L’astronomie est la science de l’observation des astres, cherchant à expliquer leur origine, leur évolution, ainsi que leurs propriétés physiques et chimiques. Avec plus de 5 000 ans d’histoire¹, les origines de l’astronomie remontent au-delà de l’Antiquité dans les pratiques religieuses préhistoriques. L’astronomie est l’une des rares sciences où les amateurs jouent encore un rôle actif. Elle est pratiquée à titre de loisir par un large public d’astronomes amateurs.

L’astronomie moderne est beaucoup plus concernée par l'observation et la compréhension de la nature physique des objets célestes.

Ne doit pas être confondu avec Astrologie.

Histoire :Dans la Haute Antiquité

au Néolithique : vieux 5 500 ans comme Stonehenge (Wiltshire, Angleterre)

l'astronomie indienne et chinoise :

l'astronomie sumérienne, (mésopotamienne, égyptienne et hébraïque).

astronomies amérindiennes( Maya)

Dans l’Antiquité classique et tardive

Socrate considère l’astronomie comme futile.

Ptolémée, élaborent progressivement une théorie géocentrique grâce à la théorie des épicycles .

Haut Moyen Âge

l'astronome persan al-Farghani (805-880) écrit beaucoup sur le mouvement des

Al-Kindi (801-873), philosophe et scientifique encyclopédique, écrit 16 ouvrages d'astronomie ;

Al-Battani (855-923), astronome et mathématicien ;

Al-Hasib Al Misri (850-930), mathématicien égyptien ;

Al-Razi (864-930), scientifique persan ;

Al-Farabi (872-950) grand philosophe et scientifique iranien.

Bas Moyen Âge

en Perse, Omar Khayyam (1048-1131), qui compile une série de tables astronomiques et réforme le calendrier ;

Ibn al-Haytham (965-1039), mathématicien et physicien perse ;

Al-Biruni, (973-1048), mathématicien, astronome, encyclopédiste, etc. ;

Nasir ad-Din at-Tusi (1201-1274), philosophe, mathématicien, astronome et théologien perse (considéré comme l'un des fondateurs de la trigonométrie) ;

Al-Kashi (1380-1429), en Iran et Ouzbékistan actuels.

On peut encore citer Al-Maghribi, Al-Sufi.

Époque moderne

Pendant la Renaissance, Copernic propose un modèle héliocentrique du Système solaire ayant de nombreux points communs avec la thèse de Nasir ad-Din at-Tusi, avec le De revolutionibus publié en 1543 après sa mort.

Près d'un siècle plus tard, Galilée imagine une lunette astronomique,

des relevés d'observation très précis faits par le grand astronome Tycho Brahe,

Kepler est le premier à imaginer un système de lois régissant les détails du mouvement des planètes autour du Soleil

C'est Isaac Newton qui, en décrivant la gravitation par ses lois du mouvement permet finalement de donner une explication théorique au mouvement des planètes. Il invente aussi le télescope réflecteur, qui améliore les observations.

Le passage du modèle géocentrique de Ptolémée au modèle héliocentrique avec Copernic / Galilée / Newton est décrit par le philosophe des sciences Thomas Samuel Kuhn comme une révolution scientifique ⁵.

Époque contemporaine

On découvre que les étoiles sont des objets très lointains : l'étoile la plus proche du Système solaire, Proxima du Centaure, est à plus de quatre années-lumière.

Peu après, on découvre l'expansion de l'univers, conséquence de la loi de Hubble, établissant une relation entre la vitesse d'éloignement des autres galaxies par rapport au Système solaire et leur distance.

La cosmologie fait de grands progrès durant le XX^e siècle, notamment avec la théorie du Big Bang, largement supportée par l'astronomie et la physique, comme le rayonnement thermique cosmologique (ou rayonnement fossile), et les différentes théories de nucléosynthèse expliquant l'abondance des éléments chimiques et de leurs isotopes.

Dans les dernières décennies du XX^e siècle, l'apparition des radiotélescopes, de la radioastronomie, et des moyens de traitement informatique, autorise de nouveaux types d'expérimentations sur les corps célestes éloignés, par analyse spectroscopique des raies d'émission émises par les atomes et leurs différents isotopes lors des sauts quantiques, et transmis à travers l'espace par les ondes électromagnétiques.

L'UNESCO décrète 2009 comme étant l'Année mondiale de l'astronomie.

Matières de l'astronomie

À son début, durant l'Antiquité, l'astronomie consiste principalement en l'astrométrie, c'est-à-dire la mesure de la position dans le ciel des étoiles et des planètes. Plus tard, des travaux de Kepler et de Newton naît la mécanique céleste qui permet la prévision mathématique des mouvements des corps célestes sous l'action de la gravitation, en particulier les objets du Système solaire. La plus grande partie du travail dans ces deux disciplines (l'astrométrie et la mécanique céleste), auparavant effectué à la main, est maintenant fortement automatisée grâce aux ordinateurs et aux capteurs CCD, au point que maintenant elles sont rarement considérées comme des disciplines distinctes. Dorénavant, le mouvement et la position des objets peuvent être rapidement connus, si bien que

Les planètes

Caractéristiques des planètes du Système solaire

^a par rapport à la Terre.

^b Voir dans l'article Terre les valeurs absolues.

^c Une valeur négative indique une planète tournant sur elle-même dans le sens inverse de la Terre.

	Nom	Diamètre équatorial^[a]	Masse^[a]	Demi-grand axe (UA)	Période de révolution (années)	Inclinaison sur le plan équatorial du Soleil (°)	Excentricité de l'orbite	Période de rotation (jours)^[c]	Satellites	Anneaux
Planètes telluriques	Mercure	0.382	0.06	0.387	0.24	3.38	0.206	58.64	—	non
	Vénus	0.949	0.82	0.723	0.62	3.86	0.007	-243.02	—	non
	Terre ^[b]	1.00	1.00	1.00	1.00	7.25	0.017	1.00	1	non
	Mars	0.532	0.11	1.523	1.88	5.65	0.093	1.03	2	non
Géantes gazeuses	Jupiter	11.209	317.8	5.203	11.86	6.09	0.048	0.41	79	oui
	Saturne	9.449	95.2	9.537	29.46	5.51	0.054	0.43	62	oui
	Uranus	4.007	14.6	19.229	84.01	6.48	0.047	-0.72	27	oui
	Neptune	3.883	17.2	30.069	164.8	6.43	0.009	0.67	14	oui

-Masse de la terre =5,972 × 10^24 kg, rayon = 6 371 km

-Masse soleil = 1,989 × 10^30 kg ; Rayon du soleil= 695 510 km

-soleil :Distance de la Terre : 149,6 millions km, Rayon : 695 510 km,Température de surface : 5 778 K, Âge : 4,603 milliards ans, Densité : 1,41 g/cm³,Masse : 1,989 × 10^30 kg

-La masse de la Lune est de 7,342 × 10²² kg, soit 1,23 % (1/81,3) de celle de la Terre ( 5,9722 × 10²⁴ kg )

-Lune :Rayon : 1 737,1 km,Période orbitale : 27 jours,Gravité : 1,62 m/s²,Distance de la Terre : 384 400 km, Âge : 4,53 milliards ans

Le Tableau ci dessous permet de comparer la distance des planètes à la vitesse de la lumière (300 000 Km/s) et d’imaginer un système solaire en réduction dont le Soleil aurait un diamètre d’1 mètre

	Distance entre les planètes et le Soleil en kilomètre	Temps mis par la lumière pour aller du Soleil à…	Soleil de 1 m de diamètre
Mercure	58 000 000	3 min 10 s	bille de 4 mm à 40 m
Vénus	108 000 000	6 min	bille de 1 cm à 80 m
Terre	150 000 000	8 min 20 s	bille de 1 cm a 110 m Lune : bille de 2.5 mm 25 cm
Mars	228 000 000	12 minutes	bille de 5 mm à 160 m
Jupiter	778 000 000	43 minutes	balle de 10 cm à 550 m
Saturne	1 429 000 000	1 h 20 min	balle de 9 cm à 1 km
Uranus	2 875 000 000	2 h 40 min	balle de 4 cm à 2 km
Neptune	4 504 000 000	4 h 10 min	balle de 4 cm à 3km
Pluton	5 900 000 000	5 h 30 min	bille de 1,5 mm à 4km

Vitesse de la lumière : c = 299 792,458 km/s (exactement)
L'année-lumière :
L'unité astronomique : C'est le demi-grand axe de l'orbite que décrirait autour du Soleil une planète de masse négligeable et de révolution 365,256 898 3263 jours.
Le parsec : C'est la distance d'une étoile dont la parallaxe trigonométrique est de 1 seconde de degré.

Relations entre les différentes unités :

Question : définir et vérifier l’étendue angulaire sur la lune

Question : definir et verifier le parallaxe et mesure des distances aux étoiles

Question : definir que 1h correspond à 15°

Question verfier que la lune est visible apreés le coucher pendant 1h le 2eme jour de ramadan

Question temps lumière et quelques exemple

Magnitudes visuelles apparentes d'objets célestes notables
V	Objet céleste
−26,7	Soleil ²
−12,6	Pleine Lune ²

−7,5	Supernova la plus brillante : SN 1006 (en l'an 1006)
−5,3	Station spatiale internationale pleinement éclairée à son périgée ¹⁵
−4,6	Planète la plus brillante : Vénus (maximum)¹⁶
−2,9	Mars et Jupiter (maximums)^17,¹⁸
−1,9	Mercure (maximum)¹⁹
−1,5	Étoile la plus brillante : Sirius ²⁰
−0,7	Deuxième étoile la plus brillante : Canopus ²¹
0,0	Véga par convention (en réalité +0,03²²)
0,4	Saturne (maximum)²³
0,9	Galaxie la plus brillante : Grand Nuage de Magellan

2,0	Alpha Ursae Minoris (étoile polaire de l'hémisphère Nord)²⁴
3,4	Galaxie d'Andromède
5,3	Uranus (maximum)²⁵
5,4	Sigma Octantis (étoile polaire de l'hémisphère Sud)²⁶
6	Magnitude limite de l'œil nu²
7,8	Neptune (maximum)²⁷
10	Magnitude limite des jumelles²
12,6	Quasar le plus brillant : 3C 273 ²⁸
13,7	Pluton (maximum)²⁹
31	Magnitude limite du télescope spatial Hubble ²
34	Magnitude limite attendue du Télescope géant européen (en construction)¹³

Les coordonnées géographiques de Alger, Algérie

Latitude : 36°45′08″ Nord ,Longitude : 3°02′31″ Est
Coordonnées de Tizi-Ouzou : 36°42′42″=36.7002 Nord, 4°02′45″ Est

Exemple

Calculer l’énergie solaire reçu par 1m2 sur terre

Calculer l’étendue angulaire du soleil et de la lune

La Terre est une des quatre planètes dites telluriques du système solaire, c’est-à-dire une planète essentiellement rocheuse avec un noyau métallique. Son rayon moyen est de 6371 km et elle tourne autour du Soleil avec une vitesse de près de 30 km/s.

La présence de planètes autour des très nombreuses étoiles de la Galaxie a été mise en évidence dans les années 1990. Depuis, plusieurs milliers ont été découvertes. Les techniques observationnelles les plus utilisées sont d'observer les perturbations causées par les planètes sur leur étoile, soit par spectroscopie (perturbation de la vitesse radiale de l'étoile), soit par transit (passage de la planète devant l'étoile perturbant sa luminosité).

Distances en temps lumière
Terre-Lune	1,2 seconde
Terre-Soleil	8 minutes
Soleil-Pluton	5,5 heures
Soleil-limite du système solaire (héliopause)	17 heures
Soleil-Proxima du Centaure	4,2 années
Soleil-Centre Galactique	28 000 années
Voie Lactée-Andromède	2,5 millions d'années
Les galaxies lointaines	6 à 13 milliards d'années

La Voie Lactée

La Voie Lactée est de loin le plus vaste objet du ciel nocturne, dont elle occupe une importante fraction. Elle est observable de préférence par une nuit sans Lune et surtout sans pollution lumineuse. Cela est dû au très grand nombre d'étoiles qui constituent la Voie Lactée. C'est en l'observant avec une lunette astronomique que Galilée a pu en résoudre les étoiles individuelles. Toutes les étoiles que nous apercevons à l'oeil nu font partie de la Voie Lactée.

Le système solaire fait partie de la Voie Lactée. Notre Galaxie est dominée par son disque, une immense "assiette". Etant à l'intérieur du disque, nous voyons celui-ci de côté, comme une longue traînée d'étoiles, la Voie Lactée. Celle-ci contient de 150 à 250 milliards d'étoiles, du gaz dans différentes phases (chaud et moléculaire) ainsi que de la poussière qui absorbe la lumière visible, ce qui explique les traînées sombres dans les parties les plus centrales de la Galaxie.

Le Soleil est une des nombreuses étoiles du disque de la Galaxie. Il est presque exactement dans le plan du disque, avec une distance au Centre Galactique de 28 000 années-lumière. Le Soleil tourne autour du Centre Galactique avec une vitesse de 230 km/s.

Au-delà de la rotation de la Terre sur elle-même, la Terre subit de nombreux mouvements ! Elle tourne autour du Soleil à une vitesse de 30 km/s, soit plus de 100 000 km/h. Le système solaire est entraîné autour du centre de la Galaxie à une vitesse de 230 km/s. Notre Galaxie et la grande galaxie d'Andromède tombent vers le centre du Groupe Local, chacune avec à une vitesse de 65 km/s.

Une multitude d'objets sont visibles de nuit. Sous un ciel sans nuage, sans Lune et sans pollution lumineuse, plusieurs milliers d'étoiles sont visibles à l'œil nu. Malheureusement, ce nombre est de plus en plus restreint par l'activité humaine (éclairage urbain...) et, dans le centre des grandes villes, au mieux quelques dizaines d'étoiles sont visibles.

En plus de ces étoiles, outre la Lune et les cinq planètes visibles à l'œil nu (Mercure, Vénus, Mars, Jupiter et Saturne), le ciel est barré par la Voie Lactée, grande bande laiteuse (d'où son nom), faiblement lumineuse, aux contours flous. En la parcourant à l'œil ou aux jumelles, on se rend compte qu'elle est composée de zones brillantes et de zones sombres, de nébuleuses, d'étoiles en amas... Au télescope, elle se décompose en une nuée d'étoiles. La Voie Lactée n'est, en effet, que le disque de notre Galaxie vue par la tranche. Par extension, notre Galaxie porte ainsi le nom de Voie Lactée.

D'autres objets sont également visibles : des nébuleuses qui peuvent être extérieures à notre Galaxie - comme les Nuages de Magellan ou la nébuleuse d'Andromède, qui sont des galaxies proches de la nôtre - ou, au contraire, des éléments de notre Galaxie - comme la nébuleuse d'Orion, un nuage interstellaire, ou des groupes de millions d'étoiles liées par la gravitation appelés « amas globulaires » qui, comme la Voie Lactée, ne sont pas résolus en étoiles par l'œil.

Vitesse de la lumière : c = 299 792,458 km/s (exactement)
L'année-lumière :
L'unité astronomique : C'est le demi-grand axe de l'orbite que décrirait autour du Soleil une planète de masse négligeable et de révolution 365,256 898 3263 jours.
Le parsec : C'est la distance d'une étoile dont la parallaxe trigonométrique est de 1 seconde de degré.

Relations entre les différentes unités :

Le gaz à la surface de l'étoile peut être considéré comme un corps noir. Un corps noir est un corps idéal qui réémet tout le rayonnement qu'il reçoit sous forme d'un spectre continu (qui suit la loi de Planck) avec un maximum à une longueur d'onde λ_mqui ne dépend que de sa température T (selon la relation de Wien : λ_m T = cte = 3.10^-3 m.K). La longueur d'onde λ_m détermine la couleur de l'étoile.

Le flux F d'énergie émis par un corps noir à sa surface ne dépend lui aussi que de la température selon la relation de Stefan-Boltzmann F=σT⁴ avec σ = 5,67.10^-8 W/m²/K. La luminosité totale L émise par un corps noir est le produit de sa surface par le flux F. La luminosité L d'une étoile représentée par un corps noir sphérique de rayon R, donc de surface égale à 4πR², est par conséquent égale à L=4πR²σT⁴ .

La luminosité apparente d'une étoile est la puissance du rayonnement électromagnétique émis par cette étoile qui arrive à l'observateur. La luminosité apparente d'un objet dépend de sa luminosité absolue et de sa distance. On conçoit bien en effet que plus un objet est intrinsèquement brillant, plus il va être brillant sur le ciel de même que plus il va être loin, moins il va être brillant.

On définit également la notion de magnitude. Initialement, c'est l'intensité de la sensation visuelle produite par une étoile. Les étoiles visibles ont ainsi été classées en 6 ordres de grandeur par les astronomes anciens, de la première magnitude pour les plus brillantes à la sixième pour les étoiles tout juste visibles à l'oeil nu. À cette hiérarchie s'est substitué un classement plus quantitatif coïncidant avec la première définition : Si F est le flux d'une étoile dans une bande de longueur d'onde donnée, la magnitude est définie par , où est une constante.

La magnitude absolue d'une étoile est la magnitude qu'aurait l'étoile si elle était située à 10 parsecs de la Terre. La magnitude absolue permet ainsi de comparer des étoiles ayant des distances différentes. La magnitude absolue est égale à , où D est la distance de l'étoile en parsecs et A est l'absorption interstellaire.

Les étoiles brillent car leur surface, ou photosphère, est composée de gaz ionisé très chaud - entre 3000 et 50000 K - qui émet de la lumière. Mais pourquoi la surface est-elle si chaude et pourquoi émet-elle ? C'est-à-dire où l'étoile puise-t-elle son énergie ?

On connaît la masse du Soleil, environ 2.10³⁰ kg.

On connaît la quantité de lumière émise par le Soleil, environ 4.10²⁶ Watts.

On connaît enfin l'âge du Soleil : 4,6 milliards d'années. On suppose que la formation du système solaire a été brève devant son âge et on mesure l'âge des météorites par la mesure de la composition en isotopes radioactifs de longue période comme l'uranium 238 ou 235 et les produits de leurs désintégrations, plomb 206 et 207.

L'orbite de la Terre autour du Soleil

Orbite elliptique du barycentre Terre-Lune dans le plan de l'écliptique

En première approximation, le barycentre du système Terre-Lune parcourt, dans le sens direct (sens inverse des aiguilles d'une montre), une orbite quasi elliptique et plane autour du Soleil (première loi de Kepler). Le plan de cette orbite est appelé plan de l'écliptique. Le Soleil est situé à l'un des foyers de cette ellipse. L'excentricité de l'ellipse est tellement faible qu'elle est indécelable sur le tracé de l'orbite, le tracé ressemble à celui d'un cercle. Il est important de noter que le Soleil ne se trouve pas au centre de l'ellipse mais à l'un de ces foyers. La distance entre le barycentre Terre-Lune et le Soleil n'est donc pas constante. Il y a deux positions particulières correspondant aux valeurs extrêmes de cette distance : le périhélie (distance minimale) et l'aphélie (distance maximale). La ligne joignant ces deux positions s'appelle ligne des apsides.


La rotation de la Terre et l'équateur terrestre

Rotation de la Terre : l'équateur terrestre

La Terre tourne sur elle-même, autour de l'axe des pôles, dans le sens direct (d'ouest en est). L'axe de rotation de la Terre n'est pas normal au plan de l'orbite du barycentre Terre-Lune (plan de l'écliptique). Cette inclinaison, de 23° 26', est à l'origine des variations de la durée des jours et des nuits ainsi que des saisons. Le plan normal à l'axe de rotation terrestre coupant en deux hémisphères la sphère terrestre s'appelle plan équatorial terrestre. L'intersection de ce plan avec la Terre est l'équateur terrestre.


La ligne des équinoxes et la ligne des solstices

Ligne des équinoxes

Crédit : IMCCE/Patrick Rocher

Comme l'axe de rotation de la Terre n'est pas normal au plan de l'écliptique, le plan équatorial terrestre n'est pas parallèle au plan de l'écliptique. Il le coupe donc suivant une droite. Cette droite s'appelle la ligne des équinoxes. Lorsque la direction du segment joignant le Soleil à la Terre est parallèle à celle ligne, la Terre se trouve aux équinoxes. Il existe une autre ligne particulière, la ligne perpendiculaire, dans le plan de l'écliptique, à la ligne des équinoxes. Cette ligne est la ligne des solstices. Lorsque la direction du segment joignant le Soleil à la Terre est parallèle à celle ligne, la Terre se trouve aux solstices.


Les équinoxes

O : centre de la Terre, Oxy : plan de l'équateur, O γ : direction de l'équinoxe de printemps, α : ascension droite, δ : déclinaison de l'astre

Crédit : IMCCE/Patrick Rocher

Vu de la Terre, dans le repère équatorial géocentrique, l'équinoxe correspondant au passage du Soleil des déclinaisons négatives aux déclinaisons positives est appelé équinoxe de printemps (début du printemps dans l'hémisphère nord) ou point vernal. Cette direction est, dans le plan de l'écliptique, l'origine des longitudes célestes et elle est également, dans le plan de l'équateur, l'origine des ascensions droites.

Le printemps, dans l'hémisphère nord, correspond donc à l'instant où la longitude géocentrique apparente du centre du Soleil est égale à 0°. L'autre équinoxe, correspondant au passage du Soleil des déclinaisons positives aux déclinaisons négatives, est appelé équinoxe d'automne (début de l'automne dans l'hémisphère nord). L'automne, dans l'hémisphère nord, correspond donc à l'instant où la longitude géocentrique apparente du centre du Soleil est égale à 180°. Le solstice situé entre l'équinoxe de printemps et l'équinoxe d'automne est le solstice d'été et le solstice compris entre l'équinoxe d'automne et l'équinoxe de printemps est le solstice d'hiver. L'été, dans l'hémisphère nord, correspond donc à l'instant où la longitude géocentrique apparente du centre du Soleil est égale à 90°. De même, le solstice d'hiver, dans l'hémisphère nord, correspond à l'instant où la longitude géocentrique apparente du centre du Soleil est égale à 270°.

Remarque

Les saisons dans l'hémisphère sud sont inversées par rapport aux saisons dans l'hémisphère nord. Ainsi l'été dans l'hémisphère sud correspond à l'hiver dans l'hémisphère nord, l'hiver dans l'hémisphère sud correspond à l'été dans l'hémisphère nord, le printemps dans l'hémisphère sud correspond à l'automne dans l'hémisphère nord et l'automne dans

La durée des jours et des nuits

Le jour de l'équinoxe

Le jour de l'équinoxe (de printemps ou d'automne), si on néglige la réfraction atmosphérique, le terminateur de la zone de nuit sur la Terre passe par les deux pôles terrestres. Le jour de l'équinoxe, si on néglige la réfraction atmosphérique, la durée du jour est égale à la durée de la nuit pour tous les lieux de la surface terrestre. De plus, toujours en négligeant l'effet de la réfraction atmosphérique, le jour des équinoxes le Soleil se lève exactement à l'est et se couche exactement à l'ouest.

Le jour du solstice d'hiver

Le jour du solstice d'hiver, pour l'hémisphère nord, la demi-sphère définie par le terminateur de la zone de nuit recouvre la plus grande partie de la surface de l'hémisphère nord. C'est le jour de l'année où la durée de la nuit est maximale et la durée du jour minimale. C'est également le jour où le Soleil se lève le plus au sud-est (valeur extrême de l'amplitude ortive), passe au méridien avec une hauteur minimale et se couche le plus au sud-ouest(valeur extrême de l'amplitude occase).

Le jour du solstice d'été

Le jour du solstice d'été, pour l'hémisphère nord, la demi-sphère définie par le terminateur de la zone de nuit recouvre la plus petite partie de la surface de l'hémisphère nord. C'est le jour de l'année où la durée de la nuit est minimale et la durée du jour maximale. C'est également le jour où le Soleil se lève le plus au nord-est (valeur extrême de l'amplitude ortive), passe au méridien avec une hauteur maximale et se couche le plus au nord-ouest (valeur extrême de l'amplitude occase).

Trajectoires apparentes du Soleil au début des différentes saisons

La figure illustre les trajectoires apparentes du Soleil pour chacune de ces journées en un lieu de l'hémisphère nord.

Nous rappelons que dans l'hémisphère sud, les solstices et les équinoxes sont à l'opposé des solstices et des équinoxes de l'hémisphère nord.

La Terre tourne autour de son axe dans le sens direct (d'ouest en est). Sur la Terre cela se traduit par un mouvement apparent des étoiles et des corps du système solaire dans le sens rétrograde (d'est en ouest).

L'angle formé par la direction du lever du Soleil avec la direction de l'est porte le nom d'amplitude ortive, cette amplitude est nulle le jour des équinoxes et elle est maximale le jour des solstices.

De même l'angle formé par la direction du coucher du Soleil avec la direction de l'ouest s'appelle l'amplitude occase, cette amplitude est nulle le jour des équinoxes et elle est maximale le jour des solstices.

Conseils

Il existe un moyen mnémotechnique pour se rappeler quelles amplitudes ortives ou occases correspond au coucher ou au lever d'un astre.

Les deux premières lettres des mots vous donnent la direction : OR pour ortive correspond à ORIENT donc à l'est donc au lever des astres (tous les astres se lèvent vers l'est), OC pour occase correspond à OCCIDENT donc à l'ouest donc au coucher des astres (tous les astres se couchent vers l'ouest).

Mouvement de la Terre autour du Soleil

Sphère céleste écliptique.

En première approximation on peut supposer que le mouvement de la Terre autour du Soleil obéit aux trois lois de Kepler. La Terre parcourt donc une orbite elliptique plane autour du Soleil, le Soleil étant situé à l'un des foyers de l'ellipse. Le plan de cette orbite s'appelle le plan de l'écliptique, car c'est lorsque la pleine Lune ou la nouvelle Lune est proche de ce plan qu'il y a une possibilité d'éclipses de Lune ou de Soleil. Ce plan sert de plan de base (Oxy) au repère de coordonnées polaires écliptiques, l'axe Oz de ce repère est normal au plan de l'écliptique et il est orienté de sorte que la trajectoire de la Terre soit dans le sens direct. Les deux coordonnées angulaires polaires écliptiques portent les noms de longitude écliptique et de latitude écliptique. Dans ce modèle keplerien du mouvement de la Terre, la latitude de la Terre est toujours nulle. Sur son orbite la Terre passe par deux positions particulières situées aux extrémités de la ligne des apsides (le grand-axe de l'ellipse) : l'aphélie correspondant à la distance maximale entre la Terre et le Soleil, et le périhélie correspondant à la distance minimale entre la Terre et le Soleil. Suite à la deuxième loi de Kepler, à l'aphélie la vitesse de la Terre est minimale et au périhélie elle est maximale. Ainsi la vitesse angulaire de la Terre progresse 7% plus vite au périhélie qu'à l'aphélie.

Dans l'étude des éclipses, on utilise le mouvement apparent du Soleil autour de la Terre. Dans ce mouvement le Soleil parcourt une orbite elliptique autour de la Terre, l'orbite a les mêmes caractéristiques que la trajectoire de la Terre autour du Soleil. Cette représentation est correcte d'un point de vue cinématique (changement d'origine du repère), mais n'a aucun sens d'un point de vue dynamique.

En savoir plus: Eléments orbitaux kepleriens de l'orbite terrestre-2

Éléments de l'orbite keplerienne de la Terre;

En savoir plus

La distance entre le Soleil et la Terre au périhélie est donnée par la formule Δ = a . (1 - e).
La distance entre le Soleil et la Terre à l'aphélie est donnée par la formule Δ = a . (1 + e).
Le demi-grand axe a, le demi-petit axe b et l'excentricité e sont liés par la relation suivante : e² = (a² - b²) / a².
La distance c entre le centre de l'ellipse et un de ses foyers est donnée par c = e.a
Le diamètre apparent D du Soleil vu du centre de la Terre est donné par la formule : D = 2 arctg(Rs/Δ), où Δ est la distance Terre-Soleil et Rs le rayon du disque solaire.
Le moyen mouvement n est lié au demi-grand axe a de l'ellipse par la troisième loi de Kepler : n²a³ = constante.

En savoir plus: La lunaison moyenne, le mois lunaire

Révolutions sidérale et synodique

En savoir plus

La lunaison moyenne est l'intervalle de temps qui s'écoule en moyenne entre deux mêmes phases, c'est la combinaison de deux mouvements moyens : le mouvement moyen de la Lune autour de la Terre, dont la période moyenne de révolution est la révolution sidérale de la Lune SL = 27,321661547 jours (27 jours 7h 43m 11,56s), et le mouvement moyen du Soleil apparent autour de la Terre (ou de la Terre autour du Soleil), dont la période moyenne de révolution est la révolution sidérale du Soleil (ou de la Terre) SS = 365,2563632 jours. Nous avons donc deux mouvements moyens de période SS et SL dans le même sens, l'intervalle de temps L qui sépare deux nouvelles Lunes, appelée révolution synodique moyenne, est solution de l'équation suivante :

1/SL - 1/SS = 1/L

En l'on trouve L = 29,53058885 jours soit 29 jours 12h 44m 2,88s. La révolution synodique moyenne porte également les noms de lunaison moyenne et de mois lunaire moyen.

Dimensions et distances des corps

Crédit : IMCCE/Patrick Rocher

Le dessin ci-contre donne les rayons équatoriaux de la Terre, de la Lune et du Soleil, il donne également les distances moyennes entre ces corps, en kilomètres et en rayons terrestres. Comme on le constate, si l'on voulait réaliser un dessin comportant les trois corps il serait impossible de le faire à l'échelle. Ainsi si la Terre est représentée par un cercle de 2 cm de rayon, la Lune doit être représentée par un cercle de 0,55 cm situé à une distance d'environ 1,20 m de la Terre et si l'on voulait représenter le Soleil celui-ci aurait un rayon de 2,18 m et serait situé à 469 m de la Terre !

Aucun dessin représentant les trois corps n'est donc à l'échelle, et en ne respectant pas les distances et les tailles des corps, on introduit des distorsions dans les figures. Par exemple certaines droites quasi-parallèles se coupent suivant des angles qui sont beaucoup plus grands que la réalité.

La sphère locale

La sphère céleste locale définie par le plan horizontal (H, l'horizon du lieu) et le zénith (Z), l'observateur est en O.

Tout d'abord, notre perception du ciel est celle d'une sphère : étoiles et planètes sont toutes -apparemment- à la même distance de nous. Notre perception du relief, grâce à nos deux yeux, s'arrête en effet, à quelques dizaines de mètres de nous : au-delà, nous ne percevons plus de relief, donc plus de distances mais seulement des angles.

Nous sommes donc, chacun d'entre nous, le centre d'une sphère sur laquelle nous voyons les corps célestes : on l'appelle la sphère céleste locale et on va mesurer des angles sur cette sphère, puis à partir de ces angles et d'un modèle d'univers, on va en déduire la distance de ces points brillants que nous observons.

Dans la sphère céleste locale, on donne la position d'un astre avec deux valeurs, l'angle entre l'astre et l'horizon (mesuré verticalement) et l'angle entre la direction de l'astre et une direction fixe, par exemple le Sud (mesuré horizontalement).

Plus précisément, dans ce repère local, formé du plan de l'horizon et de la direction du Sud, on donne la position de l'astre avec les deux coordonnées :

L'angle azimutal ou azimut : est mesuré dans le plan de l'horizon, de 0 à 360 degrés à partir du Sud, positivement vers l'Ouest. La direction du Sud a donc un azimut de 0°, le point cardinal Ouest a un azimut de +90°, le point cardinal Nord est à +180° et par exemple le Nord-Ouest est à 135° d'azimut. Attention, les géomètres comptent l'azimut à partir du Nord, pas les astronomes !

L'altitude angulaire : c'est la hauteur dans le ciel mesurée de 0° à partir de l'horizon jusqu'à +90° au zénith (le point à la verticale de l'observateur).

Ce repère local dépend de l'observateur et varie d'un point à l'autre sur Terre.

Mais comment s'y retrouver entre observateurs du ciel qui sont à des endroirs différents sur Terre? D'autant plus qu'au-dessus d'un lieu donné, on ne voit pas toujours les mêmes étoiles...

Il faut construire un repère commun à tous les observateurs avec un plan origine, l'équateur (on comprendra plus tard pourquoi ce nom) et un méridien d'origine. Pour cela il y a plusieurs façons d'aborder le problème.

Les repères quasi fixes

Historiquement, deux plans fondamentaux se sont imposés. Le premier est le plan de l’orbite apparente du Soleil vue depuis la Terre. Plus rigoureusement, il s'agit du plan de l'orbite du barycentre Terre-Lune. Ce plan est appelé écliptique, car c’est lorsque la Lune est proche de ce plan qu’il y a possibilité d’éclipse. Le Soleil, la Lune et les planètes sont toujours très proches de ce plan. Ce repère écliptique est utilisé pour étudier les mouvements des objets du système solaire.'

L’autre plan est le plan de l’équateur terrestre. Ce repère, le repère céleste équatorial est le repère principal pour les astrophysiciens (terriens!). Dans ce repère, les étoiles ont des coordonnées fixes.

Les astronomes ont construit un repère fondamental avec chacun de ces plans. Comme ces plans ne sont pas totalement fixes, ces repères sont définis pour un instant donné, par exemple pour l’instant correspondant au 1^er janvier 2000 à 12h que l’on nomme époque J2000. De plus comme l’astronome observe et mesure uniquement des angles, on se limite souvent à des coordonnées polaires sur une sphère de rayon unité appelée sphère céleste.

Le repère céleste écliptique

Le repère écliptique J2000 est défini par le plan de base (Oxy) correspondant à l’orbite osculatricedu barycentre Terre-Lune autour du Soleil, la direction de l’axe Oz normale à ce plan (appelée pôle de l’écliptique) est choisie de sorte que le mouvement du barycentre Terre-Lune se fasse dans le sens direct (sens inverse des aiguilles d’une montre). Dans ce repère les coordonnées portent le nom de coordonnées écliptiques J2000. Les deux coordonnées polaires sont respectivement la longitude écliptique et la latitude écliptique. La longitude (notée ) est comptée en degrés sexagésimaux de 0° à 360° à partir de l’origine Ox du repère et la latitude (notée ) est comptée en degrés sexagésimaux de –90° à +90° à partir du plan de l’écliptique. Les grands cercles passant par les deux pôles de l’écliptique portent le nom de méridiens écliptiques, les petits cercles de la sphère céleste parallèles à l’écliptique portent le nom de parallèles écliptiques.

Figure 8 : Repère écliptique.

Le repère céleste équatorial

Le repère équatorial J2000 est défini par le plan de base (Oxy) correspondant au plan de l’équateur céleste (plan parallèle à l’équateur terrestre passant par le centre du repère) à l’instant considéré, la direction de l’axe Oz normale à ce plan (appelée pôle céleste nord) est choisie de sorte que le mouvement de la Terre autour de cet axe se fasse dans le sens direct (sens inverse des aiguilles d’une montre – donc d’ouest en est). Dans ce repère les coordonnées portent le nom de coordonnées équatoriales J2000. Les deux coordonnées polaires sont respectivement l’ascension droite et la déclinaison. L’ascension droite (notée ) est comptée en heures sexagésimales de 0h à 24h à partir de l’origine Ox du repère et la déclinaison (notée ) est comptée en degrés sexagésimaux de –90° à +90° à partir du plan de l’équateur céleste. On utilise parfois à la place de la déclinaison l’angle entre le pôle céleste et la direction de l’astre, cet angle est compté positivement de 0° à 180° à partir du pôle céleste nord et porte le nom de distance polaire (notée ).

Repère céleste équatorial

Les coordonnées terrestres

Les coordonnées terrestres sont données par rapport au pôle terrestre et le plan de l’équateur terrestre. Ce système constitue un référentiel terrestre. Les coordonnées polaires terrestres portent les noms de latitude (notée φ) et longitude (notée L) terrestres. L’axe instantané de rotation de la Terre se déplace par rapport aux étoiles, mais il reste quasi fixe par rapport à la croûte terrestre.

Par contre la Terre n’étant pas parfaitement sphérique (elle est aplatie aux pôles), on doit distinguer deux types de coordonnées : des coordonnées géographiques (ou astronomiques) et des coordonnées géocentriques. En première approximation la Terre est assimilée à un ellipsoïde de révolution. Un méridien terrestre est un arc de longitude constante joignant les deux pôles terrestres.

Sur cet ellipsoïde on définit un méridien origine passant par les deux pôles géographiques. Ce méridien origine porte le nom de méridien international (méridien de Greenwich). Pour un lieu donné, on distingue une seule longitude et deux latitudes :

la latitude géocentrique φ' qui est l’angle entre la direction allant du centre de la Terre au lieu considéré et le plan de l’équateur terrestre,
la latitude géographique ou astronomique φ qui est l’angle entre la normale à l’ellipsoïde de référence et le plan de l’équateur terrestre.

coordonnées géographiques

Figure 16 : Coordonnées géographiques.

Crédit : ASM/Patrick Rocher

Historiquement les latitudes géographiques étaient obtenues à l’aide de mesures de hauteur d’astre aux dessus de l’horizon. La longitude est comptée à partir du méridien international en heures ou en degrés sexagésimaux. Historiquement les longitudes géographiques étaient obtenues à l’aide de mesures astronomiques (point astronomique). De nos jours les coordonnées géographiques sont obtenues à l’aide de systèmes satellitaires (GPS). Sur une planète on parlera de coordonnées planétographiques et de coordonnées planétocentriques.

Le repère local

Auteur: Patrick Rocher

En un lieu donné, de latitude géographique φ et de longitude géographique L on peut définir un repère local dont le plan Oxy est par le plan horizontal tangent à l’ellipsoïde au lieu considéré et dont l’axe Oz est la normale à ce plan (direction du zénith). Comme dans le cas des coordonnées horaires, l’axe Ox est l’intersection du plan du méridien et du plan horizontal (direction du sud) et l’axe Oy est à 90° compté vers l’ouest dans le sens indirect (direction de l’ouest). On appelle premier vertical ouest le demi-plan vertical passant par la verticale du lieu et la direction de l’ouest. On définit de même le premier vertical est comme le demi-plan vertical passant par la direction de l’est.

Le premier angle est compté positivement à partir du sud vers l’ouest (sens indirect – sens des aiguilles d’une montre) de 0° à 360° et s’appelle l’azimut des astronomes (noté a). On a donc les relations suivantes : sud ⇔ azimut = 0°, ouest ⇔ azimut = 90°, nord ⇔ azimut = 180° et est ⇔ azimut = 270°. La direction de la vertical, vers le haut, d'un lieu porte le nom de zénith, sa direction opposée, vers le bas, porte le nom de nadir. Le second angle est compté positivement vers le zénith de 0° à 90°et négativement vers le nadir de 0° à –90°, il porte le nom de hauteur (noté h). À la place de la hauteur, on utilise parfois l’angle entre la direction du zénith et la direction de l’astre, cet angle est compté de 0° à 180° à partir du zénith et porte de nom de distance zénithale (notée z).

Repère local azimutal

Figure 19 : Repère local azimutal.

Histoire : l'univers de Ptolémée

Crédit : ASM/Benoît Mosser

L'astronomie grecque va connaître son apogée au 2ème siècle de notre ère avec l'astronome alexandrin Claude Ptolémée (100-170)

Définition du jour

Définition du jour à partir de la rotation de la Terre autour de son axe

Crédit : ASM/Jean-Eudes Arlot et Gilles Bessou + image NASA

Si on considère une direction fixe dans l'espace, il faudra 23h 56m 4s à un observateur pour se retrouver dans la même direction après un tour complet de la Terre autour de son axe. Mais ce n'est pas cette durée qui est la plus facile à percevoir. On aura beaucoup plus l'impression que la Terre a accompli un tour si c'est le Soleil qui revient à la même position. C'est ce retour du Soleil dans la même direction qui définit le jour qui lui, dure en moyenne, 24 heures. En effet, la Terre s'est déplacée et le Soleil ne correspond pas à une direction fixe.

Le jour n'est pas, a priori, une simple unité de temps pour compter des durées, mais c'est plutôt un intervalle de temps centré sur une période de "jour" et encadré par des périodes de "nuit". Nous allons donc définir le jour comme la durée qui sépare deux passages consécutifs du Soleil à son point culminant, c'est-à-dire au "méridien" du lieu. Mais une telle durée est variable : pourquoi ?

Tout d'abord, et nous le verrons plus loin (lois de Kepler), l'orbite apparente du Soleil autour de la Terre (en fait, l'orbite réelle de la Terre autour du Soleil) n'est pas un cercle mais une ellipse : ainsi la vitesse apparente du Soleil sur la sphère céleste va varier selon sa position sur sa trajectoire. Le Soleil passera donc au méridien soit en avance quand il va plus vite, soit en retard quand il ralentit, par rapport à une position moyenne. Pour que nos jours aient la même durée et donc que nos heures soient régulières (et que midi n'arrive pas un peu en avance ou un peu en retard), on construit une position moyenne théorique du Soleil sur l'année (le Soleil moyen, par opposition au Soleil vrai) qui définira le Temps moyen, échelle de temps qui a été en usage jusque dans les années 1970. La définition officielle de cette échelle de temps était : "l'heure légale en France est le temps moyen de Paris retardé de 9m 21s et augmenté de douze heures (c'est la définition du Temps Universel internationalement reconnu) et aussi augmenté de deux heures en été et d'une heure en hiver (c'est l'heure d'été ou l'heure d'hiver)". Le retard de 9m 21s sert à nous mettre à l'heure du méridien international (Greenwich). L'avance de douze heures sert à faire commencer le jour à minuit (c'est plus pratique car le temps moyen fait débuter le jour à midi au moment du passage du Soleil au méridien). Enfin le décalage d'une heure ou de deux heures nous donne l'heure d'été ou l'heure d'hiver. Les fuseaux horaires sont là pour permettre un décalage similaire pour les pays situés loin du méridien international.


La précession et la nutation

Le principe de la précession dûe au changement de direction de l'axe de rotation de la Terre

Crédit : ASM/Jean-Eudes Arlot et Gilles Bessou

Le ralentissement de la rotation terrestre nous a montré le caractère irrégulier de cette rotation. De plus, l'axe de rotation ne reste pas fixe au cours du temps : les perturbations gravitationnelles de la Lune, du Soleil et des planètes entraînent différents mouvements de cet axe. D'abord un mouvement oscillant "périodique" rapide de petite amplitude autour d'une position moyenne, c'est la nutation. Ensuite, un mouvement lent, "séculaire" : tout en restant incliné à peu près de 23° 26' sur l'écliptique (le plan orbital de la Terre), l'axe va effectuer une rotation complète en 26 000 ans. C'est la précession : dans 13 000 ans, l'étoile polaire aura changée. C'est l'étoile Véga vers laquelle pointera l'axe de rotation de la Terre et 13 000 ans plus tard il sera à nouveau dirigé vers notre étoile polaire. La précession entraîne le déplacement rétrograde du point γ (équinoxe) le long de l'équateur céleste : il fera un tour en 26 000 ans. Les constellations vont donc sembler changer de place le long du zodiaque. Pour conserver les saisons à leur place chaque année nous devons donc considérer un équinoxe mobile.

L'axe de rotation de la Terre subit de petites variations périodiques de sa direction : c'est la nutation.

Coordonnées géographiques sur un globe : la latitude correspond à la mesure de l’angle marqué phi (φ) ; la mesure de l’angle marqué lambda (λ) par rapport au méridien de référence donne la longitude

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Astronomie 1

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Astronomie

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Matières de l'astronomie

Les coordonnées géographiques de Alger, Algérie

L'orbite de la Terre autour du Soleil

La rotation de la Terre et l'équateur terrestre

La ligne des équinoxes et la ligne des solstices

Les équinoxes

Remarque

La durée des jours et des nuits

Le jour de l'équinoxe

Le jour du solstice d'hiver

Le jour du solstice d'été

Trajectoires apparentes du Soleil au début des différentes saisons

Conseils

Mouvement de la Terre autour du Soleil

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