Cours de Géologie

Introduction a l'astronomie

L'Astronomie est une science

Les sciences proposent une démarche particulière pour énoncer des lois. Cette démarche consiste à définir un protocole d'expérience (les règles du jeu), à réaliser des expériences suivant ce protocole, puis à en analyser les résultats (les réponses de la Nature).

Donnons un exemple : attachons une bille de plomb à un fil, et attachons le fil à un crochet. On peut faire balancer la bille au bout de son fil (en l'écartant peu de la verticale). Elle met un certain temps pour faire un aller-retour. Si nous allongeons le fil, ce temps s'allonge. Nous définissons un protocole d'expérience en décidant : - de faire plusieurs mesures, avec des longueurs de fil de 0,50 mètre, 1 mètre, 1,5 mètre... - Et pour chaque longueur, on notera le temps mis par la bille pour faire un aller-retour. Pour que le résultat soit plus précis, on détermine le temps mis pour faire 10 balancements, et on le divise par 10. On réalise ces expériences, et on note les temps mesurés dans un tableau.

Après cette analyse, on tente de formuler des lois. Dans l'exemple donné, on remarquera qu'on obtient toujours le même nombre (à peu près 4,025) si on divise le carré du temps par la longueur du fil. On va considérer cette relation comme une loi potentielle, qu'il convient de valider. On refait des expériences, en variant la longueur du fil, et chacune doit vérifier la loi.

L'essentiel est que ces expériences doivent être reproductibles, par d'autres personnes, en d'autres lieux. Si les lois obtenues sont contredites par une seule autre expérience, elles sont abandonnées. Cette méthode permet d'avancer vers une connaissance de plus en plus fine et de plus en plus correcte de la nature. Dans notre exemple, il convient de refaire les mesures avec des fils de toutes longueurs, et en tout lieu : on confirmera la relation, si on s'en tient à des mesures simples, disons au dixième de seconde près. Si on augmente la précision des mesures, on s'apercevra que la loi reste vraie dans son principe, mais que la valeur obtenue peut varier d'un lieu à l'autre : ce n'est pas partout exactement 4,025. Il conviendrait donc de raffiner la loi, de la préciser pour qu'elle tienne compte d'un facteur secondaire qu'on avait ignoré jusque là, et incorporé dans cette faussse constante. Les scientifiques ont le courage d'énoncer et de publier des lois précises, vérifiables (ou réfutables...) par tout le monde. D'ailleurs, pour être un grand scientifique, il est bon de réfuter une théorie antérieure, et de proposer la sienne, qui va plus loin dans son adéquation avec la Nature.

Nous verrons plus loin l'explication du mouvement des planètes, mais historiquement, les choses se sont passées ainsi :

  • d'abord, constatation que les planètes tournent autour du soleil, sans savoir pourquoi (Copernic) ;
  • puis, établissement des lois de Kepler, formules mathématiques permettant de faire des calculs, pour représenter les mouvements, sans savoir pourquoi ;
  • ensuite, une première explication formulée par Newton, avec la notion de force, mystérieuse action à distance instantanée ;
  • enfin, la théorie géométrique d'Einstein, qui raffine la théorie de Newton, tient compte d'effets secondaires, la précise et lui donne une base plus claire.

L'Histoire en est là, peut-être n'est-elle pas finie...

Notre propos sera donc d'expliquer tout cela, avec les méthodes scientifiques disponibles aujourd'hui. Nous proposerons quelques expériences simples pour aider la compréhension.

Pour en finir avec la méthode scientifique, rappelons qu'il ne faut pas confondre Astronomie et astrologie. L'astrologie n'est pas une science, même si elle s'affuble parfois de ses oripeaux. Elle ne fait aucune expérience, elle ne se base que sur une connaissance encyclopédique, empirique, venue de la nuit des temps, sans en maîtriser l'origine. Rien n'est reproductible. Mars est associée au sang, à la guerre, à cause de sa couleur rouge... due à des oxydes de fer ! L'analogie de couleur a donné toute une interprétation, qui n'a plus aucun sens depuis qu'une sonde a analysé le sol de la planète. L'astrologie est basée essentiellement sur l'ignorance.

Les énoncés des astrologues sont toujours vagues. Ils font intervenir des paramètres divers, selon les circonstances. Leurs prédictions sont assez floues pour masquer leurs erreurs. Une expérience a été faite dans une université américaine : une lettre personnalisée a été adressée à une centaine d'étudiants, en leur demandant si le portrait qu'elle dressait leur était ressemblant. 90 % d'entre eux ont répondu oui... alors que le portrait était le même pour tous !

Plus grave, l'astrologie ignore les réalités astronomiques sur lesquelles elle prétend se baser, et nous verrons plus loin que même les signes du zodiaque ne correspondent plus maintenant à leur constellation ! Le succès de l'astrologie est dû au flou qui entoure toujours ses prédictions, permettant d'interpréter a posteriori de la manière la plus favorable. C'est le contraire de la Science, dont les règles rigoureuses sont sans ambiguité : elles expliquent correctement les phénomènes de la Nature, ou pas.

La notion de science que nous avons maintenant s'est forgée lentement au cours des siècles. Tout ce qui touche au ciel (auquel on n'a pas accès) a toujours eu une connotation magique, religieuse. Kepler, l'un des premiers qui ait appliqué des méthodes scientifiques, qui nous a donné les lois régissant le mouvement des planètes, n'a pas échappé à cette tendance, et il a gagné sa vie en... rédigeant des horoscopes ! Mais à côté de cette activité lucrative, il a fait une immense œuvre scientifique : avant lui, la seule explication possible du ciel était religieuse, tirée de la Bible qu'il fallait lire littéralement (création du ciel et de la Terre, de la Lune et des étoiles, puis de l'Homme, en 7 jours ; âge de la Terre déduit des générations de personnages bibliques...).

Claude Ptolémée, dans l'Antiquité, a défini un système du monde, constitué de cercles (seule courbe parfaite) parcourus par les planètes d'un mouvement uniforme (mouvement parfait). Comme les vrais mouvements ne sont pas uniformes, il a dû compliquer son système en plaçant le centre d'un cercle sur un autre cercle... Pour lui, Soleil, Lune, planètes, étoiles, tournaient autour de la Terre ! En accord avec les apparences immédiates... Cette analyse ne permettait pas de prédire correctement les positions des planètes. Le système géocentrique (la Terre au centre) de Ptolémée, qui n'explique rien, mais se contente de décrire les apparences, était acceptable pour les religieux, et a été le seul enseigné pendant tout le Moyen Age. Dommage, car Aristarque de Samos avait déjà compris que la Terre tourne autour du Soleil en 280 avant JC...

Kepler a montré qu'une étude raisonnée pouvait être plus fructueuse, puisqu'elle lui a permis de découvrir les lois du mouvement. Mais il a dû faire preuve pour cela d'une grande indépendance d'esprit. On sait ce qu'il pouvait en coûter, en pensant au procès de Galilée, et à la fin tragique de Giordano Bruno.

Maintenant, admettons que la Science n'est pas la Vérité !

La Science est la recherche de la vérité. Ce n'est pas du tout la même chose... Ce que nous croyons aujourd'hui en matière scientifique n'attend qu'une réfutation future... Mais la réfutation d'une loi porte en germe l'ouverture vers d'autres lois, voire vers d'autres branches de la science. C'est ce qui est arrivé au début du XXéme siècle. A la fin du siècle précédent, la Physique était achevée ! Tout était connu et compris..., sauf trois petits détails insignifiants :

  • l'avance du périhélie de Mercure,
  • le rayonnement du corps noir,
  • et l'effet photoélectrique.

Un astrologue aurait invoqué des influences mauvaises, les scientifiques en ont tiré la Mécanique Quantique, la Relativité Restreinte et la Relativité Générale. Une vision complètement nouvelle du Monde, un bouleversement si riche qu'il permet en particulier d'envisager une compréhension globale de l'Univers ! Des applications qui permettent de fabriquer des lasers (optique quantique), des téléviseurs (relativité restreinte dans les écrans vidéo), des GPS (relativité générale)... Sans ces trois petits détails et leurs conséquences, notre vie quotidienne ne serait pas ce qu'elle est. Mais pour en arriver là, il a fallu se remettre totalement en question. Ce qui est le propre des scientifiques, ou plus précisément de la méthode, du système scientifique.

Les scientifiques ne sont pas parfaits, ils commettent sans cesse des erreurs, mais la méthode scientifique porte en elle les moyens de corriger ses erreurs.

Laissons donc les aspects religieux ou ésotériques pour essayer de comprendre la réalité de l'Univers qui nous entoure. Tout le monde a entendu parler de planètes, de satellites, de nébuleuses, de galaxies, de quasars, de trous noirs... Ces mots sont apportés par certains journalistes qui font œuvre louable en parlant de science de temps en temps, mais attention aux erreurs parfois (souvent ? ! ) commises. Le but de ces notes sera d'expliquer progressivement toutes ces notions mais... commençons par ce qui nous entoure !

Regarder le ciel

L'instrument d'observation : l'œil

L'œil est le premier instrument d'observation, et le seul pour la plupart des gens ! Et le seul pendant des millénaires... Il faut apprendre à s'en servir.

Tout d'abord, savoir qu'il n'est pas parfait, même quand on est tout jeune...

Pensez à une voiture qui vient vers vous la nuit, dans une vaste plaine (pas forcément morne...) : de très loin, vous voyez la tache de ses phares... LA tache ? Elle a pourtant DEUX phares ! Mais maintenant qu'elle s'approche en effet, vous en voyez deux. Vous ne vous êtes jamais posé de question à ce sujet ? C'est tellement naturel, qu'on n'y prête aucune attention, et pourtant, il y a une explication.

Constitution de l'œil

L'œil comprend une lentille convergente, le cristallin, et une surface sensible, la rétine, sur laquelle se forment les images (il a la même structure qu'un appareil photo, à moins que ce soit l'inverse).

La rétine est constituée de minuscules cellules juxtaposées, sensibles à la lumière. Chacune indique au cerveau si elle reçoit de la lumière. Le schéma montre que les images de deux étoiles, une bleue et une rouge, vont se former sur la rétine.

Schéma de la rétine, montrant les cellules sensibles juxtaposées.
Deux images se forment sur la même cellule ; on ne voit qu'un seul point.
Les deux images sont plus éloignées, et excitent deux cellules différentes. Elles sont bien visibles séparément.

L'œil peut donc distinguer séparément deux objets à condition que leurs images se forment sur deux cellules différentes. Sinon, la seule cellule touchée indiquera au cerveau qu'il voit un seul objet. La taille des cellules de la rétine fait que l'œil peut distinguer deux objets à condition qu'ils soient séparés par un angle d'au moins 1' (lire : une minute). Lorsque la voiture est trop loin (disons au moins 5 km), l'angle sous lequel on voit ses phares est plus petit que 1', et donc les images des deux phares tombent sur la même cellule de la rétine ; nous ne voyons qu'une seule tache lumineuse.

Reprenons la voiture au loin, mais observons-la maintenant avec des jumelles. Nous allons bien distinguer les deux phares. On dit qu'un instrument d'optique a un pouvoir séparateur. Cette locution imagée (naturellement ! ) indique qu'il est capable de vous montrer deux objets, et non un seul, là où il y en a effectivement deux. Les jumelles ont un pouvoir séparateur meilleur que l'œil. Un grand télescope a un pouvoir séparateur encore meilleur que des jumelles. En d'autres termes, cela signifie qu'il nous permettra de voir de plus petits détails. Dans le ciel, il y a de nombreuses étoiles doubles, et il faut parfois de puissants instruments pour les distinguer.

Ceci étant, le pouvoir séparateur de l'œil est d'une minute d'arc (notée 1')... La belle affaire !

  • le cercle est divisé en 360°, (lire : 360 degrés d'arc, ou simplement 360 degrés) ; chaque degré est divisé en 60' (lire : 60 minutes d'arc, ou simplement 60 minutes) et chaque minute est encore divisée en 60" (lire : 60 secondes d'arc, ou simplement 60 secondes). Il y a donc 360 × 60 = 21.600' dans le cercle, ou bien 360 × 60 × 60 = 1.296.000". Mais ceci n'est pas très parlant ;
    Pour comprendre, voici un cercle avec trois rayons. L'angle entre les rayons rouge et vert vaut 60°, et celui entre les rayons vert et bleu vaut 10°. Cette dernière valeur représente donc, à nos yeux, un petit angle.
  • la pleine lune a un diamètre apparent de 30' ; donc à l'œil nu, on peut y voir des détails trente fois plus petits qu'elle-même ;
  • 1' correspond à l'angle sous lequel on voit une pièce de 1 euro (23 mm) à 79 mètres....
  • l'angle formé par les deux lignes ci-dessous fait à peu près 20' :

Expérience : Réalisez le schéma ci-dessous sur du papier fort, et percez les deux trous représentés sur le dessin. Ils doivent être séparés de 3 mm (entre les centres des trous).

Placez une ampoule derrière, et observez à 10 mètres... Vous aurez la même sensation qu'en regardant deux étoiles séparées d'une minute d'arc.

Si vous ne distinguez qu'un seul trou, c'est que vous êtes au-dessous du pouvoir séparateur de votre œil. En vous rapprochant (partie droite du schéma ci-dessus), vous augmenterez l'angle entre les trous et vous arriverez à les distinguer.

Voici l'angle sous lequel on voit les deux trous, selon la distance à laquelle on se trouve :

distance
20 m
15 m
10 m
7 m
5 m
3 m
2 m
1 m
angle
30"
40"
1'
1' 30"
2'
3' 30"
5' 10"
10' 20"

Le pouvoir séparateur de l'œil normal est d'une minute d'arc, mais de multiples défauts peuvent l'altérer.

Le but d'un instrument astronomique est d'augmenter l'angle sous lequel on voit un objet, pour le faire passer au-dessus du pouvoir séparateur de l'œil. Ce qui nous donne l'impression de nous en rapprocher !

Vision nocturne

La rétine est constituée de deux sortes de cellules sensibles différentes, les cônes et les bâtonnets. Les premières détectent la couleur, mais sont relativement peu sensibles, elles servent en vision diurne. Les autres ne voient pas la couleur, mais sont très sensibles à la moindre lumière. Elles sont disposées différemment dans la rétine :

  • La plus grande partie de la rétine ne contient que des bâtonnets ;
  • Le fond, où se forme l'image d'un objet qu'on regarde en face, contient essentiellement des cônes. On le nomme macula (tache) ;
  • Le centre de la macula (fovéa) ne contient que des cônes, aveugles la nuit, mais donne la finesse maximum en pleine lumière.

Ainsi, dans des conditions de faible éclairement, ce seront les bâtonnets qui nous permettront de voir, mais en noir et blanc... Ce n'est pas pour rien que la nuit, tous les chats sont gris !

Ces rapides explications vous permettront de comprendre un phénomène bien connu des astronomes : lorsque vous regardez un objet vraiment faible, il ne faut pas chercher à le regarder bien en face, en centrant son image sur la fovea, au centre de la rétine. Il vaut mieux regarder un peu à côté, comme pour l'ignorer... Ce seront alors les bâtonnets sensibles qui agiront, et vous aurez la surprise de bien le distinguer... sans couleurs évidement.

La rétine contient 130 millions de bâtonnets, mais seulement (!) 6.500.000 cônes ! Résumons :

bâtonnets :
faible performance
grande sensibilité
partout
noir et blanc
vision nocturne
vision scotopique
cônes :
hautes performances
faible sensibilité
au centre de la rétine
couleur
vision diurne
vision photopique

Scotopique est synonyme de nocturne, et photopique est synonyme de diurne. Ce sont les termes savants... pour mémoire.

Lieu d'observation

La Déclaration Universelle des Droits des Astronomes n'est pas encore signée !

Certains prétendent qu'il y a une difficulté majeure pour la signature. Laquelle ? Nous allons faire une petite expérience :

Placez-vous au centre d'une pièce. Penchez la tête en arrière pour voir le plafond juste au-dessus de vous. Maintenant, tournez sur vous-même : vous voyez toujours la même chose (le plafond et le haut des murs), seule l'orientation change.

Mettez maintenant la tête à l'horizontale : vous voyez une partie du plafond, le mur qui vous fait face, et une partie du plancher. Tournez ; vous voyez à mesure les autres parties du plafond, les autres murs, et les autres parties du plancher !

Donc, si votre regard se porte perpendiculairement à l'axe de rotation (deuxième cas), vous découvrirez en tournant la totalité de ce qui vous entoure. Les astronomes se trouvant à différents endroits de la Terre sont confrontés à ce phénomène :

Au pôle (Nord), le regard dirigé vers le ciel est dans l'axe de rotation, on voit la moitié (Nord) de la sphère céleste, qui tourne par rapport au sol. L'autre moitié (Sud) est inaccessible au-dessous de l'horizon ! Ca tombe bien, il y fait trop froid...

A l'équateur, le regard tourné vers le ciel est perpendiculaire à l'axe de rotation. Bien sûr, chaque nuit on ne voit qu'une moitié du ciel, mais le déplacement de la Terre autour du Soleil nous présente successivement, au cours de l'année, toutes les parties de la sphère céleste.

Du temps où les moyens de transport étaient lents et hasardeux, on construisait les observatoires là où on était, et s'accomodait des conditions locales. Avec les progrès techniques, il est devenu intéressant de les construire près de l'équateur.

A l'équateur même, les étoiles proches des pôles ne seraient jamais observables correctement, car elles seraient toujours à l'horizon, noyées dans les brumes. Les grands observatoires ont donc été construits aux latitudes moyennes, dans les deux hémisphères.

Aujourd'hui, les choses changent encore. En Antarctique, on dispose d'une nuit de cinq mois, pendant laquelle des observations pourront se poursuivre très longtemps, sans interruption par le Soleil. Et pendant l'été austral, c'est le Soleil lui-même qui peut être observé 24 heures sur 24. Bien que les conditions climatiques y soient sévères, des projets sont en cours de réalisation.

Pollution lumineuse

La proximité des grandes villes interdit l'observation astronomique, par la quantité de lumière que les divers éclairages jettent dans le ciel. Depuis l'espace, de nombreuses photographies de la Terre ont été faites de nuit ; il est impressionnant de voir les taches lumineuses associées aux grandes villes et aux agglomérations. La région de Londres est particulièrement brillante. Seuls certains déserts, comme le Sahara, sont pour le moment épargnés. Il est bien évident que les grands télescopes, qui chassent la moindre goutte de lumière tombant des étoiles, ne peuvent supporter un tel voisinage.

Signalons une initiative très intéressante d'une association française, l'Association Nationale pour la Protection du Ciel et de l'Environnement Nocturnes (ANPCEN), qui travaille pour la protection du ciel, au bénéfice des astronomes, mais aussi des animaux qui disparaissent en masse à cause des éclairages. Cette association propose aux communes d'améliorer leur éclairage, ce qui aurait pour effet de diminuer fortement la consommation électrique, diminuant également la pression humaine sur l'environnement pour la production d'énergie.

Le 26 avril 2008, une petite commune proche de Marseille, Le Rove, a été la seconde à signer la charte du ciel nocturne proposée par cette association (la première ayant été Rocbaron, dans le Var, le 18 août 2007). Espérons que beaucoup d'autres suivront rapidement cet exemple...

Turbulence atmosphérique

Il reste encore une difficulté, et non des moindres. Elle est induite par l'atmosphère. C'est la turbulence qui affecte les images. On peut s'en faire une idée en observant une route surchauffée en été. On voit l'air chaud qui tremble au-dessus, et qui déforme les objets situés plus loin. Ce phénomène se produit également dans les couches de l'atmosphère au-dessus de nos têtes, et fait trembler les images. C'est lui qui produit le scintillement des étoiles. Il limite le pouvoir séparateur d'un instrument à 0,5 " au mieux. Cette limite est le seeing.

Pour diminuer l'importance de la turbulence, la solution la plus simple consiste à diminuer l'épaisseur de l'atmosphère, ce qui se réalise très facilement en installant les télescopes à haute altitude.

Un autre avantage de l'altitude se trouve dans la grande sécheresse de l'air. La vapeur d'eau présente dans les basses couches de l'atmosphère gêne les observations en filtrant certaines radiations, et par son dépôt sur les instruments sous forme de rosée. Enfin, en se condensant, elle produit les nuages. A haute altitude, on se trouve souvent au-dessus des nuages.

Lieux favorables

Pour trouver un site favorable à l'observation, il faut découvrir un endroit où :

  1. le temps est toujours beau (absence de nuages),
  2. la vapeur d'eau est presque absente de l'atmosphère (observations en IR),
  3. l'atmosphère est la plus légère possible (il n'en reste plus que la moitié au-dessus de 4.000 m),
  4. le ciel est accessible dans sa plus grande partie (proche de l'équateur),
  5. la présence humaine (lumières) est quasiment nulle,
  6. la turbulence est minimale.

Le beau temps (1) et l'absence de vapeur d'eau (2) indiquent les déserts (qui satisfont 5). D'ailleurs, les déserts se trouvent dans la zone équatoriale (4 en plus). Plus on s'élève en altitude, plus la couche d'atmosphère au-dessus de la tête diminue (3). Enfin, la proximité de la mer assure une stabilité des températures, et par conséquent des différences faibles entre jour et nuit. Ceci est favorable pour diminuer la turbulence (6). Au bout du compte, les déserts proches de la mer et à haute altitude sont les régions les plus indiquées pour installer les observatoires modernes.

En résumé, les meilleurs sites se trouveront donc en altitude, proches de la mer (ou en plein milieu, sur une île...), loin des villes et dans une zone au climat désertique.

Il y a des lieux sur Terre qui conjuguent ces trois conditions :

  • les grands volcans, dans les îles Hawaii (Mauna Kea, 4.200 m...) ;
  • les Canaries (Roque de los Muchachos, 2.600 m) ;
  • le désert d'Atacama, dans la Cordillère des Andes, au Chili (La Silla 2.400 m, Cerro Tololo 2.400 m, Cerro Paranal 2.635 m...).

Dans ces zones, l'air est très sec, la turbulence atmosphérique très faible, et les nuages rares. Aucune grande ville ne se trouve à proximité. Presque tous les grands télescopes modernes sont installés en ces lieux. Au Cerro Paranal, on atteint les 360 nuits de beau temps par an !!

Les sites d'Amérique du sud sont toutefois sujets à des séismes fréquents, car situés sur une palque tectonique (Nazca) en mouvement. Les coupoles du VLT ont été construites aux normes antisismiques...

Pour être complet, il faut toutefois signaler un nouveau lieu d'excellente qualité : c'est l'Antarctique ! La nuit y dure 6 mois, autorisant des observations de très longue durée... Le froid glacial qui y règne pendant la nuit (c'est-à-dire pendant l'hiver), supprime toute vapeur d'eau dans l'atmosphère. L'altitude y est élevée : 3.000 mètres au Dôme C. Toutes ces conditions sont parfaites pour l'astronomie, à la condition de protéger le matériel... et les astronomes, du froid. Une étude précise faite par Eric Fossa (Observatoire de Nice) indique qu'au niveau du sol (pardon, de la glace), la turbulence est très élevée, rendant toute observation illusoire (vents catabatiques). Mais à une vingtaine de mètres au-dessus du sol, l'air est d'une stabilité impressionante, meilleur que dans tous les autres sites mondiaux. Malgré les difficultés très grande d'installation d'un observatoire sur pilotis dans un tel lieu, Eric Fossa pense bien parvenir à réaliser son rêve d'observatoire vraiment austral !

Maintenant, nous savons l'essentiel sur la constitution de notre œil, et nous savons où mettre nos télescopes. Il est temps de s'intéresser aux messages que les astres nous envoient, tout d'abord la lumière visible.

La lumière

La lumière est restée le seul moyen de connaissance de l'Univers, jusqu'au XXème siècle. Ses propriétés ont été exploitées à fond par les astronomes pour en tirer la position, la couleur, la température, la composition chimique, le magnétisme, la vitesse... des étoiles et des objets plus curieux qu'ils ont découverts par la suite.

Plus généralement, la lumière n'est qu'un rayonnement électromagnétique parmi tant d'autres, et nos moyens modernes d'observation nous permettent de les utiliser tous. Chaque gamme donne des renseignements particuliers, et l'ensemble nous permet d'atteindre une grande richesse d'information sur les objets qui nous entourent. Les rayons électromagnétiques sont assez complexes pour porter un grand nombre d'informations, de natures diverses.

Depuis les années 1920, la théorie de la Relativité d'Einstein permet de comprendre l'état actuel et l'évolution de l'Univers dans son ensemble. Cette théorie est basée sur la vitesse de la lumière, qui est très proche de 300.000 kilomètres par seconde.

A cette vitesse, la lumière met 1,3 secondes pour aller de la Terre à la Lune, 8 minutes pour aller du Soleil à la Terre, 6 heures pour aller du Soleil à Pluton...

Mais elle met 4,2 années pour nous parvenir de l'étoile la plus proche. Ceci a une conséquence très importante : nous voyons l'étoile la plus proche non telle qu'elle est actuellement, mais telle qu'elle était il y a 4,2 années !

Et plus on voit loin, plus les objets qu'on observe sont vieux. Les objets les plus lointains qu'on puisse voir actuellement sont situés à près d'une dizaine de milliards d'années lumière, autant dire qu'on les voit maintenant tels qu'ils étaient il y a une dizaine de milliards d'années. Beaucoup de ces objets ont sans doute disparu, en tout cas ils ont considérablement évolué depuis, mais nous ne pouvons pas le savoir.

Toutefois, en observant des objets à des distances différentes, donc à des âges différents, on peut arriver à reconstituer leur évolution. Supposez que vous ignoriez tout des arbres, et qu'on vous emmène dans une forêt. Il vous serait assez facile de reconnaître des sapins (par exemple), même s'ils sont tous d'âges différents. Vous auriez vite compris comment ils poussent.


Le système de l'Univers, dessin du Moyen-Age

A l'heure actuelle, nous disposons d'instruments capables de capter tous les rayonnements électromagnétiques (presque...), depuis les ondes radio jusqu'aux rayons gamma. Il se trouve que les astres émettent toutes ces sortes d'ondes, chacun ayant une gamme de fréquences déterminée par sa nature physique, et par l'énergie disponible. Beaucoup de ces rayonnements ne parviennent pas au sol, car ils sont arrêtés par l'atmosphère. Il faut donc construire des observatoires orbitaux capables de travailler dans ces domaines d'ondes. Toute une nouvelle branche de l'astronomie s'est constituée depuis l'avènement des fusées et des satellites.

Terre, Lune et Soleil

Quand on regarde le ciel, on peut y voir deux objets montrant une surface sensible : la Lune et le Soleil (il en existe trois autres, la galaxie d'Andromède dans l'hémisphère nord, et les deux galaxies satellites de la nôtre, le Grand et le Petit Nuage de Magellan, dans l'hémisphère sud).

Tout le reste se présente comme de simples points lumineux plus ou moins brillants.

Ces points lumineux conservent toujours les mêmes positions relatives. Ils forment sur le ciel des dessins plus ou moins évidents, qu'on a nommés constellations. L'ensemble constitue la sphère des fixes des Anciens.

Mais 5 points lumineux se particularisent : ils se déplacent par rapport à la sphère des fixes. Pour cela, les Grecs les ont nommés planètes, mot qui signifie astre errant. Remarquez que d'après cette éthymologie, le Soleil et la Lune sont aussi des planètes ; mais cette appellation, basée sur le seul mouvement et faisant fi des profondes différences physiques, n'est plus de mise en astronomie.

Dans cette belle ordonnance du ciel, il arrive parfois qu'un intrus apparaisse : les comètes ne pouvaient donc qu'être maléfiques, annonciatrices de guerres ou de calamités (mais des guerres, il y en a malheureusement toujours une pour associer à une comète, et si jamais il n'y en avait pas, une simple sécheresse, une gelée tardive au printemps... permettait de justifier ce caractère maléfique des comètes).

Il reste enfin un phénomène rare, celui des novæ (pluriel de nova = nouvelle). Ce sont des étoiles qui explosent, et deviennent subitement beaucoup plus lumineuses, permettant de les voir à l'œil nu. Les chinois les appelaient joliment étoiles invitées.

Voilà donc le ciel des Anciens (il y a sans doute encore beaucoup d'Anciens à l'heure actuelle, qui n'ont jamais cherché à en savoir davantage... et qui en restent aux apparences).

Jusqu'au Moyen Age, la Terre était souvent vue plate, et n'avait rien de commun avec la Lune ou le Soleil. Mais maintenant nous savons bien que c'est une sphère (certains grands esprits de l'Antiquité le savaient déjà, voir la fiche historique).

La Terre est une planète. Une planète est un corps qui ne produit pas de lumière, par opposition aux étoiles. La Terre tourne autour du Soleil, qui est une étoile.

La Lune est un satellite de la Terre (elle tourne autour de la Terre). Un satellite (naturel) est un corps semblable à une planète, mais qui tourne autour d'une planète.

La Lune nous paraît grosse car elle est relativement proche. Pour l'instant, nous ne nous occuperons que de la Terre et du Soleil.

Les lois du mouvement

Expérience

Lançons une bille d'acier sur une table horizontale bien lisse, elle continue en ligne droite. Si nous voulons qu'elle aille plus vite, il faut la pousser encore. Si nous voulons qu'elle aille moins vite, il faut la freiner. Donc, pourquoi s'arrêterait-elle ? Simplement parce qu'il y a une force invisible, occasionnée par les frottements sur la table et la résistance de l'air. On peut diminuer les frottements en remplacant la table par un marbre très bien poli. Si on pouvait supprimer totalement les frottements, la bille continuerait indéfiniment en ligne droite. C'est le principe d'inertie :

Un corps, non soumis à des forces extérieures,
continue indéfiniment son mouvement uniforme en ligne droite

Ce principe a été découvert par Galilée.

Plaçons un aimant sur la table. Plaçons ensuite la bille d'acier à quelque distance, et lâchons-la sans la lancer. La bille se met en mouvement en direction de l'aimant, elle va de plus en plus vite et fini par se coller à l'aimant. L'aimant exerce donc une attraction sur la bille.

Laissant l'aimant sur la table, lançons la bille. Pour respecter le principe d'inertie, elle devrait aller tout droit. Pour répondre à l'attraction de l'aimant, elle devrait aller vers lui. Elle va concilier les deux en suivant une trajectoire courbée.

Les planètes sont soumises à des lois semblables :

  • le Soleil exerce sur elles une attraction gravitationnelle, qui ressemble à l'attraction de l'aimant sur la bille ;
  • lancée sur son orbite, la planète devrait aller tout droit pour satisfaire au principe d'inertie. Mais attirée par le soleil, sa course est infléchie, et elle tourne autour.

Mouvement d'un satellite

A toute petite échelle, on voit la Terre plate. On lance un caillou, il va retomber un peu plus loin en décrivant une belle courbe (une parabole).

A échelle régionale, si on lance une petite fusée, disons avec une vitesse de 5.000 km/h, elle va suivre une même trajectoire, mais plus grande.

La Terre étant courbée, elle retombera beaucoup plus loin. Remarquez les flèches, qui indiquent la direction de la pesanteur : au-dessus, elles semblaient parallèles. Ici, elles ne le sont manifestement plus.

Enfin, si nous lançons maintenant une fusée à plus de 28.000 km/h, elle va aller tellement loin, qu'elle va passer de l'autre côté de la Terre. Et là, elle va encore tomber sur la Terre, mais celle-ci étant toute ronde se dérobe sans cesse ! Ainsi, la fusée n'arrivera plus à retomber sur la Terre, elle va devoir tourner autour... Les flèches indiquant la direction de la pesanteur sont dirigées vers le centre de la Terre.

Un satellite est donc un objet en chute libre, dont le corps attracteur se dérobe sans cesse par sa forme ronde.

Entre la première expérience et la dernière, la forme de la courbe change un peu : d'une parabole, elle passe à une ellipse. Ce changement est dû à la direction de la pesanteur : lorsqu'on peut considérer la pesanteur toujours dans la même direction (premier schéma), le mouvement est une parabole ; lorsque la direction de la pesanteur varie le long de la trajectoire, toujours dirigée vers le centre de la Terre, c'est une ellipse. Mais ce sont deux courbes très proches, on les appelle généralement des coniques. Ce nom générique vient de leur découverte : ellipse, parabole et hyperbole sont les courbes que l'on obtient en coupant un cône par un plan. Le cercle n'est qu'un cas particulier d'ellipse, où l'excentricité est nulle (le plan de coupe est perpendiculaire à l'axe du cône).

La Gravitation Universelle

C'est l'attraction gravitationnelle qui agit sur nous et nous plaque au sol. Autrefois, on ne se posait pas de questions : on imaginait la Terre plate, et il était évident qu'il y avait le haut et le bas. Lorsqu'on a pensé que la Terre pourrait être ronde, on ne comprenait pas comment les Chinois pouvaient marcher la tête en bas !

L'explication est que la Terre attire tout à elle par la gravité. Qu'on soit en France ou aux antipodes, on est attiré vers le centre de la Terre, et le bas est toujours du côté de ce centre, donc du sol. Par analogie, la bille se dirige vers l'aimant, quel que soit le côté où on la lâche.

On dit que la gravité est universelle, parce que c'est une propriété de la matière : tout objet matériel attire tous les autres. La pomme de Newton attire la Terre proportionnellement à sa masse qui est très faible. La Terre attire la pomme proportionnellement à sa masse qui est très grande. Le résultat est que la pomme tombe vers la Terre beaucoup plus que ce que la Terre tombe vers la pomme !

Une autre analogie aide à comprendre : si on se trouve dans une petite barque, et que l'on pousse le quai à l'aide d'un aviron, la petite barque va s'éloigner du quai qui ne bouge pas (presque). Si au lieu de pousser le quai, on pousse une grosse barque, on verra la grosse barque se déplacer un peu !

Reprenons la bille.

Lâchons-la sans vitesse à diverses distances de l'aimant. Elle est attirée plus ou moins fortement : de plus près, la force est plus importante.

Si nous la faisons passer près de l'aimant, elle subira une grande force, et tombera dessus. Pour éviter cela, il faut la lancer plus vite, l'inertie sera alors suffisante pour lui éviter de tomber.

Il en va de même de l'attraction gravitationnelle : le Soleil attire les planètes vers lui, d'autant plus fortement qu'elles sont plus proches. Par conséquent, pour ne pas tomber sur le Soleil, une planète proche doit tourner plus vite qu'une planète lointaine. On peut vérifier cela sur le tableau suivant, qui donne la liste des 9 planètes principales avec leurs caractéristiques orbitales :

planète distance   vitesse année inclinaison équateur inclinaison orbite excentricité

millions de km

UA

km/s

 

Mercure
58
0,39
48
88 j
0,21
Vénus
108
0,72
35
224 j
3° 4'
3° 23'
0,01
Terre
150
1
30
365 j
23° 26'
0,02
Mars
228
1,52
24
1 an 321 j
23° 59'
1° 51'
0,09
Jupiter
778
5,19
13
11 ans 314 j
3° 5'
1° 18'
0,05
Saturne
1.430
9,53
9,6
29 ans 167 j
26° 44'
2° 29'
0,06
Uranus
2.876
19,2
6,8
84 ans 7 j
97° 55'
0° 46'
0,05
Neptune
4.506
30
5,4
164 ans 280 j
28° 48'
1° 46'
0,01
Pluton
5.914
39,4
4,7
248 ans 157 j
122°
17° 12'
0,25

  tableau I

Dans ce tableau, UA signifie Unité Astronomique. Nous l'expliquerons plus loin, mais disons simplement que c'est la distance de la Terre au Soleil. Dans cette unité, on voit très facilement que Neptune est 30 fois plus loin du Soleil que nous. Brrr...

Pour la durée de l'année, il faut remarquer que deux phénomènes vont dans le même sens :

  • plus on est loin du Soleil, plus la distance à parcourir pour faire un tour est grande. C'est comme pour un coureur de fond qui a davantage de chemin à parcourir quand il est à l'extérieur que quand il est à la corde. A vitesse égale, on mettrait donc plus de temps ;
  • mais d'autre part, plus on est loin moins on va vite ! Neptune se déplace presque 10 fois plus lentement que Mercure.

Pour parcourir un chemin beaucoup plus grand à une vitesse plus faible, il faudra beaucoup, beaucoup plus de temps. C'est bien ce que l'on voit aussi sur le tableau.

Le dieu Mercure est toujours représenté avec de petites ailes aux pieds. Il est donc bien choisi pour représenter la championne des planètes !

Quand à Pluton, son nom est placé en italique, parce que l'Union Astronomique Internationale a décidé de la déclasser ! Pluton n'est plus une planète, mais simplement une planète naine parmi de nombreuses conseurs. On verra ceci en temps utile.

Orbites des planètes

Les orbites des planètes sont en général des ellipses, et le Soleil est toujours placé à l'un des foyers de l'ellipse. L'excentricité indique le taux d'aplatissement de l'ellipse. Une excentricité nulle indique un cercle, une excentricité égale à 1 indique une autre conique, qui n'est plus une ellipse, et qui ne se referme pas sur elle-même : c'est une parabole. On remarque que dans le tableau, toutes les excentricités sont comprises entre 0,01 et 0,25. Toutes les planètes ont donc bien des orbites elliptiques, et la plupart sont presque des cercles.

Tracer une ellipse (animation et explications)

Mais on peut donner une appréciation de ces orbites : 0,01 indique une ellipse très proche d'un cercle ; 0,25 est une forte excentricité, indiquant une distance très variable de la planète au Soleil. Mercure et Pluton se particularisent sous cet aspect. Le schéma ci-dessous montre deux ellipses, dont les excentricités sont 0,02 à gauche (la Terre), et 0,25 à droite (Pluton). On y voit la position qu'occupe le soleil par rapport à l'aplatissement. Celui-ci n'est pas très sensible, même dans celle de droite, mais on voit très bien que le soleil est décalé. Il s'ensuit que la distance de la planète au soleil est fortement variable à droite.

Si la trajectoire d'une planète est une ellipse marquée (forte excentricité), elle se rapproche et s'éloigne du Soleil au cours du temps. Lorsqu'elle est plus proche, elle subit une gravité plus forte, elle doit aller plus vite ; et lorsqu'elle est plus loin, elle ralentit. La vitesse d'une planète sur son orbite est donc constamment variable (dans le tableau précédent, les vitesses indiquées pour les planètes sont les vitesses moyennes ; dans le schéma ci-après, l'excentricité est très exagérée pour mieux illustrer le propos).

Le schéma montre la Terre sur son orbite (d'excentricité très, très fortement exagérée) autour du Soleil. Le point où elle se trouve le plus près est le périhélie, le point le plus lointain est l'aphélie.

C'est Kepler qui a montré que les planètes se déplacent sur des orbites elliptiques, et qui a découvert les lois du mouvement. Il a analysé les positions de la planète Mars relevées pendant de nombreuses années par Tycho-Brahé. Cette découverte est empirique : il a simplement recherché l'excentricité et le demi grand axe d'une ellipse qui passerait par les points mesurés, sans pouvoir expliquer pourquoi la planète suivrait cette trajectoire. Il n'avait aucune notion de la cause, mais il a su parfaitement formaliser les effets. C'est Newton, un peu plus tard, qui nous donnera la loi de la gravitation universelle. A partir de cette loi, il est aisé de retrouver par le calcul les lois de Kepler (d'autant plus que Newton a utilisé les lois de Képler pour obtenir la gravitation universelle). Donc la loi de Newton explique d'une certaine manière, par une mystérieuse force attractive qui agit instantanément à grande distance, les lois de Kepler.

Cette explication sera jugée insatisfaisante au début du 20ème siècle, et Einstein donnera une nouvelle théorie, la Relativité Générale, qui supprime la notion newtonienne de force, et la remplace par une explication géométrique du mouvement.

Les lois de Kepler

On appelle rayon vecteur la ligne imaginaire qui relie, à tout instant, la planète au Soleil.

 1  les planètes se déplacent sur des orbites planes elliptiques, dont le Soleil occupe l'un des foyers
 2  le rayon vecteur, reliant la planète au Soleil, balaye des aires égales en des temps égaux (loi des aires)
 3  le rapport des cubes des demi grands axes aux carrés des périodes est constant (loi harmonique).
a3 / T2 = constante

La loi des aires précise ce que l'on a constaté : en 24 heures, la planète doit se déplacer beaucoup plus au périhélie qu'à l'aphélie pour balayer une même aire. La loi des aires traduit la conservation de l'énergie.

Dans la troisième loi, a est le demi grand axe de l'orbite, et T la période de révolution (la durée de l'année). La loi indique donc que pour toutes les planètes, le cube du demi grand axe divisé par le carré de la période, donne la même valeur ! Cette loi est extrêmement utile, car il est facile de mesurer la période de révolution d'une planète quelconque. Connaissant cette période, la loi donne le demi grand axe de la planète par simple comparaison avec la Terre (voir calcul de la distance un peu plus bas).

Animation montrant la loi des aires

Le plan de l'orbite terrestre est appelé écliptique, car c'est là que se produisent les éclipses (le Soleil est forcément toujours dans l'écliptique, et les éclipses font intervenir le Soleil).

La troisième loi permet de calculer les distances au Soleil : il est assez facile de mesurer le temps mis par une planète pour faire le tour du Soleil (sa période) ; connaissant la période et la distance de la Terre au Soleil, on en déduit donc celle de la planète au Soleil. En prenant la distance de la Terre au Soleil comme unité (l'unité astronomique) , on peut même connaître les rapports des distances des planètes entre elles, sans connaître la distance de la Terre au Soleil en km. Ce fut longtemps le cas, car cette mesure absolue est assez difficile à faire.

Remarque : la 3ème loi de Képler est approximative ; elle est satisfaite si on considère que les masses des planètes sont négligeables devant celle du Soleil. La théorie de Newton en donne une expression très légèrement différente, plus exacte.

Pour en savoir plus, voir : Mécanique Céleste.

Terminologie

Pour des raisons historiques, lorsqu'un astre tourne autour d'un autre plus massif, le point où les deux astres sont les plus proches, et le point où ils sont les plus éloignés, portent des noms différents selon l'astre central :

astre central
plus proche
plus lointain
le Soleil (Hélios)
périhélie
aphélie
la Terre (Gée)
périgée
apogée
la Lune (Sélénée)
périsélénée
aposélénée
un astre générique (aster)
périastre
apoastre

Du grec péri = proche, et apo = loin.

Année anomalistique : intervalle de temps qui s'écoule entre deux passages successifs de la Terre à son périhélie.

Année tropique : intervalle de temps qui s'écoule entre deux passages successifs de la Terre au point vernal.


Calcul de la distance

Calculer la distance de Jupiter au Soleil d'après la distance de la Terre au Soleil et la durée de l'année jovienne (facile à mesurer), en utilisant la 3ème loi de Kepler. En parlant de distance, on considère simplement le demi grand axe de l'orbite, qui en donne une bonne idée. On note aT le demi grand axe de la Terre, aJ celui de Jupiter. Et on note TT la période de révolution de la Terre (la durée de l'année), et TJ celle de Jupiter (la durée de l'année jovienne).

Période de Jupiter : TJ = 11 ans et 314 jours ; TT = période de la Terre : 365 jours ; distance de la Terre au Soleil : aT = 1 UA. aJ est donc l'inconnue du problème.

Traduisons d'abord la période de Jupiter en jours pour qu'elle soit comparable à celle de la Terre : TJ = 11 × 365 + 314 = 4.329 jours.

Réponse : on calcule a3 / T2 pour la Terre et pour Jupiter. Pour Jupiter, le résultat dépend de l'inconnue. On écrit ensuite que ces deux valeurs sont égales :

et aJ = 5,2 UA (comparez à la valeur donnée dans le tableau plus haut).

La seule question que l'on peut se poser à ce sujet, c'est comment mesurer la période de révolution de Jupiter. Ceci n'est pas tout à fait évident, parce que le Terre se déplace elle aussi : nous n'observons pas Jupiter depuis un point fixe. Mais le calcul est très simple.

 

La mesure du temps

La mesure du temps est un problème difficile à résoudre lorsqu'on ne dispose pas de moyens techniques importants. Nous en avons pourtant une notion intuitive plus ou moins bonne. Mais on sait bien que le temps ne passe pas aussi vite lorsqu'on attend que lorsqu'on s'amuse ! Il s'agit là bien sûr du temps subjectif. Scientifiquement, on veut mesurer un temps objectif, mais il n'est pas facile à définir.

Pour mesurer le temps, il faut des repères. Ceux-ci seront soit naturels, soit artificiels. Dans les deux cas, ils sont basés sur des phénomènes périodiques, ou tout au moins réguliers.

Le premier instrument de mesure du temps est la clepshydre, ou horloge à eau. L'écoulement de l'eau, relativement régulier, indiquait l'heure. L'eau a été remplacée par le sable, dans les sabliers, sur le même principe. Plus tard, beaucoup plus tard, on a remplacé un écoulement par un phénomène périodique : le mouvement d'un pendule. Mais un pendule laissé à lui-même s'amorti très vite, à cause des frottements. Pour assurer un garde-temps efficace, il faut lui restituer l'énergie perdue, et ceci se fait grâce au système d'échappement. Ces horloges mécaniques, d'une précision de plus en plus grande, ont permi de mesurer les mouvements des astres. L'horlogerie a eu une importance capitale, car seule la conservation du temps peut permettre, sur un navire en pleine mer, de déterminer la longitude. La création d'horloges de marine précises a sans douté marqué l'apogée de ces mécanismes. Aujourd'hui, les oscillateurs mécaniques sont remplacés par des oscilateurs électriques (quartz piezzo-électrique) ou même atomiques (horloges atomiques).

Pendant très longtemps, le mouvement des astres a été considéré comme parfaitement régulier, et la rotation de la Terre a été prise comme étalon de temps. On en a tiré le temps solaire moyen, qui nous sert tous les jours. Les horloges mécaniques étaient périodiquement recalées sur le temps astronomique.

La notion de jour elle-même, bien qu'évidente pour nous, pose un problème majeur : quand commence une journée ? Diverses réponses ont été données, celle que nous employons maintenant fait commencer le jour à minuit, d'autres le faisaient commencer au lever du Soleil, ou au coucher, ou à midi...

Voici pour le début, mais qu'en est-il de la durée ? Ceci aussi semble naturel, le jour dure 24 heures bien régulières... Mais si vous plantez un bâton vertical dans le sol, et si vous notez à quelle heure de votre montre l'ombre est la plus courte, vous aurez des surprises : ce n'est jamais à la même heure, et c'est rarement à midi ! L'heure que marque un cadran solaire (le bâton est un gnomon, son ancêtre), donne le midi vrai du lieu où l'on se trouve. Complication supplémentaire, mais les voyages en avion nous ont bien habitués au décalage horaire, qui n'est rien d'autre que la constatation du fait qu'il n'est pas midi partout au même moment !

Jour sidéral

Le jour sidéral est l'intervalle de temps qui s'écoule entre deux passages d'une même étoile au méridien. Les étoiles étant à des distances extrêmement grandes, il délimite un tour complet de la Terre sur elle-même.

Jour solaire

Le jour sidéral n'intéresse par grand-monde, à part les astronomes. C'est le jour solaire qui règle notre vie. Le jour solaire vrai est l'intervalle de temps entre deux midis vrais successifs. Puisqu'il est sans cesse variable, il ne serait pas possible de régler une montre sur ce feu follet. Alors, on définit le jour solaire moyen, comme étant la durée moyenne du jour solaire vrai sur une longue période.

Quelle est la différence entre le jour sidéral et le jour solaire moyen ? Supposons que l'orbite de la Terre soit parfaitement circulaire (elle n'en est pas loin) :

Dans la première position dessinée, le Soleil, la Terre et une étoile sont alignés. Après un tour exactement sur-elle-même, la Terre se retrouve tournée vers la même étoile, mais le Soleil n'est pas au rendez-vous, parce que la Terre s'est déplacée sur son orbite, en lui tournant autour. Pour retrouver le Soleil en face, il lui faut faire encore une petite fraction de tour. L'angle qu'il lui faut faire est égal à l'angle que font ses deux positions successives par rapport au Soleil. Or il est très facile à évaluer : La Terre fait un tour en 365 jours, ce qui est peu différent de 360. Donc, la Terre fait à peu près un degré par jour. Il lui reste donc à faire un degré sur elle-même. Puisqu'elle fait un tour complet (360°) en 24 heures = 24 x 60 x 60 = 86.400 secondes, elle fait un degré en 86.400 / 360 = 240 secondes = 4 minutes. Si on fait le calcul avec 365 jours, on trouve 3 mn 56 s. C'est la différence entre le jour sidéral et le jour solaire moyen. Il est facile de voir que c'est le jour solaire moyen qui est le plus long, donc :

  jour solaire moyen = jour sidéral + 3 mn 56 s  

L'orbite de la Terre n'étant pas vraiment un cercle, le jour solaire vrai est légèrement variable. La différence entre le jour solaire moyen et le jour solaire vrai se nomme équation du temps. Elle est parfois dessinée sur les cadrans solaires.

Basé sur la loi de Newton, le temps des éphémérides est un temps plus théorique, qui est censé être parfaitement régulier. C'est celui des équations.

L'année sidérale

Comme pour repérer le jour, on repère l'année par rapport aux étoiles, c'est l'année sidérale qui vaut 365,25636042 jours solaires moyens. Cette valeur correspond aussi à l'intervalle de temps entre deux passages de la Terre au périhélie.

Mais il y a un problème, c'est celui de la précession des équinoxes. Les saisons ne suivent pas exactement ce rythme, parce qu'elles sont déterminées par le mouvement apparent du Soleil par rapport à l'équateur. Or celui-ci tourne lentement, entraînant l'équinoxe de printemps dans une ronde au ralenti. L'année des saisons se nomme année tropique. On constate qu'elle vaut 365,2422 jours solaires moyens. Elle est donc plus courte que l'année sidérale 365,25636042 - 365,2422 = 0,01416 jour, ou 20 minutes 23 s.

  année tropique = année sidérale - 20 mn 23 s  

A raison d'un déplacement de 0,01416 jour par an, il faudra 365 / 0,01416 ans pour faire un tour complet, c'est-à-dire 25.000 ans à peu près. C'est la période de la précession. Elle correspond à une avance de 360° / 25.000 = 360 x 60 x 60 / 25.000 = 50" d'arc par an. C'est la valeur de la précession annuelle.

Nous n'entrerons pas ici dans les détails de la mesure du temps. Mais il en est un aspect qui intéresse tout le monde, par son côté pratique de tous les jours, c'est celui qui concerne la mesure des périodes relativement longues, de l'heure à l'année ou au siècle. Ces durées sont un peu plus faciles à apréhender que les plus courtes, et ont été étudiées et maîtrisées avant. Elles donnent lieu à l'établissement d'un calendrier, qui fait l'objet d'une étude à part.

Le Soleil

Bien qu'

La source de cet article :

http://astronomia.fr/1ere_partie/generalites.php

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