né à Turin en 1736.

Limite de Roche Albert-Edouard ROCHE (1820-1883) principe exemples les anneaux de Saturne la comète Shoemaker-Levy 9 La limite de Roche est la distance théorique en dessous de laquelle un satellite commencerait à se disloquer sous l'action des forces de marée causées par le corps céleste autour duquel il orbite, ces forces dépassant la cohésion interne du satellite. La comète SL9 est passée en deça de la limite de Roche de Jupiter en 1992 et ses 21 fragments ont heurté cette planète en juillet 1994.

Le temps la rotation de la Terre le temps solaire l'équation du temps la seconde = 1/864 00 du jour solaire moyen le temps atomique international (TAI) temps légal - temps universel (TU) en France : TL = TU+1h (TU+2h en été) le jour julien (JJ) début : 1er janvier 4713 avant J.C. à midi 1/01/2000 à 12h TU = JJ 2 451 545,0 Le temps solaire ou temps vrai est une mesure du temps basée sur la définition du midi solaire : c'est l'instant où le Soleil atteint son point le plus élevé dans le ciel, en un endroit donné de la Terre. L'équation du temps traduit l'écart, variable au cours de l'année, existant entre le temps solaire moyen et le temps solaire vrai. C'est la différence entre l'heure indiquée par une horloge parfaitement réglée, qui indiquerait midi au moment du passage du Soleil au méridien et celle indiquée par un cadran solaire. Le Temps atomique international (TAI) est une échelle de temps basée sur la définition de la seconde élaborée à l'aide d‘horloges atomiques. La seconde est la durée de 9 192 631 770 périodes de la radiation correspondant à la transition entre les deux niveaux hyperfins de l'état fondamental de l'atome de césium 133. Le Temps universel (TU) est une mesure du temps basée sur la rotation de la Terre. Il s'agit de la prolongation moderne du Temps Moyen de Greenwich (GMT), qui était le temps solaire moyen au méridien de Greenwich. Le jour julien (JJ) est le temps qui s'est écoulé depuis midi du 1er janvier 4713 av. J-C., exprimé en jours décimaux. La partie entière spécifie le jour et la partie décimale spécifie l'heure: 0,5 correspondant au « midi » du jour en question.

7 – Instruments d'observation L'oeil La lunette astronomique Le télescope les montures Le radio télescope Le coronographe Les observatoires

L'oeil anatomie les cônes les bâtonnets sensibles aux couleurs sensibles à l'intensité lumineuse Les bâtonnets permettent de percevoir la luminosité et le mouvement, tandis que les cônes permettent de différencier les couleurs. Il existe en réalité trois sortes de cônes: *         une sorte pour le rouge *         une sorte pour le vert *         une sorte pour le bleu Les cônes sont dix fois plus nombreux que les bâtonnets.

La lunette astronomique principe = réfraction composants photo grossissement focale de l'objectif / focale de l'oculaire maximum théorique = 2,4 x diamètre objectif maximum pratique = 2 x diamètre de l'objectif maximum de luminosité : G = D / 7 Une lunette astronomique est un instrument optique d'observation dont l‘objectif est constitué de lentilles. On l'appelle aussi "réfracteur". Le grossissement (G) est donné par le rapport de la distance focale de l’objectif (F) sur celle de l’oculaire (f) : G=F/f. Son maximum est en réalité limité à 2 fois le diamètre de l’objectif exprimé en millimètres. Le rapport d’ouverture (ou l’ouverture) R est donné par le rapport de la focale de l’objectif sur son diamètre : F/D La pupille de sortie (p) correspond au diamètre de l'image sortant de l'oculaire : p=f/R=D/G Le maximum de luminosité est obtenu lorsque la pupille de sortie est égale à au diamètre de la pupille de l’observateur (généralement 7) c’est à dire lorsque le grossissement est égal au diamètre de l’objectif divisé par 7. La lentille de Barlow allonge la distance focale à laquelle se forme le foyer-image ce qui permet d’augmenter le grossissement de l’instrument. Le réducteur de focal raccourcit la distance focale du foyer-image. Pour cela, il doit être placé entre l'objectif et le foyer. En diminuant le rapport F/D, il augmente la luminosité sur tout le champ visuel. Le renvoi coudé permet une observation plus confortable et évite d'avoir recours à des postures peu confortables durant l'observation, principalement vers le zénith.

Le télescope principe = réflexion composants principaux types de télescopes type Newton : détail type Cassegrain : détail type Ritchey-Chrétien type Schmidt : photo les plus grands télescopes South African Large Telescope – 11,1 m Gran Telescopio Canarias – 10,4 m Un télescope est un instrument d'observation (encore appelé "réflecteur") dont l‘objectif est un miroir de grand diamètre. Le type Newton a été mis au point par Isaac Newton. Il utilise un miroir primaire parabolique et un miroir secondaire plan. Les miroirs paraboliques génèrent une aberration de coma sur les bords. Le type Cassegrain est composé d'un miroir primaire concave parabolique et d'un miroir secondaire convexe hyperbolique. Il présente également une aberration de coma. Le Ritchey-Chrétien inventé vers 1910, grâce à un primaire et un secondaire hyperbolique, donne une image focale dépourvue de coma. C'est la formule optique la plus utilisée dans les observatoires professionnels modernes. La chambre de Schmidt est une chambre photographique de grande ouverture conçue pour l‘astrophotographie. Elle est basée sur un miroir primaire sphérique et une lame déformée spécialement réalisée pour compenser l'aberration sphérique . La luminosité des prises est exceptionnelle grâce à un rapport d’ouverture très faible.

Les montures les montures azimutales : photo les montures équatoriales : détail monture allemande monture anglaise monture à fourche monture à berceau monture en fer à cheval les montures altazimutales La monture azimutale ets une monture basique, constituée d'un axe vertical et d'un axe horizontal. La monture équatoriale est pratique en raison de la rotation de la sphère céleste. Elle permet de suivre le même astre en faisant pivoter l'instrument sur un seul axe (l’axe de déclinaison), l'autre étant parallèle à l'axe de rotation de la Terre (l’axe polaire ou horaire). Cette monture exige une mise en station. - la monture équatoriale allemande est la monture équatoriale la plus commune pour les lunettes et les petits télescopes : présence du contrepoids placé sur une tige à l'opposé du tube optique. - la monture anglaise est une monofourche. On la trouve uniquement dans les vieux observatoires du dix-neuvième siècle. la monture à fourche présente l'avantage d'être trapue ; elle convient donc parfaitement aux instruments transportables. la monture à berceau est plus adaptée à des instruments lourds. les montures en fer à cheval sont surbaissées et parfaitement stables, ce sont des montures idéales pour les grands télescopes. La monture altazimutale est constituée d'un axe vertical fixe et d'un axe horizontal. Elle permet le suivi d'un astre si elle est équipée d'un moteur sur chacun de ses axes. Elle est, dans ce cas, pilotée par un ordinateur avec positionnement automatique sur un astre (fonction dite « Go to ») sans mise en station.

Le radiotélescope principe le radiotélescope d'Arecibo – 305 m le Green Bank Telescope – 100 m le VLA (Very Large Array) – 27 x 26 m le radiotélescope de Nançay – 100 m le radiotélescope d'Effelsberg - 100 m Un radiotélescope est un télescope spécifique utilisé en radioastronomie pour capter les ondes radioélectriques émises par les astres. La longueur d’onde des ondes radio étant plus grande que celle des ondes lumineuses, les radiotélescopes doivent avoir une taille suffisamment grande afin de former une image radio nette. Le radiotélescope d’Arecibo est situé sur le côte nord de l’île de Porto Rico. Il est exploité par l’université de Cornell. L'antenne principale, sphérique de 305 mètres, est construite à l'intérieur d’une dépression laissée par un effondrement. Le Green Bank Telescope (GBT) aux Etats-Unis est le plus grand radiotélescope orientable du monde (100 m de diamètre). Le Very Large Array, ou VLA, est situé dans la plaine de San Augustin, au Nouveau-Mexique (Etats-Unis). C'est un radiotélescope formé d'un réseau de 27 antennes paraboliques orientables identiques de 25 m de diamètre chacune, mobiles sur des voies de chemin de fer disposées selon un tracé formant un immense Y (deux branches de 21 km et un pied de 19 km). La station de radioastronomie de Nançay, est située dans le département du Cher, à environs 30km de Bourges en plein coeur de la Sologne, en France. Son radiotélescope est le quatrième plus important, de part sa surface collectrice, au monde. Le radiotélescope d'Effelsberg se situe en Allemagne et possède une antenne de 100 m de diamètre.

Le coronographe principe photo résultat La coronographie est une technique les éclipses totales. Ainsi, seule la couronne de l'étoile observée apparaît, car elle n'est plus « noyée » par la lumière de la photosphère. C'est Bernard Lyot qui inventa le premier coronoraphe au début des années 1930. Il lui permit d'observer la couronne solaire hors éclipse à l'aide d'un télescope. Le principe de base est un masque opaque d'un diamètre adapté à l'étoile observée qui est placé dans le télescope. Le masque a ainsi le même comportement que lorsque la Lune passe devant le Soleil lors d'une éclipse, occultant sa lumière et nous laissant voir sa couronne.