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À la découverte - Decitre.fr · À la découverte de l’Univers ... 2-5 Les lois de Kepler décrivent la forme des orbites, la variation de leurs vitesses et la durée des années

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À la découverte de l’Univers

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À la découverte de l’Univers

2e édition

Traduction de la 6e édition américaine de Richard Taillet et Loïc Villain

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Ouvrage originalOuvrage publié pour la première fois aux États-Unis par W.H. FREEMAN & COMPANY, New York. Copyright © 2015 par W.H. Freeman & Company. Tous droits réservés.First published in the United States by W.H. FREEMAN & COMPANY, New York. Copyright © 2015 by W.H. Freeman & Company. All rights reserved.

Pour toute information sur notre fonds et les nouveautés dans votre domaine de spécialisation,

consultez notre site web: www.deboecksuperieur.com

© De Boeck Supérieur s.a., 2016 2e édition 2016

Rue du Bosquet, 7, B-1348 Louvain-la-Neuve

Pour la traduction et l’adaptation française

Tous droits réservés pour tous pays.

Il est interdit, sauf accord préalable et écrit de l’éditeur, de reproduire (notamment par photocopie) partiellement

ou totalement le présent ouvrage, de le stocker dans une banque de données ou de le communiquer au public,

sous quelque forme et de quelque manière que ce soit.

Imprimé en Belgique

Dépôt légal :

Bibliothèque nationale, Paris : août 2016

Bibliothèque royale de Belgique, Bruxelles : 2016/13647/131 ISBN : 978-2-8073-0294-5

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Avant-propos xiAu sujet de l’auteur xix

CHAPITRE 1 À la découverte du ciel nocturne 1

CHAPITRE 2 La gravitation et le mouvement des planètes 27

CHAPITRE 3 Lumière et télescopes 49

CHAPITRE 4 La formation du Système solaire 97

CHAPITRE 5 Exoplanètes 113

CHAPITRE 6 Les planètes telluriques et leurs satellites 125

CHAPITRE 7 Les planètes externes et leurs lunes 191

CHAPITRE 8 Les vagabonds du Système solaire 233

CHAPITRE 9 Le Soleil : notre extraordinaire étoile ordinaire 267

CHAPITRE 10 Galerie de portraits des étoiles 293

CHAPITRE 11 La vie des étoiles, de la naissance à l’âge mûr 317

CHAPITRE 12 La mort des étoiles et leurs dépouilles 347

CHAPITRE 13 Les galaxies 389

CHAPITRE 14 Cosmologie 443

CHAPITRE 15 Astrobiologie 469

ANNEXES A-1

Réponses aux questions numériques QUESTIONS-1

Index I-1

SOMMAIRE

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TABLE DES MATIÈRES

Avant-propos xi

Au sujet de l’auteur xix

CHAPITRE 1

À la découverte du ciel nocturne 1

L’EXPLORATION DU CIEL NOCTURNE 2

1.1 Le ciel nocturne est rempli de motifs 21.2 Les constellations permettent de facilement

localiser les étoiles 31-3 La sphère céleste aide à se repérer dans le ciel 51-4 Un système de coordonnées « alt »ernatif 61-5 La Terre orbite autour du Soleil

dans un plan nommé l’écliptique 6

CYCLES TERRESTRES 8

1-6 La rotation de la Terre est responsable du cycle jour-nuit et sa révolution défi nit l’année 8

LES SAISONS 10

1-7 Les saisons résultent de l’inclinaison de l’axe de rotation de la Terre et de la révolution de celle-ci autour du Soleil 10

1-8 Les horloges et les calendriers sont basées sur la rotation propre et la révolution autour du Soleil de la Terre 13

1-9 La précession est un mouvement circulaire lent de l’axe de rotation de la Terre 14

LES PHASES DE LA LUNE 16

1-10 Les phases de la Lune ont inspiré le concept de mois 16

ÉCLIPSES 18

1-11 Les éclipses ne se produisent pas lors de chaque nouvelle Lune ou de chaque pleine Lune 18

1-12 Trois types d’éclipses de Lune peuvent se produire 191-13 Trois types d’éclipses de Soleil peuvent

aussi se produire 20

L’UNIVERS À DIFFÉRENTES ÉCHELLES 21

1.14 Les distances astronomiques sont... astronomiques ! 23

CHAPITRE 2

La gravitation et le mouvement des planètes 27

LA SCIENCE : UNE CLEF POUR LA COMPRÉHENSION DE L’UNIVERS 28

2.1 La science est à la fois un ensemble de connaissances et l’étude de la nature 28

MODIFICATION DE LA VISION GÉOCENTRIQUE DE L’UNIVERS 30

2.2 La cosmologie centrée sur le Soleil se construisit lentement 30

DÉCOUVERTE 2-1 L’Univers géocentrique 322.3 Copernic proposa le premier modèle

cosmologique héliocentrique complet 322-4 Tycho Brahe fi t des observations astronomiques

qui réfutaient certaines idées anciennes concernant les cieux 36

LES LOIS DE KEPLER ET DE NEWTON 37

2-5 Les lois de Kepler décrivent la forme des orbites, la variation de leurs vitesses et la durée des années planétaires 37

DÉCOUVERTE 2-2 Les unités de distances astronomiques 402-6 Les découvertes de Galilée corroborèrent fortement

la cosmologie héliocentrique 412-7 Newton formula trois lois qui décrivent les propriétés

fondamentales des objets physiques 422-8 La théorie de Newton de la gravitation explique

les lois de Kepler 44

CHAPITRE 3

Lumière et télescopes 49

LA NATURE DE LA LUMIÈRE 50

3.1 Newton découvrit que la lumière blanche n’est pas une couleur fondamentale et proposa que la lumière était composée de particules 50

3.2 La lumière voyage à une vitesse fi nie mais incroyablement élevée 53

3.3 Einstein a montré que la lumière peut se comporter comme des particules transportant de l’énergie 54

3.4 La lumière visible n’est qu’un des types de rayonnement électromagnétique 55

OPTIQUE ET INSTRUMENTS 57

3.5 Les télescopes concentrent la lumière provenant des étoiles grâce à des miroirs 57

3.6 Les télescopes grossissent, résolvent et rendent plus lumineux 60

3.7 Les oculaires, les lunettes astronomiques et les jumelles utilisent des lentilles pour focaliser la lumière incidente 62

3.8 La conception des miroirs et des lentilles est une science en perpétuelle évolution 64

3.9 Enregistrer et analyser la lumière venue de l’espace permet de comprendre le cosmos 66

3.10 L’atmosphère de la Terre gêne la recherche astronomique 68

vii

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v i i i TA B L E D E S M AT I È R E S

L’ASTRONOMIE NON OPTIQUE 71

3-11 Des télescopes spécialement conçus collectent l’énergie électromagnétique dans toutes les parties non visibles du spectre 71

RAYONNEMENT DU CORPS NOIR 79

3.12 La couleur du pic d’émission d’un objet se décale vers les courtes longueurs d’onde lorsqu’on le chauffe 79

3.13 L’intensité émise dans les différentes couleurs révèle la température d’une étoile 82

IDENTIFIER LES ÉLÉMENTS EN ANALYSANT LEURS SPECTRES CARACTÉRISTIQUES 84

3.14 Chaque élément chimique produit son propre jeu de raies spectrales 84

3.15 L’intensité relative des raies spectrales dépend de l’état de la source 87

ATOMES ET SPECTRES 88

3.16 Un atome est constitué d’un petit noyau dense entouré d’électrons 88

3.17 Les spectres s’expliquent par le fait que les électrons absorbent et émettent seulement des photons de certaines longueurs d’onde 90

3.18 Les spectres fournissent des informations sur le mouvement de rapprochement ou d’éloignement des objets, mais pas leur mouvement latéral 92

CHAPITRE 4

La formation du Système solaire 97

LE SYSTÈME SOLAIRE CONTIENT DES ÉLÉMENTS LOURDS, ISSUS D’UNE GÉNÉRATION PRÉCÉDENTE D’ÉTOILES 98

4-1 Les étoiles transforment les éléments légers en éléments plus lourds 98

4-2 La gravitation, la rotation et la chaleur ont forgé le jeune Système solaire 99

LA FORMATION DES PLANÈTES 103

4-3 Les planètes géantes apparurent successivement 1034-4 Les planètes intérieures se sont formées

principalement par collisions 104

LES DÉBRIS DU SYSTÈME SOLAIRE 105

4-5 Les orbites en évolution des planètes géantes dispersèrent les débris à travers le Système solaire 105

4-6 La ceinture d’astéroïdes est constituée de restes de débris 107

4-7 Les débris éjectés par les planètes géantes conduirent au Grand Bombardement Tardif 107

CLASSIFICATIONS DANS LE SYSTÈME SOLAIRE ACTUEL 108

4-8 La classifi cation des objets du Système solaire a évolué 108

4-9 Les orbites des planètes sont reliées 109

4-10 Le Soleil s’est développé pendant que les planètes évoluaient 110

CHAPITRE 5

Exoplanètes 113

LES EXOPLANÈTES – DES PLANÈTES HORS DU SYSTÈME SOLAIRE 114

5-1 Les disques protoplanétaires se forment couramment lorsque les étoiles naissent 114

5-2 Les astronomes disposent d’au moins sept façons différentes de détecter des planètes hors du Système solaire 114

5-3 Les exoplanètes orbitent autour d’une variété d’étoiles époustoufl ante 118

5-4 On a observé des exoplanètes de tailles, de masses et de compositions très variées 118

5-5 On a observé des étoiles avec plusieurs planètes 120

5-6 De nombreuses exoplanètes ont des orbites extraordinaires, en comparaison avec celles des planètes du Système solaire 120

5-7 On a aussi observé des exoplanètes qui ne sont pas en orbite autour d’étoiles 120

5-8 Il y a des milliards de planètes 1225-9 On découvre des planètes

avec de l’eau liquide 1225-10 La recherche de la vie sur des exoplanètes est

en cours 123

CHAPITRE 6

Les planètes telluriques et leurs satellites 125

PLANÉTOLOGIE COMPARATIVE 126

6-1 La comparaison des huit planètes montre diverses similarités et des différences importantes 126

LA TERRE : UN MONDE DYNAMIQUE ET VIVANT 128

6-2 L’évolution de l’atmosphère terrestre dure depuis des milliards d’années 129

6-3 La tectonique des plaques provoque des changements majeurs à la surface de la Terre 133

6-4 L’intérieur de la Terre consiste en un manteau rocheux et un noyau riche en fer 135

6-5 Le bouclier magnétique terrestre nous protège du vent solaire 137

LA LUNE ET LES MARÉES 141

6-6 La surface de la Lune est recouverte de cratères, de plaines et de montagnes 141

6-7 Les expéditions sur la Lune permirent de recueillir des informations cruciales sur son histoire 145

6-8 La Lune est probablement née de débris arrachés à la Terre primitive par l’impact d’un énorme planétésimal 150

6-9 Les marées ont plusieurs fois joué un rôle important dans l’histoire du système Terre-Lune 152

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TA B L E D E S M AT I È R E S i x

6-10 La Lune s’éloigne de la Terre 1546-11 Les photographies de Mercure par Mariner 10

et par Messenger montrent une surface de type lunaire 154

6-12 Mercure contient plus de fer que la Terre 1586-13 La rotation et la révolution de Mercure sont

couplées 1606-14 Mercure est la planète tellurique dont l’atmosphère

est la plus fi ne 161

VÉNUS 162

6-15 La surface de Vénus est dissimulée derrière une couverture nuageuse permanente 162

6-16 L’effet de serre sur Vénus 1636-17 Vénus est recouverte de collines douces, de deux

continents et de nombreux volcans 165

MARS 168

6-18 La surface de Mars contient des plaines, des canyons, des cratères et des volcans 169

6-19 Même sans canaux, Mars possède des structures naturelles curieuses 172

6-20 L’intérieur de Mars est moins fondu que celui de la Terre 172

6-21 L’air de Mars est ténu et souvent rempli de poussières 175

6-22 Plusieurs caractéristiques souterraines et de la surface indiquent que l’eau a jadis coulé sur Mars 177

6-23 La recherche d’une vie microscopique sur Mars continue 182

6-24 Les deux lunes de Mars ressemblent plus à des patatoïdes qu’à des sphères 184

PLANÉTOLOGIE COMPARATIVE DES PLANÈTES INTÉRIEURES 186

6-25 La comparaison des caractéristiques planétaires fournit de nouvelles clés 186

CHAPITRE 7

Les planètes externes et leurs lunes 191

JUPITER 193

7-1 La couche externe de Jupiter est une région dynamique, d’orages et de gaz turbulents 193

7-2 L’intérieur de Jupiter comporte quatre régions distinctes 196

7-3 Les impacts permettent de sonder l’atmosphère de Jupiter 198

LES ANNEAUX ET LES LUNES DE JUPITER 199

7-4 La surface d’Io est sculptée par l’activité volcanique 2017-5 Europe abrite de l’eau liquide sous sa surface 2027-6 Ganymède est plus grosse que Mercure 2047-7 Callisto porte les cicatrices

d’un énorme impact d’astéroïde 2057-8 D’autres débris orbitent autour de Jupiter, formant

des lunes ou des anneaux 206

SATURNE 207

7-9 L’atmosphère, la surface et l’intérieur de Saturne sont similaires à ceux de Jupiter 207

7-10 Les anneaux spectaculaires de Saturne sont composés de fragments de glace et de cailloux recouverts de glace 210

7-11 Titan a une atmosphère épaisse, des nuages et des lacs remplis de liquides 215

7-12 Rhéa possède de la glace 2187-13 Encélade possède des jets d’eau,

une atmosphère et un champ magnétique 219

URANUS 220

7-14 Uranus a des nuages et une atmosphère brumeuse 2207-15 Un système d’anneaux et de satellites orbite autour

d’Uranus 222

NEPTUNE 224

7-16 Neptune a été découverte parce qu’elle devait se trouver là 226

7-17 Neptune a des anneaux et a capturé la plupart de ses lunes 226

PLANÉTOLOGIE COMPARATIVE DES PLANÈTES EXTERNES 228

CHAPITRE 8

Les vagabonds du Système solaire 233

PLANÈTES NAINES 234

8-1 Pluton et sa lune Charon ont quasiment la même taille 234

8-2 Cérès : une planète naine dans la ceinture d’astéroïdes ; Pluton, Éris, Hauméa et Makemake : des planètes naines mais aussi des objets transneptuniens 237

PETITS CORPS DU SYSTÈME SOLAIRE 238

ASTÉROÏDES 238

8-3 La plupart des astéroïdes orbitent autour du Soleil entre Mars et Jupiter 238

8-4 L’infl uence gravitationnelle de Jupiter crée des lacunes dans la ceinture d’astéroïdes 241

8-5 Il existe des astéroïdes en dehors de la ceinture 244

COMÈTES 246

8-6 Les comètes proviennent des régions les plus externes du Système solaire 246

8-7 Les queues des comètes se forment à partir de gaz et de poussière arrachés par le Soleil 249

8-8 Les comètes sont fragiles mais elles vivent longtemps 252

8-9 Les comètes ne sont pas éternelles 254

MÉTÉOROÏDES, MÉTÉORES ET MÉTÉORITES 256

8-10 Le Système solaire est parsemé de petits débris rocheux 256

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x TA B L E D E S M AT I È R E S

8-11 Les météorites sont des débris spatiaux qui atteignent le sol intacts 258

8-12 La météorite Allende témoigne de l’existence d’explosions cataclysmiques 262

8-13 Des impacts d’astéroïdes ont provoqué des extinctions massives 263

CHAPITRE 9

Le Soleil : notre extraordinaire étoile ordinaire 267

L’ATMOSPHÈRE DU SOLEIL 269

9-1 La photosphère est la surface visible du Soleil 2699-2 La chromosphère est caractérisée par des pics

de gaz nommés spicules 2699-3 La couronne, la couche la plus externe de

l’atmosphère solaire, est exceptionnellement chaude 271

L’ACTIVITÉ SOLAIRE 273

9-4 Les taches solaires révèlent le cycle solaire et la rotation du Soleil 273

9-5 Le champ magnétique du Soleil crée les taches solaires 276

9-6 Le champ magnétique du Soleil est responsable d’autres phénomènes atmosphériques 279

L’INTÉRIEUR DU SOLEIL 282

9-7 L’énergie du Soleil est due aux réactions thermonucléaires dans son cœur 282

9-8 Le modèle solaire décrit comment l’énergie s’échappe depuis le cœur 283

DÉCOUVERTE 9-1 La fusion thermonucléaire 2849-9 Le Soleil est devenu de plus en plus lumineux

avec le temps 2879-10 Le mystère des neutrinos solaires a inspiré des

recherches sur la nature fondamentale de la matière 287

CHAPITRE 10

Galerie de portraits des étoiles 293

AU-DELÀ DU SYSTÈME SOLAIRE 294

10-1 Les distances aux étoiles proches sont déterminées par la parallaxe 294

DÉCOUVERTE 10-1 Distance aux étoiles proches 296

ÉCHELLES DE MAGNITUDE 296

10-2 La magnitude apparente mesure la luminosité des étoiles vues depuis la Terre 297

10-3 Magnitude absolue et luminosité ne dépendent pas de la distance 298

DÉCOUVERTE 10-2 La relation distance-magnitude 299

TEMPÉRATURES DES ÉTOILES 299

10-4 La couleur d’une étoile nous renseigne sur sa température de surface 300

10-5 Le spectre d’une étoile révèle également sa température de surface 301

10-6 Les étoiles sont classées en fonction de leur spectre 302

LES TYPES D’ÉTOILES 303

10-7 Le diagramme de Hertzsprung-Russell identifi e les différents types d’étoiles 303

10-8 Les classes de luminosité préparent la scène pour la compréhension de l’évolution stellaire 305

10-9 Le type spectral et la classe de luminosité fournissent une deuxième méthode pour déterminer les distances stellaires 306

DÉCOUVERTE 10-3 La troisième loi de Kepler et les masses stellaires 307

MASSES STELLAIRES 307

10-10 Les systèmes binaires fournissent des informations sur la masse des étoiles 307

10-11 Masse et luminosité des étoiles de la séquence principale sont reliées 310

10-12 Le mouvement orbital des binaires affecte leur spectre 311

CHAPITRE 11

La vie des étoiles, de la naissance à l’âge mûr 317

LES PROTO-ÉTOILES ET LES ÉTOILES DE LA PRÉ-SÉQUENCE PRINCIPALE 318

11-1 On trouve du gaz et de la poussière entre les étoiles 318

11-2 Supernovæ, collisions de nuages interstellaires et lumière stellaire déclenchent la formation de nouvelles étoiles 322

11-3 Lorsqu’une proto-étoile cesse d’accumuler de la masse, elle devient une étoile de la pré-séquence principale 324

11-4 L’évolution d’une étoile de la pré-séquence principale dépend de sa masse 324

11-5 Les régions H II abritent des amas d’étoiles jeunes 32611-6 Placer une étoile dans un diagramme H-R révèle

son âge 328

SÉQUENCE PRINCIPALE ET ÉTOILES GÉANTES 330

11-7 Les étoiles passent l’essentiel de leur vie dans la séquence principale 330

ÉVOLUTION DES ÉTOILES DE FAIBLE MASSE (0,08 M⊙ – 0,4 M⊙) 332

11-8 Les naines rouges convertissent toute leur masse en hélium 332

PREMIÈRES PHASES DE L’ÉVOLUTION DES ÉTOILES DE MASSE INTERMÉDIAIRE (0,4 M⊙ – 8 M⊙) ET DES ÉTOILES TRÈS MASSIVES 333

11-9 Quand la fusion de l’hydrogène ralentit, une étoile de la séquence principale de plus de 0,4 M⊙ devient une géante 333

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TA B L E D E S M AT I È R E S x i

11-10 Dans une géante, la fusion de l’hélium commence au centre 334

11-11 La vie pendant la phase de géante a ses hauts et ses bas 335

ÉTOILES VARIABLES 336

11-12 Une céphéide s’expand puis se contracte tour à tour ; elle pulse 337

11-13 Les céphéides permettent aux astronomes d’estimer des grandes distances 337

11-14 Les amas globulaires sont des ensembles liés d’étoiles âgées 338

11-15 Le transfert de masse dans les système binaires serrés peut former des étoiles doubles inhabituelles 340

CHAPITRE 12

La mort des étoiles et leurs dépouilles 347

ÉTOILES DE MASSE INTERMÉDIAIRE (0,4 M⊙– 8 M⊙) ET NÉBULEUSE PLANÉTAIRES 348

12-1 Une étoile de masse intermédiaire évolue en supergéante et donne naissance à une nébuleuse planétaire 349

12-2 Le cœur calciné d’une étoile de masse intermédiaire devient une naine blanche 351

ÉTOILES MASSIVES (PLUS DE 8 M⊙) ET SUPERNOVÆ DE TYPE II 354

12-3 Dans les étoiles massives, toute une série de réactions de fusion mènent à des supergéantes lumineuses 354

12-4 Les étoiles massives disparaissent au cours de violentes explosions nommées supernovæ de type II 355

12-5 Des restes de supernova sont observés en de nombreux endroits 358

ÉTOILES À NEUTRONS ET PULSARS 362

12-6 Les cœurs de nombreuses supernovæ de Type II deviennent des étoiles à neutrons 362

12-7 Un champ magnétique en rotation explique le signal émis par une étoile à neutrons 364

12-8 Les étoiles à neutrons ont une structure interne 36612-9 Les collisions entre étoiles à neutrons sont peut-être

à l’origine des éléments les plus lourds de l’Univers 36712-10 Les binaires comprenant une étoile à neutrons

peuvent être des sources périodiques de rayons X 367

LES THÉORIES DE LA RELATIVITÉ 369

12-11 Einstein a révolutionné nos conceptions de l’espace, du temps et de la gravitation 369

À L’INTÉRIEUR D’UN TROU NOIR 374

12-12 Vu de loin, un trou noir est plus simple que tout autre objet dans l’Univers 374

12-13 La chute dans un trou noir est en apparence un voyage infi ni 376

PREUVES DE L’EXISTENCE DES TROUS NOIRS 377

12-14 Plusieurs systèmes binaires contiennent des trous noirs 377

12-15 D’autres trous noirs ont des masses qui peuvent valoir des milliards de masses solaires 378

12-16 Des trous noirs et des étoiles à neutrons dans des systèmes binaires sont souvent sources de jets de gaz 380

SURSAUTS GAMMA 381

12-17 Les sursauts gamma sont les explosions les plus puissantes connues dans l’Univers 381

12-18 Les trous noirs s’évaporent 383

CHAPITRE 13

Les galaxies 389

LA VOIE LACTÉE 391

13-1 L’étude des étoiles variables Céphéides révéla que la Voie lactée n’était qu’une galaxie parmi d’autres 391

13-2 Les étoiles variables Céphéides permettent de localiser le centre de la Galaxie 392

13-3 Les observations de rayonnements non visibles permettent de cartographier le disque galactique 393

13-4 Le noyau galactique est un endroit actif et très peuplé 397

13-5 Le disque de notre galaxie est entouré d’un halo sphérique contenant des étoiles et de la matière sous d’autres formes 399

13-6 La Galaxie est en rotation 400

LES MYSTÈRES AUX FRANGES DE LA GALAXIE 402

13-7 La plus grande partie de la matière qui forme la Galaxie n’a pas encore été identifi ée 402

TYPES DE GALAXIES 402

13-8 L’enroulement des bras d’une galaxie spirale est corrélé à la taille de son bulbe central 403

13-9 Les bras des fl oconneuses sont formés par des explosions et ceux des spirales parfaites par des ondes 406

13-10 Des barres d’étoiles traversent les bulbes des galaxies spirales barrées alors que certaines galaxies à disque, les lenticulaires, sont dénuées de bras spiraux 408

13-11 Les galaxies elliptiques ont une grande variété de tailles et de masses 409

13-12 Les galaxies sans structure globale sont dites irrégulières 411

13-13 Hubble disposa les galaxies spirales et elliptiques sur un diagramme en forme de diapason 411

AMAS ET SUPERAMAS 412

13-14 Les galaxies appartiennent à des amas, qui peuvent eux-mêmes être regroupés en superamas 412

13-15 Les galaxies d’un amas peuvent se collisionner et se combiner 416

13-16 La matière noire aide à maintenir liées les galaxies individuelles et les amas de galaxies 419

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x i i TA B L E D E S M AT I È R E S

SUPERAMAS EN MOUVEMENT 422

13-17 Les décalages vers le rouge des superamas indiquent que l’Univers est en expansion 422

DÉCOUVERTE 13-1 La relation de Tully-Fisher et autres techniques de mesure de distances 424

DÉCOUVERTE 13-2 L’Univers en expansion 42513-18 Les astronomes peuvent regarder dans le passé, à

une époque où les galaxies se formaient 425

QUASARS 426

13-19 Les quasars ressemblent à des étoiles mais ont des décalages vers le rouge gigantesques 427

AUTRES GALAXIES ACTIVES 430

13-20 Les galaxies actives peuvent être spirales ou elliptiques 430

SOURCES D’ÉNERGIE SUPERMASSIVES 433

13-21 Des trous noirs supermassifs se trouvent au centre de la plupart des galaxies 433

13-22 Les jets de protons et d’électrons émis à proximité de trous noirs peuvent expliquer les galaxies actives 435

13-23 La gravité focalise la lumière issue des quasars 437

CHAPITRE 14

Cosmologie 443

COSMOLOGIE 444

14-1 La relativité générale prédit que l’Univers est en expansion (ou en contraction) 444

14-2 L’expansion de l’Univers donne lieu à un décalage vers le rouge qui rappelle l’effet Doppler 445

14-3 La constante de Hubble est reliée à l’âge de l’Univers 445

LE BIG BANG 446

14-4 Des traces du Big Bang ont été détectées 44614-5 L’Univers possède deux symétries :

il est homogène et isotrope 448

UNE BRÈVE HISTOIRE DE L’ESPACE-TEMPS, DE LA MATIÈRE, DE L’ÉNERGIE ET DE TOUT LE RESTE 449

14-6 Toutes les interactions étaient initialement unifi ées 44914-7 Des équations expliquent l’évolution de l’Univers à

une époque où la matière telle qu’on la connaît n’existait pas encore 450

14-8 L’homogénéité et l’isotropie résultent de l’infl ation 45114-9 Au cours de la première seconde, la majeure

partie de la matière et de l’antimatière se sont annihilées 452

14-10 L’Univers est passé d’une domination par le rayonnement à une domination par la matière 453

LA STRUCTURE DE L’UNIVERS 455

14-11 Les galaxies sont nées de gigantesques nuages de gaz primordial 455

14-12 L’activité de formation stellaire détermine la structure initiale d’une galaxie 459

LE DESTIN DE L’UNIVERS 460

14-13 La densité moyenne de l’Univers est l’un des facteurs qui déterminent son destin 460

14-14 La géométrie globale de l’espace-temps est reliée à son destin 461

14-15 L’énergie noire est responsable de l’accélération de l’expansion 463

DÉCOUVERTE 14-1 Théorie des supercordes et théorie M 466

CHAPITRE 15

Astrobiologie 46915-1 L’astrobiologie relie le cosmos

et les origines de la vie 47015-2 La présence de vie dépend

des propriétés physiques et chimiques de l’environnement 471

15-3 Les indices s’accumulent qui suggèrent que la vie pourrait exister ailleurs dans le Système solaire 474

15-4 Les recherches de civilisations avancées tentent de détecter leurs signaux radio 474

15-5 L’équation de Drake : quel est le nombre probable de civilisations dans la Voie lactée ? 477

15-6 Les humains envoient des signaux dans l’espace depuis plus d’un siècle 478

ANNEXESA Notation en puissances de dix A-1B Échelles de température A-1C Les Planètes : données orbitales A-3D Les Planètes : données physiques A-3E Les principaux satellites des planètes ordonnés

par masse A-4F Les étoiles les plus proches A-5G Les étoiles les plus brillantes dans le ciel A-6H Les constellations A-7I Quelques quantités astronomiques utiles A-10J Quelques constantes physiques utiles A-10K Table de conversion entre les unités britanniques

courantes et les unités métriques A-10L Inventaire de la masse et de l’énergie dans l’Univers A-11M Lire les graphes A-11N Tableau périodique des éléments A-14O Marées A-15P Énergie, quantité de mouvement et moment

cinétique A-16Q La radioactivité et l’âge des corps A-18R Force gravitationnelle A-18S Les plus grands instruments d’optique du monde A-19

Réponses aux questions numériques QUESTIONS-1

Index I-1

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La deuxième édition française de « À la découverte de l’Univers », correspondant à la sixième édition amé-ricaine, est l’un des textes les plus courts permettant

d’accompagner un cours d’introduction à l’astronomie tout en couvrant une vaste gamme de sujets, un des traits caractéristiques des textes de Comins/Kaufmann. Plusieurs façons d’apprendre et d’enseigner sont proposées dans cet ouvrage et les documents qui l’accompagnent.

Cette nouvelle édition continue de présenter les concepts de façon claire et précise, tout en renforçant les outils pédagogiques permettant de rendre le processus d’apprentissage plus effi cace en• présentant les concepts physiques sous-jacents néces-saires pour relier les observations astronomiques aux théo-ries qui permettent de les expliquer de façon cohérente ;

• utilisant des informations textuelles et graphiques pour présenter les concepts aux étudiants ayant différentes manières d’apprendre ;

• en abordant les conceptions erronées usuelles de façon respectueuse mais rigoureuse, en aidant à comprendre pourquoi les vues scientifi ques modernes sont correctes ;

• en utilisant des analogies avec le monde quotidien pour rendre les phénomènes cosmiques plus concrets.

AVANT-PROPOS

CE QUI EST NOUVEAU DANS CETTE ÉDITION

Les exoplanètes L’explosion des découvertes d’exopla-nètes nous a incités à ajouter un chapitre dédié à ce sujet (chapitre 5). Ce chapitre suit directement celui sur la for-mation du Système solaire, ce qui permet à l’étudiant de renforcer sa compréhension de la façon dont notre propre système planétaire s’est formé, en même temps qu’on montre comment d’autres se sont aussi formés.

L’exposé du système de coordonnées altazimutal permet aux étudiants de visualiser leur position dans l’Univers (chapitre 1).

Révision de la classifi cation des planètes Les catégories planètes, planètes naines et petits corps du Système solaire sont expliquées et réconciliées avec les autres classifi ca-tions, par exemple les planètes, les lunes, les astéroïdes, les météoroïdes et les comètes. On y explique aussi pourquoi Pluton est plus naturellement associée aux planètes naines qu’à une huitième planète du Système solaire.

Les satellites des planètes sont présentés de façon appro-fondie.

De nombreuses mises à jour scientifi ques ont été prises en compte dans cette édition, avec de nouvelles découvertes dans plusieurs domaines de la physique et de l’astronomie, dont la découverte du boson de Higgs, des indications de la présence d’eau sur Mars, des observations de la fragmenta-

Figure  5-10 L’aérospatiale est à la pointe de l’ingénierie en optique Dave Chaney inspecte six des 18 segments du miroir primaire du télescope spatial James Webb de la NASA, avant les tests cryogéniques (à températures extrêmement basses) au X-Ray & Cryogenic Facility du laboratoire de la NASA, le Marshall Space

Flight Center à Huntsville (Alabama). Le télescope spatial James Webb sera lancé en 2018 pour étudier la formation des premières étoiles et galaxies, et pour apporter un nouvel éclairage sur l’évo-lution de l’Univers. (NASA/MSFC/David Higginbotham)

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x i v AVA N T- P R O P O S

tion d’un astéroïde et des anneaux autour d’un autre, la rencontre entre la sonde Rosetta et la comète 67P/Churyu-mov-Gerasimenko, la découverte de nouvelles exoplanètes avec des orbites intéressantes, le cycle solaire inhabituel que nous traversons actuellement, les nouvelles mesures de parallaxe par Gaïa et par le télescope spatial Hubble ainsi que de nouvelles propriétés du vent solaire, entre autres.

DES SUPPORTS D’APPRENTISSAGE ÉPROUVÉSQu’en pensez-vous ? et Qu’en avez-vous pensé ? Ces questions présentes dans chaque chapitre permettent aux étudiants de s’interroger avant le cours sur leurs points de vue puis de les comparer à ce que dit la science à ce sujet. Des carrés numérotés permettent d’identifi er, dans le texte, l’endroit où chaque concept est abordé. On sait aujourd’hui qu’encourager les étudiants à s’interroger sur ce qu’ils croient puis aborder la question de façon scientifi que, pas à pas, est une méthode d’enseignement très effi cace, en

particulier lorsque les contraintes de volume horaire ne permettent pas aux enseignants de le faire avec les étudiants de façon individuelle ou en petits groupes.

Des questions focus sont proposées dans le plupart des sections de cet ouvrage, sur des concepts importants. Ces questions encou-ragent les étudiants à

se tester fréquemment et à corriger leurs erreurs avant qu’elles ne s’accumulent. Par exemple, après l’exposé sur la notion d’inertie dans la section 2-7, on demande aux étudiants comment ils peuvent mon-trer, en conduisant une voiture, que leur corps a une inertie (par exemple ils peuvent freiner et se sentir retenus par la ceinture de sécurité). Ces questions focus sont maintenant numérotées et placées dans la marge.

Illustrations dynamiques Des fi gures de synthèse sont proposées tout au long de l’ouvrage pour montrer les interactions entre divers concepts importants ou la façon dont évoluent certains corps importants. Par exemple, la position du Soleil dans le ciel, dont la variation au cours des saisons est accompagnée d’une variation d’intensité lumineuse reçue au sol, est présentée en une série de quatre dessins combinés en une fi gure.

Les objectifs d’apprentissage précisent les concepts-clés des chapitres.

Les titres des sections sont des phrases courtes qui résument le contenu de la section et forment un guide rapide à la lecture du chapitre.

Les encadrés « découverte » fournissent un exposé plus approfondi de certains

Question focus 2-6Nous avons vu dans le chapitre 1 que l’orbite de la Lune autour de la Terre n’est pas exactement circulaire. En quel point de son orbite la vitesse de la Lune est-elle maximale ? Et où est-elle minimale ?

NS

O

E

a

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O

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b

NS

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exemple de cylindre de lumièreet de chaleur en provenancedu Soleil n of heat

coucher du Soleil17 h 30

coucher du Soleil19 h 05

coucher du Soleil18 h 50

coucher du Soleil20 h 30

20

lever du Soleil5 h 25

lever du Soleil6 h 45

lever du Soleil8 h 15

lever du Soleil8 h 15

Figure 1-16 Le trajet quotidien du Soleil et l’énergie qu’il dépose : Hémisphère nord (a) Au solstice d’hiver, le premier jour de l’hiver, le Soleil se lève le plus au sud-est, il est le plus bas dans le ciel à midi, il y reste le moins longtemps, sa lumière et sa chaleur sont moins intenses (plus étalées) que n’importe quel autre jour de l’année, dans l’hémisphère nord. (b) À l’équinoxe vernal, le premier jour du printemps, le Soleil se lève précisément à l’est et se couche précisément à l’ouest. Sa lumière et sa chaleur sont devenues plus intenses, comme on le voit sur l’ovale plus brillant qu’en (a). (c) Au solstice d’été, qui marque le premier jour de l’été, le Soleil se lève plus au nord-est que n’importe quel autre jour de l’année, il est le plus haut dans le ciel à midi, il reste le plus longtemps dans le ciel, sa lumière et sa chaleur sont plus

intenses que n’importe quel autre jour de l’année, dans l’hémis-phère nord. (d) À l’équinoxe d’automne, on retrouve les mêmes conditions astronomiques qu’à l’équinoxe vernal. Hémisphère sud : Si vous souhaitez appliquer ce texte à l’hémisphère sud, pro-cédez aux modifications suivantes : (a) Remplacez le 22 décembre par le 21 juin, et imaginez que la trajectoire du Soleil commence et finit à la même distance au nord-est et nord-ouest qu’elle le fait sur la figure au sud-est et au sud-ouest ; (b) Remplacez le 20 mars par le 23 septembre ; (c) Remplacez le 21 juin par le 21 décembre et imaginez que la trajectoire du Soleil commence et finit à la même distance au sud-est et sud-ouest qu’elle le fait sur la figure au nord-est et au nord-ouest ; (d) Remplacez le 22 septembre par le 20 mars.

1 La couche d’ozone de la Terre, qui a été partiellement appauvrie, reviendra-t-elle d’elle-même à son niveau normal ?

2 Toutes les régions de la surface de la Lune deviennent-elles visibles depuis la Terre au cours d’un cycle lunaire ?

À VOTRE AV IS ?

QU’EN AVEZ -VOUS PENSÉ ?

1 La couche d’ozone de la Terre, qui a été partiellement appauvrie, reviendra-t-elle d’elle-même à son niveau normal ?

2 Toutes les régions de la surface de la Lune deviennent-elles visibles depuis la Terre au cours d’un cycle lunaire ?

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AVA N T- P R O P O S x v

sujets. Dans les éditions précédentes, une partie de ces informations n’était présentées que dans les appendices mais, en réponse aux enseignants utilisant cet ouvrage, nous les avons réorganisées pour les faire apparaître dans les chapitres concernés. Elles apparaissent ainsi dans leur contexte, leur lecture restant optionnelle.

L’Univers géocentriqueLa plupart d’entre nous avons du mal à comprendre com-ment quiconque pourrait penser que le Soleil, les planètes et les étoiles orbitent autour de la Terre. Après tout, nous savons que la Terre tourne sur son axe. Nous savons que la force gravitationnelle du Soleil retient les planètes en orbite, de la même façon que la force gravitationnelle de la Terre retient la Lune en orbite. Ces faits connus depuis l’en-fance deviennent des blocs de notre compréhension des mouvements des corps célestes.

Les psychologues donnent un nom à ces informations de base que nous utilisons pour nous aider à expliquer les choses : un cadre conceptuel. Un cadre conceptuel contient toutes les informations que nous prenons pour acquises. Par exemple, lorsque le Soleil se lève, traverse le ciel puis se couche, c’est la rotation de la Terre qui provoque le mou-

mun que dans le passé. L’étude de la science permet de développer une intuition en accord avec le fonctionnement de la nature.

L’explication géocentrique du mouvement rétro-grade des planètes Les Grecs de l’Antiquité, en se pla-çant dans une cosmologie géocentrique (centrée sur la Terre) que l’on sait aujourd’hui incorrecte, ont développé plusieurs théories pour rendre compte du mouvement occasionnellement rétrograde des planètes et de la boucle qu’elles décrivent dans le ciel, par rapport aux étoiles du fond. Une des idées les plus fructueuses (mais incor-recte) fut proposée par le dernier des grands astronomes grecs, Ptolémée, qui vécut à Alexandrie en Égypte. Ses concepts de base sont schématisés dans la fi gure D2-1. Chaque planète se déplace sur un petit cercle, son épicy-

DÉCOUVERTE 2-1

b

d

a

c

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Figure 3-40 Cartographie de l’Univers dans différentes par-ties du spectre électromagnétique En projetant la sphère céleste sur une surface plane (comme lorsqu’on fait des cartes de la Terre), les astronomes peuvent voir la distribution spatiale glo-bale des sources d’énergie puissantes ou proches. Le disque de notre galaxie coupe horizontalement ces images en deux. On voit sur cette figure qu’une grande partie du rayonnement provient de cette région. On en déduit que, à l’exception des rayons X, le rayonnement électromagnétique reçu sur Terre est émis par des sources puissantes dont la plupart se trouvent dans la Voie lactée : (a) ondes radio ; (b) rayonnement infrarouge ; (c) lumière visible ; (d) rayons X ; (e) rayons gamma (GFSC/NASA)

Les « gros plans sur la science » sont de brefs encadrés qui abordent des questions relatives à la démarche scienti-fi que et encouragent une réfl exion critique.

Les onglets de longueur d’onde qui accompagnent les images montrent dans quelle gamme spectrale elles ont été prises : R pour ondes radio, I pour les infrarouges, V pour la lumière visible, U pour les ultraviolets, X pour les rayons X et G pour les rayons gamma.

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Synthèse et questions fi nales

• le Résumé des questions importantes propose une liste des concepts-clés ;• les « Qu’en avez-vous pensé ? » à la fi n de chaque cha-pitre contiennent les réponses aux questions « Qu’en pen-sez-vous ? » posées au début du chapitre ;• les « Questions de synthèse » et « Questions avan-cées » aident l’étudiant à comprendre le contenu du cha-pitre ;• les « Questions de discussion » proposent des sujets inté-ressants ouvrant la voie à des débats vivants ;• la nouvelle catégorie « Compris ? » pose aux étudiants des questions sur les grandes notions ou sur des concep-tions erronées (ou les deux !) en rapport avec le contenu du chapitre.

MOT DE L’AUTEUR« Pour moi, il est de loin préférable de comprendre l’Uni-vers tel qu’il est, plutôt que persister dans l’illusion, aussi satisfaisante et rassurante soit-elle. » – Carl Sagan, « The Demon-Haunted World:

Science As a Candle in the Dark »

En 1888, l’astronome américain Simon Newcomb écri-vait « Nous atteignons probablement les limites de tout ce que l’on peut connaître en astronomie ». Bon sang, ce qu’il pouvait se tromper. Avec l’avènement de la photo-graphie au dix-neuvième siècle, puis son prolongement avec les CCD et les technologies non optiques, le dévelop-pement de la science au vingtième siècle et aujourd’hui, ses applications en ingénierie, notre connaissance de l’Univers continue de croître à un rythme phénoménal. De nouvelles découvertes sont faites régulièrement dans tous les champs de l’astronomie : chaque planète et chaque lune que nous explorons continue de nous révéler ses secrets ; nous continuons de découvrir de nouvelles propriétés fascinantes des étoiles et de l’évolution stel-laire ; la compréhension de la formation et de l’évolution des galaxies est essentiellement un chantier en cours ; les propriétés des trous noirs, aussi simples que soient ces objets, continuent d’intriguer les astrophysiciens ; l’ori-gine de l’Univers reste à déterminer ; la nature de 95 % de la matière et de l’énergie de l’Univers est toujours incon-nue, entre autres.À son crédit, Simon Newcomb reconnut en 1903 que « ce qui s’étend devant nous est un champ illimité ». De nos jours, il est virtuellement impossible de se tenir au courant de toutes les nouvelles découvertes en astronomie, c’est pourquoi les ouvrages d’astronomie comme celui-ci doivent être mis à jour aussi souvent. Je me suis efforcé de fournir à vos étudiants des clés pour comprendre les toutes dernières découvertes ainsi que de présenter la science sous-jacente et les découvertes précédentes. Ce fut aussi un plaisir d’inclure un ensemble de techniques d’apprentissage modernes et variées, ainsi que de nouveaux éléments dans cette nouvelle édition d’« À la découverte de l’Univers », tout en fournissant une vaste gamme de données factuelles qui sont la marque de ce texte.Dans le domaine de l’éducation en astronomie, les ensei-gnants continuent de développer des méthodes pour aider

les étudiants à comprendre comment raisonner comme un scientifi que et à saisir les concepts fondamentaux, même quand les théories scientifi ques semblent en confl it avec ses croyances ou ses préconceptions. J’étais étudiant à Cornell du temps de Carl Sagan. C’était mémorable de le voir débouler au volant de sa Porsche 914 orange et noire. Au milieu des années 1990, juste avant sa mort prématurée, nous avons discuté de la façon d’aider les étudiants à sur-passer leurs conceptions erronées sur l’astronomie, un thème important de cet ouvrage. Au fi l des chapitres, j’ai continuellement expliqué comment aider les étudiants à les identifi er, les confronter et, je l’espère, résoudre la plupart d’entre elles.

REMERCIEMENTSJe suis profondément reconnaissant aux astronomes et aux enseignants qui ont relu le manuscrit de cette édition. Cet ouvrage est bien meilleur grâce à leurs efforts conscien-cieux : Robert Arts, University of Pikeville Sandi Brenner, Bryant University Sasa Dordevic, University of Akron Joseph Doyle, Bridgewater State University Adriana Durbala, University of Wisconsin, Stevens Point Robert Egler, North Carolina State University Brian Geislinger, Gadsden State Community College Bruce E. Gordon, University of New Hampshire George Hassel, Siena College Kishor T. Kapale, Western Illinois University Erik Kubik, Quinnipiac University Deborah A. Levine, Glendale Community College Lauren Likkel, University of Wisconsin, Eau Claire Richard Ludlow, Daniel Webster College Jose Mena-Werth, University of Nebraska, Kearney Paul Meyer, Lewis and Clark Community College George Muncaster, Scottsdale Community College Chris Packham, University of Texas at San Antonio Marina Papenkova, East Los Angeles College Jon R. Pedicino, College of the Redwoods Chris Reese, Lewis and Clark Community College Joshua Ridley, Murray State University Aundrea Tavakkoly, Porterville College Victor M. Taveras, West Kentucky Community and Techni-cal College Christopher Tycner, Central Michigan University Aaron Warren, Purdue University, North Central I would also like to thank the many people whose advice on previous editions has had an ongoing infl uence : John Anderson, University of North Florida Kurt S. J. Anderson, New Mexico State University Gordan Baird, University of Arizona Nadine G. Barlow, Northern Arizona University Henry E. Bass, University of Mississippi J. David Batchelor, Community College of Southern Nevada Jill Bechtold, University of Arizona Peter A. Becker, George Mason University Ralph L. Benbow, Northern Illinois University John Bieging, University of Arizona Greg Black, University of Virginia John C. (Jack) Brandt, University of New Mexico

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James S. Brooks, Florida State University John W. Burns, Mt. San Antonio College Gene Byrd, University of Alabama Eugene R. Capriotti, Michigan State University Eric D. Carlson, Wake Forest University Jennifer L. Cash, South Carolina State University Michael W. Castelaz, Pisgah Astronomical Research Insti-tute Gerald Cecil, University of North Carolina David S. Chandler, Porterville College David Chernoff, Cornell University Erik N. Christensen, South Florida Community College Tom Christensen, University of Colorado, Colorado Springs Chris Clemens, University of North Carolina Christine Clement, University of Toronto Halden Cohn, Indiana University John Cowan, University of Oklahoma Antoinette Cowie, University of Hawaii Charles Curry, University of Waterloo James J. D’Amario, Harford Community College Purnas Das, Purdue University Peter Dawson, Trent University John M. Dickey, University of Minnesota, Twin Cities John D. Eggert, Daytona Beach Community College Stephen S. Eikenberry, University of Florida Bernd Enders, College of Marin Rica French, Mira Costa College Robert Frostick, West Virginia State College Martin Gaskell, University of Nebraska Richard E. Griffi ths, Carnegie Mellon University Bruce Gronich, University of Texas, El Paso Siegbert Hagmann, Kansas State University Thomasanna Hail, Parkland College Javier Hasbun, University of West Georgia David Hedin, Northern Illinois University Chuck Higgins, Penn State University Scott Hildreth, Chabot College Thomas Hockey, University of Northern Iowa Mark Hollabaugh, Normandale Community College J. Christopher Hunt, Prince George’s Community College James L. Hunt, University of Guelph Nathan Israeloff, Northeastern College Francine Jackson, Framingham State College Kenneth Janes, Boston University Fred Jacquin, Onondaga Community College Katie Jore, University of Wisconsin–Stevens Point William C. Keel, University of Alabama William Keller, St. Petersburg Junior College Marvin D. Kemple, Indiana University–Purdue University Indianapolis (IUPUI) Pushpa Khare, University of Illinois at Chicago Agnes Kim, Georgia College & State University F. W. Kleinhaus, Indiana University–Purdue University Indianapolis (IUPUI) Rob Klinger, Parkland College H. S. La, Clayton State University Patick M. Len, Cuesta College John Patrick Lestrade, Mississippi State University C. L. Littler, University of North Texas M. A. K. Lohdi, Texas Tech University Michael C. LoPresto, Henry Ford Community College Phyllis Lugger, Indiana University

R. M. MacQueen, Rhodes College Robert Manning, Davidson College Paul Mason, University of Texas, El Paso P. L. Matheson, Salt Lake Community College Steve May, Walla Walla Community College Rahul Mehta, University of Central Arkansas Ken Menningen, University of Wisconsin–Stevens Point J. Scott Miller, University of Louisville Scott Miller, Pennsylvania State University L. D. Mitchell, Cambria County Area Community College J. Ward Moody, Brigham Young University Siobahn M. Morgan, University of Northern Iowa Steven Mutz, Scottsdale Community College Charles Nelson, Drake University Gerald H. Newsom, Ohio State University Bob O’Connell, College of the Redwoods William C. Oelfke, Valencia Community College Richard P. Olenick, University of Dallas John P. Oliver, University of Florida Ron Olowin, St. Mary’s College of California Melvyn Jay Oremland, Pace University Jerome A. Orosz, San Diego State University David Patton, Trent University Jon Pedicino, College of the Redwoods Sidney Perkowitz, Emory University Lawrence Pinsky, University of Houston Eric Preston, Indiana State University David D. Reid, Wayne State University Adam W. Rengstorf, Indiana University James A. Roberts, University of North Texas Henry Robinson, Montgomery College Dwight P. Russell, University of Texas, El Paso Barbara Ryden, Ohio State University Itai Seggev, University of Mississippi Larry Sessions, Metropolitan State University C. Ian Short, Florida Atlantic University Norm Siems, Juniata College John D. Silva, University of Massachusetts at Dartmouth Michael L. Sitko, University of Cincinnati Earl F. Skelton, George F. Smoot, University of California at Berkeley Alex G. Smith, University of Florida Jack Sulentic, University of Alabama David Sturm, University of Maine, Orono Paula Szkody, University of Washington Michael T. Vaughan, Northeastern University Andreas Veh, Kenai Peninsula College John Wallin, George Mason University William F. Welsh, San Diego State University R. M. Williamon, Emory University Gerard Williger, University of Louisville Wayne Wooten, Pensacola Junior College Edward L. (Ned) Wright, University of California at Los Angeles Jeff S. Wright, Elon College Nicolle E. B. Zellner, Rensselaer Polytechnic Institute

J’aimerais remercier particulièrement le personnel de W. H. Freeman and Company qui ont rendu la relecture de l’ou-vrage très agréable. Parmi ceux-ci, Kate Parker, Alicia Brady, Brittany Murphy, Paul Rohloff, Tracey Kuehn, Lisa Kinne, Amy Thorne, Victoria Tomaselli, Sheena Goldstein, Nick Ciani et Matt McAdams. Merci aussi à Sofi a Buono

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de codeMantra, Donna Mulder pour le travail d’édition et Steve Katigbak pour l’indexation. Je remercie chaleureuse-ment David Sturm de l’université du Maine (Orono) pour son aide lors de la collecte des données sur les objets du Système solaire ; mon collègue de l’université du Maine

David Batuski ; ainsi que ma femme Sue pour sa patience et son soutien lors de la préparation de ce livre.

Neil F. Comins [email protected]

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À PROPOS DE L’AUTEUR

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Le professeur Neil F. Comins appartient à la faculté de l’université du Maine. Né en 1951 à New York, il a grandi à New York et en Nouvelle Angleterre. Il a reçu un diplôme d’ingénieur en physique à l’université de Cornell, un diplôme de Master en physique à l’université de Maryland et un doctorat d’astrophysique à l’université de Cardiff, au Pays de Galles, sous la direction de Bernard F. Schutz. Le travail de thèse de Neil Comins, portant sur la relativité générale, a été cité par Subramanyan Chandrasekhar lors de son discours à l’occasion de la remise de son prix Nobel. Il a conduit des travaux théoriques et expérimentaux en relativité générale, en astronomie observationnelle et en simulations numériques d’évolution des galaxies. La qua-trième édition de « À la découverte de l’Univers » a été le premier ouvrage que N. Comins a écrit pour l’éditeur W. H. Freeman and Company, ayant pris le relais à la mort de Bill Kaufmann en 1994. Il a été suivi par 9 autres. Il a aussi été l’auteur de trois livres destinés au grand public, « What if the moon didn’t exist ? », « Heavenly Errors » et « Les dangers du voyage spatial : un guide touristique ». Le pre-mier a été adapté pour des spectacles destinés aux planéta-riums, il est apparu dans des émissions de télévision et de radio, a été traduit dans plusieurs langues et a fourni le thème pour le pavillon Mitsubishi à l’exposition mondiale de 2005, à Aichi au Japon. Le deuxième, « Heavenly Errors », explore les idées fausses que les gens ont dans le domaine de l’astronomie, se penche sur la question de savoir pourquoi ces idées fausses sont si répandues, et com-ment les corriger. N. Comins est intervenu de nombreuses fois à la télévision et à la radio, il donne aussi de nom-breuses conférences plubiques. Même s’il faisait du saut en chute libre quand il était à l’armée, ses activités sont aujourd’hui plus tranquilles : il a un brevet de pilote et c’est un passionné de voile, ayant déjà été en lice contre le prince Philip, Duc d’Édinbourg.

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1

À la découverte du ciel nocturne

La région centrale de la Voie lactée brille au-dessus de statues de l’Île de Pâques, dans l’Océan Pacifi que. Quand on regarde le ciel nocturne, en plus d’étoiles individuelles, on peut voir des amas d’étoiles, des nuages de gaz lumineux, mais également des régions composées d’un gaz plus froid ou de poussière qui atténuent la lumière en provenance des étoiles situées derrière. Tous ces sujets, et d’autres encore, seront explorés dans les chapitres de ce livre. (© Stephen Alavarez/National Geographic/Getty Images)

Les réponses à ces questions apparaissent dans le texte à côté des numéros correspondants encadrés en bleu, et à la fi n du chapitre.

À VOTRE AV IS ?

C H A P I T R E

1 Comment les astronomes défi nissent-ils les constellations ?

2 L’Étoile polaire (Polaris) est-elle la plus brillante du ciel nocturne ?

3 Quelle est la cause des saisons ?4 Quand la Terre est-elle la plus proche

du Soleil ?

5 Combien y a-t-il de constellations du zodiaque ?

6 La Lune a-t-elle une face sombre que l’on ne voit jamais depuis la Terre ?

7 La Lune peut-elle être visible de jour ?8 Quelle est l’origine des éclipses de Soleil

et de Lune ?

1

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2 C H A P I T R E 1

Vous vous intéressez à l’astronomie à une époque fas-cinante où les astronomes sont en train de lever le voile sur l’Univers. Notre connaissance du cosmos –

ou de l’Univers – et de son évolution s’accroît comme jamais auparavant. Cela est dû, dans une large mesure, à l’in-croyable pouvoir collecteur et à la fantastique sensibilité des télescopes modernes. Nous pouvons désormais voir si loin dans l’espace, et par conséquent si en arrière dans le temps, que nous observons les premières étoiles et les premières galaxies quand elles étaient en formation, il y a plus de 13,5  milliards d’années. Il y a 10  ans à peine, elles nous étaient invisibles, et de la même façon, il a suffi de 21 ans aux astronomes pour découvrir 1 000 planètes orbitant autour d’autres étoiles, une prouesse irréalisable il y a 30 ans.

Dans ce chapitre, vous découvrirez• comment les astronomes cartographient le ciel

nocturne pour y localiser les objets plus facilement ;

• que la rotation de la Terre sur son axe explique l’alternance du jour et de la nuit ;

• comment l’orbite de la Terre autour du Soleil, combinée à l’inclinaison de son axe de rotation propre par rapport à cette orbite, donne lieu aux saisons ;

• que l’orbite de la Lune vue de la Terre permet de comprendre les phases lunaires ainsi que les éclipses, de Lune et de Soleil ;

• comment l’année est défi nie et comment le calendrier a été développé.

L’EXPLORATION DU CIEL NOCTURNE1-1 Le ciel nocturne est rempli de motifsQuand on observe le ciel par une nuit noire et dégagée, dans un endroit non pollué et où il y a peu de sources de lumière (villes, etc.), des millions d’étoiles semblent briller

au-dessus de notre tête. En réalité, à l’œil nu on ne peut percevoir qu’environ 6 000 étoiles dans tout le ciel. À un instant donné, on n’en voit même que 3 000 par une nuit sombre, car seules la moitié des étoiles sont situées au-des-sus de l’horizon – la limite entre la Terre et le ciel. Dans des villes très polluées ou très éclairées, il arrive qu’un dixième de ce nombre, voire moins, soient observables (fi gure 1-1).1 Vous avez probablement remarqué que les étoiles bril-

Figure 1-1 Le ciel nocturne avec et sans pollution noc-turne (a) La lumière du Soleil est un rideau qui cache quasi-ment tout ce qui se trouve derrière. Lorsque le Soleil se couche, les endroits où la pollution, chimique ou lumineuse, est faible offrent de magnifi ques panoramas d’étoiles qui peuvent inspirer

l’artiste ou le scientifi que en chacun de nous. Cette photographie montre le ciel nocturne vu pendant une coupure de courant, depuis Goodwood (Ontario, Canada). (b) Cette photographie montre le même ciel avec un éclairage urbain normal. (© Todd Carlson/SkyNews Magazine)

a b

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lantes semblent former des fi gures, offi ciellement nommées astérismes, et vous devez être familier avec les noms de certaines de ces fi gures, comme la Grande Ourse en forme de casserole, ou Orion, aux larges épaules. Dans le langage courant, on nomme constellations ces fi gures remarqua-bles (fi gure 1-2a). Cependant, dans un langage plus tech-nique, le terme constellation désigne une région du ciel, mais également tout ce qu’elle contient. Par la suite, nous utiliserons le mot « constellation » aussi bien pour parler d’un astérisme que d’une région du ciel. Le contexte per-mettra de clarifi er le sens à donner à ce mot.

1-2 Les constellations permettent de facilement localiser les étoiles2 Depuis des millénaires, les gens savent trouver la direc-tion du nord en tout endroit où la Grande Ourse est visible. Pour cela, localisez la grande casserole, l’astérisme contenu dans la Grande Ourse, et imaginez que son fond est posé sur une table (fi gure 1-3). Si vous voyez la casserole à l’en-vers dans le ciel, comme c’est souvent le cas, imaginez qu’elle repose sur une table, retournée au-dessus d’elle. Repérez ensuite les deux étoiles du bord le plus éloigné du manche de la casserole. On les nomme les étoiles poin-teuses. Tracez dans votre tête une ligne qui passe par ces étoiles et s’éloigne de la table, comme indiqué sur la fi gure  1-3. La première étoile modérément brillante que

Figure 1-2 La constellation d’Orion (a) Le groupement d’étoiles ( astérisme) nommé Orion est très visible dans le ciel hivernal. Depuis l’hémisphère nord, on le voit facilement au-dessus de l’horizon, vers le sud, de décembre à mars. Vous pouvez constater sur cette photographie que les étoiles ont des couleurs différentes, ce qu’il peut être intéressant de vérifi er en observant le ciel nocturne. (b) Techniquement, les constellations

ba

GémeauxTaureau

ÉridanLicorne

Lièvre

GrandChien

Rigel

nébuleusedu Crabe

nébuleused’Orion

Aldébaran

BellatrixBételgeuse

Orion

sont des régions entières du ciel. Cette photographie représente la constellation d’Orion ainsi que des parties d’autres constellations voisines. Toutes les étoiles et tous les autres objets célestes, comme des galaxies, situés à l’intérieur de la frontière d’Orion appartiennent à cette constellation. La sphère céleste est découpée en 88  constellations de diverses tailles et formes. (© 2004 Jerry Lodrigus/www.astropix.com)

Régulus

Lion

Vierge

Épi

ouest nord

Grande Ourse

Arcturus

Bouvier Petite OursePolaris

« Étoile du Nord »

Figure 1-3 La Grande Ourse comme guide Dans l’hémis-phère nord, la Grande Ourse est un ensemble de sept étoiles faci-lement reconnaissable. Cette carte du ciel montre comment on peut l’utiliser pour localiser Polaris (l’Étoile polaire) ainsi que les étoiles les plus brillantes de trois autres constellations. Sur ce schéma, comme c’est le cas juste avant le lever du Soleil, la Grande Ourse apparaît à l’endroit, mais à d’autres moments elle apparaît à l’envers.

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vous rencontrez est Polaris, aussi appelée l’Étoile du Nord ou Étoile polaire car elle est située presque directement au-dessus du pôle Nord. Ainsi, même si Polaris ne fait pas partie des 20 étoiles les plus brillantes (voir l’appendice G : les étoiles les plus brillantes dans le ciel), elle est facile à localiser. Quand on fait face à Polaris, le nord se trouve devant nous, l’est à notre droite, le sud derrière et l’ouest à gauche (il n’y a pas d’étoile similaire au-dessus du pôle Sud).

Le cas de la Grande Ourse illustre aussi le fait qu’être familier avec quelques-unes des constellations les plus notables permet de facilement en localiser d’autres moins remarquables ainsi que leurs principales étoiles. La manière la plus effi cace d’y parvenir est d’utiliser des connexions visuelles. Par exemple, imaginez qu’après avoir attrapé la poignée de la Grande Ourse, on tape directement sur la tête du Lion. La constellation du Lion contient le premier groupe d’étoiles que rencontre la casserole. Comme on le voit sur la fi gure 1-3, l’étoile la plus brillante de ce groupe est Regulus, le point du point d’interrogation inversé qui délimite la crinière du lion. Prenons un autre exemple et

suivons l’arc qui prolonge la poignée de la casserole, vers l’extérieur. La pre-mière étoile brillante que l’on rencontre est Arcturus, dans la constellation du Bouvier. En poursuivant l’arc, on atteint l’étoile bleutée Spica, aussi nommée l’ Épi, dans la constellation de la Vierge. On peut retrouver ces étoiles et se rap-peler de leur nom grâce à une phrase mnémotechnique, par exemple « l’arc

vers Arcturus, et puis vers l’Épi »1.

1. NdT : traduction libre de « Arc to Arcturus, and speed on to Spica ».

Des constellations différentes sont visibles dans le ciel nocturne selon la période de l’année. Durant les mois d’hi-ver, dans l’hémisphère nord, on peut voir certaines des étoiles les plus brillantes du ciel. Un grand nombre d’entre elles sont situées dans le voisinage du « triangle d’hi-ver », qui connecte les étoiles brillantes des constellations d’Orion, du Grand Chien et du Petit Chien, comme indiqué sur la fi gure 1-4. Le triangle d’hiver passe haut dans le ciel au milieu de l’hiver. Il est facile de repérer Sirius, l’étoile la plus brillante du ciel nocturne, en cherchant la cein-ture d’ Orion et en suivant une ligne droite vers la gauche (quand on fait face à Orion). Sirius est la première étoile brillante que l’on rencontre.

Comparez vos croyances avec ce que la nature et la science vous montrent Si vous pensiez que l’Étoile polaire est l’étoile la plus brillante du ciel nocturne, demandez-vous d’où vous venait cette croyance. Il y a probablement un grand nombre de choses que vous aviez apprises de sources diverses qu’il vous faudra désapprendre au cours de votre étude de l’astronomie. Bien que cette étape soit souvent inconfortable, elle est essentielle pour comprendre comment la science fonc-tionne et comment les scientifi ques voient le monde. Soyez prudent : c’est dans la nature humaine de modifi er les nouvelles informations pour les faire entrer dans notre cadre de pensée usuel, plutôt que le contraire. Résistez à cette tendance si la science peut vous prouver que vos croyances sont erronées !

Gros plan sur la science

Figure 1-4 Le triangle d’hiver Cette carte stellaire montre le ciel de l’hémisphère nord tel qu’il apparaît un soir de décembre lorsque l’on regarde en direction du sud. Trois des étoiles les plus brillantes forment le triangle d’hiver. En plus des constellations impliquées dans ce triangle, nous avons aussi indiqué les Gémeaux, le Cocher et le Taureau.

Voie lactée

horizon vers le sud

Capella

Cocher

Petit Chien

Gémeaux

CastorPollux

SiriusGrand Chien

Procyon

Rigel

TaureauAldebaran

ORION

Betelgeuse

Figure 1-5 Le triangle d’été Cette carte stellaire montre le ciel dans la direction du nord-est tel qu’il apparaît un soir de juin. En plus des constellations impliquées dans le triangle d’été, nous avons aussi indiqué la Flèche et le Dauphin.

Véga

Lyre

Sagittaire

Altaïr

Voie lactée

Aigle

Dauphin

Deneb

Cygne « Croix du nord »

horizon vers l’est

Question focus 1-1À partir de la fi gure 1-5, imaginez une histoire qui vous permettra de vous souvenir de la connexion entre les constellations du Cygne, de la Flèche et de l’Aigle.

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Le « triangle d’été » qui trône dans le ciel d’été, comme on le voit sur la fi gure 1-5, relie les étoiles brillantes Véga dans la Lyre, Deneb dans le Cygne et Altaïr dans l’Aigle. Une bonne partie de la Voie lactée forme un magnifi que fond pour ces constellations, qui se trouvent juste au-des-sus de nous à minuit, au milieu de l’été.

1-3 La sphère céleste aide à se repérer dans le cielLes astronomes ont besoin de localiser les objets peu lumi-neux de manière plus précise dans le ciel qu’en se déplaçant de constellation en constellation. Ils ont donc créé une carte du ciel, nommée la sphère céleste, qu’ils ont munie d’un système de coordonnées, analogue à la latitude nord-sud et la longitude est-ouest utilisées pour se repérer sur Terre. Si on connaît les coordonnées célestes d’une étoile et si l’on sait comment naviguer dans le ciel nocturne, on peut la trouver rapidement. Pour qu’une telle carte soit utile, les étoiles doivent y occuper des positions fi xes, de la même manière que les villes sont fi xes sur les cartes terrestres. Quand on observe le ciel nocturne année après année, on constate que les étoiles semblent effectivement fi xes les unes par rapport aux autres. De plus, au cours de chaque nuit, l’ensemble des étoiles semble tourner de façon rigide autour de la Terre. C’est à l’aide de ce point de vue artifi -ciel, lié à la Terre, que l’on construit des cartes célestes, en faisant comme si les étoiles étaient attachées à l’intérieur d’une immense coquille vide, la sphère céleste, dont la Terre occupe le centre (fi gure 1-6a). On peut aussi imaginer la moitié de la sphère céleste visible la nuit comme un dôme géant couvrant la Terre (fi gure 1-6b).

Les 88 constellations qui recouvrent entièrement le ciel sont toutes formées autour d’un astérisme, ce qui explique que les constellations et les astérismes ont les mêmes noms. Les constellations ont été choisies en 1922 par l’astronome états-unien Henry Norris Russell et leurs frontières (voir la fi gure 1-2b) ont été délimitées en 1930 par l’astronome belge Eugène Delporte. Ce travail a été effectué sous les auspices de l’ Union astronomique internationale (UAI ; en anglais International Astronomical Union, IAU).

Certaines constellations, comme la Grande Ourse, sont très grandes alors que d’autres, comme la Flèche, sont relativement petites. Pour décrire la position d’une étoile, on pourrait dire « Albireo se trouve dans la constellation du Cygne », de la même manière qu’on dirait « Chicago est dans l’état de l’Illinois », « Melbourne est dans l’état de Victoria » ou « Ottawa est dans la province de l’On-tario ».

Les étoiles semblent fi xes sur la sphère céleste unique-ment parce qu’elles sont très éloignées de nous. En réalité, elles se trouvent à des distances très différentes de la Terre, et elles se déplacent les unes par rapport aux autres. On ne distingue ni leur mouvement ni leur éloignement parce qu’elles sont extrêmement loin. On peut comprendre la diffi culté qu’il y a à percevoir le déplacement d’objets loin-tains en imaginant, pour commencer, une voiture qui passe juste devant nous à 100 km/h. Il est impossible de ne pas constater son mouvement. Cependant, un avion qui vole à 1 000 km/h dans le ciel semble se déplacer bien moins vite, et un corps animé de la même vitesse, mais situé près du Soleil, paraîtrait près de 100 millions de fois plus lent que l’avion.

équateur céleste(déclinaison 0°)

a

b

équateurterrestre

Angle d’ ascension droite

Angle d

e déclin

aison

23,5°

E70° 80° 90°60°

90°80°70°

60°

50°

40°

30°

20°

10°

50°40°30°

52°

20°10°

180°

0/360°

270°

Zénith

Étoile polaire

Mizar

O

N

S

équinoxe vernal(ascension

droite 0h/24h)

pôle nordcéleste

(déclinaison +90°)

Sphèrecéleste

pôle sud céleste (déclinaison -90°)

trajet annueldu Soleil sur la sphère céleste

Figure 1-6 La sphère céleste et les systèmes de coordon-nées (a) La sphère céleste est le bol ou la sphère creuse repré-sentant le ciel. L’équateur céleste et les pôles célestes sont les projections de l’équateur terrestre et de l’axe de rotation terrestre sur la sphère céleste. Le pôle nord céleste est donc situé directe-ment au-dessus du pôle nord terrestre, alors que le pôle sud céleste est juste au-dessus du pôle sud terrestre. Les points sont repérés par des coordonnées similaires à la longitude et la lati-tude, nommées respectivement ascension droite (notée r.a. pour « right ascension ») et déclinaison (dec). L’étoile représentée a les coordonnées indiquées. (b) L’altitude et l’azimut constituent un système de coordonnées local en tout point de la Terre. L’ altitude est l’angle vertical mesuré à partir de l’horizon. L’ azimut est l’angle, mesuré en direction de l’est et à partir du nord, le long de l’horizon. Pour trouver Mizar à 22 h le 14 mars 2013 à Orono (Maine, États-Unis), on détermine tout d’abord que son altitude est 47° et son azimut 52°.

Toutes les étoiles (le Soleil mis à part) sont situées à des distances de la Terre supérieures à 40 × 1012 kilomètres (40 000 milliards de kilomètres). Ainsi, même si les fi gures qu’elles forment changent continuellement, ces distances

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énormes ne permettent pas de distinguer ce changement à l’échelle d’une vie humaine. C’est pourquoi, aussi irréaliste qu’il puisse être de considérer que les étoiles sont immo-biles dans le ciel et qu’elles sont toutes à la même distance de nous, la sphère céleste est si utile pour naviguer dans les cieux qu’elle est utilisée par les astronomes du monde entier, même dans les observatoires les plus sophistiqués.

Comme on le voit sur la fi gure 1-6a, on peut projeter les caractéristiques géographiques principales de la Terre sur la sphère céleste pour créer des repères et établir des direc-tions. Si l’on prolonge l’équateur terrestre sur la sphère céleste, on obtient l’ équateur céleste, qui divise le ciel en un hémisphère nord et un hémisphère sud, de la même façon que l’équateur terrestre sépare la Terre en deux hémis-phères. On peut aussi imaginer de projeter le pôle Nord et le pôle Sud dans l’espace, le long de l’axe de rotation de la Terre. On obtient alors le pôle nord céleste et le pôle sud céleste, aussi représentés sur la fi gure 1-6a.

À l’aide de l’équateur et des pôles célestes comme réfé-rences, les astronomes quadrillent la sphère céleste de la même façon que la longitude et la latitude quadrillent la Terre. L’équivalent céleste de la latitude est la déclinaison (notée dec). Elle varie de 0° à 90° nord ou sud depuis l’équateur céleste. L’équivalent céleste de la longitude est l’ ascension droite (r.a. pour « right ascension »), qui varie de 0 h à 24 h le long de l’équateur céleste (voir la fi gure 1-6a). L’obtention du point de référence (0h) de l’as-cension droite, l’analogue du méridien de référence sur la Terre, est décrite ci-dessous. Les limites des constellations se rencontrent toutes à angle droit et correspondent à des lignes de déclinaison ou d’ascension droite constante. Comme les étoiles sont très lointaines, leur ascension droite ou leur déclinaison ne changent pas de manière perceptible sur l’échelle d’une vie humaine (sauf quand elles sont mesurées dans les observatoires modernes qui peuvent mettre en évidence le mouvement des étoiles les plus proches).

1-4 Un système de coordonnées « alt »ernatifDe la même manière que la latitude et la longitude per-mettent de repérer n’importe quelle position à la surface de la Terre, l’ascension droite et la déclinaison constituent un système de coordonnées pour l’ensemble de la voûte céleste. Quand on connaît leurs valeurs pour un objet donné et quand on sait comment naviguer sur cette sphère (autre-ment dit si l’on connaît les angles qui séparent l’objet de l’équateur céleste et, le long de ce dernier, de l’équivalent du méridien de référence), on est en mesure de le trouver dans le ciel nocturne. Le problème est cependant que sans une solide expérience ou sans un bon logiciel, il peut être diffi cile de se représenter le système de coordonnées dans le ciel et donc de localiser l’objet. Il existe par conséquent un système de coordonnées local alternatif qui facilite en géné-ral le repérage dans le ciel, le système de coordonnées alt-azimutales ou horizontales.

Le système alt-azimutal (fi gure 1-6b) dépend de notre position à la surface de la Terre et de l’heure. Il est simple à utiliser : commencez par chercher l’ Étoile polaire (voir la section 1-2). En lui faisant face, vous regardez vers le nord. Le point que vous voyez face à vous, juste au niveau de l’horizon, est l’origine de coordonnées (0°, 0°) (rappe-

lez-vous que le symbole ° indique le degré, unité de mesure des angles. Un cercle fait 360°). L’ altitude, aussi dite la hauteur, est l’angle vertical en direction de votre zénith, le point directement au-dessus de votre tête (chaque endroit a donc un zénith différent). L’altitude varie de 0° à l’horizon jusque 90° au zénith. L’angle mesuré vers la droite le long de l’horizon et à partir du nord est l’azimut pour votre système de coordonnées locales. Par exemple, l’azimut de l’est est 90°, alors que celle du sud est 180°. L’azimut prend des valeurs comprises entre 0° et 360°. La fi gure 1-6b montre comment trouver Mizar, l’étoile au milieu du manche de la Grande Ourse, à partir de son altitude et de son azimut en un certain endroit et à une heure donnée.

Comme la Terre tourne sur son axe, tout objet dans le ciel semble, de notre point de vue, se déplacer en continu sur la voûte céleste, si bien qu’alors que son ascension droite et sa déclinaison sont constantes, son altitude et son azimut changent au cours du temps. Un logiciel comme Starry Night® peut calculer l’altitude et l’azimut de n’im-porte quel objet, et, comme il est très facile d’utiliser le système de coordonnées horizontales, comme nous venons tout juste de le voir, ces coordonnées sont fréquemment employées en astronomie, par exemple dans les écoles et universités.

1-5 La Terre orbite autour du Soleil dans un plan nommé l’écliptiqueImaginez que l’on puisse voir les étoiles même en plein jour, de telle sorte que l’on pourrait suivre le mouvement annuel du Soleil par rapport aux constellations (le Soleil semble se déplacer par rapport aux étoiles car la Terre tourne autour de lui). D’un jour à l’autre, on observerait le Soleil suivre, sur la sphère céleste, une trajectoire nom-mée l’ écliptique. Comme on peut le voir sur la fi gure 1-7a, celui-ci est un cercle fermé qui coupe la sphère céleste en deux. Chaque année, le Soleil poursuit la même trajec-toire dans le ciel car la Terre se déplace le long de la même orbite.

Le terme « écliptique » a un deuxième sens en astro-nomie. Il désigne également le plan dans lequel la Terre tourne autour du Soleil (fi gure 1-7b). Imaginez-vous à la place du Soleil, en train de regarder la Terre jour après jour. La trajectoire apparente de la Terre sur la sphère céleste serait exactement la même que celle du Soleil vu depuis la Terre. En d’autres mots, le chemin suivi par le Soleil sur la sphère céleste défi nit un plan identique à celui de l’orbite de la Terre. Les deux écliptiques coïncident donc.

Notez que sur les deux éléments de cette fi gure, l’ axe de rotation de la Terre, qui passe par ses pôles Nord et Sud, est incliné par rapport à l’écliptique d’un angle de 23,5°. En raison de cette inclinaison, l’ équateur céleste et le chemin du Soleil sur la sphère céleste sont inclinés l’un par rapport à l’autre de ce même angle, comme on peut le voir sur la fi gure 1-6a. Cette inclinaison implique aussi que ces deux cercles se rencontrent en deux points. L’in-tersection qui se produit lorsque le Soleil se déplace du sud vers le nord porte le nom de point vernal ou équinoxe vernal. Celle qui a lieu une demi-trajectoire plus tard est l’ équinoxe d’automne. À cet instant, le Soleil est en mouvement du nord vers le sud. Le mot équinoxe vient

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du latin « nuit égale » car quand le Soleil se trouve en l’une de ces deux positions, il est exactement au-dessus de l’équateur terrestre, ce qui a pour conséquence que la durée du jour et celle de la nuit sont alors de 12 h en tout point de la Terre. De la même façon que l’empla-cement de Greenwich, en Angleterre, défi nit le méridien de référence, le zéro des longitudes terrestres, nous avons besoin d’établir une référence d’ ascension droite. Le point vernal a été choisi comme zéro de l’ascension droite (voir fi gure 1-6a).

Pour naviguer sur la sphère céleste, les astronomes mesurent les positions relatives de deux objets à l’aide de l’angle qui les sépare. Les mathématiciens de l’Antiquité ont inventé un système d’angles et de mesures angulaires qui est encore en usage aujourd’hui pour repérer les posi-tions relatives et les tailles apparentes des objets dans le ciel. Pour localiser les étoiles sur la sphère céleste, par exemple, il n’est pas nécessaire de connaître leurs distances à la Terre. Tout ce dont nous avons besoin, c’est l’angle entre une étoile et une autre dans le ciel, une propriété qui

reste inchangée à l’échelle d’une vie humaine car les étoiles sont extrêmement lointaines.

Un angle d’arc, souvent nommé plus simplement un angle, mesure l’ouverture entre deux droites qui se croisent en un point. La mesure angulaire est la méthode qui per-met de donner une valeur à un angle. Comme rappelé pré-cédemment, l’unité de base de la mesure angulaire est le degré, désigné par le symbole °. Le cercle entier est divisé en 360°. Un angle droit mesure 90°. Comme on le voit sur la fi gure 1-8, l’angle entre les deux « étoiles pointeuses » de la Grande Ourse vaut environ 5°.

Les astronomes utilisent également les angles pour décrire la taille apparente des objets célestes. Par exemple, imaginez la pleine Lune. Vue depuis la Terre, le diamètre de la Lune fait un angle d’environ 0,5°. On dit donc que le diamètre angulaire, ou la taille angulaire, de la Lune vaut 0,5°. Les astronomes disent aussi que la Lune sous-tend un angle de 0,5°. Dans ce contexte, « sous-tendre » signifi e « s’étendre sur ».

Pour parler d’angles plus petits, on divise le degré en 60  minutes d’arc (ce qu’on note 60′). La minute d’arc est elle-même divisée en 60  secondes d’arc (notées 60″). Une pièce de 10 centimes vue de face à une distance de 1 km a une taille angulaire de l’ordre d’une seconde d’arc. L’expé-rience quotidienne nous montre qu’un objet nous apparaît d’autant plus grand qu’il est proche. La taille angulaire d’un objet ne dit pas nécessairement quoi que ce soit de sa taille physique réelle. Par exemple, le fait que la Lune ait un diamètre angulaire de 0,5° ne permet pas de déterminer sa taille réelle. De même, la taille angulaire du Soleil ne dit rien sur la distance qui le sépare de la Terre.

Figure 1-7 L’écliptique (a) L’ écliptique est le chemin apparent suivi par le Soleil sur la sphère céleste au cours d’une année. (b) L’écliptique est aussi le plan contenant l’orbite de la Terre autour du Soleil. Les plans correspondant à ces deux écliptiques coïn-cident exactement. Notez que l’ axe de rotation de la Terre, qui passe par ses pôles, est incliné de 23,5° par rapport à la direction perpendiculaire à l’écliptique.

pôle Nordcéleste

pôle Sudcéleste

écliptique

Soleil

pôleNord

pôleSud

a

écliptique

Soleil Terre

23,5°

plan de l’écliptiqueb

Figure 1-8 La Grande Ourse La distance angulaire entre les deux « étoiles pointeuses » de la Grande Ourse est de l’ordre de 5°. Par comparaison, le diamètre angulaire de la Lune vaut 0,5°.

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CYCLES TERRESTRESLa Terre tourne sur elle-même autour d’un axe qui passe par ses pôles, et simultanément, elle se déplace autour du Soleil. Nous allons décrire à présent comment ces mouve-ments donnent lieu à l’alternance jour-nuit ainsi qu’aux cycles annuels et aux saisons.

1-6 La rotation de la Terre est responsable du cycle jour-nuit et sa révolution défi nit l’année

Rotation propre Lorsqu’un corps tourne sur lui-même autour d’un axe, on dit qu’il est en rotation (propre). On ne ressent pas la rotation de la Terre car notre planète est si

massive que son attraction gravitation-nelle nous tient fermement contre le sol. Du fait de la rotation de la Terre, les étoiles – ainsi que le Soleil, la Lune et les planètes – semblent se lever à l’est, tra-verser le ciel puis se coucher à l’ouest, sous l’autre horizon. La rotation journa-lière de la Terre, en faisant se lever et se

coucher le Soleil, est donc responsable de l’alternance du jour et de la nuit. De manière plus générale, cette rotation donne lieu au mouvement diurne par lequel les corps célestes semblent se déplacer le long de cercles ayant pour centre l’un des pôles célestes.

Selon la latitude de l’endroit où l’on se trouve, il est pos-sible que certaines étoiles ou constellations ne disparaissent jamais sous l’horizon. Au lieu de cela, elles décrivent chaque nuit un cercle complet dans le ciel (fi gure 1-9). Pour comprendre pourquoi il en est ainsi, imaginez-vous au pôle Nord en pleine nuit. En regardant juste au-dessus de vous, vous voyez l’Étoile polaire. Puisque la Terre tourne autour d’un axe qui est juste sous vos pieds, toutes les étoiles

vous semblent se déplacer, de gauche à droite (dans le sens anti-horaire), le long de cercles horizontaux au-dessus de vous. La seule exception est Polaris qui reste toujours à votre zénith. Vues depuis le pôle Nord, les étoiles ne se lèvent et ne se couchent donc jamais (fi gure  1-10). Elles suivent des cercles parallèles à l’horizon et dont l’Étoile polaire est le centre. Des étoiles ou constellations qui ne passent jamais sous l’horizon sont dites circumpolaires (fi gure 1-9). Même s’il n’y a pas d’étoile visible pour maté-rialiser le pôle sud céleste, toutes les étoiles visibles depuis le pôle Sud sont également circumpolaires mais elles se déplacent de la droite vers la gauche (dans le sens horaire).

Quand on vit dans l’hémisphère nord, l’Étoile polaire est toujours située au nord, au-dessus de l’horizon, élevée d’un angle égal à la latitude de notre position. Seules les étoiles et les constellations qui passent entre Polaris et la partie de l’horizon juste en dessous d’elle sont circumpo-laires. Lorsque l’on descend vers le sud, en restant dans l’hémisphère nord, le nombre d’étoiles et de constellations circumpolaires diminue. Il en est de même quand on se déplace vers le nord dans l’hémisphère sud.

Imaginez-vous à présent à l’équateur. Toutes les étoiles semblent se lever droit dans le ciel à l’est et se coucher droit sur l’horizon à l’ouest (fi gure  1-11). L’Étoile polaire est quant à elle à peine visible, à l’horizon nord. Alors qu’elle ne disparaît jamais sous celui-ci, toutes les autres étoiles le font, si bien qu’à l’équateur aucune d’entre elles n’est circumpolaire.

Comme le montrent ces deux exercices mentaux, les angles avec lesquels les étoiles se lèvent et se couchent dépendent de la latitude à laquelle on se trouve. La fi gure  1-12 représente le lever d’étoiles en un endroit de latitude 35° nord. À cette latitude, Polaris occupe une posi-tion fi xe à 35° au-dessus de l’horizon à droite de la fi gure. Elle n’est ni au zénith, comme au pôle Nord, ni sur l’hori-

Question focus 1-2Expliquez pourquoi les astérismes, la Grande Ourse par exemple, sont parfois vus à l’endroit et parfois à l’envers.

Figure 1-9 Traînées stellaires circumpolaires Les étoiles semblent tourner autour de Polaris, l’Étoile polaire (visible comme un petit arc quasiment ponctuel au centre des cercles). Les étoiles qui passent entre elle et l’horizon juste en-dessous sont circumpo-laires. Le dôme du télescope de 4 m de l’Observatoire de Kitt Peak se trouve à la verticale sous Polaris. Les lumières lointaines sont celles de Phoenix (Arizona, États-Unis), à 160 km de là. (© Stan Honda/AFP/Getty Images)

Figure 1-10 Le mouvement des étoiles aux pôles Du fait de la rotation de la Terre autour de l’axe passant par ses pôles, les étoiles, vues depuis l’un deux, semblent parcourir d’immenses cercles horizontaux. C’est le même effet que celui que l’on obtiendrait en se plaçant au milieu d’une pièce et en tournant sur soi-même ; tout autour semblerait se déplacer en cercles. Au pôle Nord, les étoiles vont de la gauche vers la droite, alors qu’au pôle Sud elles font l’inverse.

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zon, comme à l’équateur. Pour prendre un autre exemple, la fi gure 1-9 montre quant à elle les trajectoires apparentes d’étoiles qui, à l’exception de celles situées dans les coins, sont circumpolaires, c’est-à-dire visibles toute la nuit, chaque nuit.

Révolution Alors que la rotation désigne le fait qu’un objet astronomique tourne sur lui-même, la révolution est son mouvement autour d’un autre. La Terre met un an, soit environ 365,25 jours, pour parcourir son orbite autour du Soleil. L’ année terrestre est défi nie en considérant le mouve-ment de notre planète par rapport aux étoiles. Par exemple,

tracez une ligne partant du Soleil, traversant la Terre et allant jusqu’à une étoile située de l’autre côté de cette der-nière. Au cours de la révolution de la Terre, cette ligne balaye une trajectoire droite sur la sphère céleste, l’éclip-tique, et revient sur l’étoile originale 365,25  jours plus tard. La durée de tout mouvement cyclique par rapport aux étoiles porte le nom de période sidérale. Celle de l’or-bite de la Terre autour du Soleil, un an, est un exemple de période sidérale, tout comme l’est la période du mouve-ment diurne des étoiles dans le ciel. Cette dernière vaut 23 heures, 56 minutes et 4 secondes.

Différentes constellations sont visibles la nuit à diffé-rentes périodes de l’année en raison de la révolution de la Terre autour du Soleil. Si la Terre tournait sur elle-même en un point fi xe par rapport au Soleil, sans mouvement de révolution, chaque étoile se lèverait et se coucherait à la même heure toute l’année. Évidemment, la Terre tourne Figure 1-11 Lever et coucher des étoiles à l’équateur Debout

sur l’équateur, vous êtes perpendiculaire à l’axe autour duquel la Terre tourne sur elle-même. Depuis ce point de vue, les étoiles se lèvent droit sur l’horizon à l’est et se couchent droit sur l’horizon à l’ouest. C’est le même effet que celui que l’on observe en fran-chissant la crête d’une colline ; les objets situés au-delà semblent s’élever par rapport à la crête lorsque l’on s’approche d’eux.

Figure 1-13 Pourquoi des constellations différentes sont visibles à différentes époques de l’année ? (a) Durant l’ équi-noxe d’automne, le Soleil se trouve dans la constellation de la Vierge. Depuis la Terre, cette partie du ciel est visible en plein jour et on ne voit des étoiles que de l’autre côté du ciel, centré sur la constellation du Poisson. (b) Six mois plus tard, le Soleil est dans le Poisson. Ce côté du ciel est exposé à la lumière du jour, tandis que la moitié centrée sur la Vierge est visible la nuit.

Soleil

lumière du jour ciel nocturne

écliptique

Capricorne

a

b

Vierge

LionCancer Gémeaux

pôleNord

pôleSud

Poisson

Soleil

écliptique

Vierge

LionCancer

Gémeaux

Poisson

ciel nocturne lumière du jour

Capricorne

pôleNord

pôleSud

pôlenord celeste

pôlenord celeste

pôlesud celeste

pôlesud celeste

pôlenord celeste

pôleNord

pôlenord celeste

pôlesud celeste

pôlesud celeste

VerseauVerseau

VerseauVerseau

Figure 1-12 Lever et coucher des étoiles aux latitudes moyennes, au nord Contrairement à ce qui se passe aux pôles (voir la fi gure  1-10), aux autres latitudes, l’angle que font les étoiles avec le sol change au cours de la nuit (leur « altitude » astronomique varie). Cette photographie en pose longue montre des étoiles se coucher. La latitude détermine l’angle avec lequel les étoiles se lèvent et se couchent. (© David Miller/DMI)

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autour du Soleil, et du fait de cette révolution, celui-ci se déplace sur la sphère céleste et les étoiles se lèvent envi-ron 4 minutes plus tôt chaque jour. Cet effet s’accumule, amenant différentes constellations dans le ciel nocturne au cours de l’année. La fi gure  1-13 résume ce mouve-ment. Quand le Soleil se trouve à l’intérieur des limites de la Vierge1 (18  septembre – 1er  novembre), par exem-ple, l’hémisphère contenant le Soleil et les constellations voisines de la Vierge sont dans la lumière du jour (voir la fi gure 1-13a). Lorsque le Soleil est levé, la Vierge et les constellations voisines le sont aussi et on ne peut pas les voir. À cette époque de l’année, les constellations situées de l’autre côté de la sphère céleste, centrées sur le Poisson, sont dans l’obscurité. Ainsi, quand le Soleil est « dans » la Vierge, le Poisson et les constellations voisines occupent le ciel nocturne.

Six mois plus tard, quand le Soleil est « dans » le Pois-son, cette moitié du ciel est illuminée par la lumière du jour,

1. On dit plus simplement « se trouve dans la constellation de la Vierge».

tandis que la Vierge et les constellations voisines occupent le ciel nocturne (voir la fi gure 1-13b). Ces arguments s’ap-pliquent en tout point de la Terre à un instant donné car le Soleil ne se déplace que très lentement sur sa trajectoire apparente vue depuis la Terre, mettant un an pour boucler un tour complet de la sphère céleste.

LES SAISONS1-7 Les saisons résultent de l’inclinaison de l’axe de rotation de la Terre et de la révolution de celle-ci autour du Soleil

Équinoxes et solstices Comme l’illustre la fi gure  1-6, l’ écliptique et l’ équateur céleste sont deux cercles diffé-rents, inclinés de 23,5° l’un par rapport à l’autre sur la sphère céleste. Ceci est dû au fait que l’axe de rotation de la Terre est incliné de 23,5° par rapport à la direction per-pendiculaire à l’écliptique (fi gure  1-14 et fi gure  1-7). Ces deux cercles se coupent en deux points seulement, qui sont situées dans des directions exactement opposées sur la sphère céleste (fi gure  1-15 et fi gure  1-6a). Chacun de ces points est nommé un équinoxe. Comme on l’a vu dans la section 1-5, à ces deux dates le Soleil se trouve directement au-dessus de l’équateur terrestre, ce qui conduit alors à 12 h de jour et 12 h de nuit en tout point de la Terre.

Si l’on néglige de petites variations annuelles, la Terre maintient cette inclinaison au cours de son orbite autour du Soleil. Ainsi, l’Étoile polaire est au-dessus du pôle Nord pendant toute l’année. Pendant une moitié de l’année, l’hé-misphère nord est incliné vers le Soleil et par conséquent le Soleil s’y élève plus haut dans le ciel que pendant l’autre moitié (fi gure 1-16). De la même manière, lorsque l’hémis-

Défi nissez les termes que vous employez Comme dans la communication entre personnes, il est très important de choisir les mots corrects en science. Habituellement, les mots scientifi ques ont un sens précis, comme « rota-tion » pour désigner un mouvement sur soi-même et « révolution » pour un objet orbitant autour d’un autre. Faites particulièrement attention à comprendre le contexte dans lequel les mots ayant plusieurs sens sont utilisés, comme « écliptique » ou « constellation ».

Gros plan sur la science

pôle Nord

pôle Nordpôle Sud

écliptique

pôle Nord

pôle Sud

pôle Sud

pôle Sud

solstice d'été

été dans l'hémisphère nord ; hiver dans l'hémisphère sud solstice d'hiver

hiver dans l'hémisphère nord ;été dans l'hémisphère sud

équinoxe d'automne

automne dans l’hémisphère nord ;printemps dans l’hémisphère sud

printemps dans l'hémisphère nord ;automne dans l'hémisphère sud

équinoxe vernal

pôle Nord

23,5°

Figure 1-14 L’inclinaison de l’axe de la Terre L’ axe de rotation de la Terre est incliné de 23,5° par rapport à la direction perpen-diculaire au plan de l’orbite terrestre. La Terre maintient cette orientation (avec le pôle Nord dirigé vers le pôle nord céleste,

près de l’Étoile polaire) au fi l de l’année, tout au long de son orbite autour du Soleil. En conséquence, la quantité d’illumina-tion solaire et le nombre d’heures de jour à n’importe quelle posi-tion sur la Terre varient régulièrement avec les saisons.

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3 Les saisons Plus le Soleil s’élève haut pendant la jour-née, plus les jours sont longs. Quand les jours sont les plus longs dans un hémisphère, il est atteint par une quan-tité de chaleur et de lumière solaire plus importante. De plus, quand le Soleil est plus haut dans le ciel, son énergie est plus concentrée sur la surface de la Terre (voir les empreintes laissées par les « cylindres de lumière » solaires sur les illustrations de la fi gure 1-16). Ainsi, ces jours-là, plus d’énergie est déposée sur chaque mètre carré de surface – ce qui les chauffe davantage – que lorsque le Soleil est bas dans le ciel. En tout point de la Terre, la température et les saisons sont déterminées par la durée du jour et la hauteur du Soleil dans le ciel à cet endroit (il faut garder à l’esprit le fait que les vents et les nuages affectent grandement la météo pendant l’année, on ignore ici ces effets).

Pour résumer, le Soleil est le plus bas dans le ciel du nord au moment du solstice d’hiver. Ceci marque le début de l’hiver dans l’hémisphère nord. Au fur et à mesure que le Soleil se déplace vers le nord, la quantité de jour et de cha-leur déposée augmente quotidiennement. L’équinoxe vernal marque l’étape médiane en termes de quantités de lumière et de chaleur reçues de la part du Soleil dans l’hémisphère nord ; c’est le début du printemps. Quand le Soleil atteint le solstice d’été, il est au plus haut dans le ciel du nord et se trouve au-dessus de l’horizon pendant la durée la plus longue de l’année. C’est le début de l’été. En retournant vers le sud, le Soleil traverse de nouveau l’équateur céleste au moment de l’équinoxe d’automne, qui marque le début de l’automne.4 Chaque année, la Terre est la plus proche du Soleil autour du 3 janvier, soit au cœur de l’hiver ! Même si la distance entre la Terre et le Soleil change d’envi-ron 5 millions de kilomètres au cours de l’année, cette variation d’environ 3 % est trop faible pour impliquer une modi-fi cation importante de l’énergie reçue par la Terre. Elle n’est donc pas respon-sable des saisons sur lesquelles elle n’a qu’une infl uence mineure.

Le trajet du Soleil dans le ciel Durant les mois d’été de l’hémisphère nord, lorsque cet hémisphère est incliné vers le Soleil (voir la fi gure 1-14), le Soleil se lève au nord-est et se couche au nord-ouest. Il fournit alors plus de 12 h de jour dans l’hémisphère nord et il y passe haut dans le ciel. Au solstice d’été, le Soleil est au plus près du nord, donnant le plus grand nombre d’heures de jour dans l’hémisphère nord (fi gure 1-16c).

Figure 1-15 Les saisons sont liées aux équinoxes et aux sols-tices L’écliptique est incliné de 23,5° par rapport à l’équateur céleste, en raison de l’inclinaison de l’axe de rotation de la Terre. L’écliptique et l’équateur céleste se coupent en deux points nommés les équinoxes. Le point le plus au nord sur l’écliptique est le solstice d’été et le point le plus au sud le solstice d’hiver.

équinoxe d'automne

écliptique

solstice d'été

équinoxe vernal (méridien célestede référence )

solstice d'hiver

équateur céleste

pôle sud céleste

pôle nord céleste

23,5°

phère sud est incliné vers le Soleil, celui-ci s’élève plus haut dans le ciel de cet hémisphère.

Considérons la position du Soleil au cours de l’année, telle qu’on la voit depuis l’hémisphère nord. Le jour où le Soleil se lève le plus au sud se situe aux alentours du 22 décembre chaque année (voir la fi gure 1-16a) ; on l’ap-pelle le solstice d’hiver. Le solstice d’hiver est aussi le point de l’écliptique situé le plus au sud de l’équateur céleste (voir la fi gure 1-15). C’est également la journée où le Soleil s’élève le moins haut à midi (voir la fi gure 1-16a), et dans l’hémisphère nord, celui qui a le moins d’heures de jour de toute l’année.

Quand le Soleil se déplace le long de l’écliptique après le solstice d’hiver, il se lève plus tôt et plus au nord sur l’horizon. Il s’élève aussi plus haut dans le ciel à midi que les jours précédents. Trois mois plus tard, vers le 20 mars, le Soleil traverse l’équateur céleste, du sud vers le nord. Comme indiqué dans la section 1-5, il s’agit de ce que l’on nomme l’ équinoxe vernal ou équinoxe de printemps, l’un des deux jours où le Soleil se lève exactement à l’est et se couche exactement à l’ouest (fi gure  1-16b). L’équinoxe vernal constitue le « méridien de référence » de la sphère céleste. Trois mois plus tard, autour du 21  juin, le Soleil se lève le plus au nord et s’élève le plus haut dans le ciel (fi gure 1-16c). C’est le solstice d’été (voir la fi gure 1-15), le jour le plus long de l’année, dans l’hémisphère nord.

Chaque jour, du 21  juin au 21 décembre, le Soleil se lève plus au sud que la veille. Le point le plus haut qu’il atteint dans la journée s’abaisse peu à peu, le cycle des six mois précédents s’inverse. L’ équinoxe d’automne se pro-duit vers le 22  septembre (fi gure  1-16d), quand le Soleil traverse l’équateur céleste du nord vers le sud, vu depuis la Terre.

S’attendre à l’inattendu La méthode scientifi que requiert de remettre en question les évidences, ce que l’on pense savoir. De nombreux phénomènes dans l’Univers défi ent les explications basées sur le sens commun. Le fait que la variation de distance entre la Terre et le Soleil a un impact minimal sur les saisons en fournit un excellent exemple.

Gros plan sur la science

Question focus 1-3Expliquez pourquoi la photo de la fi gure 1-12 doit avoir été prise en regardant vers l’ouest. Indice : examinez la fi gure 1-16.

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Durant les mois d’hiver de l’hémisphère nord, lorsque cet hémisphère est incliné à l’opposé du Soleil, le Soleil se lève au sud-est. Le jour dure moins de 12 h, alors que le Soleil reste plus bas au-dessus de l’horizon puis se couche au sud-ouest. La nuit est la plus longue dans l’hémisphère nord quand le Soleil est au solstice d’hiver (fi gure 1-16a).

L’angle maximal que fait le Soleil avec l’horizon dépend de la latitude. Plus on se trouve au nord, plus le Soleil est

bas dans le ciel quelle que soit l’heure, si l’on compare par rapport à des latitudes plus équatoriales, le même jour. Aux latitudes supérieures à 66,5° nord, ou inférieures à 66,5° sud, le Soleil ne se lève pas du tout pendant une par-tie des mois d’hiver et d’automne. Pendant l’été et le prin-temps, ces mêmes régions ont des journées qui durent des semaines ou des mois (fi gure 1-17), d’où le nom de « terre du Soleil de minuit ».

NS

O

E

a

NS

O

E

b

NS

O

E

88

c

NS

O

E

d

exemple de cylindre de lumièreet de chaleur en provenancedu Soleil

coucherdu Soleil17 h 30

coucherdu Soleil19 h 05

coucherdu Soleil18 h 50

coucherdu Soleil20 h 30

20

lever du Soleil5 h 25

lever du Soleil6 h 45

lever du Soleil8 h 15

lever du Soleil8 h 15

Figure 1-16 Le trajet quotidien du Soleil et l’énergie qu’il dépose : Hémisphère nord (a) Au solstice d’hiver, le premier jour de l’hiver, le Soleil se lève le plus au sud-est, il est le plus bas dans le ciel à midi, il y reste le moins longtemps, sa lumière et sa chaleur sont moins intenses (plus étalées) que n’importe quel autre jour de l’année, dans l’hémisphère nord. (b) À l’équinoxe vernal, le premier jour du printemps, le Soleil se lève précisément à l’est et se couche précisément à l’ouest. Sa lumière et sa chaleur sont devenues plus intenses, comme on le voit sur l’ovale plus brillant qu’en (a). (c) Au solstice d’été, qui marque le premier jour de l’été, le Soleil se lève plus au nord-est que n’importe quel autre jour de l’année, il est le plus haut dans le ciel à midi, il reste le plus longtemps dans le ciel, sa lumière et sa chaleur sont plus

intenses que n’importe quel autre jour de l’année, dans l’hémis-phère nord. (d) À l’équinoxe d’automne, on retrouve les mêmes conditions astronomiques qu’à l’équinoxe vernal. Hémisphère sud : Si vous souhaitez appliquer ce texte à l’hémisphère sud, pro-cédez aux modifi cations suivantes : (a) Remplacez le 22 décembre par le 21 juin, et imaginez que la trajectoire du Soleil commence et fi nit à la même distance au nord-est et nord-ouest qu’elle le fait sur la fi gure au sud-est et au sud-ouest ; (b) Remplacez le 20 mars par le 23 septembre ; (c) Remplacez le 21 juin par le 21 décembre et imaginez que la trajectoire du Soleil commence et fi nit à la même distance au sud-est et sud-ouest qu’elle le fait sur la fi gure au nord-est et au nord-ouest ; (d) Remplacez le 22 septembre par le 20 mars.

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5 Le Soleil met un an à parcourir l’écliptique (on rap-pelle que ce mouvement apparent a pour origine l’orbite de la Terre autour du Soleil). Comme il y a environ 365,25 jours dans l’année et 360° sur un cercle, le Soleil se déplace sur l’écliptique à une vitesse angulaire légère-ment inférieure à 1° par jour. Les constellations que tra-verse le Soleil au cours de l’année sont nommées constel-lations du zodiaque. On ne peut pas voir les étoiles de ces constellations quand le Soleil s’y trouve (voir la fi gure 1-13), bien sûr, mais on peut tracer la trajectoire du Soleil sur la sphère céleste pour déterminer à travers quelles constellations il se déplace. Traditionnellement, il y avait 12 constellations du zodiaque, dont les frontières avaient été fi xées dans l’Antiquité. Comme indiqué dans la section 1-3, les astronomes ont redéfi ni les limites des constellations en 1930. Le Soleil se déplace donc aujour-d’hui à travers 13 constellations au cours de l’année (la treizième est Ophiuchus ou le Serpentaire. Le Soleil se trouve dans cette constellation du 1er  décembre au 19  décembre de chaque année). Le tableau  1-1 liste les constellations du zodiaque et les dates auxquelles le Soleil s’y trouve. Vous n’êtes peut-être pas du « signe astral » que vous croyez.

1-8  Les horloges et les calendriers sont basées sur la rotation propre et la révolution autour du Soleil de la TerreLe mouvement quotidien du Soleil dans le ciel a fourni à nos ancêtres la première référence de temps, car la position du Soleil détermine s’il fait jour ou nuit, et même approxi-mativement s’il est avant ou après midi. Le mouvement du Soleil dans le ciel a mené à la défi nition du jour solaire, sur lequel repose notre jour de 24 h. Cet intervalle correspond idéalement à celui qui sépare le moment où le Soleil est le plus haut dans le ciel un jour, de celui où il est de nouveau le plus haut dans le ciel le lendemain. Toutefois, la durée du jour solaire varie au cours de l’année, jusqu’à 30 secondes par jour. Ceci est dû au fait que l’orbite de la Terre autour du Soleil n’est pas parfaitement circulaire – notre planète accélère quand elle se rapproche du Soleil et ralentit quand

elle s’en éloigne – et au fait que l’axe de rotation de la Terre sur elle-même est incliné de 23,5° par rapport à la direction perpendiculaire à l’écliptique. Ces deux effets affectent la vitesse apparente du Soleil dans le ciel au cours de l’année. L’intervalle de temps moyenné sur l’année entre deux midis consécutifs vaut 24 h, ce qui détermine le temps que nous utilisons avec nos horloges. On l’appelle le jour solaire moyen.

On introduit aussi le jour sidéral, la durée entre le moment où une étoile est à un endroit dans le ciel et le moment où elle s’y trouve de nouveau. Le jour sidéral et le jour solaire diffèrent du fait que la Terre tourne autour du Soleil et en même temps sur elle-même. Ce mouvement de la Terre sur son orbite, jour après jour, modifi e la position des étoiles, les ramenant à leur position originale 4 minutes plus tôt chaque jour. Ainsi, le jour sidéral dure 23 h 56 min 4 s, alors que le jour solaire dure 24 h (fi gure 1-18).

De la même façon que l’alternance des jours et des nuits est due à la rotation de la Terre, l’année est une unité basée sur la révolution de la Terre autour du Soleil. Comme indiqué précédemment, la Terre ne met pas exactement 365 jours pour parcourir son orbite, si bien que l’année ne dure pas exactement 365 jours. Quand on la défi nissait à partir d’un cycle de 365 jours, certains événements impor-tants (comme des fêtes) ne se produisaient pas toujours à la bonne date. Pour résoudre ce problème, l’empereur romain Jules César implémenta un nouveau calendrier en 46 avant J.-C. Comme les mesures réalisées par les astro-nomes antiques indiquaient que l’année durait environ 365,25  jours, ce calendrier « julien » établit un système d’années bissextiles pour prendre en compte ce quart de jour supplémentaire. En ajoutant un jour intercalaire tous les quatre ans, César espérait assurer que les événements

Constellation Dates de passage du Soleil

Poisson 13 mars – 20 avril

Bélier 20 avril – 13 mai

Taureau 13 mai – 21 juin

Gémeaux 21 juin – 20 juillet

Cancer 20 juillet – 11 août

Lion 11 août – 18 septembre

Vierge 18 septembre – 1er novembre

Balance 1er novembre – 22 novembre

Scorpion 22 novembre – 1er décembre

Serpentaire 1er décembre – 19 décembre

Sagittaire 19 décembre – 19 janvier

Capricorne 19 janvier – 18 février

Verseau 18 février – 13 mars

LES 13 CONSTELLATIONS DU ZODIAQUETABLEAU 1-1

Figure 1-17 Le soleil de minuit Cette photographie à exposi-tions multiples a été prise le 19 juillet 1985, à une latitude de 69° nord, au nord-est de l’Alaska. À cette latitude, le Soleil se trouve constamment au-dessus de l’horizon, de la mi-mai à la fi n juillet. (Doug Plummer/Science Source)

Question focus 1-4Quelle région de la Terre connaît les plus faibles variations de température saisonnières et pourquoi ?

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astronomiques saisonniers, comme le début du printemps par exemple, se produiraient à la même date, année après année.

Le calendrier julien aurait parfaitement convenu si l’an-née durait exactement 365,25 jours et si l’axe de rotation de la Terre (qui pointe aujourd’hui vers l’Étoile polaire, comme mentionné plus tôt) ne changeait pas d’orientation. Aucune de ces hypothèses n’est correcte. Ainsi, au cours du temps, un décalage s’accumula entre le calendrier et la vraie date : les événements astronomiques et culturels commen-

cèrent à tomber à des dates différentes chaque année. Pour rétablir la situation, un comité établi par le pape Grégoire XIII recommanda de raffi ner le calendrier, ce qui conduisit en 1582 au calendrier gré-gorien. Dans le système grégorien, celui que l’on utilise encore de nos jours, il y a

une année bissextile tous les quatre ans, à ceci près que les années séculaires sont bissextiles uniquement si elles sont divisibles par 400. Par exemple, les années 1700, 1800 et 1900 ne sont pas bissextiles dans le calendrier grégorien. En revanche, l’année 2000, qui est divisible par 400, le fut. Le système grégorien repose sur l’hypothèse selon laquelle l’année dure 365,2425 jours solaires, ce qui est très proche de la durée de l’ année tropique, défi nie comme l’intervalle de temps entre deux équinoxes vernaux consécutifs. En fait, l’erreur est de seulement 1 jour tous les 3 300 ans. Ceci ne causera donc pas de problème avant longtemps.

1-9  La précession est un mouvement circulaire lent de l’axe de rotation de la TerreComme indiqué précédemment, l’orientation de l’axe de rotation de la Terre évolue lentement par rapport à la sphère céleste (autrement dit il « pointe » vers une direc-tion légèrement différente au cours du temps). Bien que ce mouvement soit petit à l’échelle d’une vie humaine, il éloigne néanmoins le pôle nord céleste de Polaris peu à peu. La cause principale de cette modifi cation de son orien-tation est l’attraction gravitationnelle qu’exercent le Soleil et la Lune sur le renfl ement que présente la Terre au niveau de son équateur et qui résulte lui-même de sa rotation : notre planète a un diamètre équatorial qui mesure 43 kilo-mètres de plus que la distance qui sépare ses pôles. La gra-vitation, parfois nommée gravité, est la force universelle qui s’exerce entre toutes les formes de matière. L’intensité de la force entre deux corps dépend de leur quantité de masse et de la distance qui les sépare, comme nous le ver-rons plus en détail dans le chapitre 2.

Du fait de l’inclinaison de l’ axe de rotation de la Terre, le Soleil et la Lune ne sont en général pas situés directe-ment au-dessus de son équateur. Leur attraction tire donc le renfl ement équatorial dans leur direction (fi gure 1-19a). Cependant, la réaction de la Terre aux forces exercées par le Soleil et la Lune ne consiste pas en une modifi cation de l’orientation de son axe pour aligner son équateur avec ces astres. Au lieu de cela, elle garde la même inclinaison (environ 23,5° par rapport à l’écliptique), mais la direction de la sphère céleste dans laquelle pointe son axe change, un mouvement nommé précession. Il s’agit exactement du comportement d’une toupie (fi gure 1-19b). Lorsque celle-ci n’est pas en rotation, la gravité la fait se pencher sur le côté, alors que quand elle tourne, les actions combinées de la gravitation et de la rotation font précesser et osciller son sommet le long d’une trajectoire circulaire. De la même façon, les actions simultanées de la gravitation du Soleil, de celle de la Lune et de la rotation impliquent que l’axe de rotation de la Terre trace un cercle sur la sphère céleste tout en gardant une inclinaison de 23,5° par rapport à l’éclip-tique.

Au milieu des années 1990, des astronomes ont simulé l’évolution de la Terre sur des ordinateurs et ont décou-vert que sans une lune de masse suffi sante elle ne garderait pas une inclinaison de 23,5° mais aurait au contraire une orientation par rapport à l’écliptique qui varierait grande-ment en quelques millions d’années. Ainsi, bien qu’elle soit l’une des principales causes de la précession, la Lune joue également un rôle majeur dans la stabilité du mouvement terrestre et dans l’existence des saisons telles que nous les connaissons.

La vitesse de précession de la Terre est petite à l’échelle d’une vie humaine. Il faut environ 26 000  ans pour que le pôle nord céleste trace un cercle complet dans le ciel, comme le montre la fi gure 1-19c (le pôle sud céleste effec-tue un mouvement similaire dans le ciel austral). À l’heure actuelle, l’axe de rotation de la Terre pointe dans l’hé-misphère nord à environ 1  degré de l’Étoile polaire. En 3 000 avant J.-C., il pointait vers l’étoile Thuban (Alpha Draconis) dans la constellation du Dragon. En 14000, le rôle d’étoile polaire sera joué par Vega de la Lyre. La précession de l’axe de rotation de la Terre s’accompagne

Figure 1-18 Le jour sidéral et le jour solaire En prenant en compte la rotation de la Terre et son orbite autour du Soleil, on peut estimer qu’en moyenne la durée du jour sidéral est quatre minutes plus courte que celle du jour solaire. Pour rendre la fi gure plus lisible, le mouvement quotidien de la Terre y est exagéré.

Soleil orbite de la Terre

les flèches représentées sur les images « midi » et« jour sidéral » pointent vers la même étoile lointaine

un jour solaireplus tardun jour sidéral

plus tard

23h 56m

24h

midi

Question focus 1-5Pourquoi un calendrier basé sur les jours sidéraux ne serait-il pas satisfaisant ?

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À L A D É C O U V E RT E D U C I E L N O C T U R N E 1 5

la direction de l'axe derotation de la Terrechange (précession)

attraction gravitationnelledu Soleil

rotation de la Terre

attraction gravitationnelle de la Lune

1 2 3 4

rotation dugyroscope

la direction de l'axede rotation dugyroscope change(précession)

action de la pesanteur terrestre

a

b

Figure 1-19 La précession et la trajectoire du pôle nord céleste (a) Les attractions gravitationnelles exercées par le Soleil et la Lune sur le renfl ement équatorial terrestre ont pour effet la précession de l’axe de rotation de la Terre. (b) Le phéno-mène est analogue à celui qui explique la dynamique d’un gyroscope. Le sommet de celui-ci a un mouvement semblable à celui du pôle Nord ou du pôle Sud de la Terre, alors que son point d’appui joue le même rôle que le centre de la Terre. Quand le gyroscope est en rotation, son axe se déplace, il précesse, du fait de l’action de la pesanteur terrestre. (c) En raison de la pré-cession de la Terre, le pôle nord céleste décrit lentement un cercle au milieu des constellations les plus au nord. Actuellement, le pôle nord céleste est situé à proximité de l’étoile de brillance moyenne, Polaris, qui joue le rôle d’étoile polaire. La période de précession est d’environ 26 000 ans.

CYGNE

LYRE

Vega

an 8000

an 15000

an 1

5000 av. J.C

GRANDE OURSECOURONNEBORÉALE

trajectoire du pôle nord céleste

CASSIOPÉE

CÉPHÉE

DRAGON

PolarisAujourd’hui

PETITEOURSE

Thuban

Deneb

c

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évidemment d’une variation de l’orientation de son équa-teur. Puisque la projection de celui-ci défi nit l’équateur céleste, ce dernier varie aussi au cours du temps, et comme l’intersection de l’équateur céleste et de l’écliptique défi nit les équinoxes, ces points particuliers évoluent année après année. Ce phénomène est souvent nommé précession des équinoxes. Son existence fut découverte par l’astronome grec Hipparque. De nos jours, l’ équinoxe vernal est situé dans la constellation du Poisson. Il y a deux mille ans, il était dans le Bélier. Vers 2600, il aura atteint le Verseau.

LES PHASES DE LA LUNE1-10 Les phases de la Lune ont inspiré le concept de moisAlors que l’effet de la Lune sur la précession de la Terre n’est visible que sur des millions d’années, d’autres sont notables au quotidien. Au cours de son orbite autour de la Terre, la Lune se déplace d’ouest en est (de la droite vers la gauche) sur la sphère céleste et change de position par rap-port aux étoiles lointaines. Sa position par rapport au Soleil évolue aussi, ce qui provoque les différentes phases lunaires.

À chaque instant, le Soleil illumine la moitié de la Lune (fi gure  1-20). La phase de la Lune que l’on voit dépend de la proportion de son hémisphère éclairé qui est visible depuis la Terre. Quand la Lune est au plus proche du Soleil dans le ciel, son hémisphère obscur se trouve vers nous. Cette phase, durant laquelle la Lune est au plus un petit croissant, est appelée la nouvelle Lune. Pendant les 7 jours qui suivent, une partie de plus en plus importante de l’hé-misphère visible de la Lune devient éclairée, ce que l’on nomme le premier croissant. Au premier quartier, on voit exactement la moitié de la face éclairée et l’autre moitié dans l’ombre. Le terme « quartier » fait référence au temps écoulé au sein du cycle lunaire, plutôt qu’à la fraction de la Lune que l’on voit éclairée.

Au cours de la semaine suivante, une partie encore plus grande de l’hémisphère éclairé peut être vue depuis la Terre, une phase qu’on appelle Lune gibbeuse croissante. « Gibbeuse » signifi e « arrondie des deux côtés ». Quand la Lune arrive du côté de la Terre opposé au Soleil, on voit quasiment tout l’hémisphère illuminé. C’est la pleine Lune. Pendant les deux semaines suivantes, on voit une partie de plus en plus petite de l’hémisphère illuminé, la Lune conti-nuant sur son orbite. Ce mouvement produit les phases nommées la Lune gibbeuse décroissante, le dernier quar-

Figure 1-20 Les phases de la Lune Ce schéma représente la Lune à huit positions différentes sur son orbite, vue depuis un point situé loin au-dessus du pôle nord terrestre. À chaque instant, la lumière solaire éclaire une moitié de la Lune, l’autre face étant

lumière du Soleil

lumière du Soleil

premier quartier

Lune gibbeuse croissante

Lune gibbeuse décroissante

pleine Lune

dernier quartier dernier croissant

Nouvelle Lune

premier croissant

orbite de la Lune

se lève à midi, se couche à minuit

se lève avec le Soleilse couche avec le Soleil

se lève au coucher du Soleilse couche au lever du Soleil

se lève à minuit, se couche à midi

dans l’obscurité. La Lune met environ 29,5 jours pour passer par toutes ces phases. Les encarts illustrent les phases lunaires vues depuis la Terre.(Observatoire de Yerkes et observatoire de Lick)

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tier puis le dernier croissant. La Lune met 29,5 jours pour exécuter un cycle complet de phases.6 On confond souvent, à tort, les termes « face cachée » et « face sombre » de la Lune. La face cachée est celle qui se trouve à l’opposé de la Terre. La face sombre est celle sur laquelle le Soleil ne brille pas. En examinant les photogra-phies de la fi gure 1-20, on voit que c’est toujours le même côté de la Lune qui fait face à la Terre (autrement dit on voit toujours les mêmes cratères). La partie de la Lune qui n’est jamais du côté de la Terre est la face cachée. Toutefois, la face cachée n’est pas toujours la face sombre : on voit une partie de la face sombre lorsque la Lune n’est pas pleine (Qu’avaient à dire les Pink Floyds sur la face sombre de la Lune ?).

La fi gure 1-20 montre la Lune à différentes positions sur son orbite. Souvenez-vous que la partie éclairée de la Lune est du côté droit (ouest) lors des phases croissantes, mais du côté gauche (est) dans les phases décroissantes. Cette information permet de déterminer d’un simple coup d’œil si la Lune est croissante ou décroissante. Quand on regarde la Lune à travers un télescope, le meilleur endroit pour voir des détails est celui où les ombres sont les plus

longues. Ceci se produit à la frontière entre les régions sombres et brillantes, appelée le terminateur.7 La fi gure  1-20 montre également le temps local à différents endroits sur Terre au moment du lever ou du cou-cher de la Lune pour ses différentes phases. Par exemple, au premier quartier, la Lune est à 90° à l’est du Soleil dans le ciel ; ainsi, elle se lève quand le Soleil est au plus haut. À la pleine Lune, elle est opposée au Soleil dans le ciel ; elle se lève quand il se couche. Ces remarques permettent de comprendre pourquoi la Lune est visible pendant au moins une partie de la journée (fi gure 1-20) presque tous les jours.

Les quatre semaines que met approximativement la Lune pour parcourir le cycle complet de ses phases ont poussé nos ancêtres à inventer la notion de mois. Les astro-nomes ont jugé utile de défi nir deux types de mois, selon que le mouvement de la Lune est repéré par rapport aux étoiles ou au Soleil. Aucun des deux ne correspond aux mois de notre calendrier usuel qui ont des longueurs diffé-rentes (et dans le cas du mois de Février variables).

Le mois sidéral est le temps que met la Lune pour par-courir 360° sur son orbite autour de la Terre (fi gure 1-22). Sa durée est déterminée par la position de la Lune sur son orbite autour de la Terre, mesurée par rapport aux étoiles,

Question focus 1-6La Lune est-elle croissante ou décroissante sur la fi gure 1-21 ?

Figure 1-22 Le mois sidéral et le mois synodique Le mois sidéral est le temps que met la Lune pour accomplir une révolu-tion par rapport aux étoiles, soit environ 27,3  jours. Comme la Terre se déplace constamment sur son orbite autour du Soleil, la Lune doit parcourir plus de 360° pour passer d’une nouvelle Lune à la suivante. Le mois synodique est le temps écoulé entre deux nouvelles Lunes ou entre deux pleines Lunes consécutives, soit environ 29,5 jours.

Soleil orbite dela Terre

vers les mêmes étoiles lointaines

nouvelleLune

moissynodique

moissidéral

27,3 jours

29,5 jours

nouvelle Lune

Figure 1-21 La Lune pendant la journée Chaque jour, la Lune est visible pendant la journée au moins quelques heures. Le moment du jour ou de la nuit pendant lequel elle est dans le ciel dépend de sa phase. (Richard Cummins/SuperStock)

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de la même façon qu’on défi nit le jour sidéral. De manière équivalente, il s’agit du temps écoulé entre le moment où la Lune occupe une position de la sphère céleste et celui où elle revient à cette position. La période orbitale sidé-rale de la Lune vaut environ 27,3  jours. Le mois syno-dique, ou mois lunaire, est la durée d’un cycle de phases lunaires (c’est-à-dire d’une nouvelle Lune à une autre ou d’une pleine Lune à une autre) ; elle est donc mesurée par rapport au Soleil et non par rapport aux étoiles. Il vaut 29,5 jours.

Le mois synodique est plus long que le mois sidéral car la Terre orbite autour du Soleil en même temps que la Lune passe par ses différentes phases. Comme on le voit sur la fi gure 1-22, la Lune doit parcourir plus de 360° le long de son orbite pour accomplir un cycle entier (par exemple d’une nouvelle Lune à la suivante), ce qui prend environ 2,2 jours de plus que le mois sidéral.

Le mois sidéral et le mois synodique varient quelque peu, car l’attraction gravitationnelle du Soleil sur la Terre modifi e sa vitesse orbitale au cours de l’année et son action sur la Lune affecte sa vitesse sur son orbite autour de la Terre. Les variations du mois sidéral peuvent atteindre 7 h et celle du mois synodique 12 h.

Les termes sidéral et synodique sont aussi utilisés lorsqu’on parle du mouvement des autres corps du Sys-tème solaire. La période synodique d’une planète désigne le temps entre deux alignements de cette planète avec la Terre et le Soleil (la planète décrit pendant ce temps un cycle de phases, vue depuis la Terre). Souvenez-vous que toute orbite mesurée par rapport aux étoiles est qualifi ée de « sidérale ». Que ce soit les orbites des planètes autour du Soleil ou les orbites des lunes autour des planètes elles-mêmes.

ÉCLIPSES8 Les éclipses font partie des phénomènes naturels les plus spectaculaires. Pendant une éclipse de Lune, la pleine Lune passe souvent d’un aspect très lumineux à un rouge

sombre. Une éclipse de Lune se produit lorsque la Lune passe dans l’ombre de la Terre. Ceci ne peut avoir lieu que quand la Terre, la Lune et le Soleil sont alignés, au moment d’une pleine Lune. Pendant une éclipse de Soleil, la lumière du jour se transforme en une pénombre sinistre et le Soleil semble avoir disparu du ciel. Une éclipse de Soleil se pro-duit quand l’ombre de la Lune passe sur la surface de la Terre. Vue depuis la Terre, la Lune passe juste devant le Soleil, lors d’une nouvelle Lune.

1-11 Les éclipses ne se produisent pas lors de chaque nouvelle Lune ou de chaque pleine LuneÀ première vue, il pourrait sembler qu’il devrait y avoir une éclipse à chaque nouvelle Lune et à chaque pleine Lune, mais en réalité les éclipses sont beaucoup plus rares car l’orbite de la Lune est inclinée de 5° par rapport au plan de l’écliptique (fi gure 1-23). Par conséquent, la pleine Lune et la nouvelle Lune ont généralement lieu lorsque la Lune se trouve au-dessus ou en-dessous du plan de l’orbite terrestre. Dans de telles conditions, un véritable alignement entre le Soleil, la Lune et la Terre est impossible. Ni la Terre ni la Lune ne pénètre en effet dans l’ombre de l’autre astre, ce qui interdit l’occurrence d’une éclipse. L’inclinaison entre ces plans explique également pourquoi, comme men-tionné auparavant, la nouvelle Lune prend souvent l’appa-rence d’un fi n croissant : nous ne voyons qu’un faible éclat en provenance du côté ensoleillé.

Comme son orbite est inclinée de 5° par rapport à l’écliptique, la Lune se trouve habituellement au-dessus ou en dessous du plan de notre orbite autour du Soleil. Elle traverse l’écliptique en des points qui appartiennent à la ligne des nœuds (ou ligne nodale, voir la fi gure 1-23). Une éclipse ne se produit que lorsque cette traversée coïncide avec la phase nouvelle ou pleine. En calculant le nombre de fois qu’une nouvelle Lune se produit sur la ligne des nœuds, on trouve qu’il peut y avoir au moins deux et pas plus de cinq éclipses solaires par an. Les éclipses de Lune

Figure 1-23 Conditions pour les éclipses La Lune doit se trouver très près de l’écliptique à la nouvelle Lune pour qu’une éclipse de Soleil puisse se produire. Une éclipse de Lune n’a lieu que lorsque la Lune est très proche de l’écliptique à la pleine

une éclipse peut se produire

une éclipse peut se produire

pleine Lune

pleine Lune

pleine Lune

pleine Lune

orbite de la Terre

nouvelle Lune

nouvelle Lune

nouvelle Lunenouvelle Lune

ligne nodalelignenodale

Soleil

pas d'éclipsepossible

pas d'éclipsepossible

Lune. Lorsque la pleine Lune ou la nouvelle Lune se produisent loin de l’écliptique, on ne voit pas d’éclipse car la Lune et la Terre ne passent pas dans l’ombre l’une de l’autre.

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sont aussi fréquentes que les éclipses de Soleil, le nombre total d’éclipses (solaires et lunaires) dans l’année étant de sept au maximum.

1-12 Trois types d’éclipses de Lune peuvent se produireL’ombre de la Terre a deux parties distinctes, comme on le voit sur la fi gure  1-24a. L’ombre proprement dite est la zone où toute la lumière directement issue du Soleil est arrêtée. Si vous vous trouvez dans l’ombre de la Terre, vous ne voyez pas du tout le Soleil qui est caché derrière la Terre. La pénombre est la zone où la Terre n’arrête qu’une partie des rayons du Soleil. Si vous vous trouvez dans la pénombre de la Terre, vous voyez un croissant de Soleil en regardant vers la Terre. La Lune a aussi une ombre et une pénombre.

Selon l’endroit où la Lune traverse l’ombre de la Terre, on peut distinguer trois types d’éclipses de Lune. Une éclipse pénombrale, qui se produit quand la Lune passe dans la pénombre de la Terre, est facile à rater. La Lune semble toujours pleine, elle est juste un peu moins brillante que d’habitude et parfois de couleur légèrement rougeâtre (chemin 1 dans la fi gure 1-24a).

Quand seule une partie de la surface lunaire passe à travers l’ombre, la Lune semble avoir été mordue et on voit une éclipse partielle (chemin 2 sur la fi gure  1-24a). Quand la Lune passe entièrement dans l’ombre, on voit une éclipse de Lune totale (chemin 3 sur la fi gure 1-24a). Les éclipses totales de durée maximale, pouvant atteindre 1 h 47, se produisent lorsque la Lune est au plus proche de la Terre et passe au centre de l’ombre. Le tableau 1-2 indique toutes les éclipses de Lune, totales ou partielles, de 2015 à 2018.

Même pendant une éclipse totale, la Lune ne disparaît pas complètement. Une petite quantité de lumière solaire

Soleil

Terre

ombre

pénombre

1

2

3

éclipsepénombrale

éclipsepartielle

éclipsetotale

Lune

ombre

pénombre

a

Lune

1

23

Figure 1-24 Trois types d’éclipses de Lune (a) Les gens situés du côté nocturne de la Terre voient une éclipse de Lune lorsque celle-ci traverse l’ombre de la Terre. On distingue l’ombre propre-ment dite (la partie la plus sombre) de la pénombre dans laquelle seule une partie du Soleil est masquée par la Terre. L’encadré montre les différents types d’éclipses qui peuvent se produire,

Temps

b

selon l’endroit où la Lune traverse l’ombre de la Terre. (b) Cette séquence de neuf photographies a été prise sur une période de 3  heures pendant l’éclipse totale de Lune du 20  janvier 2000. Pendant la phase totale, la Lune prend une couleur rougeâtre caractéristique. (© Fred Espenak, MrEclipse.com)

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INDEX

2dF 4132M1207 1163C 273 4283C 405 427

aberration chromatique 64aberration sphérique 63, 65, 70absorption 393accélération 43accrétion 103, 323, 367acide acétique 472acide aminé 248, 262activité solaire 273, 279Adams, John Couch 45, 226Adrastée 206AGB 349âge de l’Univers 426, 445âge sombre 456aires, loi des 39albédo 128, 155, 237alcool éthylique 472Allende 262Alpher, Ralph 446Altaïr 5altitude 5, 6Alvarez 263Amalthée 206, 207amas de Coma 415amas de galaxies 24, 412, 413, 414, 416,

420, 426amas de la Vierge 415amas globulaire 118, 338, 339, 340, 393,

401, 416amas irrégulier 415amas ouvert 99, 322, 326, 329amas régulier 414ammoniac 99, 104angle 7angle d’arc 7angström 52anneau 108, 206anneau d’Einstein 437anneau gossamer 207anneaux 222, 223, 224, 226, 227, 228anneaux de Saturne 211, 212, 213, 214, 215année-lumière 40, 296année terrestre 9année tropique 14anorthosite 146, 147antimatière 453apesanteur 45aphélie 38Apollo (missions) 145, 146, 147, 148, 154arc-en-ciel 50Arcturus 4Arecibo, radiotélescope 73Aristarque de Samos 31, 32ascension droite 5, 6, 7association OB 328, 329, 395, 411assombrissement centre-bord 269astérisme 3astéroïde 107, 108, 109, 114, 239, 244, 245astéroïde Apollon 244astéroïde de la ceinture 239astéroïde troyen 244astrobiologie 470

astrophotographie 239atmosphère 131atmosphère de la Terre 129, 143atmosphère terrestre 57, 68atome 88aurore boréale 140autopropagation de la formation stellaire

406avance du périhélie de Mercure 373axe de rotation de la Terre 6, 7, 10, 14azimut 5azote 129

Baade, Walter 362, 426Babcock, Horace 279bande 193, 196, 208, 209, 225bande d’instabilité 337barre galactique 395, 408barycentre 152basalte lunaire 146, 147Bassin Caloris 155, 157BATSE (expérience) 381Bell, Jocelyn 362Bessel, Friedrich Wilhelm 294, 352Bêta Pictoris 115Big Bang 98, 446binaire 307, 308, 311binaire à contact 342, 343binaire à éclipses 309, 311, 343binaire apparente 307binaire détachée 342binaire optique 307binaire proche 310binaire semi-détachée 342, 343binaire serrée 310, 343, 344binaire spectroscopique 311, 312binaire visuelle 308blazar 432bolide 257Boltzmann, Ludwig 82Bondi, Hermann 447BOOMERANG (sonde) 447boson de Higgs 29boule de feu primordiale 454Brahe, Tycho 36branche asymptotique 349branche horizontale 339, 349bras de la Règle 396bras de Persée 396bras d’Orion 396bras du Sagittaire 396bras Écu-Croix 396bras local 396bras principal 407bras spiral 394, 395, 396, 406, 407, 419brisure de symétrie 453buckminsterfullerène 473bulbe galactique 396, 399, 403, 409, 412Bunsen, Robert 84

caldera 174calendrier grégorien 14calendrier julien 13Callisto 199, 201, 205, 206calorimètre 77

canaux martiens 169, 172cannibalisme galactique 400, 418, 419Cannon, Annie Jump 302capteur CCD 67, 75, 234, 297carbone 98carbone quatorze 89Cassegrain, Laurent 58Cassini, Giovanni 194, 210Cassini (sonde) 196, 198, 201, 209, 212,

213, 218, 220Castalia 241catalogue de Cambridge 427catalogue IC 321catalogue NGC 321CCD 67, 75, 86ceinture d’astéroïdes 107, 114, 239, 241ceinture de Kuiper 105, 106, 237, 246, 247

objet de la 105ceinture de Van Allen 140, 215censure cosmique 377centaure 244Centaurus A 431centre de mass 152centre galactique 393, 397Céphéide 337, 338, 391, 392, 393, 424Cérès 107, 108, 237, 239césium 85CGRO (Compton Gamma Ray Observatory)

77, 381champ magnétique 223champ magnétique du soleil 276, 281champ magnétique terrestre 138, 139, 140chandelle standard 423, 463Chandra 77Chandrasekhar (Subrahmanyan) 353Chandrayaan-1 (sonde) 148Charon 235, 236, 237chevelure 249Chicxulub 263chondrite carbonée 472, 473chromosphère 269, 270, 271classifi cation de Hubble 402, 410Clementine (sonde) 148CMB 446COBE (satellite) 74, 396, 446cœur dense 100, 322collimateur 78coma 249comète 24, 105, 108, 109, 114, 246, 251,

252, 254queue 249

comète de Halley 45, 247, 254comète de Kreutz 255concentration de Shapley 448confi guration 33confi nement 452conjonction

inférieure 33supérieure 33

conservation de l’énergie 105conservation du moment cinétique 43, 105constante cosmologique 444, 464, 465constante de Hubble 423, 424, 445constante de Planck 54constellation du zodiaque 13contraction des longueurs 370convection 283

I - 1

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I - 2

coordonnéesalt-azimutales 6horizontales 6

Copernic, Nicolas 30, 32, 35Cordélia 222coronographe 272corps noir 80, 83, 300cosmologie 30, 444couche d’éjecta 142couche d’ozone 57, 131, 132couleur 50, 52, 300couleur d’une étoile 300courant convectif 137courbe de corps noir 80, 83courbe de lumière 353, 354courbe de luminosité 309, 310courbe de rotation 402, 420couronne solaire 271, 272cratère 107, 141, 142, 150, 152, 155, 156,

157, 167, 169pic central 142terrasses 142

création de paires 453croix d’Einstein 437, 438croûte terrestre 133Curie, Marie 88Curiosity (rover) 135, 169, 171, 177, 182Curtis, Heber 391, 434cycle proton-proton 285, 333cycle solaire 273, 275, 278, 279, 281Cygnus A 427, 428, 432

Dactyl 107, 242Daphnis 212Davis, Raymond 288Dawn (sonde) 239débat Shapley-Curtis 391, 392dec 6décalage Doppler 116, 401, 409, 422décalage spectral gravitationnel 372, 373décalage vers le bleu 54décalage vers le rouge 54décalage vers le rouge cosmologique 445déclinaison 5, 6découplage 454Deep Impact (sonde) 252déférent 32dégénéré 335degré 7Deimos 184Delporte, Eugène 5demi-grand axe 37Deneb 5densité 128densité nucléaire 356dérive des continents 134dernier croissant 17dernier quartier 16désintégration radioactive 135de Sitter, Willem 461deutérium 288diagramme de Hertzsprung-Russel 303,

304, 305, 306, 325, 330, 332, 339, 340diamètre angulaire 7Dicke, Robert 446différenciation planétaire 135dilatation temporelle 370dioxyde de carbone 99, 104, 119, 130, 132,

164, 318dioxygène 131Dirac, Paul 455disque d’accrétion 344, 377, 378, 379disque de la Galaxie 394, 396

disque protoplanétaire 102, 114distance focale 58division de Cassini 211, 212division de Keeler 212division d’Encke 212Doppler, Christian 54Drake, Frank 123, 471, 477dualité onde-cospuscule 54dust devil 176, 177dynamo 173dynamo terrestre 138Dysnomia 237

eau 99, 104, 105, 110, 119, 122, 130, 148, 237, 470, 474

eau liquide 205, 219éclipse annulaire 21éclipse de Lune 18éclipse de Lune totale 19éclipse de Soleil totale 20éclipse partielle 19éclipse partielle de Soleil 21éclipse pénombrale 19éclipse totale 20écliptique 6, 7, 10écorce 133Eddington, Arthur 283effet de marée 376, 379effet de serre 132, 133, 164effet Doppler 54, 116, 269, 394effet Einstein 373effet Zeeman 276Einstein, Albert 54, 83, 369, 371, 444Einstein (satellite) 431éjection de masse coronale 140, 281, 282électron 88élément 84élément radioactif 88ellipse 37, 38élongation 33Encélade 219Encke, Johann Franz 212énergie noire 461, 463, 464, 465enroulement des bras spiraux 405, 409épée d’Orion 319Épi 4épicycle 32Epiméthée 213EPOXI (sonde) 248équateur céleste 6, 10équation de Drake 477, 478équilibre hydrostatique 283, 285équinoxe 10

d’automne 6, 9, 11vernal 6, 11, 14, 16

ère de la recombinaison 455ère de Planck 450ère radiative 454ergorégion 375, 376ergosphère 376Éris 108, 237, 238Éros 245, 246éruption 325éruption solaire 281escarpement 148, 158espace-temps 371état fondamental 90éthanal 472étoile

circumpolaire 8du matin 33du soir 33pointeuse 3polaire 4, 6

étoile à neutrons 118, 362, 364, 365, 366étoile de la branche asymptotique 349étoile de la branche horizontale 339étoile de masse intermédiaire 349étoile de population I 340étoile de population II 340étoile de population III 456étoile fi lante 257étoile géante 304, 333, 334étoile hypervéloce 401étoile massive 349étoile T Tauri 325, 326étoile variable 337étoile Wolf-Rayet 382Europe 199, 201, 202, 203, 204EUVE (Extreme Ultraviolet Explorer) 77évaporation des trous noirs 383évolution stellaire 294, 384excentricité 37, 126exoplanète 114expansion cosmologique 93, 422, 425, 444,

445, 446, 463, 464expérience de Rutherford 88, 89Explorer 42 367extinction de masse 263extinction interstellaire 319

face cachée 17face sombre 17faille décrochante 134faux vide 451fenêtre spectrale 57fentes d’Young 50fer 159fi lament 279, 280Fisher, Richard 424fi ssion nucléaire 135fl ash de la couche d’hélium 350fl ash de l’hélium 335, 337, 348, 349Fleming, Williamina 302fl ot de Hubble 422, 424, 444fl uctuation quantique 456Fomalhaut 115, 116force électromagnétique 89force gravitationnelle 44forêt Lyman alpha 429formaldéhyde 318foyer Nasmyth 59foyer primaire 59Fraunhofer, Joseph von 84Friedmann, Alexandre 461fullérène 318FUSE (Far Ultraviolet Spectroscopic

Explorer) 77fusion de l’hélium en couche 349fusion de l’hydrogène 283, 285, 324, 348fusion de l’hydrogène en couches 333fusion galactique 418, 419fusion nucléaire 135fusion thermonucléaire 98, 110, 283, 284,

330

Gaia (satellite) 296galaxie 24, 392galaxie à anneau 416galaxie active 430, 436, 437galaxie à sursaut de formation stellaire 416,

417galaxie d’Andromède 392, 404, 412, 414,

416, 433galaxie de Seyfert 426, 430, 436galaxie du Sombrero 434galaxie elliptique 409, 410, 412, 415

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I - 3

galaxie elliptique naine 410, 415galaxie irrégulière 411, 412galaxie lenticulaire 409, 411, 415galaxie naine 416galaxie naine Antlia 414, 415galaxie naine du Grand Chien 400, 414galaxie naine du Sagittaire 400, 414galaxie particulière 430galaxie Sa 403galaxie Sb 403galaxie SB 409galaxie Sc 404galaxie spirale 403, 404, 412, 424galaxie spirale barrée 395, 408, 409, 412galaxie spirale fl oconneuse 404, 405, 406GALEX (Galactic Evolution Explorer) 77Galilée 41, 57, 274Galileo (sonde) 195, 198, 201, 202, 203,

204, 205, 206, 243Galle, Johann 46, 226Gamow, George 446Ganymède 199, 201, 204, 205Gaspra 107, 244gaz intergalactique 416, 420géante 304géante de glace 104, 128, 220géante gazeuse 104, 128, 195géante rouge 304Genesis (sonde) 250, 273géocentrisme 30, 32géocroiseur 244géodésique 372gerbe de rayons cosmiques 361glace 160Gliese 229B 325Gliese 581 120Gliese 876 116, 119glitch 366, 367globule de Bok 322, 323glycine 473Gold, Thomas 447GPS 372graben 148Grand Attracteur 448grand bombardement tardif 108, 150Grand Chien 4Grande Ourse 3, 5, 7Grande Tache Rouge 193, 194Grande Tache Sombre 226Grand Nuage de Magellan 359, 411Grands Observatoires 70Gran Telescopio Canarias 71granule 269, 270, 274gravitation 14, 44gravitation universelle, loi de la 44GRB 381grossissement 62groupe de taches solaires 273Groupe local 414, 415GUT 449

Hale-Bopp 247, 250, 255Hale, George Ellery 276, 278Halley, comète de 45Halley, Edmond 45halo 399, 400, 418halo de matière noire 402, 418, 419, 420Haumea 108, 237hauteur 6haut-plateau 145, 150, 169Hawking, Stephen 380, 383Hayabusa (sonde) 245HD 82943 120HD 149026 119

HD 209458 119héliocentrisme 31, 35, 42, 53héliosismologie 277, 278héliosphère 273hélium 85, 98, 99Helmholtz, Hermann von 198Herbig-Haro 325Herschel, Caroline 307Herschel, John 307Herschel, William 55, 226, 307, 392hertz 54Hertz, Heinrich 54, 55Hertzsprung, Ejnar 303Hertzsprung-Russell, diagramme 303HETE-2 (satellite) 383HETE (satellite) 382Higgs, Petter 29Hi’iaka 237Hinode (satellite) 270Hipparcos (sonde) 296, 339Hirayama, Kiyotsugu 243Homestake 288Hooke, Robert 28, 194horizon cosmologique 452horizon des événements 374Hoyle (Fred) 447Hubble, Edwin 391, 402, 403, 409, 410,

411, 422, 445Hulse (Russell) 374Humason, Milton 422Huygens, Christiaan 50, 169, 171, 215Huygens (sonde) 218Hyakutake 247Hydre 236hydrocarbure 216hydrocarbure aromatique polycyclique 473hydrogène 98, 99hydrogène interstellaire 394hydrogène métallique liquide 197, 215hydrogène moléculaire 318, 321hyperbole 45Hypérion 215, 216

IBEX (sonde) 273IC 321Ida 107, 242, 244IMB (détecteur) 360incandescence résiduelle 381infl ation 451, 462infrarouge 55, 57, 76, 114, 132, 393, 396instabilité de Jeans 103, 322, 406, 407, 437interaction électrofaible 449interaction faible 89, 288interaction forte 89interaction nucléaire faible 89, 449interaction nucléaire forte 89, 449interférométrie 73interféromètrie à très longue base 74inversion des pôles magnétiques 138Io 199, 201, 202ion 90ionosphère 132IRAS (Infrared Astronomical Satellite) 75,

397IRTF 75ISO 75isotope 89isotropie de l’Univers 448Itokawa 241, 245IUE (International Ultraviolet Explorer) 77

Jansky, Karl 72Janus 213Japet 216

Jeans, James 99jet 381, 435, 436jour sidéral 13jour solaire moyen 13Junon 239Juno (sonde) 198Jupiter 105, 193

anneau 206, 207lunes de 53magnétosphère 197, 198

Kamiokande II 360Kant, Emmanuel 391Karl G. Jansky Very Large Array 74KBO 105Keck 70, 71, 75, 218, 425Keeler, James 212kelvin 81Kelvin, Lord 198Kepler, Johannes 9, 28, 36, 37, 119, 120Kepler, lois de 29, 37, 39, 42Kerbéros 236Kirchhoff, Gustav 84Kirchhoff, lois de 87Kirkwood, Daniel 241Kuiper, Gerard 105

lacune de Kirkwood 241lame de Schmidt 65Laniakea 413LCROSS (Lunar Crater Observing and Sens-

ing Satellite) 148Leavitt, Henrietta 391Lemaître, Georges 446, 461lentille gravitationnelle 420, 421, 437, 438,

460Le Verrier, Urbain-Jean-Joseph 45, 226liaison covalente 471libration 152Lick, observatoire de 63ligne de glace 102, 103ligne de naissance 325ligne des nœuds 18LIGO 374limite de Chandrasekhar 353, 354, 356, 362limite de Roche 213, 228Lindblad, Bertil 401, 406LINEAR 246lithium 98, 120, 453lithosphère 137Little Green Men 1 362lobe de Roche 342, 353lobe radio 431loi de Hubble 423, 425, 426, 445loi de la gravitation universelle 44loi de Planck 83loi des aires 39loi de Stefan-Boltzmann 82, 269loi de Wien 82, 300, 455lois de Kepler 105, 127, 148, 193, 194, 212,

226, 307, 308, 399, 402, 420, 435lois de Kirchhoff 87lois de la dynamique newtonienne 42lois de Newton 42, 43, 226longueur d’onde 52Lowell, Percival 169luminosité 298Lunar Prospector (sonde) 147, 148, 150Lunar Reconnaissance Observer 148lune 108Lune 105, 107, 141

atmosphère 150champ magnétique 150

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I - 4

eau 148face cachée 17, 145, 150, 152face sombre 17face visible 143, 152vie 150

lune galiléenne 41lunette 57, 63lunette astronomique 41Lynden-Bell, Donald 433

M31 433M87 432, 434Mab 224MACHO 402Magellan (sonde) 165MAGIC 78magma 137magnétar 365, 366magnétosphère 138, 139magnitude 297magnitude absolue 298, 299, 423magnitude apparente 297, 298, 423Makemake 108, 237manteau 135manteau terrestre 137marée 120, 153, 213, 228, 254maria 108, 143, 144, 145, 146, 150Mariner (sondes) 154, 155, 159, 169, 250Mars 168, 169, 171, 172, 180, 181

atmosphère 175, 176champ magnétique 173cratère 169, 171, 172eau 169, 174, 175, 177, 178, 179, 181,

182vie 169, 182, 183volcan 171

Mars Global Surveyor (sonde) 172, 173, 180

Mars Reconnaissance Observer (sonde) 175, 181

Mars Reconnaissance Orbiter (sonde) 174, 175, 181, 182

mascon 148Mather, John 447Mathilde 245matière noire 402, 403, 412, 419, 420, 460Mauna Kea 68, 71, 75maximum solaire 274Maxwell, James Clerk 51mécanique quantique 90mécanisme de Jeans 322mécanisme de Kelvin-Helmholtz 198, 210Mercure 154, 155, 156, 157, 158, 161

atmosphère 161champ magnétique 159eau 160fer 159rotation synchrone 160

méridien de référence 7, 11mésosphère 132Messenger (sonde) 154, 155, 157, 158, 159métal 99Meteor Crater 257météore 256, 257météorite 141, 256, 258, 259, 260

ferreuse 260, 261mixte 261pierreuse 260, 261

météorite SNC 181, 259météoroïde 24, 108, 109, 256météorologie spatiale 282méthanal 472méthane 99, 104, 119méthode astrométrique 116

méthode de la vitesse radiale 116méthode de l’imagerie directe 116méthode des pulsars 117méthode photométrique du transit 115méthode scientifi que 28, 29, 30Métis 206microlentille gravitationnelle 117, 118, 119,

402, 403micromètre 55micron 55micro-ondes 55milieu interstellaire 318Miller (Stanley) 473Mimas 211minimum de Maunder 279minimum solaire 274Minkowski, Rudolph 426Minor Planet Center 240minute d’arc 7Miranda 224miroir primaire 58, 60modèle de la dynamo 278, 279modèle de Nice 100, 105, 109, 120, 198,

213, 240modèle du phare 365mois 17mois lunaire 18mois sidéral 17mois synodique 18molécule 318, 471, 472molécule organique 472moment cinétique 102moment cinétique, conservation du 43monoxyde de carbone 318, 321, 395Mont Palomar, observatoire du 68, 69, 426,

427Mont Wilson 422, 430mortes-eaux 153mouvement diurne 8mouvement propre 92mouvement rétrograde 30, 31, 32Mrkos 251muon 288

naine blanche 304, 306, 350, 351, 352, 353naine brune 116, 325naine rouge 304, 332, 333Namaka 237nanomètre 52Nasmyth, James 59National Radio Astronomy Observatory 73NEAR Shoemaker (Near Earth Asteroid

Rendezvous) 245nébuleuse 318nébuleuse d’Andromède 391nébuleuse d’Orion 100, 102, 114, 319nébuleuse du Cône 99, 100nébuleuse du Crabe 363nébuleuse en émission 319nébuleuse par réfl exion 318, 320nébuleuse planétaire 99, 350, 351nébuleuse planétaire bipolaire 351, 352nébuleuse solaire 100, 102, 114nébuleuse sombre 319, 320nébuleuse spirale 391Neptune 46, 104, 224, 226

anneaux 226, 227neutrino 285, 287, 288, 360, 447neutrino muonique 288neutrino solaire 287, 289neutrino tauique 288neutron 88New Horizons (sonde) 237New Technology Telescope 70

newton 43Newton, Isaac 28, 42, 50, 57, 66, 444Newton, lois de 42, 43NGC 321NGC 1277 459NICMOS 75Nix 236nouvelle Lune 16nova 353noyau actif de galaxie 379, 430noyau atomique 88noyau de comète 108noyau de la Galaxie 392noyau galactique 397, 398, 412noyau terrestre 135NTT 70nuage de Oort 246, 247nuage d’Oort 105, 106nuage moléculaire 318nuage moléculaire d’Orion 99nuage moléculaire géant 318nucléosynthèse 354, 367nucléosynthèse primordiale 453numéro atomique 89NuSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope

Array) 397

objet de Kuiper classique 247objet de Kuiper épars 247objet de la ceinture de Kuiper 105, 247objet de type BL Lacertæ 426, 430, 432,

433, 436, 437objet de type Herbig-Haro 325objet étendu 60objet transneptunien 107, 237observatoire de Lick 63observatoire de Paranal 71observatoire de Yerkes 63observatoire du Mont Palomar 68, 69observatoire Pierre Auger 362occultation 222océan 130Ockham, rasoir d’ 29oculaire 58, 62Odin 74Olympus Mons 171, 174onde de densité spirale 406, 407onde électromagnétique 52onde gravitationnelle 374onde radio 55, 57, 72onde sismique 137ondes radio 393Ophélie 222Ophiuchus 13Opportunity (rover) 177, 181optique active 70optique adaptative 70orage 208orbite prograde 206orbite résonante 105orbite rétrograde 206orbite synchrone 120Orion 4Ovale BA 194OVNI 470, 471oxyde de fer 128, 130oxygène 123, 129, 130Ozma (projet) 471ozone 131

Pallas 107, 239Pallène 213Pan 212Pandore 212

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I - 5

Pangée 134, 135, 137parabole 45parallaxe 36, 37, 422parallaxe spectroscopique 306, 424parallaxe stellaire 294, 295, 296, 299Paranal, observatoire du 71parsec 40, 295, 296Parsons,William 391particule virtuelle 383, 455Pathfi nder (rover) 182patineuse 102Peebles, James 446Pégase 51 116pellicule photographique 66pénombre 19, 21Penzias, Arno 446périhélie 38période

sidérale 35synodique 35

perte de masse 334, 349, 350Petit Chien 4petit corps du Système solaire 109, 234,

238Petit Nuage de Magellan 411phase

gibbeuse croissante 16gibbeuse décroissante 16lunaire 16

phases de Vénus 41Phobos 184Phœbé 213, 215, 216Phoenix Mars Lander (sonde) 175photodissociation 356photo-ionisation 90, 92photomultiplicateur 289photon 50, 54, 57, 83photosphère 268, 269, 277, 302Piazzi, Giuseppe 237Pickering, William 302Pioneer (sondes) 198, 478plage chromosphérique 280Planck, loi de 83Planck (sonde) 424, 447planète 30, 108, 234

inférieure 33supérieure 33

planète errante 120planète extrasolaire 114planète jovienne 128planète mineure 238planète naine 108, 234planétésimal 103, 107, 150, 206planète tellurique 105planète terrestre 105plan focal 63plaque tectonique 134, 136, 137plasma 277pluie de météores 258pluie d’hélium 210plutino 105, 107, 247plutoïde 105, 107Pluton 105, 108, 234, 236, 237poids 41, 43point de Lagrange 244point d’embranchement 339point de turnoff 339Polaris 4, 8, 14pôle nord céleste 6pôle nord magnétique 138pôle sud céleste 6pôle sud magnétique 138pollution 2pollution lumineuse 68polymère 218

positon 285, 288, 399, 453poussière 99poussière stellaire 318pouvoir collecteur 60précession des équinoxes 14, 16premier croissant 16premier quartier 16pré-séquence principale 324, 325pression 131pression atmosphérique 131pression de dégénérescence 335, 356pression de dégénérescence des neutrons

362principe d’action-réaction 43principe d’exclusion de Pauli 335principe d’inertie 42principe fondamental de la dynamique 43prisme 50, 51, 84, 85problème de l’horizon 451problème de l’isotropie 451processus triple alpha 336Prométhée 212proplyd 102proto-étoile 323proton 88proto-Soleil 100, 110protubérance 280Proxima du Centaure 294, 296, 299PSR B1257+12 118pulsar 118, 362, 365pulsar binaire 367pulsar double 367pulsar du Crabe 363, 365pulsar milliseconde 367

Quaoar 247quark 449, 452quasar 426, 427, 428, 429, 430, 432, 436,

437, 438, 457queue de comète 108quintessence 465quintette de Stephan 412

radiogalaxie 426, 430radio-source double 431, 436, 437radiotélescope 72, 73, 394radiotélescope d’Arecibo 73, 477raie d’absorption 84, 85, 119raie d’émission 84, 88raies de Balmer 301, 302rasoir d’Ockham 29, 437, 470rayon cosmique

primaire 360secondaire 361

rayon de Schwarzschild 374rayon gamma 55, 393, 399rayon lumineux 57rayonnement Cherenkov 78rayonnement de corps noir 80, 83rayonnement de fond cosmologique 446rayonnement de fond en neutrinos 448rayonnement de Hawking 383rayonnement électromagnétique 50rayonnement radio à 21 cm 394, 401rayonnement synchrotron 398, 431rayonnement Tcherenkov 288, 289rayons cosmiques galactiques 273rayons X 393, 398, 399, 420

télescope à 77rayon X 55, 57rayures de tigre 219Reber, Grote 426rebond du cœur 356

récession des galaxies 422, 423, 424réchauffement climatique 132réfl exion 57réfraction 50, 62régolithe 145, 146, 148, 165, 175, 182, 183Regulus 4relation de Tully-Fisher 424relation distance-magnitude 337, 354, 423,

424relation période-luminosité 337, 338, 391,

392, 393, 422, 424relativité générale 367, 371, 372, 444relativité restreinte 369, 370réplétion 148réseau diffractant 85, 86résolution 60, 73, 165résolution angulaire 60résonance 105, 212résonance orbitale 247reste de supernova 322, 358résultante 42Rhéa 213, 218rift 137rill 143, 144Roentgen, William 55Rømer, Ole 53Rosetta (sonde) 252rotation différentielle 401rotation rétrograde 168rotation synchrone 152, 153, 160, 218rougissement interstellaire 320, 321rubidium 85Russell, Henry Norris 5, 303Rutherford, Ernest 88

Sagittarius A 398, 426Sagittarius A* 397, 398, 399saison 11Sandage, Allan 427satellite 128satellite berger 212, 213, 222satellite galiléen 41, 200satellite naturel 108Saturne 103, 105, 207, 208, 209, 210, 213

anneaux 211, 212, 213, 214, 215atmosphère 210champ magnétique 215vent 209

saveur de neutrino 288Schmidt, Maarten 428Schwarzschild, Karl 374scintillateur 77scintillement 68SDO (Solar Dynamic Observatory) 77seconde d’arc 7Sedna 247, 248seeing 68SELENE 144sélénologie 146séquence OBAFGKM 303séquence principale 304séquence principale d’âge zéro 330série de Balmer 91série de Lyman 91série de Paschen 91Serpentaire 13SETI@home 477SETI (Search for Extraterrestrial Intelli-

gence) 123, 471, 476, 477Seyfert, Carl 430Shapley, Harlow 391, 393Shoemaker-Levy 198, 199, 246, 254signe astral 13singularité 374

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I - 6

Sirius 4, 352Sirius B 352Slipher, Vesto 422Sloan Digital Survey 413, 438smiley martien 172Smoot (George) 447SOFIA (Stratospheric Observatory for Infra-

red Astronomy) 76, 399soft gamma-repeater 365SOHO (sonde) 77, 255solstice d’hiver 11source head-tail 431, 432sources radio transitoires en rotation 366SPAZ 330, 332spectre 50spectre de corps noir 300spectrographe 85spectroscope 84spectroscopie 84, 128, 301, 311, 422sphère céleste 5Spica 4spicule 270, 271, 325spin 394Spirit (rover) 176, 177Spitzer 75Stardust (sonde) 248Stefan-Boltzmann, loi de 82Stefan, Josef 82STEREO (Solar Terrestrial Relations Obser-

vatory) 77stratosphère 131, 132Styx 236subduction 135sublimation 161sucre 318Sudbury Neutrino Observatory 288, 289superamas de galaxies 412, 413, 422supergéante 304, 306, 350, 355supergranule 270, 271Superkamiokande 288supernova 36, 99supernova de type Ia 353, 354, 392, 423,

424, 463supernova de type II 356, 358supernova SN 1987A 359, 360super-Terre 119sursauteur gamma mou 365sursauteur X 369sursaut gamma 381, 382SWIFT 77Swift (satellite) 383système binaire 307, 308, 311Système solaire 98

petit corps du 109

Tache Rouge Junior 194, 195tache solaire 273, 274, 276, 277taille angulaire 7taille des planètes 126tau 288Taylor, Joseph 374tectonique des plaques 134, 138télémétrie laser Terre-Lune 154télescope 57télescope à incidence rasante 78, 79télescope à rayons gamma 77télescope de Cassegrain 58télescope de Schmidt-Cassegrain 66télescope newtonien 58

télescope spatial 68, 70télescope spatial Chandra 353, 398, 399,

410, 416, 420, 427, 431, 436télescope spatial Hubble 70, 75, 353, 425,

434télescope spatial James Webb 76, 123télescope spatial Kepler 115télescope spatial Spitzer 75, 213, 390, 395,

437Tempel 1 252, 253temps de Planck 450terminateur 17terre du Soleil de minuit 12Thébé 207théorie 29théorie collision-éjection 150théorie de grande unifi cation 449théorie de l’impact géant 150théorie de l’Univers stationnaire 447théorie des supercordes 374, 466théorie du tout 449, 466théorie M 467thermosphère 132thorium 150Thuban 14Titan 213, 215, 217, 218Tombaugh, Clyde 234tore d’Io 202Toungouska 257tourbillon de poussière 176, 177Toutatis 241, 242transit 115, 119transport radiatif 283Trapèze 319, 328tremblement de lune 147tremblement de terre 134triangle d’hiver 4Triton 227, 228, 236troposphère 131, 132trou coronal 280trou d’eau 476trou de ver 377trou noir 24, 369, 374, 375, 377trou noir de Kerr 375, 376, 399trou noir de masse intermédiaire 378, 379,

380trou noir de Schwarzschild 375trou noir primordial 378, 380trou noir supermassif 378, 379, 399, 408,

412, 418, 433, 434, 435, 436, 437, 457Trumpler, R. J. 392Tully, Brent 424tunnel de lave 144Tycho Brahe 359

Uhuru (satellite) 367ultraviolet 55, 57, 77, 114, 132Union astronomique internationale 5unité astronomique 39, 40univers fermé 462Univers-île 391univers ouvert 462uranium 150Uranus 45, 104, 220

anneaux 222, 223, 224champ magnétique 220

Urey (Harold) 473

Valhalla 205Van Allen, James 140variable Céphéide 337variable RR Lyræ 337Véga 5Vela 381Venera (sonde) 163, 165vent solaire 139, 250, 273, 281vent stellaire 99, 328, 355Vénus 162, 163, 165, 166

atmosphère 163, 165champ magnétique 167cratère 167eau 164éclairs 163effet de serre 164

Venus Express (sonde) 163, 165, 168VERITAS 78Vesta 107, 239, 240vie 122, 123, 150vie extraterrestre 470Viking (sonde) 171, 172, 182, 470visage sur Mars 172, 173vitesse 43vitesse de la lumière 53, 62, 370, 437vitesse radiale 92, 116vitesse transverse 92vives-eaux 153VLA 74VLA (Very Large Array) 398, 427VLBA 74VLBI 74VLT 71Voie lactée 392volcan bouclier 174Voyager (sonde) 478Voyager (sondes) 198, 201, 202, 212, 215,

220, 223, 226, 228, 273vrai vide 451

WASP-12 120Wegener, Alfred 134Wien, loi de 82Wien, Wilhelm 82Wild 2 248, 249Wilkinson, David 446Wilson, Robert 446WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy

Probe) (satellite) 74, 424

XMM-Newton 77

Yerkes, observatoire de 63Yohkoh (satellite) 272Young, Thomas 50

Zeeman, Pieter 277zénith 6Zêta Leporis 114zodiaque 13zone 193, 196, 208, 209zone habitable 122, 474, 475zone radiative 283Zwicky (Fritz) 362

Z2_Index.indd 6 29/06/16 14:05

NORD DE L’HORIZON

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LE BÉLIER

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Heure de la carte (heure d’été) :23 h : premier septembre22 h : mi-septembre21 h : dernier jour de septembre

LE CIEL NOCTURNE EN SEPTEMBRE

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CASSIOPÉE

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URSE

CÉPHÉE

LE DRAGON

ANTARES

SERPENS CAUDA

LE SAGITTAIRE

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LYRE

LA COURONNE

BORÉALE

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LE DAUPHIN

LE CAPRICORNE

LE VERSEAU

FOMALHAUT

LES POISSONS

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LA FLÈCHE

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L’AIGLE

LE CYGNE“LA CROIXDU NORD”

DENEB

PÉGASE

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NORD DE L’HORIZON

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L’H

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IZO

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SUD DE L’HORIZON

PÉGA

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Heure de la carte (heure d’été) :23 h : premier juillet22 h : mi-juillet21 h : dernier jour de juillet

LE CIEL NOCTURNE EN JUILLET

CASSIOPÉE

LA PETITE OURSE

CÉPHÉE

LE DRAGON

ANTARES

LA BALANCE

SERPENS CAUDA

LE SAGITTAIRE

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LA FLÈCHE

L’AIGLELE CAPRICORNE

LE VERSEAU

VEGA

LE CYGNE

“LA CROIX

DU NORD”

DENEB

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ÉTOILE POLAIRE

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LE SCORPION

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Achevé d’imprimer

9782807302945_COMINS_pages_grises_01-06.indd 8 18/07/16 11:12

C o m i n s

Com

ins À la découverte

de l’univers

À la

déc

ouve

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de

l’uni

vers

Introduction à l’astronomie et à l’astrophysique

Du Système solaire aux frontières de l’Univers observable...Après avoir exposé les notions d’optique et de physique gravitationnelle nécessaires pour aborder l’astrophysique, ce livre propose une visite guidée du cosmos, depuis le Système solaire jusqu’aux plus grandes structures connues dans l’Univers. Le lecteur est d’abord invité au récit de la formation des corps qui accompagnent le Soleil (les planètes, les astéroïdes, etc.), cette nouvelle édition incluant un chapitre dédié aux exoplanètes, ces mondes situés autour d’autres étoiles. La naissance, la vie et la mort de ces dernières, ainsi que du Soleil, sont ensuite décrites, avant que le voyage ne se poursuive avec les galaxies et l’Univers dans son ensemble. L’ouvrage se con-clut par un chapitre consacré à l’astrobiologie, la science qui s’intéresse à l’existence de la vie ailleurs que sur Terre.

Observer l’UniversLes technologies d’observation contemporaine du ciel permettent de voir toujours plus loin et avec

toujours plus de précision. À la découverte de l’Univers est richement illustré d’images prises par les satel-lites et les télescopes les plus puissants, de nombreux dessins et schémas illustrant de façon claire les phénomènes décrits.

Traduction de la 6e édition américaine Richard Taillet, ancien élève de l’ENS de Lyon en Physique, Docteur en Physique théorique, dans le domaine de l’astrophysique, est agrégé de Sciences Physiques, Professeur à l’Université Savoie Mont Blanc et chercheur en astrophysique au LAPTH (Laboratoire d’Annecy-le-Vieux de Physique Théorique).

Loïc Villain, Docteur en Physique théorique de l’Université Paris VII, dans le domaine des objets astrophysiques compacts, est Maître de Conférences à l’Université François Rabelais de Tours, chercheur au LMPT (Laboratoire de Mathématiques et Physique Théorique).

À la découverte de l’Univers conduit le lecteur jusqu’aux confi ns du Système solaire et au-delà, à la lumière des découvertes les plus récentes en astronomie et en astrophysique.

C o m i n s

a Richement illustré par des photos satellitairesa Révision de la classifi cation des planètesa De nombreuses mises à jour scientifi quesa Questions de réfl exion personnellea Encadrés d’exposé sur des découvertes

9 782807 302945

ISBN : 978-2-8073-0294-5

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Chez le même éditeur

Traduit de l’américain par Richard Taillet et Loïc Villain

2e édition

9782807302945_COMINS.indd 1 27/06/2016 13:24