ASTRONOMIE : Les pieds sur terre, le nez dans les étoiles
titevero (FR1)
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Bonjour, Bonsoir ami(e)s rêveurs je vous dédie ce voyage !
Il y a quelque chose de poétique dans l’astronomie. L’espace et l’infini, la matière noire, les naines brunes, les astres morts flottant à des milliards d’années-lumière… Il est rassurant de constater que le bruit et les vociférations qui envahissent quotidiennement nos écrans et nos journaux ne sont, en fin de compte, rien du tout dans le silence galactique.
Mouvement et distance des étoiles
Jusqu’au milieu du XVIIIe siècle, l’étude des étoiles autres que le Soleil était très limitée. Au contraire des planètes qui se déplaçaient dans le ciel et dont quelques détails étaient visibles dans un télescope, les étoiles étaient parfaitement immobiles et restaient ponctuelles même dans les meilleurs instruments. Leur étude se limitait à des mesures de coordonnées et à l’établissement de catalogues. Il semblait à cette époque que ces objets resteraient pour toujours inaccessibles et hors du champ de la science.
Un premier pas en avant fut accompli en 1718 lorsque Edmond Halley – le découvreur de la comète – mit en évidence que les étoiles n’étaient pas fixes dans le ciel. L’astronome s’était appliqué à mesurer la position précise de nombreuses étoiles et à comparer ses résultats avec des observations plus anciennes. Il se rendit alors compte que certaines positions ne correspondaient pas, ce qui ne pouvait s’expliquer que si les étoiles concernées s’étaient déplacées entre temps.
Le dogme de l’immuabilité des cieux perdait ainsi le peu de respectabilité qui lui restait. Les étoiles n’étaient pas fixées sur une immense sphère mais pouvaient librement se mouvoir les unes par rapport aux autres. Depuis la Terre, cela se traduisait par de légères modifications de leur position dans le ciel, de l’ordre d’une seconde d’arc par an pour les étoiles les plus proches.
L’étape suivante consistait à déterminer la distance qui les séparait de la Terre. Se trouvaient-elles juste aux limites du système solaire ou mille fois plus loin ou peut-être un million de fois plus loin ? Il s’agissait là d’une question fondamentale puisque qu’elle portait de manière plus générale sur la taille de l’Univers. Celui-ci était-il limité au système solaire ou s’étendait-il beaucoup plus loin ?
La méthode de la parallaxe
La première méthode que les astronomes développèrent pour mesurer la distance des étoiles reposait sur des mesures précises de position et sur le phénomène de parallaxe.
Pour comprendre celui-ci, vous pouvez faire une expérience très simple. Placez-vous à quelques mètres d’un mur. Allongez votre bras droit, levez un doigt et observez sa position par rapport au mur. Déplacez maintenant votre tête alternativement vers la gauche et la droite sans bouger le bras. La position apparente de votre doigt par rapport au mur doit changer. Cet effet, un changement de la position apparente d’un objet lointain dû à un déplacement de l’observateur, s’appelle la parallaxe.
Les astronomes furent amenés très tôt à essayer d’utiliser la parallaxe pour mesurer la distance des étoiles. En effet, si nous remplaçons votre doigt par une étoile proche et le mur par un fond d’étoiles très éloignées, le même phénomène se produit.
Du fait de la révolution de la Terre autour du Soleil, les observateurs terrestres sont en mouvement. La position apparente d’une étoile proche par rapport au fond constitué par les étoiles plus lointaines doit donc varier légèrement. Si le petit déplacement angulaire est mesurable, on peut à partir de quelques connaissances géométriques calculer la distance à l’étoile.
Du fait de la révolution de la Terre autour du Soleil, la position apparente d’une étoile proche par rapport aux étoiles lointaines varie légèrement. En mesurant le déplacement angulaire, on peut déterminer la distance à l’étoile.
La difficulté majeure pour cette technique réside dans le fait que même les étoiles les plus proches sont très distantes. Leur parallaxe, c’est-à-dire l’angle défini par leur mouvement apparent, est extrêmement faible. C’est pourquoi il fallut attendre 1837 pour qu’une première mesure soit réalisée.
Cette année là, l’astronome allemand Wilhelm Bessel détermina que l’étoile 61 Cygni présentait une parallaxe d’un tiers de seconde d’arc. Connaissant la valeur du rayon de l’orbite terrestre, 150 millions de kilomètres, il fut en mesure de calculer la distance à l’étoile, 100 000 milliards de kilomètres, soit 680 000 unités astronomiques ou 11 années-lumière.
Avec cette valeur, les astronomes prenaient enfin la mesure de l’immensité des espaces interstellaires et de la taille négligeable du système solaire par rapport à l’Univers. Les observations de ce type allaient aussi permettre de calculer la luminosité absolue des étoiles et de commencer à mieux comprendre leur vraie nature.
Le satellite d’astrométrie Hipparcos
La principale limitation à la méthode de la parallaxe est la présence de l’atmosphère. En effet, la turbulence atmosphérique déforme les images du ciel et impose une limite à la précision avec laquelle on peut mesurer la position d’une étoile, de l’ordre de quelques fractions de seconde d’arc. A cause d’elle, les mesures de distance par la méthode de la parallaxe ne donnent de bons résultats que jusqu’à une centaine d’années-lumière.
La solution moderne pour remédier à ce problème est de placer un instrument d’observation au-delà de l’atmosphère terrestre. C’est ce qui fut réalisé avec le lancement en 1989 d’un satellite d’astrométrie baptisé Hipparcos. Débarrassé des problèmes de turbulence atmosphérique, celui fut en mesure de déterminer la position des étoiles à quelques millièmes de seconde d’arc près et d’observer ainsi des parallaxes jusqu’à 1500 années-lumière du Soleil.
Il y a quelque chose de poétique dans l’astronomie. L’espace et l’infini, la matière noire, les naines brunes, les astres morts flottant à des milliards d’années-lumière… Il est rassurant de constater que le bruit et les vociférations qui envahissent quotidiennement nos écrans et nos journaux ne sont, en fin de compte, rien du tout dans le silence galactique.
Mouvement et distance des étoiles
Jusqu’au milieu du XVIIIe siècle, l’étude des étoiles autres que le Soleil était très limitée. Au contraire des planètes qui se déplaçaient dans le ciel et dont quelques détails étaient visibles dans un télescope, les étoiles étaient parfaitement immobiles et restaient ponctuelles même dans les meilleurs instruments. Leur étude se limitait à des mesures de coordonnées et à l’établissement de catalogues. Il semblait à cette époque que ces objets resteraient pour toujours inaccessibles et hors du champ de la science.
Un premier pas en avant fut accompli en 1718 lorsque Edmond Halley – le découvreur de la comète – mit en évidence que les étoiles n’étaient pas fixes dans le ciel. L’astronome s’était appliqué à mesurer la position précise de nombreuses étoiles et à comparer ses résultats avec des observations plus anciennes. Il se rendit alors compte que certaines positions ne correspondaient pas, ce qui ne pouvait s’expliquer que si les étoiles concernées s’étaient déplacées entre temps.
Le dogme de l’immuabilité des cieux perdait ainsi le peu de respectabilité qui lui restait. Les étoiles n’étaient pas fixées sur une immense sphère mais pouvaient librement se mouvoir les unes par rapport aux autres. Depuis la Terre, cela se traduisait par de légères modifications de leur position dans le ciel, de l’ordre d’une seconde d’arc par an pour les étoiles les plus proches.
L’étape suivante consistait à déterminer la distance qui les séparait de la Terre. Se trouvaient-elles juste aux limites du système solaire ou mille fois plus loin ou peut-être un million de fois plus loin ? Il s’agissait là d’une question fondamentale puisque qu’elle portait de manière plus générale sur la taille de l’Univers. Celui-ci était-il limité au système solaire ou s’étendait-il beaucoup plus loin ?
La méthode de la parallaxe
La première méthode que les astronomes développèrent pour mesurer la distance des étoiles reposait sur des mesures précises de position et sur le phénomène de parallaxe.
Pour comprendre celui-ci, vous pouvez faire une expérience très simple. Placez-vous à quelques mètres d’un mur. Allongez votre bras droit, levez un doigt et observez sa position par rapport au mur. Déplacez maintenant votre tête alternativement vers la gauche et la droite sans bouger le bras. La position apparente de votre doigt par rapport au mur doit changer. Cet effet, un changement de la position apparente d’un objet lointain dû à un déplacement de l’observateur, s’appelle la parallaxe.
Les astronomes furent amenés très tôt à essayer d’utiliser la parallaxe pour mesurer la distance des étoiles. En effet, si nous remplaçons votre doigt par une étoile proche et le mur par un fond d’étoiles très éloignées, le même phénomène se produit.
Du fait de la révolution de la Terre autour du Soleil, les observateurs terrestres sont en mouvement. La position apparente d’une étoile proche par rapport au fond constitué par les étoiles plus lointaines doit donc varier légèrement. Si le petit déplacement angulaire est mesurable, on peut à partir de quelques connaissances géométriques calculer la distance à l’étoile.
Du fait de la révolution de la Terre autour du Soleil, la position apparente d’une étoile proche par rapport aux étoiles lointaines varie légèrement. En mesurant le déplacement angulaire, on peut déterminer la distance à l’étoile.La difficulté majeure pour cette technique réside dans le fait que même les étoiles les plus proches sont très distantes. Leur parallaxe, c’est-à-dire l’angle défini par leur mouvement apparent, est extrêmement faible. C’est pourquoi il fallut attendre 1837 pour qu’une première mesure soit réalisée.
Cette année là, l’astronome allemand Wilhelm Bessel détermina que l’étoile 61 Cygni présentait une parallaxe d’un tiers de seconde d’arc. Connaissant la valeur du rayon de l’orbite terrestre, 150 millions de kilomètres, il fut en mesure de calculer la distance à l’étoile, 100 000 milliards de kilomètres, soit 680 000 unités astronomiques ou 11 années-lumière.
Avec cette valeur, les astronomes prenaient enfin la mesure de l’immensité des espaces interstellaires et de la taille négligeable du système solaire par rapport à l’Univers. Les observations de ce type allaient aussi permettre de calculer la luminosité absolue des étoiles et de commencer à mieux comprendre leur vraie nature.
Le satellite d’astrométrie Hipparcos
La principale limitation à la méthode de la parallaxe est la présence de l’atmosphère. En effet, la turbulence atmosphérique déforme les images du ciel et impose une limite à la précision avec laquelle on peut mesurer la position d’une étoile, de l’ordre de quelques fractions de seconde d’arc. A cause d’elle, les mesures de distance par la méthode de la parallaxe ne donnent de bons résultats que jusqu’à une centaine d’années-lumière.
La solution moderne pour remédier à ce problème est de placer un instrument d’observation au-delà de l’atmosphère terrestre. C’est ce qui fut réalisé avec le lancement en 1989 d’un satellite d’astrométrie baptisé Hipparcos. Débarrassé des problèmes de turbulence atmosphérique, celui fut en mesure de déterminer la position des étoiles à quelques millièmes de seconde d’arc près et d’observer ainsi des parallaxes jusqu’à 1500 années-lumière du Soleil.
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Personnages liés à l'Astronomie
Johannes Kepler
Johannes Kepler, né en 1571, débuta sa carrière comme assistant de Tycho Brahe. A la mort de ce dernier, toutes les précieuses observations de planètes accumulées pendant une vingtaine d’années devinrent la propriété de Kepler.
Les orbites elliptiques
L’astronome allemand s’intéressa tout particulièrement au mouvement de Mars, qu’aucun système existant n’arrivait à reproduire avec précision.
Après de très laborieux calculs, Kepler fut en mesure de déterminer l’origine des irrégularités du mouvement de Mars : l’orbite de la planète autour du Soleil n’était pas circulaire, mais était une ellipse, un type particulier d’ovale.
Kepler publia ce résultat en 1609, dans Astronomia Nova (Astronomie nouvelle) et enterra définitivement l’ancien dogme de la circularité des orbites planétaires.
Kepler découvrit que le Soleil ne se trouvait pas au centre de l’ellipse de Mars, mais en un point un peu décalé appelé le foyer de l’ellipse. Lorsque la planète passait par le point de l’orbite le plus proche de ce foyer, le périhélie, sa vitesse était maximale. Lorsqu’elle passait par le point le plus éloigné, l’aphélie, sa vitesse était minimale.
Une relation entre période de révolution et taille de l’orbite
Après le succès de son étude de Mars, Kepler s’attaqua également aux autres planètes. Après plusieurs années de calculs, il mit en évidence une loi décrivant le mouvement de chaque planète autour du Soleil.
Il montra que le carré de la période de révolution d’une planète, c’est-à-dire le temps nécessaire pour faire un tour complet, était proportionnel au cube de la taille de son orbite.
Cette loi se révéla extrêmement utile car il suffisait alors de déterminer l’une de ces grandeurs, période ou dimension de l’orbite, pour immédiatement connaître l’autre.
De plus, comme cette loi se généralise à tout corps en orbite autour d’un autre, elle permit plus tard de déterminer la masse de nombreux corps, aussi bien celle de Pluton que celles de nombreuses étoiles binaires.
Galilée
Parallèlement aux travaux de Kepler, une autre avancée majeure eut lieu dans le domaine de l’observation. Au début du XVIIe, des savants hollandais eurent l’idée d’utiliser un jeu de lentilles pour construire un instrument optique capable d’agrandir les images : la lunette.
Le messager des étoiles
L’usage de cet instrument fut d’abord limité aux militaires, mais en 1610 un astronome italien, Galileo Galilei, dit Galilée, construisit sa propre lunette et la tourna vers le ciel. Il fit alors découverte sur découverte en un laps de temps record.
Galilée décrivit cette même année les merveilles qu’il avait découvertes dans Sidereus Nuncius (Le messager des étoiles) : la Voie Lactée n’était pas une tache diffuse mais apparaissait formée d’une myriade d’étoiles, la surface de la Lune n’était pas lisse mais présentait des montagnes et des cratères, la planète Jupiter était accompagnée d’un cortège de quatre satellites en orbite autour d’elle.
Un peu plus tard, Galilée fit encore d’autres découvertes : la planète Saturne n’apparaissait pas sphérique mais présentait un disque déformé, indice de l’existence d’un corps autour d’elle, la planète Vénus n’avait pas toujours le même aspect mais présentait des phases successives comme la Lune, et le disque du Soleil n’était pas uniforme mais parsemé de petites taches sombres.
Les observations de Galilée furent le coup de grâce pour la conception aristotélicienne du monde, en tout cas dans la communauté savante.
Les taches sur le disque solaire et les cratères de la Lune prouvaient que les corps célestes étaient loin de la perfection qu’Aristote leur attribuait.
Les satellites de Jupiter apportaient la preuve que la Terre n’était pas le centre de tous les mouvements célestes. Et les phases de Vénus ne pouvaient s’expliquer que si cette planète tournait autour du Soleil, pas autour de la Terre.
Dialogue sur les deux principaux systèmes du monde
A la lumière de ces découvertes, Galilée publia en 1632 Dialogo Sopra I Due Massimi Systemi Del Mondo (Dialogue sur les deux principaux systèmes du monde), dans lequel il comparait les systèmes du monde de Ptolémée et de Copernic. Galilée laissant évidemment apparaître que le modèle de Copernic était correct, ce qui lui attira les foudres de l’Eglise, qui avait repris à son compte la théorie d’Aristote depuis le XIIIe siècle.
Malgré les précautions que Galilée avait prises en présentant le système de Copernic comme un simple modèle, il fut forcé par l’Inquisition à abjurer cette doctrine en 1635 et ses livres furent mis à l’Index. Mais le progrès de la science était en marche et plus rien désormais ne pouvait l’arrêter.
La mécanique
Remarquons encore que les observations du ciel à l’aide d’une lunette ne furent pas la seule contribution de Galilée à la science. Au début de sa carrière, l’astronome italien s’intéressa au problème du mouvement des corps sur Terre. Il montra, en étudiant le mouvement d’objets sur des plans inclinés, que les idées d’Aristote dans ce domaine étaient également erronées.
Le philosophe grec pensait qu’un corps isolé de toute influence extérieure devait forcément tendre vers l’absence de mouvement. Galilée montra par ses expériences que cela était faux et qu’un tel objet allait en fait continuer à se mouvoir à une vitesse constante.
Isaac Newton
Après les travaux de Kepler et de Galilée, la description du mouvement des planètes était enfin correcte. Cette description n’était cependant pas complète, elle ne fournissait aucun renseignement sur la cause de ces mouvements et n’expliquait par pourquoi les orbites étaient des ellipses plutôt qu’une autre forme quelconque.
C’est Isaac Newton, un physicien anglais né en 1642, qui fournit la réponse à ces questions et acheva ainsi la quête d’une description complète des mouvements planétaires.
Des mêmes lois pour tous les corps
Lorsque Newton entama sa carrière de physicien, la description du mouvement des corps distinguait encore la Terre et les cieux. D’un côté, on trouvait le mouvement des corps célestes qui obéissait aux lois de Kepler, de l’autre, le mouvement des corps terrestres qui suivait les lois proposées par Galilée.
Les deux ensembles de lois semblaient totalement différents et irréconciliables. Mais, en 1666, Isaac Newton fit un raisonnement qui ouvrit la voie à une réconciliation des deux descriptions.
Imaginons que nous placions un canon au sommet d’une montagne. Imaginons également qu’il soit possible d’utiliser ce canon pour tirer des boulets avec une puissance arbitrairement grande et que les boulets ne soient pas freinés par l’atmosphère terrestre.
Si nous plaçons peu de poudre dans le canon, nous enverrons le boulet à quelques dizaines de mètres. En augmentant la quantité de poudre, nous pourrons l’envoyer de plus en plus loin, à un kilomètre, à dix kilomètres et ainsi de suite. Le boulet sera soumis à la pesanteur de la Terre et obéira aux lois de Galilée sur le mouvement des corps.
Mais si nous multiplions encore la puissance du canon, à partir d’un certain moment, nous réussirons à envoyer le boulet de l’autre côté de la Terre. Enfin, en augmentant encore la vitesse, arrivera un point où le boulet fera le tour de la Terre avant de passer au-dessus de notre tête et de continuer son vol. Le boulet décrira alors un cercle ou une ellipse autour de la Terre : il sera en orbite et se conformera aux lois de Kepler sur le mouvement des corps célestes.
Avec ce raisonnement très théorique, Newton réconciliait les différents types de mouvement, l’orbite keplerienne du boulet-satellite s’identifiait au mouvement galiléen du boulet-projectile. Après cette révélation, Newton s’attacha à transformer son intuition en une théorie mathématique capable de décrire le mouvement de n’importe quel corps.
La loi de la gravitation universelle
Comme les premiers essais ne furent pas à la hauteur de ses ambitions, il abandonna le sujet pendant une longue période et il fallut attendre plus de 20 ans pour que Newton mette au point sa théorie et la publie finalement, en 1687, dans Philosophiae Naturalis Principia Mathematica (Principes mathématiques de la philosophie naturelle).
Dans cet ouvrage, Newton montra que de nombreux phénomènes, en particulier le mouvement des astres et la chute des corps, pouvaient s’expliquer par l’action d’une force qui faisait s’attirer mutuellement tous les objets. C’était par exemple la force d’attraction du Soleil qui réglait le mouvement des planètes et la force d’attraction de la Terre qui faisait chuter les corps à sa surface.
En s’appuyant sur les lois de Kepler, Newton réussit à donner une expression mathématique à cette force et put énoncer la loi de la gravitation universelle : l’intensité de la force d’attraction entre deux corps est proportionnelle au produit de leurs masses et inversement proportionnelle au carré de leur distance mutuelle.
De nombreuses applications
A partir de la loi de la gravitation universelle, Newton fut en mesure d’analyser mathématiquement de nombreux phénomènes.
Il démontra que les planètes devaient effectivement suivre des ellipses autour du Soleil et confirma toutes les lois découvertes par Kepler.
Il montra que les mouvements des corps célestes n’étaient pas toujours des ellipses. Certains objets, en particulier certaines comètes, suivaient d’autres de trajectoires, appelées paraboles et hyperboles. Ces courbes, contrairement aux ellipses, étaient ouvertes et les corps qui les parcouraient finissaient par s’éloigner indéfiniment du Soleil.
Newton fut également le premier à estimer les masses relatives de la Terre, du Soleil et des autres planètes.
Finalement, la loi de la gravitation universelle lui permit d’expliquer des phénomènes terrestres comme la marée, due à la force d’attraction de la Lune sur la Terre, ou bien la forme de notre planète et son renflement équatorial.
Grâce à la loi de la gravitation universelle, une nouvelle branche de l’astronomie vit le jour : la mécanique céleste, l’étude du mouvement des astres sous l’effet de la gravitation.
La mécanique céleste
L’un des premiers succès de la mécanique céleste fut le fruit des travaux d’Edmond Halley. Cet astronome anglais utilisa la nouvelle loi pour déterminer les orbites de plusieurs comètes. Il s’aperçut alors que les comètes brillantes observée en 1531, 1607 et 1682 étaient en fait différentes apparitions d’un seul et même corps.
Il put prédire en 1705 que la comète qui porte désormais son nom réapparaîtrait en 1759. Ceci se produisit comme prévu et confirma avec éclat la justesse de la théorie de Newton.
La mécanique céleste et l’étude du système solaire continuèrent à se développer au XVIIIe et XIXe siècles sous l’impulsion de nombreux astronomes, en particulier les Français Pierre Simon de Laplace et Joseph Louis Lagrange.
Mais c’est en 1846, avec la découverte de la planète Neptune, qu’elle connut son succès le plus prestigieux.
La prédiction d’une nouvelle planète : Neptune
En 1781, l’astronome anglais William Herschel découvrit par hasard un astre qui se déplaçait lentement dans le ciel. Des observations continues montrèrent qu’il s’agissait d’une nouvelle planète qui venait s’ajouter aux six connues depuis l’antiquité, et que l’on nomma plus tard Uranus.
L’étude du mouvement de ce corps sur des dizaines d’années montra que son orbite semblait ne pas obéir tout à fait aux lois de Newton, mais dérivait légèrement par rapport aux prédictions. Le seul moyen d’expliquer ce phénomène était de supposer qu’une huitième planète encore inconnue perturbait le mouvement d’Uranus par son influence gravitationnelle.
Deux experts de la mécanique céleste, le Français Urbain Le Verrier et l’Anglais John Couch Adams, se lancèrent alors dans des calculs extrêmement compliqués et cherchèrent à déterminer la position de cette planète inconnue à partir des perturbations du mouvement d’Uranus.
Tous deux arrivèrent à des résultats similaires en 1846, mais c’est Urbain Le Verrier qui réussit à faire vérifier ses calculs en premier.
Le Verrier envoya son estimation de la position de la planète à Johann Gottfried Galle, un astronome de l’observatoire de Berlin. Celui-ci fut en mesure, dès la première nuit d’observation, de confirmer la présence d’une nouvelle planète, bientôt baptisée Neptune, très près de la position prédite.
Ce fut un triomphe pour la mécanique céleste, capables de prédire théoriquement l’existence et la position d’un corps, ce qui n’avait jamais été accompli auparavant.
Avec la mécanique céleste, l’astronomie connut une série de succès éclatants. Cependant, son domaine d’application restait très limité, elle ne décrivait que la position et le mouvement des corps célestes, sans pouvoir analyser leur nature.
Ce n’est qu’au XIXe siècle qu’apparut une nouvelle méthode d’investigation, l’analyse spectrale, qui allait permettre l’étude de la nature physique des astres et donner naissance à l’astrophysique.
Mais avant d’étudier les applications de cette nouvelle méthode, commençons par nous familiariser un peu avec le phénomène sur lequel elle repose : la lumière.
Les couleurs de l’arc-en-ciel
L’origine des différentes couleurs est un problème qui a toujours intéressé les physiciens. Isaac Newton fut le premier à donner une interprétation correcte. Il montra que la lumière visible était en fait constituée d’une superposition de toutes les couleurs de l’arc-en-ciel.
Pour faire apparaître ces diverses couleurs, il suffit de faire passer la lumière dans un prisme. Chaque couleur est alors déviée un peu différemment et apparaît de façon distincte des autres. La lumière blanche peut donc être décomposée en ses diverses composantes et donner lieu à une succession de couleurs appelée un spectre.
L’onde électromagnétique
La réponse à la question plus fondamentale de la nature de la lumière fut plus lente à venir. Dans la deuxième partie du XIXe siècle, le physicien écossais James Clerk Maxwell établit l’une des pièces maîtresses de la physique classique : la théorie unifiée des phénomènes électriques et magnétiques. L’un des résultats les plus importants de cette théorie était la mise en évidence du lien intime entre champs électrique et magnétique.
Les physiciens savaient déjà qu’un champ magnétique variable pouvait engendrer un champ électrique, comme dans une dynamo de bicyclette par exemple. Mais Maxwell montra que, réciproquement, un champ électrique variable pouvait donner naissance à un champ magnétique.
Ce résultat avait une implication très importante. Imaginez qu’un champ électrique oscille en un point. D’après Maxwell, l’oscillation va donner lieu à un champ magnétique autour de ce point. Le champ magnétique ainsi créé est variable et va à son tour donner naissance à un champ électrique. Celui-ci va créer un nouveau champ magnétique et ainsi de suite.
Les deux champs peuvent ainsi s’entretenir mutuellement. L’oscillation initiale va rapidement se propager dans toutes les directions, un peu comme une vague se propage à la surface de l’eau, et l’on appelle donc le phénomène une onde électromagnétique.
Maxwell calcula dans les années 1860 qu’une onde électromagnétique devait se propager à une vitesse d’environ 300.000 kilomètres par seconde. Or, Hippolyte Fizeau et Jean Foucault avaient mesuré quelques années auparavant la vitesse de la lumière et obtenait une valeur assez proche de celle-ci.
Maxwell tira la conclusion qui s’imposait et avança que la lumière s’expliquait comme une onde électromagnétique, une oscillation simultanée des champs électrique et magnétique qui se propageait à la vitesse fantastique de 299.792 kilomètres par seconde.
La longueur d’onde
Pour décrire une onde, le paramètre le plus important est ce que l’on appelle la longueur d’onde. Dans le cas d’ondes qui se propagent à la surface de l’eau, la longueur d’onde est la distance qui sépare deux vagues successives. Dans le cas des ondes lumineuses, la longueur d’onde est la distance qui sépare deux points où les champs atteignent une intensité maximale.
Pour la lumière visible, cette longueur d’onde est très petite. Elle s’exprime en micromètres, c’est-à-dire en millionièmes de mètre, et varie entre 0,38 à 0,75 micromètre.
La couleur que nous observons en regardant un objet dépend de la longueur d’onde de sa lumière. Ainsi, un faisceau lumineux de longueur d’onde proche de 0,7 micromètre nous apparaît rouge. Si la longueur d’onde est proche de 0,5 la couleur est jaune, et près de 0,4 micromètre elle est violette.
La lumière blanche, celle du Soleil par exemple, est composée d’une multitude de longueurs d’onde différentes, donc de couleurs différentes.
Au-delà du domaine visible
Le spectre des ondes électromagnétiques ne se limite pas à la lumière que nous pouvons voir. Les physiciens ont depuis le XIXe siècle découvert toute une gamme de rayonnements invisibles à l’oeil.
Ainsi, au début du siècle dernier, William Herschel étudiait le spectre de la lumière solaire à l’aide d’un prisme et d’un thermomètre. Ce dernier indiquait une hausse de température lorsqu’il se trouvait dans le spectre visible, ce qui ne constituait pas une surprise, mais également lorsqu’il était placé au-delà de la partie rouge du spectre visible. Herschel venait de découvrir une forme de lumière invisible et pourtant réelle.
Ce rayonnement, l’infrarouge, est bien connu de nos jours. Il est par exemple utilisé dans les télécommandes ou dans les systèmes de détection de chaleur. Il couvre un domaine de longueurs d’onde supérieures à celles de la lumière visible, entre 0,8 micromètre et 1 millimètre.
Pour des longueurs d’onde encore plus grandes, on entre dans le domaine des ondes radio, mis en évidence par Heinrich Hertz en 1888. Ces ondes sont bien connues puisqu’elles permettent la diffusion des programmes de radio et de télévision, les communications avec les satellites et aussi les fours à micro-ondes.
D’autres types de rayonnement existent à des longueurs d’onde inférieures à celles de la lumière visible. Pour une longueur d’onde comprise entre 0,01 et 0,4 micromètre, c’est le rayonnement ultraviolet, connu pour provoquer des cancers de la peau. Au-delà, ce sont les rayons X, utilisés pour observer l’intérieur du corps humain, puis les rayons gamma, très dangereux et produits par exemple lors des réactions nucléaires.
L’astronomie dans les autres longueurs d’onde
La radioastronomie put se développer après la guerre car les observations pouvaient se faire depuis le sol, comme dans le domaine visible. Ceci n’était pas le cas pour les autres régions du spectre électromagnétique, l’infrarouge, l’ultraviolet, les rayons X ou gamma.
En effet, certains constituants de l’atmosphère, en particulier la vapeur d’eau, le gaz carbonique ou l’ozone, absorbent les ondes électromagnétiques dans ces différents domaines et les empêchent d’atteindre la surface terrestre. Le seul moyen d’étudier le ciel dans ces lumières est alors d’utiliser des instruments en haute altitude à bord de ballons et d’avions ou, encore mieux, dans des satellites en orbite autour de la Terre.
L'astronomie infrarouge
A/ Définition et intérêt de l'infrarouge
L'infrarouge est un rayonnement électromagnétique, d'une longueur d'onde supérieure à celle de la lumière visible, soit plus de 700 nm, et inférieure à celle des ondes radios soit 1 mm. Son nom vient du fait qu'il se trouve au delà du rouge, qui est la couleur de longueur d'onde la plus longue de la lumière visible.
L'intérêt du rayonnement infrarouge pour l'astronomie est qu'il traverse les poussières interstellaires, révélant ainsi de jeunes étoiles généralement cachées par celle-ci. Mais il permet aussi de révéler des objets plus froids (de -250°C à 3000°C) n'émettant par conséquent peu ou pas suffisamment de lumière pour apparaitre dans le spectre du visible.
B/ Les différentes catégories d'infrarouges
Le domaine de l'infrarouge est divisé en 3 voir 4 catégorie exposées ci-dessous. Cette division arbitraire est liée au développement des types de détecteurs utilisables et à la nature des matériaux utilisés.
Les infrarouges proches compris entre 700nm et 6 µm
Grâce à leurs études on peut par exemple observer des jeunes étoiles, qui émettent des jets de gaz chauds.
Les infrarouges moyens compris entre 6µm et 50 µm
Grâce au rayonnement moyen on peut observer des galaxies lointaines qui émettent plus rayonnement thermique (infrarouge) que de lumière.
Les infrarouges lointains compris entre 50µm et 520µm
Grâce à l'observation de ce rayonnement on peut, par exemple étudier, les parties plus froides des nuages de poussière.
Les ondes submillimétriques comprises entre 520µm et 1mm
Grâce à ce rayonnement on peut étudier une partie du rayonnement fossile du Big Bang (froid). L'autre partie est observée grâce à la radioastronomie.
C/ Observation de l'infrarouge
Pour les observé on utilise des télescopes infrarouges ressemblant aux télescopes optique mais disposant d'une camera spéciale ainsi qu'un système de, afin que la chaleur dégagée par celle-ci ne vienne interférer avec le rayonnement cosmique (La plus part des grands télescopes possèdent maintenant ce système). Tout ces télescopes sont placés à haute altitude (montagne, avion ou satellite) car la plupart des radiations sont absorbées par l'atmosphère.
Le premier satellite d’observation dans l’infrarouge, IRAS, fut lancé en 1983 grâce à une collaboration entre américains, britanniques et néerlandais. Muni d’un télescope de 57 centimètres, il révolutionna en 10 mois d’observations, tous les domaines de l’astronomie.
Il réalisa en particulier une carte complète du ciel dans l’infrarouge, découvrit plusieurs comètes, observa des nuages de poussières interstellaires baptisés les cirrus infrarouges, détecta des disques de poussière autour de plusieurs étoiles et mis en évidence un nouveau type de galaxies.
En 1995, l’agence spatiale européenne (ESA) lança son propre satellite infrarouge, ISO, pour une période d’observation de deux ans et demi. ISO était capable de détecter le rayonnement infrarouge dans des longueurs d’onde comprises entre 2,5 et 240 micromètres, avec une sensibilité et une résolution angulaire bien supérieures à celle d’IRAS.
Parmi ces faits d’armes, on peut citer l’observation de nombreuses régions de formation stellaire dans des régions proches ou dans des galaxies lointaines, ainsi que la découverte de vapeur d’eau sur Titan et plus généralement la détection d’eau un peu partout dans l’Univers.
L'astronomie de l'ultraviolet
Les premiers satellites d’observation dans l’ultraviolet furent lancés dans les années 1960 et 1970. Le plus important d’entre eux fut le satellite IUE qui, lancé en 1978, fonctionna pendant 18 ans. Avec un télescope de 45 centimètres, IUE réalisa une moisson exceptionnelle de données, se concentrant en particulier sur les étoiles les plus chaudes et leurs éjections de gaz, ainsi que sur le milieu interstellaire et les quasars.
A/ Définition et intérêt de l'ultraviolet
Les ondes composant le rayonnement ultraviolet sont plus courtes que celles de la lumière visible. Elles s'étendent de l'extrémité violette du spectre visible (390nm) jusqu'au début de la zone des rayon X (10nm).
L'intérêt du rayonnement ultraviolet pour l'astronomie est qu'il révèle des objets plus chauds qui peuvent être cachée par d'autres qui eux émettent dans le domaine du visible.
B/ Les différentes catégories d'infrarouges
Le domaine de l'ultraviolet est divisé en 3 catégories pour des raison encore une foie techniques. Dont voici les intérêts :
L'ultraviolet proche et moyen compris entre 390nm et 200nm
Dans cette catégorie on peut observer des étoiles plus jeunes et par conséquent plus chaudes de galaxies éloignées ou encore des étoiles atteignant les 200 000°C de la voie lactée. On peu également étudier avec plus de détail le soleil ou les particules chargée du vent solaires qui chauffent la haute atmosphère terrestre créant ainsi une sorte de halo au tour de celle-ci et dont les manifestations les plus connues sont les aurores.
Grâce à L'ultraviolet lointain on peut observer des courants de gaz chauds tourbillonnant autour de trous noirs super massifs ou approfondir les informations que l'on a sur le soleil ou la Terre.
C/ Observation de l'ultraviolet
La plus par des télescopes ultraviolets sont situés au-dessus de l'atmosphère terrestre du fait que celle-ci absorbe la plus grande partie de ces rayonnements.
Parmi ceux-ci on peu trouver
SoHO : Solar and Heliospheric Observatory, (soit observatoire solaire et héliosphèrique) est une sonde spatiale placée en orbite autour du Soleil. Son objectif principal est d'étudier le Soleil. Il est le fruit d'une collaboration entre l'Agence spatiale européenne (ESA) et la NASA. SoHO est célèbre pour avoir révolutionné notre connaissance du Soleil. Mais du fait de sa position il est également un excellent instrument d'observation des commettes.
L'astronomie X
A/ Définition et intérêt de la astronomie X
Les rayons X sont des rayonnements électromagnétiques à haute énergie dont les longueurs d'onde se situent entre 0.01 et 10nm, et donc beaucoup plus courtes que celles de la lumière visible. Ils sont ainsi très pénétrant, d'où leur Utilisation en imagerie médicale.
L'intérêt des rayons X vient du fait qu’ils ne sont libérer que par des objets dont la température est supérieure à 1 million de °C.
B/ Objets étudiés grâce au rayons X
L'atmosphère du soleil et des étoiles du même type n'en émet qu'en petite quantité. Mais ce sont les restes de supernovae et les gaz autour des pulsars ou des trous noirs, aux températures approchants les 100 millions de °C, qui en sont la source les plus importantes.
C/ Observation des rayons X
Les rayons X sont très difficiles à concentrer parce que les miroirs traditionnels les absorbent. Ils ne peuvent se réfléchir que s'ils frappent une surface métallique sous un angle très faible.
Les télescopes à rayons X sont constitués de cylindres métalliques étroits finement polis, appelés miroir à faible incidence.
Rosat (Röntgensatellit) est un satellite allemand D’on le rôle est d'observer les rayons X. Il a réalisé un inventaire de l'ensemble du ciel dans le domaine des rayons X, identifiant ainsi 125.000 sources à rayons X mais aussi 479 sources dans l'ultraviolet lointain.
Depuis, d’autres satellites ont continué ce type d’observation, en particulier l’européen EXOSAT respectivement en 1983 et en 1990, et plus récemment l’américain Chandra et l’européen XMM-Newton tous deux lancés en 1999.
L'astronomie gamma
A/ Définition des rayons gamma
Les rayons gamma, symbolisés par la lettre grec gamma, sont des rayons qui perturbent les champs électriques et magnétiques (rayonnements électromagnétiques). Ils ont une longueur d'onde inférieur à 5 picomètres et sont de même nature que les rayons X mais d'origine différente.
L'intérêt de l'astronomie gamma est que l'on ne voit plus les étoiles et les constellations si on regarde l'espace en rayons gammas. Ainsi, on peut voir que l'espace est rempli de nuages de gaz, au milieu desquels clignotent des points brillant. Ceux-ci peuvent être des pulsars, étoiles denses et très petites (étoiles à neutrons), ayant 20 km de diamètre. Ce sont des étoiles en rotation très rapide, qui dans les longueur d'ondes gamma clignotent plus ou moins rapidement. Ou des "sursauts gamma" qui brillent fortement quelques secondes, plus fortement que tous les autres objets célestes dans les longueurs d'onde gamma.
B/ Détection des rayons gamma
L'astronomie gamma n'en est qu'à ses débuts, c'est pourquoi, aujourd'hui on s'occupe surtout d'identifier les différentes sources de ce rayonnement.
les rayons gammas traversent les miroirs et les lentilles, c'est pourquoi les astronomes doivent utiliser des méthodes indirect.
L’astronomie des rayons gamma s’occupe des phénomènes les plus violents de l’univers, qu’ils se produisent autour de pulsars, dans le milieu interstellaire, au centre des galaxies ou dans les quasars. Les premiers satellites dans ce domaine furent lancés à la fin des années 1960.
Depuis, les principaux satellites furent l’européen COS-B, lancé en 1975, le franco-russe GRANAT en 1989 et l’américain Compton GRO en 1991. La mission la plus importante à l’heure actuelle est celle du satellite Integral de l’agence spatiale européenne lancé en 2002.
D'autres instrument au sol peuvent détecter les rayons gamma. Mais les rayons gamma n'atteignent pas le sol. Comme le détecteur CERENKOV, il collectela lumière comme n'importe quel télescope mais guette les éclats de lumière produit lorsqu'un rayon gamma heurte un atome de gaz dans la haute atmosphère.
tjours aussi douée je vois , un grand MERCI à toi !:cool:
Ton sujet est passionnant et bien documenté.
J'ai pris un grand plaisir à te lire jusqu'à maintenant.
J'attends la suite avec impatience.
Bisous à toi, Véro.
Observer les étoiles, c’est ouvrir le grand livre du Cosmos. On prend conscience de l’immensité de l’Univers en plongeant son regard dans la Voie Lactée ! C’est tout simplement fascinant !
Les bonnes conditions pour observer les étoiles
- Une nuit sans nuage
- La pollution lumineuse, ce sont les lumières artificielles qui éclairent la nuit en ville et qui nuisent à l’observation des étoiles. Pour bien observer les étoiles, éloigne-toi des rues très éclairées !
- Eviter les nuit de pleine Lune, car la lune aussi éclaire le ciel (sauf si vous souhaitez observer la lune !)
- La pollution de l’air en ville crée un voile et empêche une bonne observation des étoiles. Mieux vaut être à la campagne !
- Un lieu dégagé comme un champ, pour avoir un large espace du ciel à regarder
- Une couverture pour s’allonger dans l’herbe et un pull pour ne pas avoir froid !
Lunettes et télescopes
Le développement de l’astronomie à partir du XVIIe siècle et l’accélération foudroyante des découvertes au XXe siècle sont avant tout le fruit de l’amélioration constante des moyens d’observation du ciel.
En effet, en l’espace de trois siècles l’instrumentation astronomique a fait des progrès prodigieux. Alors que la lunette de Galilée n’avait que quelques centimètres de diamètre, les astronomes ont aujourd’hui à leur disposition d’énormes télescopes dont le diamètre peut atteindre 10 mètres.
En même temps, l’observation astronomique, d’abord limitée au domaine visible, s’est peu à peu appropriée tous les autres domaines, depuis les ondes radio jusqu’aux rayons gamma.
Pour couronner le tout, l’homme s’est même approprié l’espace, puisqu’une armada de satellites s’est affranchie de l’atmosphère terrestre pour mieux observer le ciel et qu’une petite flottille de sondes spatiales sillonnent le système solaire.
Les lunettes
Voir un objet lointain n’est pas chose aisée : seule une faible partie de la lumière émise parvient dans notre œil et la résolution de notre vision n’est pas suffisante pour distinguer les détails d'un objet observé à grande distance.
Le premier instrument d’observation autre que l’oeil fut la lunette astronomique. Il s’agissait simplement d’un ensemble de deux lentilles, l’une assez grosse qui concentrait les rayons lumineux en un point appelé le foyer, l’autre plus petite qui agissait comme une loupe et permettait d’observer la minuscule image de l’objet qui se formait au foyer.
L’intérêt d’un tel instrument était double.
D’abord, la lunette donnait une image agrandie de l’objet grâce à la combinaison de lentilles. Elle permettait d’observer planètes ou nébuleuses en détail et de mettre en évidence des caractéristiques invisibles à l’oeil nu. C’est grâce à cela que Galilée, le premier astronome à utiliser une lunette, fut en mesure de faire tant de découvertes, depuis les reliefs de la Lune jusqu’aux satellites de Jupiter.
Le deuxième intérêt de la lunette était de collecter plus de lumière que l’oeil. La quantité de lumière capturée par un instrument était d’autant plus importante que le diamètre de la grosse lentille était grand. Lorsque ce diamètre augmentait, les images devenaient plus brillantes et, surtout, des objets trop peu lumineux pour être perçus à l’oeil nu devenaient alors facilement visibles. C’est grâce à cela que Galilée, en tournant sa lunette vers la Voie Lactée, put apercevoir pour la première fois une myriade d’étoiles qui n’avaient jamais été observées.
Une fois l’intérêt des lunettes astronomiques démontré, il restait à accroître leur diamètre afin d’augmenter leur résolution angulaire, la capacité de voir des détails très fins, et leur pouvoir collecteur, la capacité de collecter une grande quantité de lumière.
La plus grande lunette de Galilée n’avait que cinq centimètres de diamètre, mais avec les progrès techniques dans la fabrication des lentilles, des instruments de plus en plus grands furent construits.
Les observations de Galilée avec sa lunette astronomique
Les étoiles
En pointant sa lunette astronomique vers le ciel étoilé, Galilée voit un spectacle qu'aucun homme sur Terre n'avait pu admirer avant lui : Une multitude d'étoiles inconnues qui se révèlent, des étoiles dont personne n'avait soupçonné l'existence ! Dans son livre Sidereus Nuncius, il commente :
"Il est certes important d'ajouter à la foule des étoiles fixes que les hommes avaient pu, jusqu'à maintenant, observer à l'oeil nu, d'autres étoiles innombrables, et d'offrir au regard leur spectacle, précédemment caché : leur nombre dépasse de plus de dix fois celui des étoiles anciennement connues ».
D'un point de vue observationnel, il distingue la forme parfaitement sphérique des planètes avec celle des étoiles qu'il juge plus diffuse :
« Les étoiles ne se présentent pas comme limitées par des circonférences de cercle, mais comme des noyaux de lumière qui rayonnent et scintillent dans toutes les directions ».
Les phases de Vénus
1610 est une année de référence dans la vie de Galilée, une année faste. Il est au sommet de sa gloire et de son influence sur de grands astronomes comme Kepler et Clavius, pourtant chef des astronomes du Pape. Il ne s’arrête néanmoins pas là, il poursuit ses recherches et ses observations, et découvre les phases de Vénus. En observant ces phases, identiques à celles de la Lune, il aperçoit des variations et un changement de taille évident … Pour lui, le doute n’est plus permit : Vénus tourne bien autour du Soleil, et elle se déplace par rapport à la Terre. Cette découverte renforce ses convictions héliocentriques et coperniciennes.
Le ballet des satellites de Jupiter
Dès le début de l'année 1610, Galilée découvre 4 satellites tournant à vive allure autour de la géante Jupiter : Io, Europe, Ganymède et Callisto. Un argument de plus pour la théorie de Copernic, car pour les adeptes du géocentrisme, le fait que la Lune tourne autour de la Terre va à l'encontre du principe d'orbite autour du Soleil. Cette nouvelle observation annule cet argument dans le sens où on constate bien que de petits astres peuvent tourner autour de plus gros, indépendamment de la Terre au du Soleil :
« nous tenons un argument excellent et lumineux pour ôter tout scrupule à ceux qui, tout en acceptant tranquillement la révolution des Planètes autour du Soleil dans le Système copernicien, sont tellement perturbés par le tour que fait la seule Lune autour de la Terre –tandis que ces planètes accomplissent toutes deux une révolution annuelle autour du Soleil-, qu'ils jugent que cette organisation du monde doit être rejetée comme une impossibilité. Maintenant, en effet, nous n'avons plus une seule Planète tournant autour d'une autre pendant que deux parcourent un grand orbe autour du Soleil, mais notre perception nous offre quatre étoiles errantes, tandis que toutes poursuivent ensemble avec Jupiter, en l'espace de douze ans, un grand orbe autour du Soleil »
Pourtant, compte tenu du contexte idéologique de l'époque, beaucoup ne croient pas Galilée sur parole. Certains jugent que ces observations sont le résultat d'aberrations optiques créées par les lentilles de la lunette, comme le père Clavius, d'autres ne veulent simplement pas entendre parler de ces découvertes, comme Cesare Cremonini, un aristotélicien convaincu ... Même Kepler, qui correspond par lettres avec Galilée, joue la prudence et demande à ce dernier de lui fournir des témoins appuyant ses observations. En réponse, Galilée lui fourni une lunette afin que Johannes Kepler puisse valider lui-même l'expérience. C'est effectivement lecas, et Kepler rédige dans la foulée un court livre intitulé Narratio de observatis a se quattuor Jovis satellibus erronibus afin d'appuyer Galilée.
Les taches solaires
Même s'il n'est pas le premier astronome à observer les tâches solaires, il le fait avec une précision inégalée. Il en fait une description rigoureuse et rend compte à travers ses croquis et ces écrits du déplacement et de la nature changeante des taches :
« Quand on n'ignore pas totalement la perspective, du changement apparent des figures et des vitesses du mouvement, il faut conclure que les tâches sont contiguës au corps solaire et que, touchant sa surface, elles se meuvent avec lui ou sur lui (...). À preuve, leur mouvement : il paraît très lent au bord du disque solaire et plus rapide vers le centre ; autre preuve encore, la forme des taches : au bord de la circonférence elles paraissent beaucoup plus étroites qu'au centre ; c'est qu'au centre on les voit en majesté, telles qu'elles sont vraiment, alors que près de la circonférence, quand se dérobe la surface du globe, on les voit en raccourci »(Dialogue sur les deux grands systèmes du monde).
La nature évolutive de ces taches à la surface du Soleil est une nouvelle fois propice à défendre la théorie copernicienne d'un Univers héliocentrique. Le Soleil, sensé être placé dans le monde sublunaire par les géo centristes, devrait être immuable et incorruptible ; cette fois-ci c'est bien la preuve du contraire qui s'offre aux yeux de Galilée.
Les anneaux de Saturne
Saturne par Galilée
Galilée est également le premier à observer les anneaux de Saturne. Malheureusement pour lui, la faible qualité optique de sa lunette et son faible pouvoir de grossissement (20x) ne lui permettent pas d'identifier ses anneaux comme tel. Pour lui, il s'agit de deux lunes orbitant à très faible distance de la planète, mais il est intrigué par ces astres qui ne se comportent pas comme des satellites.
Il faudra attendre une cinquantaine d'années et l'apport de Christian Huygens pour comprendre, de façon théorique et non par l'observation qui plus est, que ses deux anses sont en fait un anneau qui ceinture la planète.
Galilée baillonné par l'obscurantisme religieux
Le succès attirant les rancoeurs et la jalousie, Galilée se fait des ennemis, ceux-ci s’attaquent à lui en 1612, sur l’aspect scientifique et religieux de ses travaux. Les universitaires conservateurs, adeptes d’Aristote, récusent les théories héliocentriques de Copernic et s’acharnent sur Castelli, un disciple de Galilée. Mais la plus grande menace qui pèse sur Galilée, ce sont les théologiens qui accusent le système copernicien d’être contraires aux Saintes Ecritures. Galilée essaie alors de se défendre en tentant de démontrer la compatibilité entre les Ecritures et les travaux de Copernic. En 1616, il décide de se rendre à Rome afin de convaincre les ecclésiastiques du bien fondé de ses théories. Il rédige un essai sur les marées des océans, preuve indiscutable du mouvement de la Terre.
Mais le mal était fait et, en février 1616, la théorie héliocentrique dans laquelle le Soleil est le centre du monde immobile et la Terre tourne autour est jugée comme étant une hérésie. Le mois suivant, l’ouvrage de Copernic (De Revolutionibus Orbium Coelestium) est mis à l’index et Galilée est vivement conseillé de ne plus faire l’apologie d’un tel sacrilège.
Galilée reste ainsi muet sur ses idées pendant sept années …
Galilée ne sera réhabilité qu’en 1757 par l'Eglise catholique, avec le retrait de l’interdiction de 1616.
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Mais avec les progrès techniques dans la fabrication des lentilles, des instruments de plus en plus grands furent construits.
On peut par exemple citer la lunette de 24 centimètres construite en 1824 à l’observatoire de Dorpat en Estonie ou celle de 38 centimètres en 1847 à Cambridge aux États-Unis. Les plus grandes lunettes furent réalisées à la fin du XIXe siècle avec par exemple celle de 83 centimètres de l’observatoire de Meudon en 1889 ou celle d’un mètre à l’observatoire de Yerkes en 1897.
La progression s’arrêta à ce point car elle se heurta à des limitations technologiques insurmontables. En particulier, ces énormes lentilles se déformaient sous leur propre poids, ce qui affectait fortement la qualité de leurs images. En outre, il était très difficile d’obtenir des blocs de verre de grande taille avec une pureté suffisante.
Ces difficultés expliquent que lorsque l’heure fut venue de construire des instruments gigantesques, la lunette fut remplacée par le télescope.
09 conseils pour découvrir l'astronomie
Souvent, l’astronome débutant se décourage face à ses propres maladresses, devient frustré ou abandonne carrément. Ces expériences donnent aux yeux du public l’impression que l’astronomie est un loisir difficile, idée fausse et totalement inutile. Cet article présente maintenant quelques idées essentielles que tout amateur devrait savoir, débutant ou chevronné.
1° Documentez-vous !
L’astronomie est un passe temps éducatif. Son attrait provient à la fois de la curiosité intellectuelle et de la connaissance du ciel nocturne, si mystérieux. Assistez à des conférences, à des séances de planétarium, c’est en général très motivant. Les livres et les revues sont aussi des outils très importants. Lisez des revues du genre, Ciel & Espace, Eclipse, Pulsar, même anciennes. Vous y apprendrez une foule de choses, de trucs en tout genre. Lisez des livres d’astronomie, en deux mots, soyez curieux ! Il ne faut pas attendre que les autres amateurs vous "servent du tout cuit". Car c’est en cherchant ainsi que l’on acquière une expérience solide.
un bon panorama des pratiques de l'astronome amateur. Permet de comprendre les techniques principales utilisées.
un excellent livre, sorte de « vademecum » indispensable de l'astronome amateur. Ce que chacun devrait savoir.
De Stephen Maran et Pascal Bordé aux éditions First Editions
Pour se tenir au courant des avancées actuelles de l'astronomie. A consulter par chapitres
2° Apprenez le ciel à l’oeil nu
Excepté pour l'observation de la Lune qui s'accommode de pratiquement n'importe quelle condition, le premier conseil est de se placer en un lieu éloigné de toute source importante de lumière pour observer tous ces phénomènes : éviter la ville où les lampadaires sont très pénalisants et dont la pollution crée un voile opaque sur lequel se reflètent les lumières. Pour apprécier davantage la nuit, s'éloigner des grandes agglomérations afin d'obtenir le ciel le plus sombre possible. Pour la même raison, éviter les nuits de lune, surtout quand elle est pratiquement pleine car sa clarté intense préjudicie fortement l'observation. L'œil nécessitant un temps d'adaptation à l'obscurité (environ 15 à 30 minutes) pour développer ses pleines capacités dans ces conditions, un rayon lumineux intense (phare de voiture, lampe de poche, etc...) « détruit » cette accoutumance et réduit fortement ses capacités, même la source une fois éteinte et ceci, à nouveau durant une quinzaine de minutes. À cette fin, placer un ruban adhésif opaque de préférence rouge sur la lampe de poche qui ne donnera alors que la quantité de lumière strictement nécessaire pour permettre de lire une carte du ciel par exemple.
Observer le ciel demande de l'espace et pour cela il est recommandé de choisir un lieu dégagé donnant le champ de vision le plus large possible. Un endroit avec ces caractéristiques en montagne est donc pratiquement ce qu'il y a de mieux car présentant aussi l'avantage d'avoir un air plus pur.
Enfin, pour le confort, les nuits en campagne pouvant être humides, donc fraîches, des habits chauds sont les bienvenus ainsi que des chaises de camping pliables garantissant une bonne position prolongée sans fatigue.
Nombreux sont les livres qui pourront vous guider, tout en vous indiquant l’origine et la mythologie des constellations.
Une carte du ciel tournante sera un outil très pratique pour vous aider dans votre promenade céleste, parmi les saisons. [que je vous donnerais ultérieurement pour la fabriquer]
3° Inutile de se ruer chez le premier opticien venu pour acheter un télescope
Beaucoup de loisirs nécessitent immédiatement une dépense importante (vous ne pouvez pas faire du Surf sans planche, non ?). En astronomie c’est différent et même le contraire. Faire une grosse dépense pour acquérir un matériel perfectionné dès le départ ne vous entraînera pas forcément sur la bonne voie. C’est pourtant l’erreur la plus commune de tout les débutants. La plupart des personnes qui demandent conseil sur l’achat d’un télescope posent la question "puis-je tout voir, les planètes, les nébuleuses, faire de la photo..." Ils sont persuadés que faire un tel achat est un premier pas essentiel: quelle erreur ! Pour utiliser un télescope avec satisfaction, vous devrez d’abord connaître "votre ciel", l’avoir observé à l’oeil nu, être capable de trouver des objets d’après les étoiles visibles et une carte. Il faudra aussi connaître les limites du télescope et de soi-même, en connaître assez sur les objets que vous cherchez pour pouvoir les reconnaître et les apprécier. Souvent les meilleurs astronomes amateurs sont ceux qui ont commencé à observer avec un équipement très modeste. A force d’acharnement pour tirer le maximum de leur instrument, ils ont étudiés à fond le ciel, les cartes, et entraînés leurs yeux à l’observation nocturne. Cette expérience est indispensable pour l’observation future avec un matériel plus puissant.
Les jumelles sont très utiles lorsque l'on souhaite observer des objets suffisamment lumineux mais très étendus. Leur faible grossissement permet en effet de scruter un large champ du ciel tout en collectant plus de lumière qu'à l'œil nu. Elles fournissent par ailleurs des images plus lumineuses qu'une petite lunette astronomique de 50 mm.
Grâce à elles il est possible de discerner la forme des cratères lunaires. Mais surtout, et malgré la distance qui nous sépare de la Lune, on peut observer le relief de ces cratères le long du terminateur, la ligne de séparation entre la partie éclairée et la partie obscure de la Lune. L'impression de relief est restituée par les jeux d'ombre et de lumière dans cette zone de la Lune où la lumière du Soleil est rasante. Ce spectacle, par sa facilité d'accès, constitue une bonne introduction à l'observation des astres.
Les jumelles trouvent tout leur intérêt dans l'observation des nébuleuses étendues et d'objet diffus comme les nébuleuses, et occasionnellement les passages de comètes. La raison tient à leur nature même : les jumelles grossissent peu les images et gagnent en luminosité. Un objet étendu apparait alors dans son ensemble (ce qui peut ne pas être le cas avec une lunette ou un télescope) et avec une clarté et des contrastes bien plus élevés qu'à l'œil nu. La nébuleuse d'Orion est sans doute une des plus lumineuses et une des plus faciles à repérer. Elle est située dans la constellation d'Orion, une constellation visible en hiver, assez grande et très facilement identifiable avec sa forme en rectangle et les trois étoiles formant le baudrier d'Orion. On peut également observer l'amas des Pléiades, un amas stellaire ouvert composé d'une quinzaine d'étoiles et que l'on trouve en prolongeant la ceinture d'Orion, les Pléiades se trouvant à proximité de cet axe.
Également en hiver (ou l'été, tard dans la nuit) un autre spectacle saisissant par son étendue, et le voyage qu'elle offre au-delà de la Voie lactée, est l'observation de la galaxie d'Andromède. Le plus difficile ici est le repérage qui nécessite de savoir identifier les principales constellations (voir Repérage des constellations). On retiendra simplement que la constellation d'Andromède est située sous Cassiopée par rapport à l'étoile polaire. En fixant l'étoile bêta d'Andromède aux jumelles, on remonte très légèrement vers Cassiopée et on tombe sur une première petite étoile, puis on remonte encore très légèrement et on voit un astre aux contours mal définis, c'est le cœur de la galaxie d'Andromède. Si les conditions d'observations sont bonnes, vous voyez apparaitre un ovale très diffus qui sont les bras de la galaxie. L'astre que vous voyez alors est situé à 2,5 millions d'années-lumière. C'est l'astre le plus lointain que l'on peut observer avec des jumelles.
Avec de l'expérience, pourvu que les jumelles soient bien stabilisées et avec des conditions atmosphériques idéales, les observateurs dotés d'une très bonne vision pourront discerner les quatre satellites galiléens de Jupiter, même avec de simples 8 x 35.
Choix des jumelles
Généralement, c’est une bonne idée de vouloir commencer petit puis de suivre votre chemin vers un télescope plus gros et plus performant. Si vous n’avez que peu d’argent à investir, vous voudrez peut-être commencer par une paire de jumelles. Même les moins chères d’entre elles peuvent vous impressionner de par la vision nocturne que vous pourrez avoir du ciel étoilé.
Leurs caractéristiques sont déterminées par deux nombres : le premier indique le grossissement, le second le diamètre de l'ouverture à l'avant. Si un rapport de grossissement élevé a une importance secondaire, une grande ouverture est en revanche recommandée car elles collecteront plus de lumière et révèleront d'autant mieux les objets faibles. Ainsi, plutôt que de prendre des 8x35, il est plus judicieux de porter son choix sur des 7 x 50.
Les jumelles sont classées en fonction de la taille de leur foyer optique (7 x 10 par exemple). Le premier nombre correspond au grossissement constaté, et le second correspond à la taille, en millimètres, de la lentille de l’objectif. Naturellement, plus le premier nombre est important, plus le grossissement le sera également, mais vous aurez un champ de vision plus étroit. Et plus le second nombre indiqué est important, plus la lumière sera perceptible par les jumelles : les astres les plus pâles deviendront alors observables.
Un grossissement de 7 à 10 fois est le grossissement optimal que vous pourrez obtenir avec une paire de jumelles dans la plupart des utilisations. Les lentilles de l’objectif devront avoir une taille comprise entre 40 et 50 millimètres. Si elles sont de dimension inférieure, la luminosité risque d’être insuffisante, alors que de trop grosses lentilles rendront les jumelles trop denses pour être facilement portées d’une seule main, si l’on ne veut pas dépenser davantage en matériel.
Beaucoup de paires de jumelles convenant pour l’astronomie ont des dimensions commençant autour d’une gamme de 7 x 40 ou 10 x 50. Si vous voulez faire l’acquisition d’un objet plus grand, disons 10 x 70, vous devrez avec certitude le monter sur un trépied, qui sera plus difficile à transporter d’une seule main. Des jumelles agrandissant au-delà de 20 fois peuvent tenir dans une boîte de rangement mais, encore une fois, un trépied restera nécessaire. Quoi qu’il en soit, cherchez à vous renseigner pour savoir si les jumelles peuvent être montées sur un trépied, car toutes ne le peuvent pas !
Les jumelles vous permettent d’observer les étoiles les plus brillantes des constellations, galaxies et nébuleuses d’étoiles. Elles peuvent être utilisées pour aider un télescope à localiser l’astre recherché avant de transporter et déployer son télescope. Diverses étoiles brillantes, les comètes, les satellites, et le ciel dans toute son étendue sont parfaitement observables avec des jumelles. Les planètes brillantes sont également repérables au crépuscule avec des jumelles, qui conviennent dès lors aux astronomes débutants ou confirmés.
Une bonne paire de jumelles vous amènera à débourser, dans la plupart des commerces, entre 50 et 200 euros. Bien entendu, cela dépend d’où vous l’achèterez, mais cette fourchette de prix est ce à quoi vous devez vous attendre à investir.
Recommandation importante : Ne jamais se risquer à regarder le soleil avec des jumelles sans avoir de protection spéciale. En effet, aucun filtre spécifique n'est prévu pour cet instrument et son observation directe, avec le pouvoir de concentration des rayons lumineux, brûlerait irrémédiablement l'œil. Un exemple similaire est l'expérience de la loupe sur une feuille de papier ou un morceau de bois.
(si vous portez des lunettes retirez-les, votre défaut sera le plus souvent corrigé lors du réglage)
Que faire avec une paire de jumelles ? Vous pouvez regarder la lune, balayer les champs stellaires de la voie lactée, mais très vite, vous voudrez vous y reconnaître. Si vous avez appris à repérer les constellations principales, et muni d’une bonne carte détaillée, l’observation aux jumelles pourra vous occuper toute une vie. Vous pourrez découvrir la plupart des objets de Messier, des amas d’étoiles, des nébuleuses, des galaxies. Vous observerez également les mouvements incessants des satellites de Jupiter, les phases de vénus.
En regardant la lune vous pourrez apprendre à reconnaître une multitude de cratères, mers et montagnes. L’observation d’étoiles doubles colorées sera également possible, sans oublier les variations d’éclats plus ou moins périodiques de certaines étoiles. Il faudra alors savoir ce que vous voulez observer.
En utilisant cartes et livres d’observations, vous découvrirez ce goût mystérieux pour la chasse aux objets faibles. Comme un marin au milieu de l’océan avec sa carte, vous apprendrez à vous repérer, à découvrir de nouveaux horizons. De plus, l’expérience acquise en observant aux jumelles vous sera précieuse lorsque vous utiliserez un télescope.
Splendeurs du ciel profond : Volume 1, Atlas du ciel de printemps Splendeurs du ciel profond : Volume 1, Atlas du ciel de printemps
Splendeurs du ciel profond : Volume 2, Atlas du ciel d'été
Splendeurs du ciel profond : Volume 3, Atlas du ciel d'automne Splendeurs du ciel profond : Volume 3, Atlas du ciel d'automne
Etre autodidacte c’est bien, mais il ne faut pas rester dans son coin. Tout astronome expérimenté vous le dira, avant d’avoir acquis son savoir-faire, il a essuyé des échecs. C’est en général en confrontant les expériences au sein d’un club que l’on trouve une solution à un problème. De plus, vous pouvez utiliser également utiliser du matériel que vous ne pouvez pas forcément vous acheter.
7° Quand c’est le moment d’acheter un instrument
Vous avez passé des heures à lire des publicités, à comparer. Vous connaissez les différents types de télescopes, vous savez ce que vous attendez. C’est maintenant le grand jour. Ce n’est pas le moment de négliger la qualité, sous prétexte de fausses économies. Fuir comme la peste certains rayons soi-disant "astronomie" présentant de frêles instruments qui sont là pour vous influencer par leur aspect flatteur. Le télescope que vous rechercher répond à deux critères: solide monture, et mouvements doux, haute qualité optique. Prendre de préférence un grand diamètre, mais n’oubliez pas le coté transport et l’aspect pratique. Le télescope ne devra pas être trop lourd et être facilement installable. D’ailleurs ne dit-on pas toujours: "le meilleur instrument est celui dont on se sert le plus". Vous n’avez pas les moyens en ce moment ? Qu’a cela ne tienne. Economisez ! Utilisez vos jumelles un an de plus, vous n’aurez aucun regret. Il serait insensé en effet d’acheter un instrument bon marché de second choix, qui va fatalement décevoir. Et pourquoi pas envisager la construction d’un télescope si vous être bon bricoleur ? [ [J'y reviendrais plus tard sur ce sujet ]
8° Perdez votre "Ego"
L’astronomie enseigne la patience et l’humilité. Si vous ne vous en doutiez pas, vous feriez mieux de vous y préparer ! Vous ne pouvez rien contre les nuages qui masquent le ciel, la distance extrême et le faible éclat des objets que vous souhaitez voir. Parfois, vous aurez préparé une observation pour un phénomène bref, et comme par hasard, au moment de l’évènement vous ne serez pas prêt. Keep cool ! Ca arrive plus souvent que l’on ne pense. L’univers ne se plie pas selon vos désirs; vous devrez l’accepter tel qu’il est. La plupart des objets, observés avec un petit ou un gros télescope sont souvent faibles, très petits et diffus. Si vous cherchez des images à sensations, il vaut mieux rester au chaud et regarder une vidéo à la télé. L’astronome amateur débutant rencontre toujours une bonne quantité de pièges de toutes sortes, qu’il est difficile d’éviter. Garder toujours un calme très "zen". Cela vous aidera vraiment.
9° Soyez relax et décontracté
Perdre son "Ego" ne représente d’une partie du travail. Votre télescope lui aussi est loin d’être parfait, même si l’avez payé très cher. Ne soyez pas contrarié par les différentes méthodes pour nettoyer la précieuse optique, ou tenir un livre d’observation. Surtout n’ayez pas l’impression que l’on peut utiliser un télescope à 100% de ses capacités immédiatement sans expérience. C’est impossible ! Une certaine catégorie d’astronome amateur (très peu nombreux malheureusement) réalise des travaux scientifiques. Ils s’aventurent dans la nature sauvage pour rapporter ensuite quelques chiffres qui serviront peut être un tout petit peu à comprendre l’univers. Un tel projet transforme alors l’amateur débutant en amateur expérimenté tout comme le touriste céleste occasionnel devient un fanatique de l’observation du ciel profond. Cependant ces travaux ne sont réalisables uniquement par certains, qui possèdent le savoir-faire et le temps libre pour s’adonner à leur passion L’astronomie amateur devrait vous calmer et vous détendre. SI vous vous exaspérez sur l’aberration chromatique de votre instrument ou si vous cherchez pluton en vain, prenez une grande respiration et rappelez vous que vous faites de l’astronomie pour votre plaisir. Vite, lentement, intensément ou modérément, à votre propre rythme, faites de l’astronomie.
Le premier instrument d’observation autre que l’oeil fut la lunette astronomique. Il s’agissait simplement d’un ensemble de deux lentilles, l’une assez grosse qui concentrait les rayons lumineux en un point appelé le foyer, l’autre plus petite qui agissait comme une loupe et permettait d’observer la minuscule image de l’objet qui se formait au foyer.
Le précurseur du télescope est la lunette astronomique conçue en Hollande vers 1608 par l’opticien hollandais Hans Lippershey. Mais c’est en 1609 que l’astronome italien Galilée présenta la première lunette astronomique, grâce à la quelle il découvrit des cratères sur la Lune, les quatre principaux satellites de Jupiter ainsi que les étoiles constituant la voie lactée.
schéma d'une lunette astronomique
Une lunette est composée d'un objectif et d'un occulaire disposés de part et d'autre d'un tube fermé. Le tube peut être fixe ou télescopique comme dans le cas des longues-vues. L'occulaire se situe, comme l'indique son nom, du côté de l'œil, et il est de petite dimension. L'objectif se situe de l'autre côté, et est généralement de plus grande dimension que l'oculaire.
Expérience :
On peut réaliser une lunette assez simplement, avec deux loupes. Une grande, placée assez lointain qui sert d'objectif, et une autre plus petite et plus rapprochée servant ainsi d'occulaire. En effet, l'objectif et l'occulaire sont deux systèmes optiques convergents, c'est-à-dire qu'ils concentrent (focalisent) les rayons lumineux, à la manière d'une loupe.
La plus grande lunette de Galilée n’avait que cinq centimètres de diamètre, COLOR="royalblue"]revoir la rubrique sur Galiée [/COLOR mais avec les progrès techniques dans la fabrication des lentilles, des instruments de plus en plus grands furent construits.
On peut par exemple citer la lunette de 24 centimètres construite en 1824 à l’observatoire de Dorpat en Estonie ou celle de 38 centimètres en 1847 à Cambridge aux États-Unis. Les plus grandes lunettes furent réalisées à la fin du XIXe siècle avec par exemple celle de 83 centimètres de l’observatoire de Meudon en 1889 ou celle d’un mètre à l’observatoire de Yerkes en 1897.
L'observatoire Yerkes est un observatoire astronomique appartenant à l'université de Chicago à Williams Bay dans le Wisconsin. Il est connu pour avoir abrité la plus grande lunette astronomique jamais construite à des fins scientifiques, qui en fit le plus grand instrument astronomique du monde, avant la création de l'Observatoire du Mont Wilson. L'observatoire Yerkes a aussi donné son nom à la classification spectrale de Yerkes, une méthode de classification stellaire tenant compte simultanément de leur température et de leur luminosité.
La lunette, de par son ouverture réduite (donc peu lumineuse), est particulièrement adaptée à l'observation de la Lune et des planètes. Un modèle de 60 mm de diamètre permet d'observer de nombreux détails sur celles-ci. Bien que la clarté d'une petite lunette soit inférieure à celle de bonnes jumelles, elle permet d'atteindre la limite de résolution de l'objectif avec un grossissement suffisant et donc d'observer les détails avec un meilleur confort visuel.
http://www.sciences.univ-nantes.fr/sites/genevieve_tulloue/optiqueGeo/instruments/lunette_astro.html
Manipulons la figure...
La lunette astronomique est utilisée pour obtenir une image grossie d'une partie du ciel.
La lunette astronomique est constituée d'un long tube, comportant, côté étoiles un objectif, collecteur de lumière, assimilable à une lentille convergente, et côté oeil un oculaire, assimilable à une deuxième lentille convergente, qui joue le rôle d'une loupe observant l'image donnée par l'objectif. Ce dispositif donne une image inversée, ce qui n'est pas très gênant lorsqu'on observe le ciel.
L'image d'une étoile par l'objectif se forme dans le plan focal image de celui-ci. Lorsque la lunette est utilisée par un oeil normal qui n'accomode pas, l'image finale se forme à l'infini : l'instrument n'a pas de foyers, on dit qu'il est afocal. Dans ces conditions, le foyer image de l'objectif (F'1) est confondu avec le foyer objet de l'oculaire (F2) : la longueur de la lunette correspond à la somme des deux distances focales, et le grossissement (rapport des angles sous lesquels on voit, respectivement l'image et l'objet) correspond au quotient des distances focales.
Mode d'emploi
*cliquer-glisser sur l'étoile pour faire varier (légèrement) l'inclinaison des rayons lumineux
*cliquer-glisser sur l'oculaire pour le déplacer, et ainsi, modifier le réglage de la lunette
le curseur permet de choisir le grossissement de la lunette.
*Un bouton permet de cacher ou montrer les tubes de la lunette.
*Un deuxième bouton permet de supprimer le faisceau : celui-ci est remplacé par un unique rayon lumineux.
*Un troisième bouton permet de faire apparaître le cercle oculaire.
*Un dernier bouton permet de restaurer le réglage pour une vision à l'infini la palette située à gauche permet de changer la couleur des rayons ou la couleur de fond.
Manipulation
Masquer les tubes afin de voir le trajet des rayons lumineux dans la lunette.
Modifier légèrement l'inclinaison des rayons entrant dans la lunette, et constater que les rayons sortant sont beaucoup plus inclinés, preuve que l'instrument grossit.
Voir l'influence du grossissement sur la position des foyers.
Visualiser le cercle oculaire, image de l'objectif par l'oculaire, petit disque où se concentre toute la lumière qui entre dans l'objectif : c'est là qu'on place l'oeil pour observer dans la lunette.
Modifier le réglage de l'oculaire :
En le rapprochant de l'objectif, l'image obtenue est virtuelle et plus proche de l'oeil : cela est intéressant si celui-ci est myope.
En l'éloignant de l'objectif, l'image obtenue est réelle : cela permet de la projeter sur un écran ou de la photographier.
Jupiter est un astre dont l'étude est incontournable pour le débutant équipé d'une lunette. Son observation laisse clairement voir les quatre compagnons principaux de la planète que sont les satellites galiléens ainsi que quelques détails à la surface de la planète. Elle montre combien l'observation astronomique est une école de patience.
Ceux qui n'attendent rien d'autre que de satisfaire une curiosité sans fin seront comblés par cet univers dont les détails les plus fins ont abouti aux plus grandes découvertes.
Avec une lunette astronomique, il est également possible de suivre les phases de Vénus et l'évolution de son diamètre apparent au fil des mois. Mars apparaît comme un disque orangé, mais souvent sans le moindre détail. On peut toutefois suivre là aussi la variation de son diamètre apparent tout au long de l'année. Dans une bonne configuration entre Mars et la Terre, lorsque la planète rouge est au plus près, il est possible de distinguer sa calotte polaire.
La planète la plus lointaine que l'on puisse étudier à la lunette est Saturne. Si les conditions d'observation sont bonnes, elle dévoile le très beau spectacle de ses anneaux. On peut suivre l'évolution de leur aspect.
Choix de la lunette
L'inconvénient des lunettes est le problème de l'aberration chromatique : lorsque l'on observe une planète par exemple, un côté du disque sera rouge alors que l'autre sera bleu. Ce problème très handicapant peut être complètement résolu avec un objectif constitué de trois lentilles (un triplet), mais le système est onéreux. Les lunettes de ce type sont beaucoup moins encombrantes car la longueur du tube, pour une même focale, est réduite. Il est par ailleurs difficile de construire des lunettes de plus de 150 mm d'ouverture. Rajoutons encore qu'une lunette coûte très cher par rapport à un télescope : on trouve des lunettes de 60 mm de diamètre à un prix raisonnable, mais à partir de 110 mm leur valeur atteint le triple de celle de leur équivalent à miroir.
Par contre une lunette peut aisément se transporter car elle ne se dérègle pas facilement (l'objectif est stable), ce qui est un avantage certain. Par ailleurs, dans une lunette, l'objectif n'est pas en partie obstrué par le miroir secondaire que l'on trouve dans les télescopes, ce qui améliore la qualité de l'image, toute la superficie de l'objectif étant utilisée pour collecter la lumière. Le meilleur choix (mais aussi le plus onéreux) est la lunette apochromatique qui corrige toutes les aberrations(chromatique et sphérique).
Conseils d'utilisation
Soleil :
Son observation, encore plus qu'avec des jumelles (voir plus haut), doit s'accompagner des plus strictes mesures de sécurité. La brûlure de la rétine est indolore, mais elle est irréversible. Il est donc nécessaire d'utiliser des filtres dont existe deux types : le filtre SUN, se montant à l'arrière sur l'oculaire, souvent vendu avec la lunette. Son utilisation seule n'est pas adaptée car il est soumis à de fortes températures qui le font rapidement éclater. Son utilisation doit être combinée avec un hélioscope de Herschel qui disperse la chaleur. Cet accessoire n'est généralement en vente que dans les boutiques spécialisées. Le deuxième modèle, lui, se place à l'avant, sur l'objectif, et réduit le flux lumineux avant son entrée dans l'instrument. Plus onéreux, c'est la solution la plus sûre, à condition d'utiliser le filtre adéquat. Cette solution a en sa faveur un double avantage : disposé hors du système optique, donc à température ambiante, il n'y a aucun risque qu'il se brise du fait de la chaleur. D'autre part, placé devant la lunette, avant que ne se forme l'image, ses défauts influeront moins sur la qualité de celle-ci que le premier type de filtre installé sur l'oculaire juste avant l'œil.
Dans tous les cas, vérifier soigneusement le montage avant de débuter l'observation du Soleil. Il n'est jamais ridicule de placer quelques instants une feuille de papier derrière l'oculaire afin de confirmer que tout est en ordre et que la luminosité n'est pas trop forte : votre vue n'a pas de prix. Enfin, n'oubliez pas de boucher l'avant de la petite lunette de visée.
Lune :
Sa phase pleine, qui peut paraître spectaculaire, présente en fait peu d'intérêt. En effet, ayant depuis la Terre une ligne de vision parallèle aux rayons solaires, on ne distingue plus d'ombres sur sa surface qui permettent d'en voir les détails. Ainsi, préférer les périodes avant ou après ce stade et concentrer l'observation sur la zone à la limite de la partie éclairée et celle à l'ombre, là où les rayons rasent sa surface et donnent la meilleure lecture des accidents du terrain.
À noter qu'il existe aussi des filtres que l'on place sur l'oculaire lors de l'observation de la Lune afin de ne pas être ébloui par la très forte clarté de l'astre lors de sa phase pleine. Au contraire du Soleil, il n'y a pas dans ce cas de danger en cas d'oubli du filtre. Son utilisation est cependant recommandée car elle filtre les UV reflétés par la surface de la Lune. Les filtres MOON ne doivent pas être utilisés pour l'observation du Soleil.
La progression s’arrêta à ce point car elle se heurta à des limitations technologiques insurmontables. En particulier, ces énormes lentilles se déformaient sous leur propre poids, ce qui affectait fortement la qualité de leurs images. En outre, il était très difficile d’obtenir des blocs de verre de grande taille avec une pureté suffisante.
Ces difficultés expliquent que lorsque l’heure fut venue de construire des instruments gigantesques, la lunette fut remplacée par le télescope....
ou
Les précautions élémentaires à prendre lors des observations.
Il existe des loisirs où le danger est toujours présent de façon évidente. Cela incite les participants à prendre à tout moment les précautions qui s'imposent. Hélas, dans nos séances d'observation le danger est bien caché et entraîne parfois des accidents très graves. Rassurez-vous, le but de ce texte n'est pas de vous faire croire que l'astronomie est une activité hautement périlleuse, ou qu'il faut être formé dans une école de commandos de marine, pour pouvoir prendre un cliché de la lune. Cependant, une longue expérience de cette saine activité nous a enseigné l'existence de quelques dangers. Il est très important de bien les connaître pour pratiquer en toute sécurité l'observation du ciel, une des plus anciennes occupations de l'homme.
Les dangers graves
L'observation du soleil
Un instrument pour l'observation visuelle des objets lointains (jumelle, lunette, télescope, ...) est avant tout un entonnoir à lumière. En effet, la lumière qui traverse son objectif (beaucoup plus grand que notre oeil) est concentrée avant de pénétrer dans l'oeil de l'observateur.
Si ce dernier dirige, sans précaution particulière, son télescope vers le soleil, l'intensité de la lumière sera telle, que son oeil sera instantanément et définitivement aveuglé. Si l'appareil est puissant (diamètre supérieur à 150mm), cela pourra même provoquer très rapidement une ébullition des liquides physiologiques de l'oeil, entraînant son explosion.
La plupart des petits instruments que l'on trouve dans le commerce sont fournis avec un filtre très sombre, marqué "SUN". L'observateur doit placer cet objet devant l'oculaire lors des observations solaires. Hélas ces accessoires supportent mal les chocs thermiques auxquels ils sont soumis et ils éclatent souvent. Ces filtres ne devraient jamais être utilisés avec des instruments de plus de 60mm de diamètre, et même avec cette ouverture, il nous est impossible de vous garantir une totale sécurité. Quant à nous, nous plaçons nos filtres à l'entrée de nos instruments, ceci évite toute concentration dangereuse de lumière.
Ainsi tout danger paraît écarté. Mais lors des séances d'observation publiques du soleil, il n'est pas rare de voir un curieux qui essaye d'ôter le filtre "pour le voir de plus près", alors qu'un observateur est à l'oculaire! Ou alors, un autre inconscient va regarder au chercheur de l'instrument, mais celui-ci est protégé par un bouchon d'objectif. Notre individu a alors la regrettable idée de retirer ce bouchon...
En conclusion :
- Il faut être très prudent lors des observations solaires.
- Il faut s'assurer du bon état du filtre et de sa bonne mise en place.
- Un bouchon doit recouvrir l'objectif du chercheur.
- Il ne faut pas toucher l'instrument lorsque quelqu'un met son oeil à l'oculaire.
- Méfiez-vous du comportement du public.
L'observation en plein jour
En plein jour on peut observer autre chose que le soleil. Par exemple, il est intéressant d'utiliser des jumelles pour contempler le paysage, ou un télescope pour rechercher Mercure ou Vénus à proximité du disque solaire. Vous comprenez maintenant quel est le danger. Il faut veiller à ne pas diriger l'instrument vers le soleil, même un court instant!
Ne cherchez donc jamais Mercure ou Vénus de jour avec des jumelles. C'est suicidaire!
Si vous souhaitez observer ces planètes avec un télescope, placez celui-ci à l'ombre, ainsi vous serez certain de ne pas faire de mauvaises rencontres dans le champ de l'oculaire.
Faites attention aux enfants
Ne laissez jamais vos jumelles à de jeunes enfants sans surveillance. Ils observent dans tous les azimuts en ignorant le danger et peuvent se diriger vers le soleil. Ce n'est pas en les mettant en garde contre l'éclat de l'astre du jour que vous réglerez le problème. En effet, nous avons déjà vu un enfant qui, mettant en doute les paroles de ses parents, dirigeait volontairement les jumelles vers le soleil. Un enfant sait qu'il se fera pardonner par sa famille s'il fait une bêtise mais ignore qu'avec le soleil il n'a pas droit à l'erreur. Le soleil ne lui pardonnera jamais.
Les observations de nuit
Après avoir étudié les dangers dus à un excès de lumière, voyons ceux qui sont dus à l'obscurité. Le risque est provoqué cette fois par l'environnement des instruments. Un obstacle ou un trou que l'on aurait facilement évité de jour, sera invisible de nuit.
Le terrain d'observation doit donc être exempt de tout obstacle dangereux comme les dispositifs d'arrosage (il y en a dans toutes les bonnes pelouses), les grosses pierres, ou les poutres (comme celles qui bordent les boulodromes). Veillez aussi à ne pas laisser le sol jonché des ustensiles tels que bicyclettes, tabourets, mallettes d'accessoires, boules de pétanque, etc...
Faites attention à ne pas vous prendre les pieds dans les inévitables fils électriques qui alimentent le dispositif d'entraînement des télescopes.
Si la présence d'obstacles sur le terrain est dangereuse, leur absence peut être mortelle dans certaines circonstances. N'organisez jamais d'observations publiques à proximité d'une fosse de tir au ball-trap sans garde fou, ou d'un puits dans protection, et encore moins près d'une falaise.
Les petits trous peuvent aussi être très dangereux (nid de poule, trou de golf, ruisseau, etc...), ils peuvent provoquer des chutes. La nuit celles-ci sont toujours très dangereuses.
L'instrument n'est pas un accoudoir
Malgré leur imposante silhouette, les gros télescopes d'amateur ne sont pas assez stables pour que l'on puisse s'y appuyer dessus. La plupart des personnes qui les utilisent pour la première fois n'en sont pas conscientes. Cela entraîne des chutes qui peuvent être très impressionnantes, surtout si l'observateur était perché sur un escabeau. Ceci représente la principale source d'accidents, parfois graves, qui peuvent survenir lors des séances d'observation publiques, en dépit des recommandations que nous prodiguons systématiquement à ce sujet.
Ne vous appuyez jamais sur un télescope!
Les petits malheurs
L'oeil à l'oculaire
Lorsqu'un observateur dirige son instrument à l'aide du chercheur, il est fréquent de voir un curieux mettre l'oeil à l'oculaire sans prévenir. Vous pouvez alors parier que ce dernier va recevoir brutalement l'oculaire dans l'oeil. En effet, l'observateur n'est pas conscient de la situation et sera amené à faire pivoter rapidement le télescope dans différentes directions.
Ne mettez donc jamais l'oeil à l'oculaire sans y être invité.
Veillez aussi à ne pas laisser traîner vos doigts sur l'instrument au moment des manoeuvres. Vous pourriez vous les faire coincer.
Les flashs
Si vous voulez photographier l'objectif d'un instrument avec un flash, attendez au moins que l'observateur ait retiré son oeil de l'oculaire. Sinon celui-ci sera fortement ébloui pendant plusieurs heures.
L'arrosage automatique
Il est de bon ton d'organiser les observations sur une pelouse ou à proximité immédiate. Nous avons précédemment attiré votre attention sur le danger que représentent les becs d'arrosage qui sont parfois disséminés sur le gazon.
Une autre préoccupation est due au fonctionnement automatique de certains dispositifs d'arrosage. Si vous ne l'arrêtez pas avant, celui-ci ne manquera pas de se déclencher au milieu de la séance. Ce qui sera regrettable pour le matériel et pour les observateurs.
Fragilité des instruments
Certains gros télescopes transportables d'amateur nécessitent, pour leur mise en service, un minimum de qualités athlétiques de la part de l'utilisateur. Cependant, dès que l'instrument est installé, il ne faut plus forcer. Les télescopes et les lunettes sont des instruments de très haute précision même lorsqu'ils ont une apparence grossière. Il convient donc de les manipuler avec soin.
L'orientation de l'instrument doit se faire sans effort. Si ce n'est pas le cas, c'est que vous avez oublié de le débloquer.
Lorsque vous l'avez orienté, vous pouvez bloquer les mouvements. Faites-le sans excès. Il n'est pas nécessaire de forcer sur les poignées de blocage pour obtenir une immobilisation suffisante. Notez que ce sont les dispositifs de blocage qui cassent le plus souvent.
Savoir vivre et observation nocturne
Pour qu'il règne une bonne ambiance lors des observations nocturnes, il faut veiller à ne pas se gêner mutuellement.
La lumière
Quand nous arrivons en un lieu obscur, nos yeux s'adaptent. Tout d'abord nos pupilles se dilatent. Ceci peut prendre quelques secondes. Ensuite, la rétine de l'oeil évolue dans l'obscurité. Sa sensibilité s'accroît progressivement. Elle nécessite une heure, pour atteindre son accoutumance maximale. Cette adaptation disparaît rapidement au moindre éblouissement. C'est pour cela qu'il faut proscrire les sources de lumière vive. Les lampes électriques doivent être tamisées à l'aide d'un filtre très dense. Si vous devez utiliser un éclairage intense, mettez-vous à l'écart du groupe.
N'utilisez pas de flash photographique sans avoir demandé l'accord de tous les participants. Sinon vous pourriez voiler des films ou éblouir désagréablement des observateurs qui avaient soigneusement adapté leur vue à l'obscurité.
Faites attention aux briquets, allumez votre cigarette à l'écart du groupe. Par ailleurs, sachez que la lueur de votre cigarette sera très gênante pour les personnes qui vous côtoient dans l'obscurité et pour les clichés que vous voudrez réaliser.
Le bruit
La contemplation du ciel nécessite un minimum de concentration mentale. Celle-ci sera favorisée par le calme et le silence du lieu. Evitez donc de crier ou d'utiliser un poste de radio. Pensez aussi, le cas échéant, aux habitations voisines dans lesquelles des gens dorment probablement.
Autour des instruments
Les instruments devront être suffisamment éloignés les uns des autres afin d'éviter que les observateurs ne se gênent mutuellement. Veillez à ne pas passer devant l'instrument du voisin. Ne touchez pas un instrument quand il est utilisé. Les vibrations que vous provoqueriez seraient amplifiées par le grossissement et rendraient l'observation désagréable.
Conclusion
Certaines de ces recommandations ont pu vous sembler évidentes ou vous faire sourire. Pourtant chacun des accidents ou incidents auxquels nous avons fait allusion s'est réellement produit. Nous souhaitons que vous suiviez nos conseils, afin de ne pas renouveler ces erreurs.
Observez en paix et en sécurité.
je veux faire parti de votre groupe qui est très intérésant
Dans un télescope, un miroir concave est utilisé pour former l’image. En 1663, le mathématicien écossais James Gregory fut le premier à proposer la formule du télescope avec un grandissement dû au secondaire.
Peu de temps après l’invention de la lunette, Newton, Gregory et Cassegrain ont inventé le télescope. Ils ont créé trois formules optiques différentes, à peu près en même temps.
C’est à Newton qu’on attribue généralement l’invention (publiée en 1670 à la Royal Society, on ne prête qu’aux riches)
Mais Grégory et Cassegrain pourraient très bien l’avoir précédé (James Gregory, mathématicien écossais, a proposé sa formule en 1663). Le principe est simple : il consiste à remplacer les lentilles par des miroirs. L’avantage des miroirs est double : la lumière ne traverse plus de verre ; ils sont donc totalement exempts à la fois d’aberration chromatique, et d’absorption (il y tout de même une très légère perte de lumière, car le pouvoir réfléchissant de la surface n’est pas total). Sur un plan pratique, le télescope a encore un avantage de plus : la facilité de taille des miroirs. Considérez le doublet achromatique constituant l’objectif d’une lunette ; il est formé de deux lentilles collées, donc il comprend 4 surfaces sphériques à tailler. Le miroir d’un télescope n’en comprend qu’une seule. Cet argument est important. Toutefois, on montre qu’une surface sphérique ne convient pas pour le miroir. Pour que tous les rayons convergent en un même point, la surface doit être parabolique, mais très proche d’une sphère. La modification est relativement facile à faire, mais la difficulté tient pour beaucoup dans la détermination de ce qu'il faut faire.
Il a donc été possible de construire des miroirs de télescope de plus grand diamètre que les objectifs de lunettes. Depuis le début du XXe siècle, les télescopes ont supplanté définitivement les lunettes.
En quelle matière étaient faits les miroirs ? Il fallait une matière qu’on puisse tailler, pour donner la forme, et qui réfléchisse bien la lumière. Ce sont les métaux les mieux adaptés, en rapport avec leurs propriétés électriques (puisque la lumière est une onde électromagnétique).
Depuis l’antiquité, les dames ont utilisé des miroirs pour se coiffer, se maquiller... Ces miroirs que l’on peut voir dans certains musées étaient réalisés en bronze, qui se polit facilement, mais n’étaient pas d’une grande qualité. En effet, le bronze présente quatre inconvénients importants :
pouvoir réfléchissant limité
Il ne renvoie qu’une partie de la lumière qui le frappe, et donc sur ce plan est moins avantageux qu’une lunette. Il ne permet pas de voir des objets de faible luminosité. A la longueur d’onde de 0,55 µm, correspondant à la plus grande sensibilité de l’œil, le bronze réfléchit 62 % seulement de la lumière reçue. 40 % sont perdus...
polissage imparfait
On veut observer la lumière qui nous parvient des étoiles, c’est à dire une onde électromagnétique dont la longueur d’onde est comprise entre 0,4 et 0,8 µm (millièmes de millimètres). Pour qu’un miroir soit de bonne qualité, il faut que les défauts qui subsistent à sa surface ne dépassent 0,04 à 0,08 millième de millimètre (un dixième de la longueur d’onde)... Or le bronze est un alliage assez mou. Lorsqu’on tente de le polir, il se comporte un peu comme la peau d’un chien qui se gratte : il forme des plis devant l’outil ! Pour le durcir, on augmente la proportion d’étain, mais le métal devient cassant et très difficile à travailler. Il présente une teinte plus blanche que dorée.
oxydation
Avec le temps, il s’oxyde, et se ternit. Lorsqu’il ne renvoie plus assez de lumière, il faut enlever la couche d’oxyde en surface. Impossible de procéder avec un chiffon : étant donné la taille microscopique des plus petits défauts admissibles, celui-ci ferait des ravages sur notre miroir. Pour le nettoyer, il faut, en fait, refaire tout le polissage, ce qui prend énormément de temps et de plus altère la qualité des images.
dilatation
Les métaux ont un coefficient de dilatation élevé. En début de nuit, la température est nettement plus élevée qu’en fin, et le miroir se contracte au cours des observations. Il s’ensuit une modification des caractéristiques optiques.
Néanmoins et faute de mieux, ce sont des miroirs en bronze qu’utilisèrent Newton, Gregory et Cassegrain pour réaliser leurs télescopes.
Par la suite, ces défauts n’ont pas empêché les astronomes de construire des télescopes de plus grand diamètre. Aussi, l’absence d’aberration chromatique permet de les construire beaucoup plus courts que les lunettes. De nombreuses découvertes ont été faites avec ces instruments, en particulier celle de la planète Uranus par William Herschel en 1781.
Le plus grand télescope qu’il construisit était à miroir métallique de 1,22 m de diamètre et 12,20 m de focale. Il l’a achevé en 1789.
Celui-ci a marqué l’apogée des instruments de ce type. Il faut remarquer à son sujet qu’il n’y avait pas de miroir secondaire : le miroir principal était légèrement incliné sur son support, et l’observateur plaçait l’oculaire sur le bord du tube, à sa sortie (on le distingue sur le dessin). L’absence de secondaire évitait une perte de lumière supplémentaire, mais l’inclinaison produisait des aberrations.
Les types de télescopes
Nous avons déjà exposé la combinaison de Newton : un miroir primaire parabolique, et un secondaire plan.
La combinaison de Cassegrain comprend un primaire concave, et un secondaire convexe. On peut montrer que pour tout primaire concave, on peut trouver une forme du secondaire qui assure le stigmatisme. Mais on utilise pratiquement un primaire parabolique, car dans un tel télescope on peut retirer le secondaire, et utiliser le foyer primaire (pellicule photographique directement au foyer primaire). Une telle utilisation n’est possible qu’avec un paraboloïde.
Dans le montage de Cassegrain, le secondaire est hyperbolique. La focale résultante est celle du primaire, multipliée par un facteur correspondant au grossissement de l’image par le secondaire (qui allonge la focale). Ce facteur est toujours supérieur à 2, et souvent assez grand. Plus la focale est longue, plus petit est le champ. Cette combinaison est donc bien appropriée pour observer une petite région du ciel sous un fort grossissement. Ceci justifie l’usage de ce même primaire en solo, au foyer primaire, pour avoir un champ plus important.
La combinaison de Gregory est assez semblable à celle de Cassegrain, mais le secondaire est elliptique.
A caractéristiques égales (focale, diamètre), un télescope de Gregory est plus long qu’un télescope de Cassegrain. Leurs qualités étant équivalentes, le modèle de Gregory n’est pas utilisé.
Le télescope de Foucault de l’Observatoire de Marseille
Télescope de Foucault installé en 1864 à l’Observatoire de Marseille
Il est classé monument historique. Le diamètre du miroir est de 80 cm. Sa focale est de 4,50 m. La monture est due à Eychens. Le moteur original a disparu, il devait être mécanique. Il a été remplacé, dans les années 1930, par un moteur électrique. Pour assurer une vitesse constante, l’alimentation électrique était asservie à une horloge sidérale à balancier (horloge faisant un tour complet en 23 h, 56 mn et 4 secondes).
Une fois poli avec soin, le miroir doit conserver sa forme avec une grande précision. Il doit donc être très rigide, et pour cela on lui donne une grande épaisseur, quitte à en augmenter le poids. Sur la photo ci-dessous, on voit le miroir de Foucault dans la coupole d’exposition ; remarquez l’épaisseur, plus grande au centre :
La conception des télescopes Keck marque une innovation importante : la surface réfléchissante du miroir de chacun des deux télescopes est composée d’une mosaïque de trente-six miroirs hexagonaux, tous orientables individuellement grâce à trois vérins. Elle équivaut à un miroir primaire de 10 m de diamètre, sans en avoir le poids. Des techniques dites d’optique active permettent de jouer sur les vérins pour optimiser le profil de la surface réfléchissante totale.
Avec une surface équivalente à celle d'un miroir circulaire de 10 m de diamètre, leur miroir principal en fait les plus grands télescopes optiques et infrarouges du monde.
Le pionnier fut le télescope de 2,54 m de diamètre de l’observatoire du Mont Wilson, en Californie : demeuré célèbre pour avoir servi dans les années 1900 aux travaux de l’astronome américain Edwin Hubble, son utilisation cessa de 1985 à 1992 sous l’effet de pressions financières.
Le Hooker permit à Edwin Hubble de l'utiliser dans ses travaux pour découvrir les galaxies (prises, à l'époque, pour des nébuleuses). Ces galaxies se trouvent bien au-delà de notre propre galaxie: la Voie lactée. Cette découverte lui permit de mettre en évidence l'"expansion de l'univers".
C’est dans la nuit du 13 décembre 1908, il y a 100 ans jour pour jour, que le télescope réflecteur de 1,5 m de diamètre de l’observatoire du mont Wilson vit sa première lumière. Il devint alors le premier grand télescope réflecteur à fonctionner correctement, utilisant un miroir fabriqué en France par Saint-Gobain. Ce réflecteur démontra tout le bénéfice d’une technologie qui allait connaître un grand avenir en utilisant, pour concentrer l’obscure clarté qui tombe des étoiles, des miroirs plutôt que des lentilles, lesquelles étaient difficiles à réaliser dans de grands diamètres.
Le télescope Hale
Le télescope Hale est le dernier (le plus grand) construit sur le même modèle que le premier télescope de Foucault, de 84 ans son aîné.
Il a été inauguré en 1948, et possède un pouvoir séparateur théorique de 0,024 secondes d’arc (qui n’est bien sûr pas atteint à cause de la turbulence atmosphérique). Son miroir fini pèse 14,5 tonnes (20 tonnes de pyrex brut, avant la taille) ; le tube pèse 530 tonnes. Il a fallu 8 mois de refroidissement pour éviter la formation de bulles et de pailles dans le disque de verre.
De son côté, le Very Large Telescope (VLT) de l'European Southern Observatory (ESO), est composé de quatre télescopes, possédant chacun un miroir de 8,20 m. Il est situé au Chili, au sommet du Cerro Paranal, à 2 600 m d'altitude. Il a été équipé en 2002 du système d'optique adaptative NAOS lui permettant d'être deux fois plus précis que le télescope spatial Hubble.
Il est aussi possible aujourd'hui d'utiliser dans le domaine optique les principes de l'interférométrie pour améliorer la résolution. C'est le principe utilisé par les deux Kecks, mais surtout par le VLT dont les quatre miroirs, distants au maximum de 130 m, ont la même résolution théorique qu'un seul miroir de 130 m de diamètre. La sensibilité n'est cependant pas améliorée, et la technique de l'interférométrie reste assez spéciale, souvent utilisée dans des cas très particuliers.
Sourire
On entend souvent dire que l’astronomie coûte cher, et ne sert à rien. Evidemment, si on n’est pas curieux de comprendre ce qui nous entoure...
Mais remarquez que tous les constructeurs d’appareils photo numériques vous proposent maintenant des systèmes de compensation de mouvements ! Vous pouvez photographier en courant, et obtenir une image nette. Comment est-ce possible ?
Tout simplement en utilisant le même principe que les astronomes. On analyse l’image donnée par l’objectif, et on déplace un miroir pour la maintenir en place.
Comme quoi les recherches les plus inutiles trouvent des applications... utiles à tout le monde !
Les télescopes spatiaux
A quoi sert aujourd’hui un télescope spatial, puisqu’au sol, on arrive au pouvoir séparateur théorique ? Le premier télescope spatial a été conçu et lancé avant qu’on ait maîtrisé l’optique adaptative. Mais maintenant, la question peut se poser. Au sol, on ne pourra jamais observer que les longueurs d’onde qui passent la barrière atmosphérique : la fenêtre visible, le très proche infrarouge, la fenêtre radio. Dans les autres gammes, seul un télescope spatial peut observer. Aussi, le mot télescope prendra, selon la gamme observée, un sens tout à fait différent de ce que nous avons étudié jusqu’ici. Plus la gamme visée est lointaine du visible, plus l’instrument sera exotique.
Le télescope spatial Hubble (HST) a été lancé le 24 avril 1990. Conçu pour être entretenu sur son orbite à une altitude d’environ 600 km lors de missions régulières, il est assez éloigné de la Terre pour ne pas être gêné par les perturbations de l’atmosphère terrestre, mais insuffisamment pour éviter le passage de la Lune, de la Terre et du Soleil dans son champ de vision.
Malheureusement on découvre peu après son lancement, un défaut d’aberration sphérique sur son miroir primaire. Les images sont floues. Une correction logicielle est mise en place en attendant la première mission de maintenance. Le problème est dû à une erreur de 5 mm sur la longueur de l’instrument, erreur non détectée par des tests au sol insuffisants.
Le 12 février 1993, l’équipage de la navette Endeavour installe un équipement optique correctif, le COSTAR , construit en partie par le Laboratoire d’Astronomie Spatiale de Marseille. Cet équipement permet enfin au HST d’obtenir des images de qualité.
Instruments optiques :
Le télescope peut recevoir jusqu’à 5 équipements optiques, un dans chacune de ses baies axiales et un dernier dans sa baie radiale. Il s’agit de caméras et de spectromètres.
Energie :
Le HST fonctionne grâce à l’énergie solaire avec deux panneaux de 2,4 × 12,1 m. Ceux-ci alimentent les deux ordinateurs de bord, ainsi que les autres composants électroniques. 6 batteries au nickel-hydrogène prennent le relais lorsque le télescope est caché du Soleil par la Terre pendant 25 minutes à chaque orbite.
Système de communication :
Les données sont transmises au sol par l’intermédiaire du satellite TDRSS: Tracking and Data Relay Satellite System. En direct avec le satellite lorsque ce dernier est visible, sinon les informations sont enregistrées sur bande magnétique pour être ensuite transmises.
bonsoir soso,
cette rubrique n'a rien à voir avec une histoire de groupe , si c'est ce que tu veux vas dans la bonne rubrique !
merci et bon jeu !
Attention dans votre choix du télescope qui sera différent selon votre lieu d'observation, les objets que vous souhaitez observer et votre budget !
Certains débutants attirés par les magnifiques photos des revues investissent dans l' achat d' un instrument qui finira dans un placard ou dans les petites annonces d'une revue d' astronomie. N'espérez pas réaliser ou voir les photos identiques a celles des beaux livres d'Astronomie.
Quel télescope acheter et pour quel usage ?
Il est impératif de savoir, avant d’entreprendre quoi que ce soit, qu’un télescope n’est pas un laisser passer pour l’observation de toutes les merveilles du ciel. En effet, la diversité des astres, en terme de distance, de grandeur ou de luminosité, impose au fabricant de créer différents modèles de télescopes qui permettront de voir, au choix, tel ou tel astre. Chaque personne est différente, chaque personne ressent différemment et a des attirances qui ne sont pas forcément les mêmes que celles de son voisin. Certains seront attirés par la beauté des planètes de notre système solaire ou de leurs satellites, d’autres par les splendeurs de ce qu’on appelle le ciel profond, qui regorge de trésors : étoiles doubles, amas ouverts et globulaires, nébuleuses, galaxies, rémanants de supernovae, etc …
Chaque personne vit aussi dans un environnement qui peut être plus ou moins favorable à l’observation céleste (ville, campagne, montagne). Une personne pourra se contenter d’observer les ciel en visuel (une monture azimutale peut suffire), alors qu’une autre voudra se jeter à corps perdu dans l’astrophotographie (moteur et monture équatoriale indispensable). Enfin, le prix varie du tout au tout, suivant la technologie ou bien la puissance de l’outil.
Tous ces paramètres sont autant de critères qu’il faut impérativement prendre en compte avant de faire son choix : le bon choix !
Voici donc quelques clés qui vous permettront de faire un choix vraiment adapté à vos besoins, quelle que soit votre envie et la relation que vous entretenez avec le ciel.
Le diamètre du tube (ou l’ouverture)
Une idée à bannir avant tout : Le grossissement (souvent annoncé comme une qualité primordiale dans les publicités) n’est pas un critère d’importance ! D’ailleurs ce n’est pas le tube qui détermine le grossissement mais l’oculaire qu’on y fixe. En outre, plus le grossissement est faible, est plus le gain en luminosité et en netteté est important.
La vocation première d’un télescope est bien sur de grossir, mais le facteur essentiel pour obtenir de belles images, c’est sa capacité à récolter un maximum de lumière. Cette capacité est déterminée par l’ouverture de l’élément principal su système optique (que ce soit un miroir ou bien une lentille), son diamètre. Plus la quantité de lumière sera importante, et plus on pourra se permettre de grossir sans perdre en qualité d’image. Sinon, à grossissement égal, un diamètre important permettra de révéler une quantité plus importante d’astres à observer, moins lumineux, ou de détails sur les planètes (résolution).
Avant d’opter pour un gros diamètre, gardez toutefois à l’esprit l’augmentation du volume et du poids de l’engin, et assurez-vous que vous serez bien capable de le déplacer sur un site d’observation, ou même de le stocker chez vous !
Que peut-on voir avec quel diamètre (sous réserve d’un ciel peu ou pas pollué par la lumière des agglomérations) ?
Pour les débutants, un télescope ou une lunette de 60mm de diamètre peut déjà permettre d’observer les cratères de la Lune, les tâches solaires, les anneaux de Saturne, ou bien les bandes nuageuses de Jupiter, ainsi que ses quatre plus gros satellites.
Un télescope de 130mm à 150mm, voire de 114mm à 130mm, ou bien une lunette de 70mm à 90mm dévoilera beaucoup plus de détails du sol lunaire ainsi que des planètes, et révèlera déjà de somptueuses nébuleuses ainsi que certains amas d’étoiles.
A partir de 200mm, votre télescope vous permettra d’observer de faibles amas stellaires, de splendides nébuleuses ainsi que des galaxies.
Le grossissement
Comme cela a été dit plus haut, la première question qu’est susceptible de poser un débutant est : « Il grossit combien de fois ? », alors que la vraie question est « Quelle est l’ouverture du tube ? » … En réalité, ce n’est pas le télescope qui grossit, mais l’oculaire qu’on voudra bien y placer, et on peut finalement y fixer n’importe quoi. Mais où est l’intérêt d’un grossissement x650, si on n’obtient qu’une tâche informe, floue, et terne ?
En fait, quel que soit l’oculaire qu’on fixe, la quantité de lumière qui arrive dans votre œil est la même. Ce qui veut dire que plus l’image d’une planète est grossie, et plus sa lumière s’étale sur sa surface, elle s’assombrit. La résolution de l‘image possède elle aussi une limite (limite physique de la lumière) qu’on ne peut dépasser sans obtenir une image floue et inutilisable.
Le grossissement se calcule en faisant le rapport entre la longueur focale du tube optique et la longueur focale de l’oculaire.
Exemple : tube optique = F900mm et oculaire = F12mm
900/12 = grossissement 75x
Le grossissement maximum utile, correspond au double du diamètre du miroir (ou de la lentille) principal(e), en millimètre. Un diamètre de 114mm nous autorisera donc à grossir jusqu’à 228 fois, sans perdre en qualité d’image. Il est néanmoins conseillé de modérer le grossissement, et de privilégier un grossissement x0.5 ou bien x1, afin de révéler les plus belles images.
Le grossissement minimum utile existe lui aussi : il est égal au 1/6ème de la taille du diamètre, en millimètres.
Le grossissement résolvant, c’est le grossissement qui révèlera le plus de détails visibles sur l’image. Il correspond tout simplement au diamètre du miroir primaire.
Toutefois, pour garantir une image de qualité, même en-deçà du grossissement maximum utile, il faut faire attention à choisir un oculaire de bonne facture. Sans devoir forcément se ruiner, on trouve déjà de bons oculaires qui raviront les débutants, et même les amateurs confirmés, pour quelques dizaines d'euros seulement : les Plössls. Les lentilles de ces oculaires sont traitées multicouches contre les aberrations chromatiques, la coma et autres désagréments optiques ... Evitez les oculaires de type Kellner qui sont, pour leur part, souvent faits de plastiques et s'approchent plus du jouet que du matériel digne de ce nom.
La longueur focale du télescope
La focale, c’est la distance parcourue par la lumière entre le centre de la lentille (ou du miroir primaire) et l’endroit où convergent tous les rayons lumineux : le foyer. Plus une distance focale est grande, et plus le grossissement possible sera important.
On établit un rapport entre le diamètre (vu plus haut) et la focale, qui permet de déterminer l’usage qu’on fera de tel ou tel télescope, ce qui simplifie bien des choix ! Ce rapport est le rapport F/D (F = focale, D = diamètre). Il indique la capacité du télescope à détecter les faibles luminosités.
Un rapport faible (inférieur à 6), indiquera que le télescope est plutôt destiné à un usage orienté vers le ciel profond (nébuleuses peu lumineuses), alors qu’un rapport supérieur à 10 sera parfait pour le planétaire, puisque les planètes sont déjà très lumineuses.
Entre 6 et 10, on peut considérer que le télescope est polyvalent, et qu’on peut aussi bien observer le planétaire comme le ciel profond.
Cas pratiques :
le Newton Skywatcher 150/750 est idéal pour le ciel profond avec un rapport f/d de 5.
le Newton Celestron 114/900 est polyvalent et idéal à la fois pour le planétaire et le ciel profond, avec un rapport f/d de 7.9.
le Maksutov Skywatcher 127/1500 est idéal pour le planétaire avec un rapport f/d de 11.8.
Le pouvoir séparateur
On pourrait tout aussi bien appeler cela la résolution, puisqu’il s’agit ici de l’aptitude à discerner les détails sur la surface d’un astre (les cratères de la Lune, la tache rouge de Jupiter, la division de Cassini des anneaux de Saturne, les calottes polaires de Mars, etc …), ou a séparer les étoiles doubles (pour le ciel profond). Ce pouvoir séparateur se mesure non pas en millimètre mais en secondes d’arc (qui s’écrit "). Pour connaître le pouvoir séparateur de son tube, il faut diviser le nombre 120 par le diamètre du miroir primaire (en mm).
Exemple :
Pour un télescope 130 (diamètre) / 900 (focale) : 120/130 = 0.92" d’arc.
Cette valeur est théorique car dans la pratique, il y a très souvent un peu de turbulence atmosphérique qui viendra nuire au pouvoir séparateur … Néanmoins, cette notion permet de connaître les performances de sa machine, et elle est toujours capitale lors de conditions d’observation idéales !
Afin de jouir pleinement d’un excellent pouvoir séparateur, il faut éviter d’observer depuis chez soi en ouvrant la fenêtre, car la différence de température obtenue au contact du dehors et du dedans crée des turbulences (comme l’effet mirage qu’on voit à l’horizon lors des chaudes journées d’été).
Le système optique (réflecteur, réfracteur, catadioptrique)
Bien que l’objectif d’un télescope soit de recueillir et focaliser la lumière, il existe différentes techniques pour y parvenir.
- Les télescopes réflecteurs
Ils sont constitués de miroirs concaves, et sont exclusivement destinés à l’astronomie. En effet, la lumière réfléchie à travers les jeux de miroirs offre une image inversée, il existe néanmoins des accessoires qui remettent l’image à l’endroit (redresseur terrestre).
A budget égal, un réflecteur offrira un diamètre plus important, et donc plus de lumière.
Le plus courant est le « Newton ». Ils offrent, pour un même prix, un diamètre supérieur. Un bon Newton peut rivaliser avec une bonne lunette en terme de contraste et de netteté des images. L’oculaire n’est pas placé dans l’alignement du tube, à l’opposé de l’objectif, mais sur le côté du tube, par jeu de miroir, ce qui est plus confortable pour l’observation et évite de se plier en deux. De plus, la monture basse limite l’influence du vent.
Afin d’obtenir un diamètre très grand pour un budget plus raisonnable, on préfèrera le « Dobson ».
Contrairement à la lunette, le télescope à réfléchissement nécessite un entretien occasionnel. Par exemple, il convient de procéder à un réalignement périodique des miroirs, ou collimation, afin d’accroître les performances. C’est une manipulation simple et rapide, mais qui peut faire peur à un débutant. Le tube du Newton est à l’air libre, ce qui attire les poussières et autres saletés. Il est également sensible à l’humidité de l’air, il faut donc le recouvrir de son couvercle après chaque utilisation, si on veut conserver ses miroirs aussi propres que possible.
Les télescopes réfracteurs (lunettes astronomiques)
Aussi appelés « lunettes astronomiques », ils ne sont pas faits de miroirs qui réfléchissent la lumière, mais de lentilles qui réfractent la lumière. D’apparence longue et mince, la lunette possède juste une lentille d’objectif à une extrémité et une lentille d’oculaire à l’autre.
Ce système de lentilles autorise également l’observation terrestre. Les réfracteurs sont plus chers que les réflecteurs, et bien que le système de lentilles soit le premier à avoir été inventé, la qualité de l’image est bien supérieure (à diamètre égal) aux autres systèmes. Les lunettes sont surtout appréciées pour l’observation planétaire, et simple d’utilisation pour les débutants (peu d’entretien). Ils sont aussi plus adaptés que les réflecteurs pour les personnes habitant dans une zone sujette à la pollution lumineuse, à laquelle ils sont beaucoup moins sensibles. En contrepartie, l’observation du ciel profond n’est pas recommandé avec une lunette, même avec un diamètre important, on lui préfèrera le télescope réflecteur, surtout après avoir comparé les prix !
Le tube étant long (longueur focale importante) la lunette est montée sur un trépied haut, ce qui peut la rendre sensible au vent (en tout cas plus qu’un télescope), ce qui peut gêner à fort grossissement.
D’un point de vue général, l’entretien d’un télescope n’est pas fastidieux, il n’y a pas de réticences à avoir sur ce sujet.
Les télescopes catadioptriques
Ils sont le trait d’union entre les réflecteurs et les réfracteurs. Ils possèdent en effet un système composé de lentilles et de miroirs.
Les types de télescopes qui y sont associés, et que vous retrouverez dans les catalogues, sont le plus souvent Schmidt-Cassegrain, Maksutov-Cassegrain, ou encore Newton-Catadioptrique. Ce dernier n’étant qu’une adaptation du classique Newton avec un rajout d’une lentille sensée doubler la longueur focale du miroir primaire.
Les Maksutov sont connus pour étant de meilleure qualité que les Schmidt, de par son optique sphérique plus facile à fabriquer et offrant un gain en précision supérieur à un Schmidt. Ce qui ne veut pas dire que le Schmidt est de mauvaise qualité, loin delà !
Le moins onéreux des trois étant le Newton-Catadioptrique, facile à transporter et de qualité tout à fait honorable.
Comme les réflecteurs, les catadioptriques nécessitent eux aussi de la maintenance au niveau des miroirs.
D’un point de vue global, en terme de prix, le catadioptrique se situe entre le réflecteur et le réfracteur. Cet instrument est un bon compromis entre les deux, et il est polyvalent grâce à sa transportabilité et ses performances en planétaire et ciel profond.
La monture, le trépied
La grande majorité des télescopes vendus le sont avec la monture prévue à cet effet, mais on peut également se les procurer indépendamment. La monture est, en tout cas, indispensable pour l’observation, c’est elle qui fait bouger le tube à votre guise pour viser la cible de votre choix.
Il est existe deux principaux types de monture :
monture azimutale :
Elle offre un mouvement vertical et horizontal du tube, guidé par deux flexibles et ne nécessitant pas de moteur, ce qui est parfait pour l’observation terrestre, un peu moins pour le ciel … La plus connue de ces monture est la monture Dobson, adaptée aux tubes de grand diamètre (de type Newton par exemple). Les Dobsons n’ont pas de flexibles, mais se meuvent manuellement avec un système de roulements Téflon, très facile à utiliser, même à fort grossissement.
Par contre, la monture azimutale est déconseillée pour ceux qui ont pour ambition de faire de l’astrophotographie.
monture équatoriale :
La monture équatoriale est exclusivement dédiée à l’astronomie, et non pour l’observation terrestre. Le principe de cette monture est de suivre le mouvement de la rotation terrestre, donc le mouvement apparent de la voûte céleste, elle est donc plus adaptée pour le repérage et le suivi des astres que la monture azimutale. Cette monture permet également de repérer les astres de par leurs coordonnées célestes : ascension droite (AD) et déclinaison (DEC).
Commandée par un flexible, elle est simple d’utilisation, commandée par un moteur électronique, elle vous permettra d’observer sans rien toucher, et de faire de l’astrophotographie. Chaque télescope à sa monture prédéfinie en fonction de son poids.
Le lieu d’observation
Facteur non négligeable et même capital, la qualité de votre ciel !
Un télescope de grande qualité ne pourra rien faire face à un ciel déformé par les turbulences atmosphériques ou pire (car permanent), face à un ciel inondé de pollution lumineuse.
Si vous habitez au cœur d’une grande agglomération, il est inutile de pouvoir espérer un jour observer les nébuleuses et galaxies dont regorge notre ciel. Tout au plus vous pourrez observer les planètes les plus visibles : Jupiter, Saturne et Mars (la Lune et le Soleil bien sur !).
Si vous habitez en banlieue d’une agglomération, évidemment les conditions seront meilleures mais certainement pas suffisantes pour croquer du ciel profond …
C’est bien connu, pour s’épanouir en astronomie, il faut soit habiter à la campagne, soit à la montagne (l’altitude c’est encore mieux !).
L’astrophotographie
Avant de faire définitivement votre choix, posez-vous la question de ce vous voudrez en faire. Votre but est de faire de l’astrophotographie ? Alors faites votre choix en conséquence. Petite précision avant tout, si vous n’avez jamais observé auparavant, si vous êtes vraiment un novice, il est préférable de patienter et d’apprendre, de vous familiariser avec le maniement de l’engin, quitte à acheter un plus petit diamètre pour commencer.
Tous les télescopes peuvent servir à la photo, pourvu qu’on ai l’adaptateur adéquat, qui permette de fixer votre appareil photo (il en existe des universels). Par contre, il est indispensable de posséder une monture équatoriale et un moteur électronique qui assure le suivi de l’astre photographié pendant la pause ! Sinon, la planète photographiée ressemblera plutôt à un gros trait ! Le trépied doit, lui aussi, être irréprochable, solide et stable comme un roc : la moindre vibration pendant la pause et la photo sera ratée.
Le matériel préconisé pour l'astrophotographe complet :
*Une monture équatoriale
*Un moteur de suivi automatique
*Pensez également qu'un moteur doit être alimenté électriquement, surtout lors de soirées dédiées à la photo longue pose !
*Un adaptateur pour appareil photo numérique, ou une bague T
*Une caméra CCD, ou une webcam
Le prix de votre télescope
Acheter un télescope, ce n’est évidemment pas comme acheter une voiture, mais cela porte tout de même à réflexion.
Même pour débuter, ou pour offrir à un enfant, évitez absolument les télescopes moins chers que les moins chers, vendus en grande surface. La qualité y est le plus souvent exécrable, et les frustrations engendrées pourraient avorter une future passion naissante … Quel dommage !
A l’autre extrême, ne vous découragez pas si le télescope de vos rêves est pour le moment inabordable, ne laissez pas l’astronomie de côté pour autant ! Il y a une grande quantité de télescopes de moindre diamètre de très bonne quantité et à des prix attractifs.
Pour être sûr de faire un bon choix à moindre coût, je vous invite à consulter la suite de l' article. Vous y trouverez une sélection de matériel très abordable, tous en-dessous de 300 €, et jouissant tous d'une bonne réputation dans le petit monde de l'astronomie amateur.
Enfin, si le prix n’est pas un obstacle pour vous, ne vous ruez pas sur le plus gros diamètre de la gamme pour débuter ! Plus un télescope est cher, et plus il est en général compliqué à manœuvrer, alors si vous ne connaissez même pas le ciel, ou que vous ne comptez pas perdre de temps en maintenance de votre outil, évitez ce genre d’investissement inutile, et revoyez vos ambitions à la baisse.
Bref, quel que soit votre profil ou vos motivations, il faut peser le pour et le contre, il est nécessaire de prendre le temps de la réflexion.
Cela fait un moment que l’astronomie vous intéresse et l’envie d’observer de vos propres yeux les merveilles du ciel vous pousse à acquérir ce bel objet, bravo.
Cette idée est excitante, mais attention ! L’achat d’un tel appareil ne se fait pas sur un coup de tête, l’achat d’un télescope ne doit pas répondre à une pulsion.
De même qu’une voiture ou un appareil photo, le télescope répond à des attentes bien spécifiques qu’il faut absolument prendre le temps de cibler pour ne pas regretter son achat. La preuve en est qu’il existe de nombreuses sortes de télescopes, avec des systèmes optiques différents voués à tel ou tel domaine de l’observation astronomique.
On peut vite s’y perdre et baisser les bras tant les caractéristiques des télescopes peuvent être vastes, et une personne dotée de peu de patience pourrait soit abandonner l’idée de faire cette belle acquisition, soit au contraire bâcler les étapes de réflexions nécessaires à un achat réussi …
Ne pas prendre le temps de choisir posément son matériel, c’est prendre le risque de voir un objet encombrant prendre la poussière dans votre garage couplé au sentiment d’avoir jeté son argent par les fenêtres !
Mais pas de panique,je vais tenter de vous guider dans votre choix, et surtout pour vous lister les erreurs à ne pas commettre, les pièges à éviter.
Quelle longueur focale pour quelle observation ?
Les planètes de notre système solaire sont des astres qui sont, certes petits, mais très proches de nous et fortement illuminés par la lumière du Soleil, notre étoile.
A l’inverse, les galaxies, amas stellaires ou nébuleuses sont des astres qui sont, certes très grands, mais très éloignés de nous. Et malgré leur forte luminosité intrinsèque, leur éloignement nous les fait apparaître très sombres.
Nous voyons donc que ces deux types d’astres sont sensiblement différents.
Considérant que les télescopes sont des entonnoirs à lumière servant à grossir les objets du ciel, il ne tient qu’à nous d’en moduler l’usage pour observer tel ou tel astre.
Le facteur déterminant à ce choix, c’est le rapport entre la longueur focale du tube et le diamètre de l’optique.
Concrètement, plus un tube sera long (c’est-à-dire plus la distance séparant les optiques sera importante), plus le rapport f/d (focale/diamètre) sera important et plus le grossissement sera important et la luminosité faible.
A l’inverse, plus le tube sera court, plus le rapport f/d sera faible, et plus le grossissement sera faible et la luminosité importante.
Si vous êtes d’avantage attiré par l’observation des planètes, alors privilégiez un rapport f/d élevé, au-dessus de 8, car vous aurez besoin de grossir beaucoup pour profiter des détails.
Si vous êtes d’avantage attiré par l’observation du ciel profond, alors privilégiez un rapport f/d court, en dessous de 8, car vous aurez besoin de tout le pouvoir lumineux de votre optique, sans forcément avoir besoin de grossir beaucoup.
Enfin, il existe des télescopes polyvalents ayant un rapport f/d avoisinant 8, avec lesquels vous serez aussi à l’aise dans l’un ou l’autre exercice, mais sans tirer le maximum ni de l’un, ni de l’autre. Je vous l’ai dit, tout est histoire de concession, de compromis !
Voilà donc déjà un premier indice sur le type de tube que vous choisirez en rapport à vos affinités. Il est toutefois important de préciser qu’une focale courte ne vous empêchera pas d’observer les planètes, c’est juste que vous pourrez moins grossir. De même, une longue focale ne vous empêchera pas d’observer les galaxies, c’est juste que le grossissement sera automatiquement plus important qu’avec une focale courte, et la luminosité sera moindre, ce qui est handicapant pour des objets peu lumineux …
Quelle place pour stocker mon télescope ?
Ai-je la place de stocker un gros télescope ou bien dois-je me rabattre sur un engin de taille modeste ? De même, si j’ai envie d’aller observer dans un champ à la campagne (vous habitez peut-être en ville, en appartement), ai-je la possibilité de transporter un gros tube de 300mm de diamètre et de 1500mm de long ?
Il faut penser à tout cela avant de se retrouver embêté …
D’une manière générale, l’encombrement est un facteur à prendre en considération. Du fait de la démocratisation de l’astronomie amateur, les télescopes sont devenus des instruments de moins en moins onéreux, et on peut aujourd’hui s’offrir des gros tubes à prix raisonnable, afin d’optimiser la puissance visuelle de l’observation.
Par exemple : Pour moins de 1000 euros, vous pouvez aujourd’hui vous procurez ce Dobson 300/1500mm de bonne facture capable de grossir jusqu’à 600x, ce qui est déjà conséquent. C’est très tentant, mais c’est très encombrant, alors attention à l ’achat impulsif.
On ne le répètera jamais assez, mais avant de faire son choix définitif, prenez le temps de la réflexion. Documentez-vous et posez-vous les bonnes questions.
Au final, après mûre réflexion, vous allez faire votre choix sur le télescope qui correspondra à ce que vous attendez de lui, un choix en toute conscience et en toute sérénité. Mais ce n’est pas fini pour autant, car il reste une dernière question capitale :
Où vais-je acheter mon télescope ?
Aujourd’hui, on peut trouver des télescopes un peu partout, proposant du matériel différent et des services différents à des prix différents.
On distingue principalement 4 types de vendeurs :
les grandes surfaces
les revendeurs en ligne sur internet
les boutiques spécialisées
les particuliers
Acheter son télescope en grande surface
Tous les astronomes amateurs, sites web spécialisés ou vendeurs, s’accorderont tous sur ce point de vue : N’achetez jamais votre télescope dans une grande surface.
Que ce soit pour vous-même, ou pour offrir un cadeau à un enfant, mieux vaut s’adresser à un professionnel.
Les télescopes vendus en grande surface sont des objets d’initiation, et même plus, des jouets. Hors un télescope ne doit en aucun cas être considéré comme un jouet, c’est un matériel de précision, optique oblige.
Acheter un télescope en hypermarché ou dans un magasin de jouet, c’est prendre le risque de faire avorter une passion naissante pour l’astronomie !
L’optique des ces instruments est le plus souvent très médiocre, voire défectueuse. La qualité des matériaux est minime, voire suspecte. Vous n’obtiendrez jamais d’image satisfaisante avec un tel matériel.
Les marques vendues sont d’ailleurs à fuir (Eden Astro par exemple), proposant des télescopes supposés grossir jusqu’à 700 ou 1000 fois, ce qui est parfaitement ridicule. Un tel grossissement est tout à fait possible, et ils jouent bien sur cette ambiguïté, en apposant un oculaire adapté sur le télescope et la lunette, mais compte tenu du faible diamètre du télescope et de la médiocre qualité optique du miroir (ou de la lentille), vous n’obtiendrez qu’une image infâme, informe, floue, sombre et terne. On est donc là aux frontières de la malhonnêteté.
Le service apporté à l’acheteur n’est pas minime, il est inexistant, pour la simple et bonne raison que vous ne trouverez jamais de vendeur spécialisé en astronomie dans votre grande surface.
Alors, le meilleur conseil qu’on peut vous donner, c’est de passer votre chemin.
Les revendeurs de télescopes sur internet
Avec l’essor de l’astronomie amateur, la démocratisation des instruments astronomiques due à la baisse des prix, couplé à l’essor grandissant de l’internet et de la vente en ligne en général, de plus en plus de boutiques en ligne ont vu le jour au début des années 2000.
En principe, cette forme d’achat est à conseiller, car elle est sécurisée. On est loin de l’époque où les achats sur internet n’inspiraient que méfiance et craintes. Aujourd’hui, on peut dire que la machine est vraiment rodée, et surtout très règlementée.
Certes, la vente se fait à distance, par écran interposé, mais la communication entre l’acheteur et le vendeur se fait en principe de façon transparente. L’astronomie devient aujourd’hui un secteur très concurrentiel qui impose aux revendeurs un sérieux et un gage de qualité qui leur assurera une bonne réputation nécessaire à la pérennité de leur activité. Avec l’ouverture des frontières européennes et la monnaie unique, vous pouvez même acheter votre télescope à l’étranger sans problème. Seuls les frais de port seront plus importants.
Prenons le cas d’Astroshop.de, ce revendeur allemand est le leader en France depuis quelques années.
Ce revendeur dispose d’interlocuteurs qui, en plus de leur langue, pourrons communiquer avec vous en anglais ou en français. Leur politique est de ne jamais laisser un client sans réponse à sa question.
Ce site propose à des prix très attractifs du matériel de qualité, de marques connues pour leur bonne facture. Le service d’expédition est très bien rodé sur la totalité du territoire européen, et le conditionnement des colis est très bien exécuté. Les télescopes sont parfaitement protégés, ce qui est aussi dans leur intérêt … Imaginez un important taux de retour pour produits défectueux, c’est la faillite assurée ! Un service après vente existe d’ailleurs en cas de malfaçon sur le matériel reçu, ou de retards de livraison etc … Ce qu’on peut en dire d’une manière générale, c’est qu’on peut tout à fait avoir confiance dans un revendeur sur internet, à condition qu’il soit connu et qu’il jouisse d’une bonne réputation au sein de la communauté des astronomes amateurs.
Toujours à propos d’internet, on peut aujourd’hui également trouver du matériel astronomique sur des sites web non spécialisés comme Ebay. Certaines marques bas de gamme (qui ne sont parfois pas dans les catalogues des revendeurs spécialisés) choisissent cette méthode pour écouler leur stock et profiter des néophytes mal renseignés. C’est le cas des marques Eden Astro, Seben … A fuir également.
Les boutiques spécialisées en astronomie
Tous les puristes et les amateurs chevronnés vous le diront, rien ne vaut la boutique spécialisée. On comprend facilement que c’est la solution idéal à un achat personnalisé et correspondant aux besoins de l’acquéreur. Des vendeurs professionnels et compétents sont disponibles pour vous en face à face pour vous conseiller au mieux, le matériel est physiquement à portée de main, et beaucoup proposent même aux clients potentiels de tester les télescopes pour se décider. De plus, le service après-vente est toujours soigné et sérieux, le client pouvant venir se plaindre directement en boutique.
Quelques boutiques de très bonne réputation pour vous guider :
Optique Perret
Optique Unterlinden
La Maison de l’Astronomie
L’avantage de ce mode d’achat se trouve donc d’avantage dans le service fourni que dans le produit. En effet, les télescopes que vous trouverez en boutique spécialisée seront a priori les mêmes que ceux que vous serez susceptibles de trouver en ligne sur des revendeurs web.
Une petite précision : Je vous déconseille de faire votre acquisition dans des boutiques comme Nature et Découvertes ou bien chez un opticien … Il ne s’agît pas de boutiques spécialisées en astronomie, les vendeurs ne sont pas forcément compétents pour vous renseigner et vous guider au mieux. Vous perdriez donc le principal atout des boutiques spécialisées : l’expertise, le conseil.
Mais, comme dans tout investissement, le nerf de la guerre c’est l’argent, vous l’aurez compris. Il est évident que ce genre de prestation haut de gamme a un coût, et vous le ressentirez à l’achat de votre télescope.
Un point qu’il convient d’aborder, et qui a son importance en ces temps de société de consommation et de tapage médiatique : c’est la publicité.
Si vous êtes un astronome amateur passionné, peut-être êtes-vous abonné à une revue astronomique (Ciel&Espace, Astronomie Magasine, Sky&Telescope, etc …).
Vous avez alors pu remarquer que nombre de pages sont consacrées à la publicité des grandes marques de fabricants de matériel astronomique (Orion, Skywatcher, Meade, William Optics, etc …), des pages très bien illustrées, pleines de couleurs et de « gros tuyaux », parfaitement conçues pour vous mettre l’eau à la bouche.
Toutes vantent les mérites de leurs télescopes, mais méfiance.
Disons que le mot « méfiance » est un bien grand mot tout de même, mais il faut savoir raison garder.
Comme dans toute publicité, l’unique but est de faire vendre, et aucun vendeur sain d’esprit ne se risquerait à confesser les points faibles d’un produit.
La publicité ne met en évidence que ce qu’il convient de montrer pour le fabricant, dans le but d’asseoir sa marque par rapport à ses concurrents. Une brochure type vous abreuvera d’images de télescopes et d’accessoires tous plus beaux et rutilants les uns que les autres, mais aucune ne détaillera les tests et caractéristiques physiques des optiques, des engrenages, ou bien des conditions de livraisons … Elle ne tiendra pas compte de vos besoins !
L’astronomie amateur a beau s’être démocratisée depuis 10 ans, elle reste un loisir relativement onéreux, pour peu qu’on veuille s’investir. C’est pourquoi il existe une 4ème façon de se procurer sont matériel, peut-être à moindre coût : le marché de l’occasion.
Que ce soit dans les magasines spécialisés dans l’astronomie ou sur internet, des plus en plus de particuliers font circuler des petites annonces pour vendre leur matériel.
C’est peut-être pour vous l’occasion rêvée pour investir dans le télescope de vos rêves malgré un budget serré.
Une nouvelle fois, restez sur vos gardes. Comme si vous achetiez une voiture, prenez bien le temps de comparer le prix de vente dans une petite annonce par rapport au prix de vente neuf, pour vous faire une idée de l’intérêt de l’affaire.
Un vendeur sérieux devra accepter que vous veniez tester sur place son matériel avant la vente, dans le cas contraire, je vous conseille de passer votre chemin. Proposez-lui une nuit d’observation, posez-lui des questions sur les raisons de la vente (peut-être souhaite-t-il financer un investissement plus conséquent ?), demandez-lui des factures, etc … Soyez méthodique et faites preuve de rigueur car, sur le marché de l’occasion, il n’y a aucune garantie et aucun moyen de recours en cas de fraude. Seule la parole du vendeur compte. Soyez donc assuré qu’il est honnête avant de conclure un marché.
En conclusion, gardez ceci à l’esprit :
Avant de craquer pour un télescope, pensez toujours à bien vous renseigner, auprès de personnes qualifiées qui seront à même de vous conseiller sur ce qui vous correspondra le mieux. Que ce soit directement en boutique, ou sur internet dans des forums …
Le meilleur achat, ce n’est pas forcément le télescope le moins cher ou au contraire le plus cher et le plus performant, c’est simplement celui qui vous fera sortir tous les soirs votre tube sur votre balcon ou dans votre jardin !
Une nouvelle fois, tout est histoire de budget et de compromis. A un budget équivalant, vous aurez un meilleur télescope sur internet qu’en boutique, c’est clair.
Il vous convient donc d’établir vos priorités.
Idées reçues sur le matériel astronomique
Depuis une bonne dizaine d’année la pratique de l’astronomie amateur s’est largement démocratisée en Europe, le matériel astronomique est devenu bon marché. Notamment avec l’inondation du marché par les fabricants chinois, l’astronomie est aujourd’hui devenue un loisir à la portée de tous.
Arf, « made in China » … Ok j’ai compris, encore de la camelote !
Re-faux ! Si les grandes marques comme par exemple Skywatcher font fabriquer leurs télescopes en Chine, elles sont très soucieuses de la qualité de leur matériel, il en va de leur réputation, de leur image de marque, de leur survie.
Gardez seulement à l’esprit que la fabrication de ce matériel disposant d’une optique de précision répond à un cahier des charges bien précis, soumettant les usines à des critères strictes en terme de qualité, qu’il soit fabriqué en Chine ou ailleurs n’y changera donc rien.
Acheter un télescope "made in China"
Grande marque ne veut pas dire marque de luxe, car comme dans tout marché il y a des produits très haut de gamme dont on ne parle pas ici, et qui ne sont pas fabriqués en Chine … Grande marque veut plutôt dire marque leader, répandue, reconnue et jouissant d’une bonne réputation dans la communauté des astronomes amateurs. C’est notamment le cas de Skywatcher.
Skywatcher est une société canadienne qui fait fabriquer ses télescopes par Synta, une société chinoise, et les rebadge ensuite sous la marque Skywatcher. Vous trouverez les mêmes télescopes rebadgés sous d’autres grandes marques internationales telles que Celestron, Meade, Orion … C’est un procédé de type parenariat commercial qu’on retrouve également fréquemment dans le marché de l’automobile occidental (exemple : l’Opel Vivaro est en fait un Renault Trafic rebadgé).
Il existe également un fabricant taïwanais jouissant d’une bonne notoriété : GSO (Guan Sheng Optical). Leur marque est vendue sous leur nom car ils ne sont distribués par aucun distributeur occidental, ils distribuent donc directement leurs produits chez les revendeurs.
Vous souhaitez donc aujourd’hui vous équiper pour un petit budget … Qu’est-ce qu’un petit budget ? Evidemment tout est relatif. Nous allons donc partir sur une limite haute de 300 €, qui est une somme avec laquelle on peut très bien s’équiper en matériel astronomique d’initiation.
Selon le type de télescope, que peut-on donc trouver pour un budget maximum de 300 euros ? Vous risquez d'être agréablement surpris ... ;-)
Budget de moins de 100 euros :
Skywatcher 76/300 Infinity
Diamètre 76mm, focale 300mm, sur monture équatoriale.
Grossissement maximum utile : 152x
Rapport f/d (ouverture) : < 4
Magnitude limite : 11.2
Pouvoir séparateur : 1.53
Recommandée pour l’observation de la lune et des planètes, idéal pour l’initiation des enfants !
Prix : 55 € environ
Budget entre 100 et 200 euros :
Skywatcher 114/900 EQ-1
Diamètre 114mm, focale 900mm, sur monture équatoriale EQ-1.
Grossissement maximum utile : 228x
Rapport f/d (ouverture) : < 8
Magnitude limite : 12.1
Pouvoir séparateur : 1.01
Poids : 11.9kg
Recommandée pour l’observation de la lune et des planètes et pour le ciel profond.
Adapté pour l’astrophotographie, mais attention la monture EQ-1 est légèrement faible.
Prix : 159,00 € environ
Skywatcher 114/500 Parabolic EQ-1
Diamètre 114mm, focale 500mm, miroir parabolique, sur monture équatoriale EQ-1.
Grossissement maximum utile : 228x
Rapport f/d (ouverture) : < 4.5
Magnitude limite : 12.1
Pouvoir séparateur : 1.01
Poids : 8kg
Recommandée pour l’observation de la lune et des planètes et pour le ciel profond.
Adapté pour l’astrophotographie, mais attention la monture EQ-1 est légèrement faible.
Prix : 179,00 € environ
Skywatcher 130/900 EQ-2
Diamètre 130mm, focale 900mm, sur monture équatoriale EQ-2.
Grossissement maximum utile : 260x
Rapport f/d (ouverture) : < 7
Magnitude limite : 12.4
Pouvoir séparateur : 0.88
Poids : 22.1kg
Recommandée pour l’observation de la lune et des planètes et pour le ciel profond.
Adapté pour l’astrophotographie, ce télescope est la référence des astronomes amateurs !
Prix : 209,00 € environ
Budget entre 200 et 300 euros :
Skywatcher 130/650 BlackDiamond EQ-2
Diamètre 130mm, focale 650mm, sur monture équatoriale EQ-2.
Grossissement maximum utile : 260x
Rapport f/d (ouverture) : 6
Magnitude limite : 12.4
Pouvoir séparateur : 0.88
Recommandée pour l’observation de la lune et des planètes et pour le ciel profond.
Adapté pour l’astrophotographie.
Prix : 209,00 € environ
Skywatcher 150/1200 BlackDiamond NEQ-3
Diamètre 150mm, focale 1200mm, sur monture équatoriale NEQ-3.
Grossissement maximum utile : 300x
Rapport f/d (ouverture) : 8
Magnitude limite : 12.7
Pouvoir séparateur : 0.77
Recommandée pour l’observation de la lune et des planètes et pour le ciel profond.
Adapté pour l’astrophotographie.
Prix : 379,00 € environ
Avantages et inconvénients
Avantages de ces réflecteurs :
La monture équatoriale permet un suivi manuel ou motorisé des astres, et autorise l’astrophotographie.
Le prix par rapport à un réfracteur, moins cher à diamètre équivalant.
Tube ouvert, donc mise en température plus rapide.
Inconvénients de ces réflecteurs :
La monture équatoriale impose l’apprentissage de la mise en station.
L’alignement des miroirs est susceptible à dérèglement. Cela impose l’apprentissage du réalignement des optiques : la collimation.
Le tube ouvert provoque de la turbulence atmosphérique avant que le tube ne soit parfaitement mis en température (léger choc thermique entre l’air froid du dehors et l’air chaud de l’intérieur du tube).
Télescope réflecteur, de type Dobson, sur monture azimutale.
Ce télescope est essentiellement dédié à l’observation visuelle à gros diamètre. Il dispose à la fois de miroirs, et non de lentilles, à faible coût et d’une monture azimutale elle aussi à faible coût. Au final, c’est le type de télescope le moins cher sur le marché. Pour un même prix, vous aurez un Dobson 2 ou 3 fois plus gros qu’un Newton ou qu’une lunette astronomique, idéal pour les petits budgets qui veulent profiter d’une observation performante.
Budget de moins de 100 euros :
Celestron Dobson N 76/300 FirstScope DOB
Diamètre 76mm, focale 300mm, sur monture Dobson azimutale.
Grossissement maximum utile : 152x
Rapport f/d (ouverture) : < 4
Magnitude limite : 11.2
Pouvoir séparateur : 1.53
Recommandée pour l’observation de la lune et des planètes, idéal pour l’initiation des enfants !
Prix : 69,00 € environ
Budget entre 100 et 200 euros :
Skywatcher Dobson N 130/650 GT BlackDiamond DOB
Diamètre 130mm, focale 650mm, sur monture Dobson azimutale.
Grossissement maximum utile : 260x
Rapport f/d (ouverture) : 5
Magnitude limite : 12.4
Pouvoir séparateur : 0.88
Recommandée pour l’observation de la lune et des planètes et pour le ciel profond.
Prix : 189,00 € environ
Budget entre 200 et 300 euros :
Skywatcher Dobson N 150/1200 Classic DOB
Diamètre 150mm, focale 1200mm, sur monture Dobson azimutale.
Grossissement maximum utile : 300x
Rapport f/d (ouverture) : 8
Magnitude limite : 12.7
Pouvoir séparateur : 0.77
Recommandée pour l’observation de la lune et des planètes et pour le ciel profond.
Prix : 279,00 € environ
Skywatcher Dobson N 200/1200 Classic DOB
Diamètre 200mm, focale 1200mm, sur monture Dobson azimutale.
Grossissement maximum utile : 400x
Rapport f/d (ouverture) : 6
Magnitude limite : 13.3
Pouvoir séparateur : 0.58
Poids : 26kg
Recommandée pour l’observation de la lune et des planètes et pour le ciel profond.
Prix : 379,00 € environ
Avantages et inconvénients
Avantages de ces Dobsons :
La monture azimutale d’une grande simplicité d’utilisation.
Rapidité d’installation.
Le prix très avantageux compte tenu de la simplicité de fabrication du Dobson, permet aux petits budgets d’obtenir de gros diamètres.
Tube ouvert, donc mise en température plus rapide.
Inconvénients de ces Dobsons :
La monture azimutale ne permet pas de pratiquer l’astrophotographie.
L’alignement des miroirs est susceptible à dérèglement. Cela impose l’apprentissage du réalignement des optiques : la collimation.
Le tube ouvert provoque de la turbulence atmosphérique avant que le tube ne soit parfaitement mis en température (léger choc thermique entre l’air froid du dehors et l’air chaud de l’intérieur du tube). On peut toutefois ajouter une table équatoriale qui permettra de suivre assez approximativement, et sur une courte durée, le mouvement du ciel. Gageons que la photo planétaire est possible dans ce cas de figure.
Télescope réflecteur, de type Maksutov Cassegrain, sur monture équatoriale.
Budget entre 200 et 300 euros :
Skywatcher Maksutov MC 90/1250 Travelmax EQ-1
Diamètre 90mm, focale 1250mm, sur monture équatoriale EQ-1.
Grossissement maximum utile : 180x
Rapport f/d (ouverture) : < 14
Magnitude limite : 11.6
Pouvoir séparateur : 1.28
Poids : 9.3kg
Recommandée pour l’observation de la lune et des planètes.
Adapté à l’astrophotographie
Prix : 219,00 € environ
Meade Maksutov MC 90/1250 DS 2090 GOTO
Diamètre 90mm, focale 1250mm, sur monture équatoriale EQ-1.
Grossissement maximum utile : 180x
Rapport f/d (ouverture) : < 14
Magnitude limite : 11.6
Pouvoir séparateur : 1.28
Poids : 10kg
Recommandée pour l’observation de la lune et des planètes.
Syst7me GoTo permettant de cibler automatiquement les objets. Base de données de 1400 objets enregistrés (logiciel Autostar).
Prix : 479,00 € environ
Avantages et inconvénients
Avantages de ces Maksutov :
Grande focale permettant l’observation planétaire pour une très grande transportabilité et un poids très léger.
La collimation se fait très rarement.
Inconvénients de ces Maksutov :
Petits diamètres, donc performances limitées pour l’observation malgré la longue focale.
Tube fermé donc mise en température plus longue.
Le prix, très élevé pour un petit diamètre.
Et pour le fun :
telescope CELESTRON Nexstar 6 SE
Optique : Conception optique Schmidt Cassegrain
Diamètre (mm) : 150
Focale (mm) : 1500 mm – F/10
Traitements : Starbright XLT
Tube optique : Aluminium orange métalisé
Monture : Monofourche-altazimutale
Assemblage : Queue d'aronde
Raquette de commande : Informatisée
Oculaire : 25 mm E-lux ( 60x)
Chercheur : StarPointer
Renvoi coudé : 90° au coulant 31.75 mm
Trépied : Acier
Logiciel inclus : NexRemote et The Sky niveau 1
Caractéristiques du logiciel : Commande appareil photo
Câble liaison appareil photo : Oui
Alimentation : 8 piles – AA (non fournies)
Grossissement utile maximum : 375x
Magnitude stellaire limite : 13.4
Résolution (en secondes d’arc) : 0.8
Clarté : 625x
Champ de vision (en degrés) : 0.83°
Champ de vision à 1000 m : 14.5m
Longueur du tube optique : 406m
Poids du télescope : 10 kg
Poids du trépied : 4 kg
Poids total : 14 kg
Prix : 1190 € environ
Le ciel... Quel spectacle ! C'est en fait une histoire qui se déroule sous nos yeux. Un manège curieux que l'homme observe et cherche à comprendre. A première vue, toutes les étoiles semblent être piquées, immobiles sur la voûte céleste. Et pourtant, sous ce calme apparent, se cache un monde agité de vitesses inimaginables.
La Voie lactée, appelée aussi notre galaxie, ou la Galaxie, est le nom de celle-ci dans laquelle se situe le système solaire, dont la Terre, notamment. Elle est partiellement visible dans de bonnes conditions d’observation.
La Voie Lactée serait composée de plusieurs centaines de milliards d'étoiles et serait en expansion. Elle est également en déplacement dans l'Univers et daterait au moins de 13,5 milliards d'années.
[video]http://vimeo.com/dakotalapse/temporaldistortion#t=34[/video]
C'est une Galaxie parmi tant d'autres, en sachant que l'on compte des milliards de Galaxies dans notre Univers.
Ce qui équivaut à dire que la Terre, dans son système solaire avec comme étoile le Soleil, n'est donc rien dans la Galaxie où nous sommes parmi les autres milliards d'étoiles, par rapport aux milliards de Galaxies dans l'Univers... C'est un simple point "micro-microcosmique" parmi tant d'autres...
La voie lactée, fleuve de lumière qui coule dans le ciel nocturne, figure dans les mythes de tous les peuples anciens. Les Grecs de l’Antiquité, par exemple, pensaient qu’elle était formée de lait épanché du sein de la déesse Héra lorsqu’elle allaitait Hercule.
Le mot même de Galaxie provient du grec gala, qui signifie « lait ». Un télescope permet de se rendre compte que la Voie lactée est constituée d’étoiles si nombreuses qu’il serait impossible de les compter en l’espace d’une vie humaine.
Notre Voie Lactée est une grande galaxie spirale. Elle ressemble à un disque plat de 100 000 années-lumière de diamètre et de 1000 années-lumière d’épaisseur. En son centre (le bulbe), ce disque est gonflé et atteint 3000 années-lumière d’épaisseur. La Voie Lactée contient environ 200 milliards d’étoiles réparties principalement dans ses bras spiraux. Les étoiles sont de plus en plus proches les unes des autres à mesure que l’on s’approche du centre de la Galaxie. D’autre part, les étoiles proches du centre en font le tour plus vite que les étoiles lointaines. Notre Soleil, situé quant à lui à un peu plus de 30 000 années-lumière du centre galactique, effectue cette révolution en 200 millions d’années.
Tout autour de la Galaxie, dans une sphère d’un diamètre égal à celui de la Voie Lactée, se trouve le halo. Il s’agit d’une zone 10 000 fois moins dense que le disque galactique et dans laquelle se situent surtout des amas globulaires et quelques étoiles solitaires.
Cette carte montre la Voie Lactée dans son ensemble - une galaxie spirale d'au moins deux cent milliards d'étoiles. Notre Soleil est profondément enfoui dans le Bras d'Orion à environ 26 000 années lumière du centre. Vers le centre de la Galaxie, les étoiles sont beaucoup plus proches les unes des autres qu'à la périphérie où nous vivons. Notez également la présence de petits amas globulaires bien en dehors du plan galactique, et la présence d'une galaxie naine voisine - dite du Sagittaire - qui est en train d'être lentement avalée par notre propre Galaxie.
La Voie lactée est une galaxie, celle là même où nous vivons. Pour traduire cette particularité, nous lui octroyons une majuscule et l’appelons la Galaxie (ou notre Galaxie). C’est une galaxie moyenne, avec un diamètre de 100 000 années-lumière. Elle comprend environ 500 milliards d’étoiles, dont 40 milliards sont concentrées dans le renflement central, autour duquel s’enroulent quatre bras de spirale.
Le soleil est situé dans l’un de ces bras, à son tiers extérieur, à environ 33 000 années-lumière du centre. Il faudrait 17 milliards d’années à un avion supersonique tel que le concorde volant à sa vitesse de croisière habituelle pour atteindre le centre de la Voie lactée.
Sous une voûte céleste bien étoilée, on aperçoit une bande laiteuse et irrégulière, comparable à un nuage très allongé. C’est la Voie Lactée. L’astronome Galilée découvrit au début du 17ème siècle qu’il s’agissait en fait de milliers d’étoiles faibles qui, rassemblées, donnaient cet aspect laiteux.
La Voie Lactée n'est pas isolée, elle fait partie d'un groupe de Galaxies appelé Groupe Local qui contient trois galaxies principales (Voie Lactée, Galaxie d'Andromède, galaxie du Triangle) et une quarantaine de petites galaxies, souvent satellite aux trois premières. Le Groupe Local s'étend sur 5 millions d'années lumière .
Au centre de notre galaxie existe un trou noir massif, comme dans la plupart des galaxies spirales. Celui-ci est situé dans la constellation du Sagittaire, aussi se nomme-t-il Sagittarius A.
A l’instar de certaines planètes, la Voie Lactée a plusieurs galaxies satellites, dont les fameux Petit et Grand Nuages de Magellan. Ces deux galaxies irrégulières gravitent autour de la Voie Lactée à une distance de 165 000 années-lumière.
[IMG]https://encrypted-tbn1.gstatic.com/images?q=tbn:ANd9GcQYyu1fDx_EQavnscQaioaFCjnDrD2tl k_pUfSrMDwgBlNY22Jp[/IMG] petit nuage de Magellan
Distance des étoiles les plus proches de nous en Années-Lumière
Proxima : 2
Rigel Kent : 3
Sirius : 8
Barnard's star : 8
Proçyon : 11
Altaïr : 14
Soleil : 0,00001
La Voie Lactée abrite 17 milliards de planètes similaires à la Terre
Elles ne sont pas toutes situées en zone habitable mais la probabilité de découvrir des planètes jumelles de la Terre augmente notablement.
A l'aide du télescope spatial américain Kepler, une nouvelle estimation a été réalisée par une équipe américaine du California Institute of Technology, et il en résulte que notre Voie Lactée pourrait contenir pas moins de 17 milliards de planètes de taille terrestre. Selon l'étude, une étoile sur 6 pourrait abriter une planète de type terrestre.
Planète de type terrestre ne veut pas dire planète habitable pour l'homme. Pour être habitable, la planète doit entre autres posséder une atmosphère respirable et se situer dans la zone d'habitabilité de son étoile, permettant de garantir un climat tempéré et la présence d'eau liquide.
Néanmoins, avec 17 milliards de planètes, il est raisonnable de penser que le nombre de planètes habitables est loin d'être négligeable.
Parmi toutes ces planètes, les astronomes prospectent celles qui sont semblables à la Terre, en taille et en masse notamment. Ce sont celles-là qui sont les plus susceptibles d’abriter une forme de vie identifiable avec nos instruments.
Quand Andromède percutera la Voie lactée….
Dans quatre milliards d’années, la galaxie d’Andromède entrera en collision avec notre propre galaxie, la Voie lactée. Des chercheurs ont précisé l’inévitable scénario.
Choc dans 4 milliards d'années
Ce travail, couplé à des simulations numériques, a permis d'affiner le scénario de la catastrophe : les deux galaxies se percuteront très probablement de plein fouet, dans 4 milliards d'années. Au bout de deux milliards d'années, elles fusionneront pour former une galaxie elliptique, comme le montre la vidéo ci-dessous :
M33, la galaxie du Triangle, pourrait alors entrer en scène et percuter la galaxie nouvellement formée, que certains astronomes surnomment déjà "Milkomeda" (fusion de Milky way et Andromeda, respectivement la Voie lactée et Andromède en anglais).
Le Soleil repoussé en périphérie
Aucun risque que les milliards d'étoiles contenues dans ces galaxies ne fusionnent entre elles lors du choc: des années-lumière les séparent. Elles devraient en revanche être éjectées sur de nouvelles trajectoires. Les simulations de l'équipe montrent ainsi que le Soleil sera propulsé encore plus loin du centre galactique qu'il ne l'est aujourd'hui.
On le sait depuis que l’astronome Edwin Hubble a mesuré la vitesse des galaxies, dans les années 1920: la galaxie d’Andromède (M31), notre voisine, fonce vers la Voie lactée à 430 000 km/h.
Légendes, de gauche à droite, du haut vers le bas :
1: aujourd'hui, la galaxie d'Andromède apparaît comme une petite tache ovale sur le ciel.
2: dans deux milliards d'années, M31 aura nettement grandi.
3: dans 3,75 milliards d'années, elle s'étendra sur tout le ciel.
4: dans 3,85 milliards d'années: la collision provoque des naissances d'étoiles en série.
5: dans 3,9 milliards d'années, la flambée stellaire se poursuit.
6: dans 4 milliards d'années, la Voie lactée et M31, liées par la gravitation, sont totalement déformées.
7: dans 5,1 milliards d'années, les cœurs des galaxies apparaissent comme deux lobes lumineux.
8: dans 7 milliards d'années, les deux galaxies se fondent en une seule, elliptique, dont le centre ultralumineux domine la nuit.
À grande échelle, l'Univers est en expansion: les amas de galaxies s'éloignent les uns des autres. Mais à petite échelle, au sein des amas de galaxies, la gravité prend le dessus sur l'expansion. Voilà pourquoi la galaxie d'Andromède, la Voie lactée et M33 foncent les unes sur les autres.
Partie 1
Les différents astres.
Les amas
Les amas stellaires sont des regroupements locaux d’étoiles, liées gravitationnellement et généralement formées en même temps. De ce fait, ils constituent une population de référence pour étudier la durée de vie d’une étoile en fonction de sa taille. On peut s’en servir pour déterminer l’âge des plus vieilles étoiles de notre Galaxie.
On distingue les amas ouverts (AO) constitués de quelques dizaines à centaines d’étoiles et de forme quelconque et les amas globulaires (AG) constitués de plusieurs milliers voire plusieurs millions d’étoiles. Les AO sont jeunes, de quelques dizaines à quelques centaines de millions d’années. Les AG sont de forme sphérique d’où leur nom. Leurs étoiles sont pauvres en métaux et ils comptent parmi les objets les plus vieux de la Galaxie. Ils se répartissent dans le sphéroïde de la Galaxie qu’on appelle le halo. Leur âge est compris entre 11 et 13,5 milliards d’années.
Les astéroïdes :
Un astéroïde est un objet céleste, de taille trés variable qui, comme les planètes, tourne autour du Soleil. Les astéroïdes font donc partis du Système Solaire.
Ils sont constitués de roches et de métaux.
La majorité des astéroïdes sont de forme trés irrégulière, à l'exception des trés gros astéroïdes qui ont une forme quasi-sphérique. C'est pourquoi certains astéroïdes de trés grande taille ont été finalement classés dans la cathégorie "Planète naine".
C'est le cas du premier astéroïde découvert en 1801 par Guiseppe Piazzi, Céres, qui est aujourd'hui considéré comme une planète naine.
Les astéroïdes sont presque impossibles à détecter à l'oeil nu, à l'exception de 4 Vesta et Céres.
On classe les astéroïdes par groupements :
LA CEINTURE PRINCIPALE : C'est le plus important groupement. Elle se trouve entre Mars et Jupiter.
LES TROYENS : Ils se situent sur l'orbite d'une autre planète telles que Jupiter (la quasi-totalité), Mars (un seul) et Neptune (quatre)
LES GEOCROISEURS : Leur orbite est relativement proche de la Terre, certains croisent même son orbite. Si un astéroïde devrait entrer en collision avec la Terre, se serait donc un géocroiseur.
LA CEINTURE DE KUIPER : Cette zone se situe au délà de Neptune et forme un anneau de corps célestes que l'on appelle les objets transneptuniens.
LES CENTAURES : Ce sont des astéroïdes glacés qui gravitent autour du Soleil entre Jupiter et Neptune.
Les comètes :
une comète est un petit astre brillant du système solaire souvent accompagné d'une longue traînée lumineuse qu'on appelle la queue de la comète. Son orbite est généralement une ellipse très allongée.
Constellations
En observant le ciel nocturne, l’homme a imaginé que les étoiles les plus brillantes pouvaient constituer des figures. Ces regroupements diffèrent généralement d’une époque à une autre et d’une civilisation à une autre. Les figures devenues traditionnelles, souvent en rapport avec la mythologie grecque, sont appelées constellations.
Les étoiles d’une constellation n’ont a priori rien en commun, si ce n’est d’occuper, vues de la Terre, une position voisine dans le ciel. Elles peuvent être très éloignées les unes des autres. Toutefois, l’Union astronomique internationale a défini une liste normalisée des constellations, attribuant à chacune une région du ciel, afin de faciliter la localisation des objets célestes.
Les étoiles :
Une étoile est un objet céleste émettant de la lumière de façon autonome semblable à une énorme boule de matière comme le Soleil, qui est l'étoile la plus proche de la Terre.
Les types d’étoiles
Les astronomes ne classent les étoiles qu’en naines ou en géantes. On en distingue différentes catégories : naines brunes, naines rouges, naines jaunes, géantes rouges, géantes bleues, supergéantes rouges, naines blanches, étoiles à neutrons et trous noirs. Si la plupart des étoiles se placent facilement dans l’une ou l’autre de ces catégories, il faut garder en tête qu’il ne s’agit que de phases temporaires. Au cours de son existence, une étoile change de forme et de couleur, et peut passer d’une catégorie à une autre.
Naines brunes
Les naines brunes forment une classe d'astres originale, de masse intermédiaire entre les planètes et les étoiles.
En raison de sa masse trop faible, la température et la pression en son cœur ne sont pas suffisantes pour démarrer ou maintenir les réactions de fusion nucléaire. C'est en quelque sorte une étoile avortée. Mais contrairement aux planètes, elle rayonne un peu de sa propre chaleur. Une naine brune peut, à une certaine époque, avoir réussi à démarrer des réactions de fusion, mais n'avoir jamais atteint un état stable et avoir fini par "s'éteindre".
La plupart des naines brunes flottent seules dans l'espace, ce qui confirme qu'elles se forment comme des étoiles et non comme des planètes. Aujourd'hui, on considère qu'une naine brune doit avoir une masse supérieure à 13 fois celle de Jupiter et inférieure à 0,07 masse solaire car au-dessus de cette masse, les réactions de fusion peuvent s'enclencher durablement. Le seuil de 13 masses joviennes a été choisi car il s'agit de la masse inférieure à laquelle un astre peut brûler du deutérium. Il s'agit aussi de la limite supérieure en masse pour les objets détectés par vitesse radiale en orbite autour de certaines étoiles. Une autre définition de la limite séparant les planètes des naines brunes a aussi été proposée, une naine brune se distingue d'une planète géante, par les mécanismes qui ont mené à sa formation. Une naine brune naît de la fragmentation d'un nuage moléculaire, tout comme les étoiles, et les planètes naissent dans l'effondrement local d'un disque qui est présent autour d'une étoile.
On qualifie une naine brune froide quand sa température est de 1000°C, et de chaude à partir de 2000°C. La chaleur émise par une naine brune n'est plus que le résidu de sa formation (ce type d'astre ne produisant pas d'énergie). Une jeune naine brune sera donc plutôt chaude, puis se refroidira lentement au cours de son existence. Il est intéressant de noter que les jeunes naines brunes ont des températures de surface semblables à celles des étoiles peu massives et plus âgées et en sont presque indifférentiable . Ce n'est qu'après quelques dizaines à quelques centaines de millions d'années (dépendant de la masse de la naine brune) que celles-ci atteignent les températures des étoiles les plus froides (environ 1527°C). Quand les naines brunes atteignent des âges de plusieurs milliards d'années, elles ont des températures de surface allant de 130°C à 730°C.
Naines rouges
Les naines rouges sont... de petites étoiles rouges ! On les considère comme les plus petites étoiles en tant que telles. Les astres plus petits comme les naines blanches, les étoiles à neutrons et les naines brunes ne consomment pas de carburant nucléaire. La masse des naines rouges est comprise entre 0,08 et 0,8 masse solaire. Leur température de surface entre 2 500 et 5 000 K leur confère une couleur rouge. Ces étoiles brulent lentement leur carburant, ce qui leur assure une très longue existence. Elles sont les plus abondantes : au moins 80 % des étoiles de notre Galaxie sont des naines rouges. La plus proche voisine du Soleil, Proxima du Centaure, en est une. Il en est de même du second système stellaire, le plus proche système solaire, l’étoile de Barnard est aussi une naine rouge.
Naines jaunes
Les naines jaunes sont des étoiles de taille moyenne (les astronomes ne classent les étoiles qu’en naines ou en géantes.). Leur température de surface est d’environ 6 000 K et elles brillent d’un jaune vif, presque blanc. À la fin de son existence, une naine jaune évolue en géante rouge, qui en expulsant ses couches externes — déployant alors une nébuleuse planétaire —, dévoile une naine blanche.
Le Soleil est une naine jaune typique.
Géante rouge
La phase géante rouge annonce la fin. Une étoile atteint ce stade lorsque son noyau a épuisé son principal carburant, l’hydrogène.
Des réactions de fusion de l’hélium se déclenchent alors. Tandis que le centre de l’étoile se contracte, ses couches externes gonflent, refroidissent et rougissent. Transformé en carbone et en oxygène, l’hélium s’épuise à son tour et l’étoile meurt. L’astre se débarrasse de ses couches externes et son centre se contracte pour devenir une naine blanche.
Géante bleue et supergéante rouge
Sur le diagramme HR, le coin supérieur gauche est occupé par des étoiles très chaudes et brillantes : des géantes bleues. Ces étoiles sont au moins dix fois plus grosses que le Soleil. Très massives, elles consomment rapidement leur hydrogène.
Lorsqu’elle ne contient plus d’hydrogène dans son noyau, une géante bleue y fusionne de l’hélium. Ses couches externes enflent et sa température de surface baisse de plus en plus. Elle devient alors une supergéante rouge.
L’étoile fabrique ensuite des éléments de plus en plus lourds : fer, nickel, chrome, cobalt, titane... À ce stade, les réactions de fusion s’arrêtent et l’étoile devient instable. Elle explose en une supernova et meurt. L’explosion laisse derrière elle un étrange noyau de matière qui demeurera intact. Ce cadavre est, selon sa masse, une étoile à neutrons ou un trou noir.
Naines blanches
Une naine blanche est le résidu d'une étoile éteinte. C'est l'avant-dernière phase de l'évolution des étoiles dont la masse est comprise entre 0,8 et 1,4 fois celle du Soleil, avant sa transformation en naine noire. La plupart des étoiles de notre galaxie (environ 97 %) finiront leur vie en naine blanche. Leur taille est environ égale à celle de la Terre.
Les naines blanches, comme les étoiles à neutrons sont constituées de matière dégénérée. La densité à la surface d’une naine blanche est telle qu’une cuillère à thé de matière d’une telle étoile aurait, sur Terre, la masse d’un éléphant. En fait, dans cette matière, les électrons, étant très proches les uns des autres, commencent alors à se repousser énergiquement. Le facteur principal de la pression provient alors du principe d'exclusion de Pauli; c’est la pression de dégénérescence qui s’oppose à celle de la gravitation. La naine blanche est donc en équilibre malgré l’absence de fusion nucléaire en son noyau. La pression des électrons peut supporter une masse de 1,44 fois celle du Soleil : c’est la limite de Chandrasekhar. Si une naine blanche devient plus massive (en aspirant la matière d’une autre étoile, par exemple), elle explose en supernova (de type Ia) et peut parfois être complètement détruite.
Procyon B et Sirius B sont des naines blanches.
Naine noire
Comme une plaque chauffante qu’on éteint, les naines blanches se refroidissent inexorablement. Toutefois, cela se fait très lentement, en raison de leur masse. Elles perdent peu à peu leur éclat et deviennent invisibles au bout d’une dizaine de milliards d’années. Ainsi, toute naine blanche se transforme en naine noire.
L’Univers, vieux de 13,7 milliards d’années, est encore trop jeune pour avoir produit des naines noires.
Après sa mort, le Soleil deviendra une naine blanche puis une naine noire. Ce sort l’attend dans environ 15 milliards d’années.
Les naines noires ne devraient pas être confondues avec les naines brunes qui sont, en quelque sorte, des étoiles ratées car elles ont une masse trop faible pour démarrer ou maintenir les réactions de fusion nucléaire qui ont lieu dans les vraies étoiles.
Nova :
Il s'agit d'une étoile qui devient très brutalement extrêmement brillante, avec une grande augmentation de son éclat. Cette vive luminosité ne dure que quelques jours et l'étoile reprend ensuite progressivement son éclat initial.
Lors des premières observations, les astronomes pensaient qu'il s'agissait de nouvelles étoiles puisqu'elles apparaissaient là où n'existait pas d'étoile précédemment d'une telle intensité de brillance. Par la suite, ils ont fait des recherches et ont compris que c'était l'une des étoiles qui devenait très brillante sans symptôme récurent.
Super Nova :
C'est une nova gigantesque, c'est-à-dire une étoile dont la magnitude augmente considérablement en quelques jours, au point de la faire apparaitre comme une "nouvelle" étoile, à ceci près que contrairement à la nova, la supernova correspond à une explosion physique de l'étoile. Le préfixe "super" la distingue d'une simple nova, qui désigne également une étoile dont l'intensité lumineuse augmente, mais de façon beaucoup moins importante et suivant un mécanisme assez différent.
La matière expulsée par une supernova s'étend dans l'espace et se refroidit, formant un type de nébuleuse appelé rémanent (ou reste) de supernova. La durée de vie de ce type de nébuleuse est relativement limitée, la matière éjectée l'étant à très grande vitesse (plusieurs milliers de kilomètres par seconde), le rémanent se dissipe extrêmement vite.
Hypernova :
Il s'agit d'un type théorique de supernova produit lorsqu'une étoile exceptionnellement massive s'effondre à la fin de sa vie. Dans une hypernova, le cœur de l'étoile s'effondre directement en un trou noir et deux jets de plasma extrêmement énergétiques sont émis le long de l'axe de rotation de l'étoile à une vitesse proche de celle de la lumière. Ces jets émettent d'intenses rayons gamma, et pourraient expliquer l'origine des sursauts gamma.
L'énergie dégagée par une hypernova relativement proche serait capable d'éliminer toutes traces de vie sur Terre. Des scientifiques ont publié une étude à ce sujet en affirmant qu'une extinction massive d'espèces survenue sur Terre il y a 450 millions d'années, pourrait avoir été déclenchée par un éclair de rayons gamma. Frappant la Terre pendant ne serait-ce que 10 secondes, l'éclair de rayons gamma déclenché par une hypernova pourrait annihiler jusqu'à la moitié de la couche d'ozone. La couche d'ozone étant endommagée, les rayons ultraviolets du Soleil parviendraient en grande quantité à la surface, détruisant une bonne partie de la vie sur les continents et à la surface des océans et des lacs, rompant ainsi la chaîne alimentaire.
Si les hypernovas ne peuvent se produire qu'avec des étoiles très massives d'au moins 40 masses solaires, la Terre se trouve finalement plutôt bien protégée de ce genre d'évènement, l'étoile supposée de cette taille la plus proche se trouverait à plus de 8 000 années-lumière de nous.
Trou noir
Le trou noir est le stade final d'une étoile de masse trois fois supérieure à celle du Soleil. L'effondrement gravitationnel réduit considérablement les dimensions de l'étoile. La densité devient alors énorme donc infiniment compressée en un point. Cette concentration engendre un champ gravitationnel tellement élevé que rien ne peut s'en échapper, pas même la lumière. Aussi tous les objets célestes proches, inexorablement attirés, s'y engouffrent et ne peuvent jamais en ressortir : c'est "l'aspirateur de l'espace". Le centre de notre galaxie contient un trou noir.
Un trou noir est un objet massif dont le champ gravitationnel est si intense qu’il empêche toute forme de matière ou de rayonnement de s’en échapper. De tels objets n’émettent donc pas de lumière et sont alors noirs. Les trous noirs sont décrits par la théorie de la relativité générale. Ils ne sont pas directement observables, mais plusieurs techniques d’observation indirecte dans différentes longueurs d’onde ont été mises au point et permettent d’étudier les phénomènes qu’ils induisent sur leur environnement. En particulier, la matière qui est happée par un trou noir est chauffée à des températures considérables avant d'être engloutie et émet de ce fait une quantité importante de rayons X. Ainsi, même si un trou noir n'émet pas lui-même de rayonnement, il peut néanmoins être détectable par son action sur son environnement. De plus, leurs tailles peuvent être gigantesques (correspondant à des milliards de fois la masse du Soleil).
Trou blanc :
Un trou blanc (aussi appelé fontaine blanche) est un objet théorique susceptible d'exister dans l'univers, mais considéré comme hautement spéculatif et vraisemblablement sans réalité physique. Il serait l'effet inverse du trou noir, c'est à dire qu'au lieu d'aspirer tout ce qui se trouve dans son environnement, le trou blanc recrache des quantités de matières absorbées par le trou noir. Il faut bien que ce qui rentre, ressorte ... ailleurs ??
A cette théorie, s'ajoute une autre théorie bien plus complexe encore : Si les trous noirs et les trous blancs sont reliés entre eux (leur connexion s'appelle "trou de ver"), alors cela signifie qu'il existerait une porte spacio-temporelle ? Ce serait alors un voyage instantané pour la matière aspirée par le trou noir... Avec un tel procédé, au lieu de mettre 4,3 années lumières pour atteindre un point, nous metterions 3 ans. Pour atteindre le centre de la Voie Lactée distante de 30 000 années lumières, nous metterions 10 ans pour l'atteindre. MAIS sur Terre, des millions d'années se seraient écoulées depuis notre départ. Ce sera un voyage sans retour malheureusement. Les trous noirs (et trous blancs) ont beaucoup d'intérêt aux yeux des scientifiques car à l'heure actuelle, ils représenteraient le seul moyen pour voyager très rapidement dans l'univers. Malheureusement, le champ gravitationnel de ses trous noirs exerce des effets tellement destructeurs que le passage dans un trou noir nous semble définitivement impossible.
Etoile à neutrons :
Une étoile à neutrons est le résultat de l'effondrement d'une étoile massive sous l'effet de sa propre gravité, lorsqu'elle a épuisé tout son combustible nucléaire. Selon la masse du noyau qui s'effondre, il se forme, par ordre croissant de masse, soit une naine blanche, soit une étoile à neutrons, soit un trou noir. La libération d'énergie qui en résulte produit une supernova.
Selon les circonstances, une étoile à neutrons peut se manifester sous divers aspects. Si elle tourne rapidement sur elle-même et qu'elle développe un puissant champ magnétique, elle projette alors le long de son axe magnétique un mince pinceau de radiations, et un observateur placé approximativement dans la direction de cet axe observera un pulsar ou un magnétar, dépendant de la vitesse de rotation et de l'intensité du champ magnétique. Si elle fait partie d'un système binaire, elle pourra alors apparaître comme un pulsar X ou une source à sursauts ?, si de la matière gazeuse issue de son compagnon tombe régulièrement à sa surface. Dans les autres cas, une étoile à neutrons est quasiment invisible à cause de sa très faible taille, qui n'est que de quelques dizaines de kilomètres de diamètre maximum, dût à une densité extrêmement importante.
A noter qu'un pulsar est le nom donné à une étoile à neutrons, tournant très rapidement sur elle-même et émettant un fort rayonnement électromagnétique dans la direction de son axe magnétique. Le nom de pulsar vient de ce que lors de leur découverte, ces objets ont dans un premier temps été interprétés comme étant des étoiles variables sujettes à des pulsations très rapides. Pulsar étant l'abréviation de pulsating radio source (source radio pulsante), cette hypothèse s'est rapidement avérée incorrecte, mais le nom leur est malgré tout resté.
Quasar :
Un quasar est une source d'énergie électromagnétique, incluant la lumière. Les quasars visibles de la Terre montrent tous un décalage vers le rouge très élevé. Ils peuvent libérer autant d'énergie que des centaines de galaxies combinées. L'énergie lumineuse libérée est équivalente à 1012 Soleils. Avec les télescopes optiques, la plupart des quasars ressemblent à de petits points lumineux, bien que certains soient vus comme étant les centres de galaxies actives.
Certains quasars montrent de rapides changements de luminosité, ce qui implique qu'ils sont assez petits (un objet ne peut pas changer plus vite que le temps qu'il faut à la lumière pour voyager d'un bout à l'autre. On pense que les quasars gagnent en puissance par l'accrétion de matière dans les trous noirs supermassifs qui se trouvent dans le noyau des galaxies, faisant des « versions lumineuses » de ces objets connus comme étant des galaxies actives. Aucun autre mécanisme ne parait capable d'expliquer l'immense énergie libérée et leur rapide variabilité.
Les nébuleuses :
Le mot provient du latin nebula qui se traduirait par "nuage". Il s'agit en réalité d'un objet céleste d’aspect diffus composé de gaz raréfié et/ou de poussières interstellaires. La matière qui constitue une nébuleuse est très raréfiée : On peut y retrouver quelques centaines de molécules par cm3. A titre indicatif, dans l’atmosphère terrestre on trouve, pour le même volume, des milliards de milliards de molécules. Les nébuleuses ne sont pas homogènes et possèdent une structure complexe.
On peut différencier six types de nébuleuses :
- Les nébuleuses obscures : Constituées de poussières et de gaz inerte, elles absorbent en partie la lumière qui les traverse et voilent donc ce qui se trouve derrière elles. Dans le domaine du visible, on ne peut les détecter que par contraste sur un champ d'étoiles ou une nébuleuse.
- Les nébuleuses planétaires : Ce sont des nébuleuses en émission qui sont la marque d'une étoile de faible masse en fin de vie et préfigurent le destin du Soleil. Souvent petites, rondes et relativement brillantes, les astronomes les ont longtemps confondues avec des planètes, d'où leur nom.
- Les nébuleuses par réflexion : Identiques en nature aux nébuleuses obscures, elles reflètent cependant partiellement la lumière d'une étoile située à proximité.
- Les régions HII : Parfois spectaculaires, ces nébuleuses en émission sont parfois décrites comme des pouponnières d'étoiles et sont souvent associées à un amas ouvert d'étoiles jeunes ou en formation.
- Les rémanents de supernova : Ces nébuleuses en émission très étendues sont le résultat de l'explosion violente d'une étoile de masse élevée. Elles arborent souvent une structure filamenteuse caractéristique qui évoque de la dentelle.
- Les bulles de Wolf-Rayet : D'un aspect voisin de celui des vestiges de supernova, ces bulles de gaz résultent de l'expulsion progressive des couches externes d'une étoile extrêmement chaude et massive.
Les étoiles filantes :
Désolée de casser le mythe, mais les étoiles filantes ne sont en aucun cas des étoiles !
Alors, c’est quoi une étoile filante ?
Quand un grain de poussière cosmique entre dans l'atmosphère de la Terre, il brûle complètement.
Heureusement, l’astomosphère qui entoure la Terre la protège. Lorsqu’un corps extraterrestre, que l’on appelle météore, pénètre dans l’atmosphère à toute vitesse, la très haute température produite par la friction des molécules d’air font « fondre » en partie la météore ou la désintègre totalement. Ce phénomène s'accompagne d'une brillante traînée de lumière, appelée étoile filante, qui traverse le ciel très rapidement, en général en moins d'une seconde.
Avec un peu de chance, on peut en observer chaque nuit. Les étoiles filantes apparaissent cependant plus fréquemment pendant certaines périodes de l'année : on peut parfois en voir plusieurs centaines par heure; ceci se produit quand la Terre traverse un nuage de particules abandonnées par une comète. Seules les plus volumineuses atteignent le sol : on les appelle alors météorites.
Un météore qui atteint le sol s'appelle une météorite et plus généralement, les corps pouvant créer de tels phénomènes sont appelés météoroïdes.
Pour récapituler :
Météoroïde : l'objet solide venu de l'espace. Un météoroïde a officiellement été défini par l'Union astronomique internationale (UAI) comme étant « un objet solide se déplaçant dans l'espace interplanétaire, d'une taille beaucoup plus petite qu'un astéroïde et considérablement plus grande que l'atome ».
Météore : le phénonème lumineux produit lorsque l'objet solide entre dans l'atmosphère, une étoile filante donc.
Météorite : ojet solide venu de l'espace qui est tombé sur le sol de la Terre.
Chaque année à la même période, l'orbite de la Terre croise des nuages de poussières laissés par des comètes. Cela provoque des essaims météoritiques, ou des « pluies » d'étoiles filantes, qui semblent toutes provenir par un effet de perspective du même point du ciel. On appelle ce point imaginaire le radiant.
Le saviez-vous ?
Contrairement aux idées reçues, lorsqu’une météorite atteint le sol, elle est froide, et pas brûlante comme on l’imagine.
De plus, si vous pensez avoir trouvé une météorite, testez la avec un aimant. En effet, toutes les météorites contiennent du métal. Elles sont donc magnétiques.
On estime qu'il tombe chaque année sur la Terre environ 20 000 t de matière météoritique. L'essentiel arrive au sol sous forme de poussières de diamètre inférieur à 1 mm, les micrométéorites, que l'on collecte notamment dans la glace du Groenland et de l'Antarctique. Ces grains se présentent comme des agrégats complexes de minéraux enchâssés dans de la matière organique. La plupart sont d'origine cométaire. En effet, lors de leurs passages près du Soleil, les comètes libèrent de la matière et, parfois même se désagrègent complètement, en donnant naissance à des essaims de météorites. À certaines époques de l'année, la Terre croise de tels essaims sur son orbite, et l'on observe alors de nombreuses étoiles filantes qui semblent toutes émaner d'une même région du ciel, le radiant (les Perséides, autour du 12 août, par exemple).
Mais, outre des poussières cosmiques, il tombe aussi de véritables météorites sur la Terre, et l'on estime que cet apport représente une masse d'environ 10 t par an. Les très grosses météorites traversent l'atmosphère en conservant pratiquement leur vitesse initiale (en général de l'ordre de 15 à 20 km/s par rapport à la Terre). Le choc au sol conduit à la formation d'un cratère d'impact.
Le phénomène de cratérisation par des impacts de météorites est très général dans le Système solaire ; on l'observe de façon particulièrement spectaculaire sur les astres dépourvus d'atmosphère et dont la surface n'est pas remodelée par des phénomènes tectoniques (Mercure, la Lune et la plupart des satellites naturels des planètes).
Les Comètes
Une comète est un petit corps rocheux recouvert d’une épaisse couche de glace sale, tournant autour du Soleil sur une orbite très elliptique, qui peut aller au delà de l’orbite de Pluton. La durée d’une orbite de comète peut être de 10 ans, 76 ans comme la comète de Halley, voire plus de 1000 ans (exemple : la comète Hale Bopp avec 2 400 ans environ), mais certaines ne mettent que 1 ou 2 ans à revenir près du Soleil. Lorsqu‘une comète se rapproche du Soleil, les rayonnement (en particulier infra-rouges) dégagés par celui-ci réchauffe la glace. Dans l'espace la glace ne fond pas mais se transforme en gaz (en vapeur d'eau quand il s'agit de glace composée d'eau).
Puis le mélange gaz et poussière, repoussé par les vents solaires, forme la chevelure de la comète. Celle-ci peut atteindre des distances considérables, celle de la comète Hale Bopp a été estimée à 100 millions de km. La chevelure d’une comète, est toujours opposée au soleil comme le montre le schéma suivant, ce qui est compréhensible puisqu'elle est modelée par les vents solaires (les rayonnements émis par le Soleil).
Il en existe des milliards, elles peuvent apparaître en n'importe quel point du ciel.
En 1995, 878 comètes ont été cataloguées et leur orbite, au moins grossièrement, calculée. De celles-ci, 184 sont des comètes périodiques [période orbitale de moins de 200 ans]. Certaines des autres sont sans doute aussi périodiques mais leurs orbites n'ont pas été calculées avec assez de précision pour le savoir.
La taille d’une comète est variable, le diamètre de la comète de Halley est d’environ 15 km. Quant au diamètre du noyau de Hale Bopp, il a été estimé entre 40 et 50 km. Hale Bopp avait deux chevelures bien distinctes, l'une composée de matière solide (de poussières), l’autre était formée par le dégazage de Hale Bopp. A chaque passage d’une comète près du Soleil, celui-ci lui arrache de la matière jusqu’au jour, l'enveloppe de glace ayant disparu, il ne restera plus de cette comète que le noyau rocheux.
En 2011, 3 000 comètes ont été cataloguées.
Lorsqu'elles sont au-delà de la ceinture d'Astéroïdes elles sont toujours invisibles [il s'agit d'un bloc de glace qui se dirige vers le Soleil ] puis lorsqu'elles passent la ceinture d'Astéroïdes la chaleur fait s'évaporer les glaces superficielles et elle se composent alors de plusieurs parties distinctes.
Le noyau: relativement solide et stable, surtout composé de glace et de gaz avec une petite quantité de poussières et d'autres solides.
La chevelure (coma): denses nuages d'eau, de dioxyde de carbone et de gaz neutres qui se sont sublimés du noyau.
Le nuage d'hydrogène: une énorme (des millions des kilomètres de diamètre) mais très peu dense enveloppe d'hydrogène neutre.
La queue de poussière: jusqu'à 10 millions de kilomètres de long, composé de particules de poussière de la grosseur des particules de fumée qui se sont échappées du noyau par le dégazage. C'est la partie la plus proéminente partie de la comète à l'oeil nu.
La queue de gaz: jusqu'à 100 millions de kilomètres de long; composé de plasma entremêlé avec des rayons et des rubans causés par l'interaction avec le vent solaire.
Après environ 500 passages près du Soleil la plus grande partie de la glace et du gaz est perdue et il ne reste qu'un objet rocheux d'une apparence très semblable à celle d'un astéroïde. La moitié peut-être des astéroïdes en orbite proche de la Terre sont des comètes "mortes". Une comète dont l'orbite l'entraîne proche du Soleil est susceptible d'entrer en collision avec une des planètes, avec le Soleil, ou bien d'être éjectée du système solaire par un passage trop près d'une planète (surtout Jupiter).
On en découvre constamment de nouvelles; les plus célèbres sont la Comète de Halley, la Comète de West, et plus récemment la Comète SL9, la Comète Hyakutake et la Comète Hale-Boop.
La comète Shoemaker-Levy 9 a été découverte par Eugene et Carolyn Shoemaker et David Levy le 25 mars 1993. Peu de temps après sa découverte, son orbite a été déterminée comme étant fortement elliptique, de plus cette comète orbite autour de Jupiter.
Mais la plus belle comète de ces 25 dernières années reste Hale-Bopp
Leur origine remonte directement à la nébuleuse primitive. Ainsi, les comètes sont un échantillonnage parvenant à nous presque intacte de ces petits corps qui furent les premiers éléments des grandes planètes joviennes.
Ce matin j'ai appris l'existance de trous blancs (existance hypothétique : tout ce qui rentre doit resortir)
Merci Véro de nous faire partager tes passions !
Les galaxies
1)Structure des galaxies.
Les galaxies sont principalement constituées d'étoiles ,donc de gaz ; de poussière
et de matière noire. Cette dernière reste énigmatique au yeux des astrophysiciens. Etant invisible, l'étude de cette "matière exotique" se révèle ardue. La masse d'une galaxie est, à 80%, composée de matière noire. On comprend alors le rôle crucial de cette dernière qui permet " l'unité" des galaxies. La détection de matière noire est possible lorsque le "nuage" est suffisamment dense pour empêcher la lumière de le traverser.
Les galaxies sont structurées d'un bulbe au centre et de longs bras en spirale aux extrémités. Le bulbe est très dense est regroupe les étoiles les plus anciennes et les moins lumineuses. Le bulbe abrite de10 000 à 1 million d'étoiles. Une galaxie possède environ 200 milliards d'étoiles [l'univers compte encore plus de galaxies].
Les galaxies effectuent un mouvement de rotation autour du centre. Ce mouvement est à l'origine de la création des bras spiraux. La vitesse de rotation varie selon les galaxies. Dans les bras se situent les grands nuages interstellaires [composés principalement d'hydrogène], c'est là que les étoiles de tous types se forment.
Dans les bras, la vitesse des étoiles est la même quelle que soit leur position dans le disque. Donc les étoiles proches du bulbe effectuent une révolution complète plus rapidement que les étoiles situées loin du centre. Ce qui explique que les bras présentent une forme enroulée.
Les étoiles les plus jeunes ou de courte durée de vie [géantes bleues] se situent le long des bras spiraux dans des secteurs appelés amas stellaires ouverts. Tandis que les étoiles qui vivent plus longtemps [les rouges en particulier] sont concentrées dans le bulbe des galaxies.
Les différents types de galaxies
Les galaxies elliptiques
Ce sont les plus grosses galaxies que porte l’Univers. Elles sont plus denses que les autres galaxies, les télescopes sont incapables d’observer les étoiles distinctement. Elles ont une rotation complète symétrique, ne possèdent pas de structure interne observable. Elles sont très brillantes, du fait du très grand nombre d’étoiles présentent, et ne contiennent pratiquement plus de gaz. Les étoiles sont donc vieilles et ces galaxies sont donc plus rouges que les autres. On pense que ces galaxies sont souvent le résultat d’une collision entre deux spirales. En effet, les simulations numériques démontrent que lorsque deux spirales se rencontrent, elles fusionnent et les orbites des étoiles se répartissent autour d’un centre de masse : on obtient donc une galaxie elliptique. De plus, les nuages de gaz et les nuages moléculaires se percutent, s’échauffent et donnent naissance à une quantité très importante de nouvelles étoiles. C’est ainsi qu’on explique la faible quantité de gaz et la grande quantité d’étoiles au sein de ces galaxies. Les galaxies elliptiques se trouvent souvent placées au cœur même des grands amas galactiques.
Elles sont classées E0 ou E7 selon l’aplatissement de leur disque. Leur forme n’est effectivement jamais complètement aplatie. Elles ont une forme tridimensionnelle. En fait, ces galaxies présentent les mêmes caractéristiques que les bulbes des galaxies spirales.
On note également l’existence de petites galaxies elliptiques dites « naines », diffuses, qui sont de nature bien différente. Elles ont une faible masse, mais leur nombre est très important. Parmi ce type de galaxies, nous pouvons citer M32 et NGC205 (les 2 galaxies satellites de M31), M60, M85, M86, M88 et M89, galaxies appartenant à l’amas de la Vierge. De nombreuses galaxies de cet amas sont accessibles à l’astronome amateur.
Les galaxies spirales
Les spirales contiennent un bulbe central, constitué d’étoiles relativement vieilles, et entouré de bras que l’on dit « spiraux », faits de gaz, poussières et d’étoiles jeunes. La couleur des bras, plutôt bleutée, diffère donc de celle du bulbe, plutôt jaunâtre. De très nombreuses galaxies possèdent des bras spiraux, enroulés autour du centre galactique de manière plus ou moins serrée. On classe aussi les spirales suivant l’importance des bras par rapport à la taille du bulbe. Ces galaxies sont donc classées Sa, Sb et Sc, selon ces critères. Dans notre ciel, nous avons la chance de pouvoir observer des spécimens vus de face, ou bien par la tranche (ce qui fait ressortir le renflement du bulbe), ce qui facilite grandement notre étude de ces objets.
Les bras d’une galaxie spirale sont faits de poussières et de gaz, on les voit aisément car ils occultent la lumière des étoiles situées au centre. De même, sur Terre, on devine des irrégularités dans la Voie Lactée qui trahissent la présence du bras situé entre nous et le centre galactique. On peut néanmoins aujourd’hui, grâce aux techniques d’observation, admirer le coeur de la Voie Lactée sans être gêné par la poussière du disque, grâce aux infra rouge.
On distingue d’importantes différences entre toutes les galaxies spirales, en effet toutes ne sont pas au même stade de leur évolution. Les spirales les plus différentes des elliptiques dans le diagramme de Hubble sont très riches en gaz (donc actives en matière de formation stellaire), alors que d’autres sont appauvries en gaz et ne forment plus beaucoup de nouvelles générations d’étoiles. Ces différences font que le critère morphologique n’est pas suffisant pour pouvoir décrire convenablement une galaxie spirale. Ainsi, afin de les identifier avec la plus grande justesse, on a recours à la mesure de la luminosité (brillance de surface), de la masse ou du rayon galactique.
Malgré la diversité des critères d’identification des galaxies spirales, il est bon de noter qu’elles partagent une propriété fondamentale au niveau de la formation stellaire. L’apparition des étoiles doit obéir à une unique loi.
Voici quelques propriétés des galaxies spirales :
La couleur
Plus la galaxie est rouge, plus est elle vieille. Une galaxie rouge est en général plus massive que les autres. Cela signifie également qu’elle possède peu de gaz, que son activité de formation stellaire est réduite. A l’inverse, une galaxie bleutée est constituée d’étoiles plus jeunes, le gaz est beaucoup plus présent, et la formation stellaire est très active.
Ratio de gaz
Les galaxies les plus massives contiennent peu de gaz et inversement.
Relation Tully-Fisher
C’est une relation qui couple la vitesse de rotation à la luminosité. On a en effet remarqué que les galaxies les plus lumineuses possèdent une vitesse plus élevée. Cette relation est sensée traduire une propriété supposée des halos de matière sombre : la vitesse de rotation d’une galaxie en mesure quasiment directement la masse !
Relation masse / métallicité
Les galaxies les plus massives semblent posséder plus d’oxygène que celles de faible masse. On pense que les métaux fabriqués dans les galaxies de faible masse on été éjectés par les supernovae, alors que les galaxies massives les ont retenu. D’où cette relation.
Gradients d’abondance et de couleurs
Dans la majorité des galaxies spirales, on constate une diminution de l’oxygène en s’éloignant du centre. Le spectre devient ainsi plus bleu, donc essentiellement dominé par des étoiles jeunes et peu métalliques.
Parmi les galaxies spirales, citons M31, M33, M51, M81 et M104.
Les galaxies spirales barrées (SB)
Ces spirales particulières possèdent une barre qui traverse le noyau de la galaxie, d’où partent les bras spiraux. Selon l’ouverture des bras, on distingue 3 classes SBa, SBb et SBc. On peut dire que la majorité des galaxies dans l’Univers sont des spirales, et que la majorité des spirales sont barrées … Ceci pour donner une idée de la part qu’occupent les spirales barrées dans la répartition de toutes les galaxies de l’Univers.
D’ailleurs, on sait depuis très peu de temps que notre galaxie, la Voie Lactée est une spirale barrée !! On savait évidemment depuis fort longtemps qu’elle était spirale, on la comparaît d’ailleurs très souvent à M31 notre proche voisine (galaxie d’Andromède) pour se la représenter. Mais de récentes études ont démontré qu’une barre de quelques 27 000 années lumière traversait le centre galactique ! Nous étudierons la Voie Lactée un peu plus loin …
Hormis cette particularité, les spirales barrées restent relativement semblables aux galaxies spirales classiques. Notons également la présence de M58, M83, M95, M96, NGC 1300 et NGC 1360 parmi les plus beaux spécimens …
Les galaxies lenticulaires
Ces galaxies n’étaient pas présentent dans la classification initiale d’Edwin Hubble, il retoucha son catalogue une dizaine d’années après l’avoir publié. Les galaxies lenticulaires auraient une forme intermédiaire entre les galaxies elliptiques E7 et les spirales. Cette idée fut exposée par Hubble, la photographie lui donna raison en 1950. A l’instar des elliptiques, les lenticulaires sont très symétriques et ne présente pas de structure interne bien définie, pas de spirale, pas de barre ... Juste un bulbe au renflement très important et un petit disque aplati. Comme les elliptiques, elles ne possèdent plus de poussières ni de gaz, les étoiles y sont donc plus vieilles que dans les galaxies spirales.
Parmi les plus connues des astronomes, citons M84, NGC 2685, NGC 3115, NGC 4477.
Les galaxies irrégulières
Il existe enfin une dernière catégorie, celle des galaxies irrégulières, qui contient toutes les galaxies qui n’entrent pas dans les trois groupes précédents. Ces galaxies présentent un aspect la plupart du temps difforme et sont très riches en gaz et en poussières. Elles peuvent être classées en deux groupes.
Ces galaxies sont les moins massives de toutes les galaxies de l’Univers. Il est possible que ces galaxies soit des spirales ratées, si peu massives que la matière ne s’est pas condensée convenablement, empêchant la rotation d’un disque de matière autour d’un centre gravitationnel. Pour ces raisons, la présence de gaz est très importante alors que la présence d’étoiles y est plus rare.
Néanmoins, la formation stellaire est intense bien que plus désorganisée que dans le disque d’une spirale, et la présence d’étoiles supergéantes bleues montrent une ressemblance avec les galaxies spirales. Elles ont aussi un faible ratio de métallicité, ce qui indiquerait à nouveau un «lien de parenté » avec les spirales peu massives.
Parmi les galaxies irrégulières, on distingue M82, NGC 2976 et le Petit Nuage de Magellan [très proche de nous et visible dans l’hémisphère sud].
Les autres types de galaxies
Pour avoir une idée de la proportion des galaxies par type : Plus de 60% des galaxies ont une forme spirale (=> les 2/3 des spirales sont barrées => 50% des barrées le sont faiblement et 50% fortement), 10% des galaxies sont elliptiques et 25% lenticulaires. Les quelques pourcentages restants représentent les galaxies irrégulières …
Ces 5 types, ou classes, de galaxies sont évidemment indispensables pour identifier les objets, mais trop arbitraires et trop peu subtiles pour décrire convenablement les nuances qui peut exister entre les différentes types. Aujourd’hui, la technologie permet d’étudier plus en détail les galaxies et de mettre plus en évidence certains critères qui les caractérisent, et qui peuvent rendre obsolète la classification d’Hubble.
Déjà, en 1959, Gérard de Vaucouleurs mis à jour cet organigramme galactique, en tenant compte de caractéristiques plus subtiles mais essentielles à la compréhension de la dynamique des galaxies.
Ainsi, virent le jour les types Sd et m (type magellanique). Ces types ont pour but d’identifier des galaxies dont l’état est transitoire entre les galaxies spirales et les irrégulières. Le type cD décrit les galaxies elliptiques supergéantes, le type SAB caractérise les spirales à distorsion ou faiblement barrées, le type S(r) s’intéresse aux galaxies ayant un anneau autour du centre d’où partent les bras et S(c) celles dont les bras partent directement du centre. Le type d est dédié à toutes les galaxies naines, RS les galaxies présentant un anneau externe résultant d’un regroupement des bras spiraux, et enfin A sont les galaxies intermédiaires entre les spirales SA et les lenticulaires SO.
Preuve que ce catalogue nécessite parfois des mises à jour, on a découvert récemment un nouveau type de galaxie qu’on appelle « galaxies à faible brillance de surface ». Ces galaxies semblent spiralées, mais à l’inverse des vraies spirales, elles n’émettent qu’une faible luminosité en surface, c’est pourquoi on ne les avait pas détectées jusqu’à lors. Leur nature est aujourd’hui encore bien mystérieuse, mais on commence déjà à récolter quelques informations les concernant : faible présence de métaux, forte présence de gaz, mais pourtant activité stellaire très réduite (d’où la faible luminosité) … leurs propriétés restent obscures, mais les travaux les concernant se multiplient.