Les Indispensables astronomiques et astrophysiques pour tous

Alexandre Moatti

• Éditeur: Odile Jacob
• Année: 2009
• ISBN:
  9782738195883
• Sujet: Physical Sciences
• Sous-sujet: Astronomy & Astrophysics

Pourquoi la Lune nous montre-t-elle toujours la même face? Pourquoi se laisse-t-elle voir en plein jour? Pourquoi y a-t-il des saisons, des mirages ou des aurores boréales? Qu'est-ce qu'une grande marée d'équinoxe?Pourquoi le ciel est-il bleu? la Lune rouge lors d'une éclipse? à quoi sert la couche d'ozone? Et l'effet de serre? Pourquoi Pluton n'est plus une planète? Quel est le cycle de vie d'une étoile? Qu'est-ce qu'un pulsar, un trou noir, un quasar, un rayon cosmique? Sur quoi se fonde la théorie du Big Bang?Ce livre met à la portée de tous les notions indispensables pour comprendre notre système solaire, ses ressources et ce qui le menace. Et pour lire son avenir dans l'observation avancée de l'Univers que permet depuis cinquante ans la conquête spatiale. Alexandre Moatti, ancien élève de l'École polytechnique, ingénieur en chef des Mines, est directeur de la publication de www.science. gouv. fr

Chapitre 1

Mouvements de la Terre
et calendrier

La Terre est sphérique, tourne sur elle-même et autour du Soleil. Trois affirmations aujourd’hui communément admises, mais cela n’a pas été chose facile. Héraclide du Pont émit, au IV^e siècle avant notre ère, l’hypothèse de la rotation de la Terre sur elle-même afin d’expliquer le mouvement apparent des étoiles au cours de la nuit. Ératosthène, un siècle plus tard, calculait de manière expérimentale le rayon de la Terre. Le mouvement de la Terre autour du Soleil fut, lui, plus difficile à admettre : Galilée, adoptant et modélisant l’idée de Copernic, se heurta à l’Église et dut « abjurer » sa théorie1.

La forme de la Terre

La Terre est sphérique et non plate, nos Anciens l’ont su en voyant depuis la côte un navire disparaître progressivement derrière l’horizon, ou en observant la forme circulaire de l’ombre portée par la Terre sur la Lune lors d’une éclipse de Lune. L’observation d’étoiles différentes suivant la latitude – et notamment d’un hémisphère à l’autre – prouvait aussi que la Terre n’était pas plate. Ératosthène de Cyrène (276-194 av. J.-C.), directeur de la Bibliothèque d’Alexandrie, par ailleurs inventeur du crible des nombres premiers qui porte son nom, évalue la circonférence terrestre en mesurant les longueurs différentes de l’ombre d’un « gnomon » (bâton planté dans le sol) en deux lieux différents situés à 900 kilomètres de distance, Syène (aujourd’hui Assouan) et Alexandrie. Il obtient une circonférence terrestre de 45 000 kilomètres, mesure d’une bonne précision pour l’époque.

Figure 1 : La ville de Syène (Assouan) est presque située sur le tropique nord, le Soleil y tombe à la verticale d’un puits lors du solstice d’été. Sachant cela, Ératosthène, en mesurant la longueur de l’ombre du gnomon à Alexandrie, déduit un angle α égal à 7° 12', égal aussi à la distance angulaire entre Syène et Alexandrie (N.B. : ici l’angle α est fortement exagéré). Connaissant la distance entre les deux villes et la hauteur du gnomon, il était en mesure de déduire la circonférence, donc le rayon terrestre.

Plus tard, on s’apercevra que la Terre n’est pas une sphère parfaite. La force centrifuge due à sa rotation sur elle-même a un effet différent aux pôles – où elle est nulle –, et à l’équateur – où elle est maximale. La Terre a donc, en fait, la forme non d’une sphère mais d’une quasi-sphère, un ellipsoïde aplati aux pôles et enflé à l’équateur. Cet aplatissement a une valeur relative de l’ordre de 1/298, c’est-à-dire que l’équateur est plus long que tout méridien terrestre d’une longueur d’environ 128 kilomètres. C’est le mathématicien français Maupertuis (1698-1759) qui, en menant des expéditions au Pérou et en Laponie pour mesurer la longueur de l’équateur et d’un méridien, mit en évidence cette forme d’ellipsoïde.

La rétrogradation des planètes

Une des observations les plus curieuses faites de tout temps sur la voûte céleste est la rétrogradation des planètes extérieures, tout particulièrement celle de Mars, la plus proche de la Terre. Cette observation géométrique simple de la trajectoire de Mars s’explique par sa vitesse de rotation moins grande sur son orbite, et par le fait qu’on l’observe depuis la Terre, elle-même en mouvement.

Figure 2 : La Terre, évoluant sur une orbite plus petite, va plus vite que Mars dans son mouvement de révolution autour du Soleil (la révolution de Mars se fait en 1,88 année terrestre) : comme on le voit sur la figure, observée sur la « voûte céleste », la planète Mars semble revenir en arrière entre les positions 3 et 4, puis 4 et 5. C’est le mouvement apparent de rétrogradation.

Cette observation, pourtant facilement explicable dans un système héliocentrique, comme on le voit sur la figure 2, allait être à la source d’un système qui restera en vigueur près de quinze siècles, le système géocentrique de Ptolémée du mouvement des planètes, avec ses « épicycles » et ses « déférents ».

Figure 3 : Schéma simplifié du système géocentrique de Ptolémée. Les planètes tournent autour de la Terre dans un mouvement composé : elles tournent sur un cercle dit épicycle, dont le centre tourne lui-même autour de la Terre. Ce mouvement complexe permettait de rendre compte, notamment, de la rétrogradation des planètes (figure de droite). D’un point de vue mathématique, un point situé sur le cercle épicycle décrit (figure de droite) une courbe de type cycloïde : c’est la même courbe que décrit la valve de gonflage du vélo quand la roue avance.

Il était pourtant un astronome grec, visionnaire, qui dès l’Antiquité avait fait l’hypothèse de la rotation de la Terre autour du Soleil : Aristarque de Samos (env. 310-230 av. J.-C.) avait évalué la distance de la Terre au Soleil, et la taille du Soleil, en s’appuyant sur les phases de la Lune, notamment sa quadrature. Trouvant un diamètre du Soleil 20 fois plus grand que celui la Terre – la proportion exacte est 109 fois plus grande –, il avait émis l’idée que l’astre plus petit, la Terre, tournait autour du plus grand, le Soleil.

Rotation et translation

La Terre tourne sur elle-même. Cette rotation est souvent appelée « mouvement diurne » de la Terre. Pourquoi « diurne » alors que ce mot est plutôt utilisé par opposition à « nocturne » ? Parce que ce mouvement dure une journée (latin dies, « jour, journée »). Ce mouvement n’a pu faire l’objet que très tardivement d’une vérification expérimentale : c’est en 1851 que l’expérience de Foucault au Panthéon en démontre les effets sur le pendule. Soumis à une force de Coriolis liée à la rotation de la Terre, et de valeur différente suivant la latitude, le pendule fait le tour de son cadran en un jour au pôle, mais ne tourne pas autour de son cadran à l’équateur ; sa période prend toutes les valeurs intermédiaires entre 1 jour et l’infini quand il passe par les latitudes intermédiaires (par exemple, au Panthéon à Paris, il tourne autour de son cadran en 30 heures). C’était la première confirmation expérimentale, par une mesure faite sur Terre, de la rotation de notre planète sur elle-même.

Figure 4 : Le pendule monté par Foucault au Panthéon, le 2 décembre 1851 (illustration du Journal des débats, où Foucault était « journaliste scientifique ». © Musée des Arts et Métiers)

La Terre tourne aussi autour du Soleil. Au terme de « rotation », on préfère celui de « révolution ». Certains parlent même d’un mouvement de « translation » : ce terme aide à comprendre le fait que l’axe des pôles terrestres pointe toujours vers la même direction pendant ce mouvement.

Combien dure un jour ?

24 heures, bien évidemment ! Pourquoi ? Parce que c’est ainsi qu’il est défini. Le Soleil traverse toutes les 24 heures le méridien passant par un lieu donné de la Terre. Mais cette durée ne correspond pas à celle d’un tour de la Terre sur elle-même, qui pourtant pourrait paraître comme une autre définition de la durée d’un jour.

Comme on le voit sur la figure, le passage du Soleil au méridien d’un lieu donné a lieu légèrement après que la Terre a effectué un tour sur elle-même : en effet, pendant la durée considérée, la Terre a avancé sur son orbite de révolution, et l’axe Terre-Soleil n’est plus tout à fait le même (ce qui n’arriverait pas si la Terre était immobile). La durée séparant deux passages du Soleil au méridien d’un lieu donné est le jour solaire ou jour civil (soit 24 heures), la durée de rotation de la Terre sur elle-même, légèrement plus courte, est le jour sidéral, de 23 h 56 min 4 s, soit 86 164 secondes. Le jour sidéral est ainsi appelé car il correspond à la durée d’un tour de la Terre sur elle-même mesurée par rapport aux étoiles. Une étoile donnée (hors le Soleil) repasse au méridien d’un lieu donné toutes les 23 h 56 min 4 s. C’est le jour absolu, caractérisant le mouvement diurne de la Terre indépendamment de son mouvement autour du Soleil, et indépendamment du jour civil correspondant au rythme de l’activité humaine.

Figure 5 : La Terre a fait un tour sur elle-même quand elle se retrouve en A, au moment où les droites issues de A dans les deux positions sont parallèles : il s’agit du jour sidéral (pris par rapport à un repère indépendant de son mouvement autour du Soleil, par exemple par rapport à la voûte céleste). Mais, à ce moment-là, en A dans la position de droite, le Soleil, symbolisé par les rayons portant les lettres S, n’est pas encore passé au méridien, il ne le fera que quelques instants plus tard (illustration C. Flammarion, Astronomie populaire).

C’est en effet le jour solaire qui est utilisé dans la vie « quotidienne » pour le réglage de nos montres et de notre agenda, car c’est celui qui rythme le jour et la nuit (passage du Soleil au méridien, d’un côté ou de l’autre). Si l’on prenait le jour sidéral comme étalon de la durée d’une journée, avec un décalage de près de 4 minutes par jour, on se retrouverait au bout de six mois2 avec midi à minuit, ce qui pour nos montres n’est pas très gênant, mais l’est sans aucun doute pour notre vie quotidienne !

Histoires de calendrier(s)

L’homme définira plusieurs durées rythmant sa vie en s’appuyant sur les phénomènes naturels observés. L’alternance du jour et de la nuit définit la journée. Le rythme des lunes permettra de répondre au besoin de définir une durée de temps plus longue, le mois. Le rythme des saisons, sensible dans les régions tempérées, induit l’année, dont la durée est liée au mouvement de la Terre autour du Soleil. Elle est définie par le passage de la Terre au même endroit précis sur son orbite. Elle est égale à 365 jours 5 h 48 min 47 s, soit 365,242 jours, légèrement inférieure à 365 jours un quart3.

Jules César, en 46 av. J.-C., prit cette durée de 365 jours un quart comme base du calendrier qui porte son nom, le calendrier julien, fondé sur un cycle de quatre années, avec une journée supplémentaire dans l’une d’elles : c’est l’année bissextile4, permettant de se recaler sur le mouvement de la Terre autour du Soleil. Là encore, si l’on ne faisait pas cet ajustement, ce n’est pas midi en pleine nuit qu’on aurait, mais en sept cents ans la neige en juillet ! L’ajustement a lieu fin février, dernier mois de l’année du calendrier julien. Cette année commençait au mois de mars : d’où les noms de septembre, octobre, etc., attribués au septième, huitième mois de l’année dans le calendrier romain. Certains mois avaient été dédiés à des dieux (mars au dieu éponyme, juin à Junon), le Sénat romain dédiera le mois de juillet à Jules César et celui d’août à l’empereur Auguste en égalisant la durée de ces deux mois, afin que n’apparaisse aucune différence entre les deux hiérarques !

Toutefois, l’ajustement bissextile de Jules César ne s’avéra pas tout à fait suffisant, puisque la durée du mouvement de la Terre est légèrement inférieure à 365 jours un quart, exactement 365 j 5 h 48 min 47 s. Ce décalage de 11 min 13 s (soit 673 s par an) a provoqué bien des avatars de calendrier… Ainsi, en 1582, plus de seize siècles après César, toujours à Rome, le pape Grégoire XIII mit en place le calendrier grégorien, qui, entre autres modifications, permettait de rattraper ce retard du calendrier civil par rapport au calendrier de la Terre : à Rome, le jeudi 4 octobre 1582 a été suivi du vendredi 15 octobre5. En France, cet ajustement eut lieu deux mois plus tard, lors du règne d’Henri III : le 9 décembre 1582 fut suivi du 20 décembre. La Russie n’adopta le calendrier grégorien qu’en 1918 – après la révolution d’octobre 19176 – en sautant treize jours et non dix, le décalage s’étant accru entre-temps.

Afin d’éviter l’accumulation d’un tel décalage à nouveau, le calendrier grégorien, institué à partir de 1582, stipulait aussi que les années ...

Table des matières

• Couverture
• Titre
• Du même auteur
• Copyright
• Avant-propos
• Chapitre 1 - Mouvements de la Terre et calendrier
• Chapitre 2 - L’inclinaison de l’axe des pôles
• Chapitre 3 - Les phases de la Lune
• Chapitre 4 - La Lune, les éclipses
• Chapitre 5 - La Lune, les marées
• Chapitre 6 - Effets optiques de l’atmosphère
• Chapitre 7 - L’atmosphère protectrice
• Chapitre 8 - La magnétosphère protectrice
• Chapitre 9 - Planètes, astéroïdes, comètes
• Chapitre 10 - Météores et météorites
• Chapitre 11 - Quelques observations astronomiques
• Chapitre 12 - L’astrométrie, mesure de la position des étoiles
• Chapitre 13 - Naissance de l’astrophysique
• Chapitre 14 - Vie et mort des étoiles
• Chapitre 15 - Vie et mort des étoiles (2)
• Chapitre 16 - Pulsars, quasars
• Chapitre 17 - Les rayonnements cosmiques de haute énergie
• Chapitre 18 - La théorie du Big Bang
• Chapitre 19 - Les principaux équipements de l’astronomie et de l’astrophysique
• Chapitre 20 - Les sujets de recherche actuels en astrophysique
• Chapitre 21 - Un condensé d’indispensables
• Bibliographie
• Index chronologique
• Remerciements