Dans son cours d’ASTRONOMIE, donné à l’Université du Temps Libre de Tarbes et de Bigorre, Rémi CABANAC, directeur scientifique de l’Observatoire du Pic du Midi, astronome CNAP à l’Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie, aborde aujourd’hui la MÉCANIQUE CÉLESTE ET LES TECHNIQUES D’OBSERVATIONS.
Bienvenue Bienvenue alors je je une toute petite présentation puisque c’est la première fois que je viens à l’Université du temps libre c’est un vrai plaisir mais c’est aussi un défi un défi parce que d’avoir un auditoire éclectique avec beaucoup de niveaux différents c’est très compliqué pour s’adapter donc je suis remémy Cabanac je
Suis le directeur scientifique du Pic du Midi c’est ma fonction principale mais ce n’est pas mon métier mon métier c’est astronome et je suis astronome à l’Université Paul Sabatier à l’Institut de recherche en astro physique et planétologie et mon domaine d’activité particulier c’est la l’étude des composantes sombres de l’univers donc la cosmologie
Observationnelle d’où venons-nous et j’aime bien observer les composantes sombres à travers ce qu’on appelle des lentilles gravitationnelles alors j’ai un petit module de cosmologie et je vous expliquerai tout ça un peu plus en détail mais aujourd’hui on va commencer très tranquillement par des bases l’astronomie c’est de l’astrophysique
C’est donc de la physique appliquée aux astres et donc je suis physicien au départ et si vous voulez comprendre ce que je vais vous expliquer je dois vous donner quelques bases de physique alors je vous assure ça va être très simple mais il faut quand même comprendre un
Petit peu de quoi on parle donc le module d’astronomie il est divisé en 6 alors si je comprends bien j’ai j’ai 1 heure de de de cours à peu près par module c’est ça 1 he de0 merveilleux ah ne me dites pas ça vous allez souffrir donc module le premier c’est celui-ci
Qu’on c’est celui qu’on va faire c’est le module de mécanique céleste technique d’observation puis je vais parler un petit peu si j’ai le temps du système solaire de la terre du système terre soleil du système solaire dans notre galaxie et donc premier module aujourd’hui on apprend ce que c’est que
L’astronomie et et comment on observe deuxème module dans deux semaines alors c’est toutes les de semaines je crois on parlera de des étoiles hein de la physique des étoiles le Soleil est une étoile on parlera un petit peu de comment les étoiles naissent vivent et meurent dans notre galaxie et partout
Dans l’univers le module 3 sera orienté au groupe d’étoiles dans lequel on vit on vit dans une galaxie et donc on parlera de notre galaxie que l’on voit la nuit sous forme d’une bande hein vous savez c’est la voie lactée et des galaxies le monde des galaxies là on
Commence à entrer dans un domaine que je connais un petit peu mieux donc si jamais vous me posez des questions sur les deux premières parties la de très fortes chances que je vous réponde je ne sais pas hein parce que on ne sait pas tout hein donc c’est normal mais
J’essaierai de chercher pour la prochaine fois et pour essayer de vous répondre de la façon la plus claire possible module 4 la cosmologie l’histoire de l’Univers donc d’où venons-nous c’est que ça c’est plutôt mon domaine d’activité donc je pourrais en parler avec un petit peu plus de
D’assurance et puis le 5e et 6e module ce sont des modules un petit peu un petit peu à part qui sont issus de de conférences que j’ai donné au cours de ma carrière donc la première parlera plutôt de l’émergence de la vie al sur terre bien sûr he parce que pour
L’instant il y en a que sur terre et puis un petit peu de la recherche de vie dans l’univers à travers ces exoplanètes qu’on cherche et qu’on trouve depuis maintenant bientôt 30 ans et le dernier module si vous êtes pas tous épuisés donc tout comme moi ce sera sur les très
Grands projets contemporains d’observation et en particulier les immenses projets pharaoniques de télescopes qu’on développe à la fois au au au Chili est dans l’espace voilà ça vous convient bon donc pour l’instant on commence tranquillement et on va commencer par quelque chose que je dis souvent à mes à mes jeunes stagiaires
Quand ils viennent nous rencontrer c’est essayer de de faire bien comprendre que l’astronomie c’est une science et que une science ce n’est pas une opinion et la façon dont j’aborde le problème c’est d’abord de définir ce que la connaissance scientifique al je je l’ai défini en qure mots objectif réfutable empirique
Et prédictible et je m’appuie bien sûr sur les travaux de d’épistémologie des des grands philosophes du siècle dernier bonjour mesdames je vous en prie ass et non et non mais personne ne l’avait ça c’étaitour Isabelle alors essay de trouver une place j’espère que ça va pas
Être trop plein d’ici làb et donc cette cette connaissance scientifique est objective et et chaque mot a son importance hein réfutable c’est la définition que donne poperè d’une connaissance scientifique elle doit être réfutable et souvent je donne l’exemple à mes à mes jeunes étudiants de je leur montre ce chapeau
Et je leur dis regardez ce chapeau on peut faire des on a des tas d’opinions sur ce chapeau et on peut avoir des connaissances objectives par exemple ce chapeau pèse 700 g plus ou moins 10 g peut se mesurer on prend on fait la mesure et une fois qu’on a fait la
Mesure s’il pèse 800 g ben on sait que c’est faux et on est tous d’accord si il pèse 750 g plus ou moins 10 g on est dans la dans dans la fourchette et on est tous d’accord que c’est vrai mais si je vous dis ce chapeau est absolument
Superbe vous avez le droit d’être d’accord vous avez le droit de trouver que c’est stupide et qu’il est affreux et qu’il me va très mal mais je le garderai quand même pourquoi parce que c’est vrai et faux en même temps et c’est la nature même des opinions d’être
Vrai et faux en même temps c’est ce sont des opinions qui ne sont pas réfutables voilà nous on travaille que sur des données réfutables l’astrologie n’est pas réfutable c’est une opinion vous en faites ce que vous voulez je pense que c’est une opinion même complètement absurde mais vous avez le droit de
L’avir et c’est votre droit le plus strict mais on nentrera pas dans ce domain là empirique parce que on peut faire des observations qui nous permettent de réfuter les hypothèses et prédictible parce que les modèles d’hypothèsees causaux ceux qui ont été construits sur une base physique nous permettent prédire ce que sera notre
Avenir et c’est vraiment cet ensemble là qui vous dit que vous avez un corpus scientifique objectif construit alors mainten on ent un peu dans le dur la connaissance scientifique progresse surtout au rythme de la précision des mesures que l’on fait ça c’est pas moi qui c’est le prix Nobel Robert L qui a
Écrit çaçon très juste dans son livre Un univ différent la connaissance scientifique le la théorie en science il y a trois façons de faire de la recherche fondamentale la théorie l’observation la modélisation la théorie à partir d’hypothèses réfuta définit des lois en fonction d’une logique les lois sont logiques mais on
Ne sait pas si elles sont vraies ou fausses il faut les réfuter cette réfutabilité est faite à partir de la recherche observationnelle qui est l’observation que l’on fait une une une une hypothèse fausse va déduire une prédiction fausse et les observations vont réfuter l’hypothèse on va on va
L’éliminer la science bien sûr c’est l’élimination de toutes les hypothèses complètement farfelues pour ne garder que celles qui n’ont pas encore été réfutées ça veut pas dire qu’elles sont vraies ça veut dire qu’elles sont pas encore fausse hein et que sûrement dans l’avenir grâce à la précision des
Mesures c’est elle qui nous donne la puissance de la science c’est notre capacité à faire des mesures objectives de plus en plus précises c’est elle qui nous définissent les principes aux sur lesquels on peut baser la causalité de notre de notre recherche voilà on nous dit souvent que la science
Est une progression entre hypothèse observation réfutation des hypothèses amélioration des hypothèses observation et cetera dans un cycle à peu près linéaire rien n’est plus faux la science ne progresse pas comme ça la science progresse par révolution c’est quelque chose qui a été extrêmement bien étudié par Thomas K qui a écrit un livre
Merveilleux qui s’appelle la structure des révolutions scientifiques dans les années 70 et qui n’a pas pris une ride ce que nous dit Thomas koun c’est que en dépit de tout ce qu’on peut essayer de faire en tant que scientifique nous sommes des euh des des personnes subjectiv comme absolument tout le monde
Et on se trompe en permanence et comme on est des personnes normales on refuse de se l’avouer et donc quand on nous enseigne à l’université un modèle une hypothèse et bien on va y croire comme si c’était une religion et on ne remettra pas ces concepts ces paradigmes
De base en question en tant que scientifique on va vivre toute notre carrière avec ces concepts et on va essayer de les confirmer en permanence toutes les observations ser qui seront faites vont être fait à travers notre grille subjective et on va essayer de de tordre les données pour essayer de les
Raccrocher à nos à nos à nos hypothèses qu’on qu’on a apprises hein c’est triste de dire ça mais c’est c’est comme ça hein et comment la science progresse elle progresse avec la mort de d’un de chercheurs et l’émergence de nouveaux chercheurs à qui on a donné le choix
Entre deux hypothèses ils vont prendre la meilleure parce qu’ils sont neuf ils sont intelligent il disent C elle marche mieux d’accord mais moi pauvre astronome je vais mourir avec mes mes préconceptions la science avance par sa comme ça révolutionnaire où tout le monde Meur et puis les nouveaux pensent
Quelque chose de nouveau voil la science avance comme ça en réalité et elle fonctionne bien quand même je vous rassure elle reste quand même objec et donc voilà c’est ce que je VI de vous dire les scientifiques ils sont pas objectifs hein pourtant la connaissance l’est et alors je dois vous
Avouer quelque chose qui qui me peine un petit peu mais au début de ma carrière quand j’étais en doctorat j’ai donné un cours à des prof futurs professeurs de du secondaire et pendant 6 mois je n’ai pas arrêté de leur expliquer ce que je viens de vous dire les scientifiques ils
Sont pas objectifs mais la science est objectif et puis à la fin du cours j’ai j’ai fait passer un petit sondage comme ça par uniquement par en leur faisant croire que c’était une évaluation et dedans il y avait une question pensez que les scientifiques soient plus objectifs que les autres et pensez-vous
Que la science soit objective ou subjective et 80 % de mes étudiants m’ont expliqué que les scientifiques étaient plus objectif que les autres et que la science malgré tout était quand même subjective et là je me suis dit je suis vraiment un très mavais professeur
Et donc s’il vous plaît ne pensez pas à l’inverse alors on commence par savoir comment on observe l’empirisme c’est une expérimentation en physique on expérimente on construit un instrument on on essaie de de de de faire des des des observations objectives à partir de cet instrument en astronomie on ne peut
Pas construire d’instrument on ne peut pas prendre une planète la déplacer pour voir ce qui va se passer on peut pas changer la l’âge d’une galaxie ces ch sont impossibles on ne peut qu’observer et donc toute notre connaissance vient de vecteurs d’information extérieure que l’on capture avec nos systèmes
D’observation comme on dit qui sont des télescopes ou des capteurs qui nous permettent de tenir l’information et les vecteurs d’information principal c’est la lumière donc on va passer un petit peu de temps à voir ce que c’est ce qu’est la lumière et ce qu’on en retire en type en sorte d’information physique
Sur les objets première chose euh la lumière c’est une un spectre électromagnétique donc vous voyez ici il y a tout le spectre électromagnétique de la lumière la lumière qu’on voit c’est la lumière visible qui représente une toute petite partie du spectre global des rayons des rayonnements électromagnétiques des plus hautes
Énergies ver les plus basses énergies ce qui change c’est la vitesse de vibration de la lumière dans le temps donc la vibration temporelle et cette vibration temporelle en visible se traduit en couleur nos capteurs nous disent la plus haute énergie est bleue même violette et ultraviolette et la plus basse énergie
Est rouge et cette cette graduation augmentation d’énergie valable pour le visible elle est valable pour tout le reste de du spectre électromagnétique que l’on aille des rayons gamma rayon X ultraviolet visible infrarouge micro-ondes onde radio et ondees radio longue donc tout ceci c’est le même concept des ondes électromagnétique il
N’y a pas que la lumière il y a d’autres vecteurs d’information en l’astronomie par exemple les neutrinau alors on en reparlera quand on parlera du début de l’univers les neutrinos ce sont des particules élémentaires qui ont été qui ont été découvertes à la fois d’un point de vue théorique modélisation
Et et expérimentale par accident comme d’habitude hein c’est la S pité est très importante en astronomie et qu’on étudie en faisant de gigantesques réservoirs remplis d’eau lourde et on utilise le fait que ces particules sont ultra relativistes elles vont très très vite elles s’approchent de la vitesse de la
Lumière et que la vitesse de la lumière dans l’eau de ces particules est plus rapide que la vitesse que que la vitesse de de de la lumière elle-même hein donc elle forme une onde de choc un petit peu comme le mur du son le son pour un objet qui
Passe à la vitesse de lumière et et ce cette onde de choc fabrique des des des des lumières bleues qu’on appelle du rayement de Cherenkov et ce rayement de Cherenkov on le mesure à partir de photocapteurs qui sont tout autour de la de la de la de la du récipient et qui à
Chaque fois qu’il y a un flash bleu vous disent ah là on vient de détecer un neutrino alors ça arrive extrêmement rarement hein pour nous sommes transpercés en permanence par des milliards et des milliards de neutrinos qui nous passent à travers depuis le début de l’univers ce sont des
Particules qui sont très éisantes et ici on va en détecter un par hasard tous les mois par exemple hein parmi ces milliards pourquoi parce que la probabilité que ce neutrino émette une une un rayonnement est très est très très très faible pour autant ce sont les neutrinos qui sont les particules les
Plus importantes pour nous cosmologistes aujourd’hui parce que c’est eux qui nous permettent de remonter le plus loin dans l’histoire de l’Univers avant l’âge des galaxies avant l’âge même des atomes les neutrinau existaient ils ont été émis massivement quand l’univers n’avait que 2 secondes 2 secondes et donc quand on
Sera capable de détecter ces C ces neutrinau pour l’instant on sait pas encore le faire hein mais quand on sera capable de le faire on sera capable de remonter à à un univers qui est à un âge de 2 secondes le Trino deuxème rayons cosmiqu les rayons cosmiques ce sont des
Particules ce sont pas des des de la lumière ce sont pas des photons ce sont des particules réelles de matière qui sont émises par les corps chauds de l’univers énergétique ça peut-être des euh électrons ça peut-être des protons ça peut être des noyaux d’atomes la plupart de nosyaux cosmique viennent du
Soleil à travers le vent solaire et donc ces particules interagissent avec la atmosphère et fabriquent des sous-particules qu’on appelle des gerbes cosmiques qui d’ailleurs ont été en grande partie observé au Pic du Midi dans les années dans les années 30 et même avant et une une partie de la de la
Physique des rayons cosmiques a été inventé au Pic du Midi ici juste à côté euh et donc les réocosmique nous renseigne sur les les phénomènes les plus énergétiques dans l’univers les explosions de super étoiles les fusions de euh d’objets extrêmement massifs voilà donc ils émettent beaucoup beaucoup de particules ces particules
Voyagent à travers l’univers ils finissent par interagir avec notre notre autre atmosphère et on les détecte euh dans des euh dans des euh dans des grands détecteurs immenses le plus grand détecteur de rayon cosmique est en en Argentine et il fait 5000 km² hein ce sont des bassines qui fonctionnent un
Petit peu sur la même méthode que celui-ci et qui nous permettent avec des sytigateurs de détecter ces objets voilà l’ cosmique nous renseignne là-dessus et bien sûr les ondes gravitationnelles qui ont été détectées il y a à peine 10 ans hein en 2015 aujourd’hui pour la première fois ces ondes
Gravitationnelles nous renseignent aussi sur la fusion euh de d’objets exotiques dans l’univers hein ici vous avez l’imagerie de des deux trous noirs qui ont fusionné pour la première fois et vous avez ici les deux détections faites par deux détecteurs différents indépendamment vous voyez qu’elles sont tout à fait corrélées et qu’ell vous
Disent que deux trous noirs viennent de fusionner voilà donc ça ce sont des vecteurs d’information qu’on utilise en asronomie mais ce sont pas les détecteurs principaux on revient sur la lumière et la lumière elle a des propriétés absolument extraordinaires et fondamentales pour nous la première et la plus importante c’est qu’elle voyage
À vitesse finie je vous donne la valeur ici ça n’a aucune importance on sait que c’est 300000 km/ seconde à peu près ça suffit largement ce qui est important c’est pas que ce soit vite c’est que ce soit fini ce qui veut dire que elle
Prend un temps pour aller d’un point A à un point B et on voit l’objet qui qui a émis la lumière de la façon au moment où la lumière a été émise he pas la lumière n’évolue pas pendant son voyage donc si on voit le soleil aujourd’hui tel qu’il
Était il y a 8 minutes on le voit tel qu’il était il y a 8 minutes on ne sait pas comment il est maintenant on sait comment il était il y a 8 minutes et c’est une propriété qui est gênante quand on a envie de savoir à quoi
Ressemble une galaxie qui est à 1 milliard d’années lumière mais qui est fabuleuse pour savoir à quoi ressemblaient les galaxies il y a un milliard d’années lumière he il suffit de regarder aussi loin et donc on peut remonter comme ça quasiment jusqu’au début de l’univers avec les grands télescopes aujourd’hui grâce à cette
Propriété on voit les objets tels qu’ils étaient il y a longtemps deuxième propriété extraordinaire la lumière est une onde elle vibre et elle vibre beaucoup elle vibre à la fois dans le temps et dans l’espace la vibration temporelle c’est celle qui est liée à son énergie et à sa
Couleur dans le visible et je ai déjà parlé je reviens pas là-dessus la vibration dans dans le le temps vous permet exactement aussi de voir et de développer des techniques d’observation lié au fait que en physique ondulatoire vous avez des phénomènes d’interférence et des phénomènes de diffraction donc ici vous avez un phénomène
D’interférence c’est exactement comme le son ou comme comme les vagues sur le sur sur le le sur un lac quand vous iner deux faisceaux de lumière conjoint vous allez avoir des endroits où la lumière s’annule ce sont les bandes sombres et des endroits où la lumière s’ajoute ce
Sont les bandes claires et ça ce sont des des des techniques qu’on utilise aujourd’hui en optique pour augmenter la résolution des des télescopes et bien sûr la diffraction donc là vous avez une image de diffraction tout à fait typique vous avez ici une une un un
Faisceau qui est allumé ici qui passe à travers cette ce rideau et en fait le rideau qu’est-ce que c’est c’est une matrice de rectangles pissé entre eux et donc le la pupille la forme de de réception du récepteur qui est le rideau est un carré et voyez ce carré il induit
Des phénomènes très très bizarres dans la lumière des phénomènes qui dépendent de la couleur voyez vous avez des petits arc-en-ciels qui sont un petit peu dans toutes les directions vous avez des points où il y a de la lumière des points où il y en a pas ça ce sont des
Des des des patterns de diffraction très importants dont on doit tenir compte quand on construit nos télescopes et nos instruments et donc c’est une propriété de lumière fondamentale vous avez ici la forme que va avoir le le le le le réseau de diffraction d’une ouverture comme un télescope un miroir
Et donc vous allez avoir une image qui est toute ronde et si jamais vous avez un télescope avec une araignée miroir secondaire vous allez avoir des pics comme ce que vous voyez ici et souvent vous avez des photographies du ciel profond où vous voyez les étoiles avec
Des des des barres comme ça à lumière et ben ces bares que vous avez c’est pas lié à l’étoile du tout c’est lié à la limite de votre télescope qui vous a fabriquer cette espèce de de de de de de d’artefact instrumental qui est un défaut hein que l’on doit on doit vivre
Avec et qui est dû au fait que la lumière est une onde bien la lumière est aussi une onde qui vibre dans l’espace elle vibre dans l’espace alors j’entre pas dans le détail ce sont deux champs électriques et magnétiques qui sont orientés perpendiculairement et qui oscile dans toutes les directions ce qui est
Important de savoir c’est que cette vibration spatiale elle vous renseigne sur la forme de l’objet qui a émis la lumière donc pour nous ça nous donne une une une information sur la structure de l’objet et en particulier par exemple quand un objet est allongé ou orienté dans une direction la lumière va vibrer
Spatialement dans la même direction que l’objet et on va avoir une lumière polarisée la polarisation de la lumière c’est cette vibration spatiale qu’on utilise dans les dans les dans les cinémas 3D et qui vous permet d’avoir euh de de reconstituer la trème dimension grâce à cette dimension en
Polarisation donc on fait ça dans les cinémas nous les astronomes ça nous permet de reconstituer pour un objet dont on a aucune autre information que la polarisation de reconstituer sa forme hein même si on le voit sous forme d’un point en analysant la l’orientation de cette polarisation si elle est
Circulaire linéaire et cetera on entrera un petit peu dans les détail vera les étoiles c’est quelque chose que l’on fait très très bien au Pic du Midi on est les meilleurs du monde à mesurer la polarisation dans les la lumière des étoiles et a reconstituer la structure tridimensionnelle du champ magnétique
Des étoiles autour d’elle voilà là aussi vous avez un exemple hein de polarisation linéaire avec un miroir qui renvoie la lumière dans une direction polarisée si vous mettez un filtre polarisant opposé c’est ce que vous avez ici imager donc cette imageci ici le miroir polarisant laisse passer
La lumière qui est réfléchi par le plan de vert et ici on a orienté le miroir polarisant perpendiculairement et la lumière ne place plus et on voit à travers le verre voyez ce sont c’est le principe des lunettes polarisantes qu’utiliseent les pêcheurs pour voir le fond de la rivière aussi
Bien donc cette polarisation est importante encore une une une propriété importante de la lumière la lumière est non seulement une onde mais c’est aussi un corpuscule un photon une particule et ce photon a une particularité d’être à la fois à la fois une une un objet circonscrit dans l’espace dans
L’espace-temps mais aussi quantisé c’est-à-dire que il peut pas avoir toutes les valeurs il peut avoir que les valeurs qui lui ont été données par l’objet émetteur et vous avez ici deux schéma d’Atom avec un atome qui va absorber un électron qui va absorber un photon excusez-moi vous savez qui tourne
Comme ça ici c’est un photon et vous avez donc le noyau de l’atome les électrons qui gravitent de façon par probabiliste autour du du noyau et puis parfois un photon est prend un électron et lui changer de niveau d’énergie et vous voyz que niveau énergie ce sont des
Marches d’escalier à chaque fois qu’une marche d’escalier est franchie le photon a été absorbé et toute la couleur de l’objet disparaît à cet endroit-ci pourquoi parce que là ici il y a une marche d’escalier dans la lumière jaune de cet objet quand on réémet la lumière donc un électron baisse le niveau
D’énergie donc descend une marche il va réémettre un photon qui a exactement l’énergie de la marche et là on va le voir sous forme d’émission lumineusez ça c’est les processus quantiques associés à la lumière et au processus de la matière de l’état solide qui émett cette lumière et ces processus
Nous permettent de savoir quel type d’atome quel type de d’éléments chimiques sont contenus dans l’objet qui a émis la lumière si on voit une raémission on sait que cette réémission correspond à un atome particulier une température particulière et une densité particulière donc ça nous renseigne vraiment sur la physique de
L’objet la plupart des de la lumière qui qui nous provient nous provient d’atmosphère d’étoile et donc en étudiant cette espèce de de code barre ou cette espèce de code génétique de l’étoile on sait exactement quelle est sa composition en surface grâce aux propriétés quantiques des photons de la lumière donc c’est une propriété
Absolument fondamentale dernière propriété de la lumière elle est liée à c’est aussi une propriété de la la de la des photons quantiques et du fait que la lumière soit émise par une un gaz quand une lumière est émise par un gaz le gaz entre en collision les uns avec
Les autres la vitesse des collisions vous donne la température globale du gaz la plupart du temps c’est l’hydrogène et la courbe de température de cette émission thermique vous donne la la forme et la la température du spectre émis par ce gaz une surface d’étoile c’est un plasma les les atomes entrent
En collision entre eux émettent de la lumière et ils émettent de la lumière avec cette courbe ici qu’on appelle la la fonction de planque ou la fonction de corps noir le Ryon cor noir qui a été défini par le physicien allemand plan et qui a eu besoin de de quantiser
Les phénomènes pour trouver la bonne formule et vous voyez que dépendamment de la température du gaz la forme du spectre ne va pas changer mais il va être décalé en température c’està-dire qu’on peut mesurer la température d’un objet à partir de la forme de cette cette formule et on a la température de
L’objet en au pic de d’émission plus un objet est chaud vous avez ici l’exemple d’une flamme qui a été chauffée à 1900 Kin c’est comme les degrés tout ce que vous faites c’est que vous enlevez 273°gr d’accord donc 1900 Kelvin 3000 Kelvin et cetera et on monte en température jusqu’à 10000 kvin et
Vous voyez que la température passe que la couleur de de de la flamme passe du rouge au bleu plus un objet est chaud plus il est bleu et dans les étoiles c’est la même chose vous regardez dans le ciel les étoiles bleues sont plus chaudes que les étoiles rouges c’est d à
Cette à cette à cette propriété physique tout le monde me suit bon vous m’interrompez hein si c’est pas clair bien voilà donc on en a fini avec les propriétés euh euh principales de la lumière on va maintenant aborder euh la façon dont on capture cette lumière on capture cette lumière avec
Des instruments avec des télescopes et les télescopes vous voyez ici là toute une série de télescopes en bas de de ce graphique qui sont pour certains pas encore construits pour d’autres qui sont déjà réformés ce sont des télescopes qui observent principalement dans l’optique dans inffrarouge et je vous ai mis une
Carte ici même deux cartes là alors à gauche vous avez la taille des diamètres d’ouverture des miroirs principaux de ces télescopes le plus grand étant aujourd’hui le extremely large télescope qui est en train d’être construit au Chili et qui fera 39 m de di diamètre hein en miroir segmenté un truc
Gigantesque et je vous en parlerai dans le dernier module hein h teaser voilà donc donc restez avec moi et puis vous avez cette ce ce miroir géant Magelan ici qui va aussi être construit en même temps puis tous les autres ils ont l’air d’êre tout petits mais ils sont quand
Même très grands hein le cake c’est deux miroirs de plus de 15 m et donc ce sont des vraiment des grands télescopes et si on fait la taille des télescopes depuis bah la création du télescope hein depuis alors c’est Galileo qui qui l’a observé vers le ciel mais en fait c’est
Liperche qui a inventé les télescopes c’était un Néerlandais et donc Galileo a adapté l’invention de l’yersch qui lui s’intéressait que à détecter les les voiles ennemies dans dans la dans la mer donc c’était vraiment une application de marine donc Go il a tourné vers le ciel donc 1609 ici et
Puis ensuite vous voyez et vous voyez ici c’est une échelle qui est logarithmique c’estàdire chacune des barres correspond à un facteur 10 pas linéaire donc vous avez 01 1 donc 10 fois plus 100 fois plus 1000 fois plus voyez que les grands télescopes aujourd’hui font plus de 1000 fois plus
La taille des premiers télescopes de Galilée pourquoi je vous parle de la taille du télescope parce que la sensibilité d’un télescope dépend de la taille de son miroir primaire c’est comme votre œil le télescope c’est un œil donc plus l’œil il est grand plus il est sensible et puis derrière le
Télescope bien sûr vous allez accrocher un instrument vous allez accrocher un cerveau chez vous c’est le cerveau qui analyse la lumière votre cerveau est très intelligent vous avez un œil tout petit et l’œil en fait est un très mauvais récepteur pour la science il est très non linéaire il est très peu
Sensible il est pas bon aujourd’hui on a des détecteurs et je vous en parlerai qui sont beaucoup plus sensible ne serait-ce que les caméras que vous avez dans votre téléphone et toutes les caméras qu’on qu’on a développé à partir des années 90 et l’air des semionducteur mais derrière vous avez un grand
Télescope vous avez un grand œil et donc plus vous avez un miroir grand plus vous allez voir des objets faibles sur le ciel lointains et résolus et ici vous avez une autre façon de voir la chose qui est le rapport entre la sensibilité des télescopes et la sensibilité de
L’œil 1 c’est l’œil on est là hein c’est un Galilée il avait un facteur environ 30 par rapport à l’œil et voyez comme ça et de nouveau ici c’est une échelle logarithmique donc il y a un facteur 10 à chaque chaque échelle et vous voyez que les grands télescopes aujourd’hui
Le MTT qui reste encore petit par rapport à ce qu’on fait aujourd’hui ils sont déjà un million de fois plus sensibles que les que l’œil et le plus grand télescope qui est en train d’être construit lui c’est plutôt un milliard de fois plus sensible le télescope qui est ici on y
Reviendra donc on fait ça avec des télescopes le problème c’est que entre nous et le ciel il y a l’atmosphère et que l’atmosphère nous empêche de faire ce qu’on a envie de faire en tant qu’astronome et là je vous donne des exemples de de alors ce sont des schémas
Qui vous renseignent sur la sensibilité de nos instruments à travers le temps donc là plus on est sombre plus on est ancien ici donc le jaune clair c’est 1999 orange et jusqu’à sombre c’est 1900 les années 40 d’accord donc cha chacun des schémas en bas vous donne des zones
Claires et des zones sombres qui datent de de quelques années et vous avez ici le spectre donc ici vous avez le spectre en longueur d’onde donc quelles sont les longueurs d’ondes qui sont devenu accessibles à nos télescopes en fonction de l’époque et vous voyez que dans les
Années 40 on ne voyait qu’une toute petite partie du spectre et que aujourd’hui la totalité du schéma sur un immense intervalle de longueur d’onde donc de de de de rayonnement électromagnétique sont accessibles à nos télescopes et vous avez ponctuellement ici des des symboles triangle cercle étoile qui vous donneent la fréquence
Principale et mise par l’objet astrophysique en question vous avez les supernova vous avez des des objets très massifs des objets à faible masse et vous voyez que grâce au télescope aujourd’hui on peut détecter tous les objets he tous les phénomènes énergétiques du ciel sont accessibles au télescope moderne en longueur d’onde et
Alors vous avez ici la résolution en temps c’est-à-dire la rapidité avec laquelle on peut faire une mesure ici vous avez la résolution spatiale la précision de l’image et ici vous avez la résolution spectrale à quel point on peut différencier les différents les différentes couleurs des objets d’cord
Et vous voyez que dans ces trois cas on couvre la quasittalité du spectre aujourd’hui en en 2000 he aujourd’hui en 2020 à forceori d’accord et en haut vous avez un petit peu le même schéma où vous avez l’accessibilité d’une d’un d’une énergie donnée ou d’une d’une fréquence d’observation donnée de lumière en
Fonction de la date de 1900 jusque dans les an années 80 c’est un vieux vieux graphique mais qui reste encore très vrai et vous voyez que le seul domaine qui était visible pour nous et qui était accessible c’était la lumière visible depuis bah les débuts de l’humanité hein puisque l’atmosphère est transparente à
La lumière visible mais toutes les autres zones elles sont absorbées et il faut attendre la fin des années 80 pour avoir accès à la totalité des domaines et en particulier du domaine radio intermédiaire ici et des domaines gamma et X voilà donc on progresse heureusement et ici vous avez un schéma de la
Transparence de l’atmosphère donc en fonction de la longueur d’onde toujours donc vous avez ici la lumière visible qui elle bien sûr est transparente et puis vous avez en rouge les parties d’absorption absolue de l’atmosphère pour lesquelles on ne peut rien faire c’està-dire que même si on a le meilleur
Instrument au sol pour observer les rayons gamma x ultraviolet on le verra jamais parce que l’atmosphère est opaque c’est un mur pour pouvoir voir ce type de longueur d’onde il faut aller dans l’espace et donc l’pace Spale qui a commencé en 1957 avec sputnick a ouvert aux astronomes tout un domaine
D’observation des hautes énergies et donc on a recommencé à faire de la la physique des hautes énergies et on a découvert tout tout un monde à cette époque là et vous voyez que les deux seules zones accessibles à à la à la lumière c’est les ondes radio qu’on a
Commencé à développer dans les Ann 40 et puis la lumière visible tout le reste il faut aller dans l’espace l’autre problème de la lumière c’est la turbulence atmosphérique voilà voz ici si vous regardez un petit peu voyez que cette image de la lune elle elle est elle elle bouge elle est pas
Exactement stable ce que vous voyez là c’est le fait que l’atmosphère soit un un énorme facteur de floutage des images qui réduit notre capacité à à faire des images piquées à faire des images de bonne qualité en principe plus un télescope est grand plus il vous permet
De résoudre des objets de voir des objets petit mais la lumière imprime une limite absolue à la la la résolution inférieure à laquelle vous pouvez descendre et cette résolution correspond à peu près à la taille d’un télescope de 50 cm d’accord si vous construis un télescope de 1 m vous devriez voir des
Objets deux fois plus petits mais en fait vous pouvez pas parce que l’atmosphère vous limite à la résolution euh à cause de cette turbulence que vous avez ici vous voyez l’image d’un télescope de 8 m et ce qu’on voit en réalité c’est le front d’ondde qui est
Passé à travers l’atmosphère et qui a été complètement dégradé espèce de grosse boule alors ça c’est une limitation importante des observations que l’on peut faire depuis la Terre pour s’en abstraire il faut aller dans l’espace mais aller dans l’espace c’est compliqué dernier facteur quelle heure est-il parce que je parle toujours
Beaucoup trop ça va dernier facteur le le parasitage causé par l’humanité par nous hein on est une espèce extrêmement extrêmement populaire sur Terre on est très nombreux et on a des avions voyez chacun des traits ici c’est une une traînée d’avion au-dessus de la Floride la Floride elle est là là vousz la
Floride vous avez ici la laabama et cetera et la Georgie et vous avez les traînés d’avion voyez et ça c’est pris pendant une matinée voyez ce que ça veut dire c’est que chaque traîné d’avion va produire une absorption et va dégrader la qualité de la transparence de
L’atmosphère de jour comme de nuit et ça ben on doit vivre avec nous astronomes aujourd’hui il y a aussi la pollution la nuisance lumineuse la nuit c’est une carte d’émission lumineuse prise en Europe on reconnaît bien la France l’Espagne alors nous on est ici voyez on
Est dans un petit trou ici mais bon pas grandchoseun côté il y a Toulouse vous voyez touous c’est l’énorme point rouge ici le ciel européen est perdu pour l’astronomie raison pour laquelle on va au Chili on va au milieu de l’océan parce que là ici il y a rien hein et
Donc raison aussi pour laquelle on essaie de protéger ce ciel nocturne de cette pollution au Pic du Midi on a cette réserve internationale de ciel étoilé qui demande aux communes limitrophes de limiter la pollution nocturne souvent les villages éteignent si vous avez une chance d’avoir une voix allez voir votre mère dites-lui vous
Allez gagner de l’argent couper l’électricité la nuit hein et vous ferez plaisir aux astronomes mais pas que vous ferez aussi plaisir à toute la la biodiversité et à la biosphère général parce que la lumière la nuit ça sert à rien quand on dort voilà donc alors ça c’est c’était les
Bonnes nouvelles hein les choses sur lesquelles on peut travailler on peut faire moins d’avion on peut les avoir moins polluant on peut couper la lumière la nuit quelque chose sur lesquel on ne peut pas travailler ce sont les satellites qu’on envoie dans l’espace ça c’est une une constellation
Starling 60 satellites qui ont été envoyés et c’est 3 jours après sur un champ qu’on a observé al il y a beaucoup de étoile derrière c’est autour de la Voie lactée et vous voyez on a fait une pause de 30 minutes voici ce que ça produit c’est impossible à analyser d’un
Point de vue astrophysique ce qui veut dire que il y a des périodes où on ne peut plus observer en tant qu’astronome avec ces fameux satellites Starlink autre exemple ici euh les satellites il ils se dévient ils s’élargissent et donc ça c’est 3 jours après le lancement et
Puis ça c’est une vaintaine de jours après le lancement vous voyez c’est c’est une grande caméra qui est utilisée dans un grand télescope de 4 m au Chili voici ce qu’il obtient lui quand il fait une pause de d’une d’une d’une dizaine je pas dire bêtis 5 minutes à peu
Près voyez ça aussi c’est c’est assez compliqué à analyser et le problème des satellites c’est qu’on peut pas les éteindre une fois qu’ils sont làhaut et qui tourne il tourn point ils vont tranquillement descendre dans l’atmosphère finir par brûler mais la rapidité avec laquelle il sédiment dans l’atmosphère dépend de l’altitude
De leur orbite et là je vous donne le schéma de ce que va ressembler les 12000 satellites quand ils ont été envoyés de Starlink voilà la couverture donc on va avoir bien du mal à observer à certaines périodes de la nuit alors heureusement pour nous la nuisance la pollution est
Maximale en début et en fin de nuit mais au milieu de la nuit le cône de de d’obscurité de la terre oblit terre les satellites et on les voit plus he donc on peut observer pendant tout le milieu de la nuit mais on perd quand même facilement 30 % du temps
D’observation disponible hein quand vous construisez un télescope qui coûte 1 milliard vous avez pas envie de perdre 30 % de votre nuit mais c’est comme ça alors on discute avec Starling on discute avec les avec les avec les personnes mais c’est c’est c’est un débat qui n’est pas encore clos et la
Réglementation internationale n’est pas encore très claire il y avait une conférence à Toulouse il y a 2 semaines qui était extraordinaire sur justement la la réglementation spatiale des satellites et on fait des progrèms mais on n est pas encore je vous montre ce schéma que j’ai photographié sur l’écran
À l’époque vous avez le nombre de satellites en fonction de l’altitude donc vous avez ici 250 km puis ici vous avez à peu près 2000 km et chacune des courbes vous donne le nombre de satellites en hauteur ici 400 300 et cetera en 400 et en fonction de l’année
En bleu vous avez le N de satellite en 2000 vous voyez qu’on avait relativement peu de satellites en an 2000 il y avait de pics celui-à il correspond à peu près à l’orbite de la navette spatiale donc on pouvait envoyer des satellites facilement et puis vous
Avez des orbites comme ça qui ont été un petit peu occupé en 2010 vous avez déjà beaucoup plus de satellit ici c’est la lumière rouge et vous voyez que vous avez des pics de plus en plus importants en vert vous avez les mêmes données pour 2022 donc
L’année dernière et là vous voyez vous avez une explosion du N satellite ici là on est le pic qui correspond à Starlink il est 11/ diè de ce qui devrait être il monte très très haut d’accord et donc là on a une orbite à autour de 550 km un peu plus 500
560 qui est complètement occupé par des satellites et vous avez d’autres endroits mais ce qui est très très préoccupant pour pour nous c’est vous voyez la la l’espace que vous avez entre la courbe rouge et la courbe verte ici pourquoi la courbe verte est plus élevée pourquoi inquiétant parce que ici on a
Envoyé aucun satellite pourquoi la courbe a-t-elle augmenté la courbe a augmenté en raison des collisions des satellites entre eux hein donc tout ce que vous avez ici ce sont des déchets d’accord c’est ce qu’on appelle le syndrome de Kessler et le syndrome de Kessler catastrophique c’est c’est une
Un moment de bascule de pivot où le le nombre de collisions est tellement important qu’ qu’il augmente le nombre de débris spatiaux de façon exponentielle et qui bloque complètement notre accès à l’espace et les les les les gens sont très très très très intéressés par cette zone là et ils ont
Un peu peur de de de de savoir si c’est pas le syndrome de Kessler qui commence dans cette bande particulière de de l’atmosphère voilà donc je veux pas être catastrophique hein mais il y a il y a du travail le l’espace est encore vide mais il faut faire très très attention à
Ce qu’on fait hein parce que ici autant un satellite ici à 500 km il redescend ici une trentaine d’années et il tombe dans l’atmosphère il brûle donc il disparaî fait tous les Starling suff d’attendre 50 ans tous disparus en revancheon en voit ici et ici c’est une autre zone de satellite constellation il
M plus de 1000 ans àetomber sur terre donc là on est de créer un problème permanent voil donc ça ça me gne en tant qu’astronome mais ça devrait surtout vous préoccuper vous en tant que citoyen voilà pour autant nous nous envoyons des télescopes dans l’espace et heureusement parce que c’est grâce à ça
Qu’on réussi à progresser dans notre dans notre observation et donc voici vous avez ici les télescopes spatiaux et les sones spatiales principales qui ont été envoyés dans un peu tous les domaines de l’astrophysique depuis depuis le début de l’ spatiale et vous voyez que c’est ce que je vous disais on
Va des des énergies les plus grandes rayon gamma avec Compton dans les années 90 jusqu’aux énergies les plus faibles avec Kobé W plan ceuxl ils observent vraiment la radio ils observent le le fond de rayon cosmologique c’est un rayonnement dont je vous parlerai quand on parlera de cosmologie et on a donc on
A ouvert tous les domaines de l’observation euh à au domaine et c’est grâce à ça qu’on a pu progresser de façon majeure dans les 50 dernières années en en astronomie et je pointe naturellement sur la partie visible et proche infrarouge ici la raison pour laquelle on envoie un satellite c’est
Pas pour ouvrir une zone d’énergie qu’on ne peut pas voir mais c’est pour gagner en résolution hein c’est pour voir les images piquées et donc vous avez vu Hubble donc vous avez vu les images extraordinaires depuis la fin des années 90 les années 80 et aujourd’hui on a le
James web télescope qui est trois fois plus grand que Hubble donc il a trois fois plus de résolution on est dans l’espace on n pas de de on n pas d’atmosphère donc il est trois fois plus résolu il nous donne des images qui sont trois fois meilleures que Hubble et les
Images de Hubble étaient déjà extraordinaires donc là on a une gamme de progrès dans la capacité de à à sonder les objets qui est extraordinaire et je vous montrerai des images James web nous permet de détecter les premiers objets dans l’univers hein ceux qui ont été émis il y a quand l’univers avait
200 millions d’années on voit les premières galaxies en train de se former les premières étoiles hein James web nous permet de le faire et puis bien sûr Euclide ça j’en parlerai quand on parlera de cosmologie bien vous avez ici des des graphiques qui vous montrent le nombre
De de satellites qui ont été envoyés pour la science hein c’est que la science euh sur les là on se rapproche un petit peu de nous et ce sont les sondes spatiales donc un télescope il reste autour de la Terre et il observe le ciel c’est un télescope qui est
Envoyé dans l’espace une se spatiale c’est un laboratoire qu’on va faire voyager à travers le système solaire pour aller observer les objets ins situ et donc vous avez ici le nombre d’objets depuis les années 50 le nombre de satellite les codes couleur correspond aux planètes observées donc Vénus soleil
Les planètes externes euh les petits objets mercure Lune Mars donc les planète externe c’est Saturne Jupiter Uranus Neptune et donc vous voyez qu’il y a quand même pas mal de d’objets alors il y a des stars hein par exemple la lune elle il y a plus d’une centaine de
Satellites qui sont allés l’observer et on recommence aujourd’hui et puis vous avez mars aussi en bleu qui a régulièrement des observations envoyées vers elle et bien sûr le soleil parce que c’est très important pour nous de connaître notre étoile et vous avez ici qui envoie les satellites premier Russie nombre de satellite lancé
Deuxè États-Unis et puis ensuite loin derrière tous les autres l’Europe et cetera he donc les deux grands partenaires majeurs de la science spatiale c’est la Russie et les États-Unis sachant que ici ce sont satellites qui ont été envoyé ce sont pas les satellites qui ont réussi
Et en fait il y a deux alors c’est pas du tout derogatoire c’est pas du tout méprisant ce que je dis ce que je dis c’est que les la technique enfin les les les stratégies de l’URSS et de la Russie et des États-Unis sont pas les mêmes les États-Unis quand ils envoient un
Satellite ils veulent qu’il marche les Russes ils l’envoient et puis ils espèrent que ça marcherail et donc le taux de déchet est beaucoup plus grand en Russie que pour les États-Unis et notamment sur Mars 80 % des satellites russes ou n’ont pas fonctionné ou se sont écrasés sur Mars quand on essayé de
Se poser et donc en fait la quasi totalité des données nous VI plutôt des satellites américains voilà allez on s’arrête on fait un peu de quelle heure estil pas fatigué non ça va qu’est-ce que j’ai dit vous n’avez pas compris je vous regarde fa attention bon on va supposer que vous
Avez bien enmagaziné ce qu’on a dit sur la lumière et sur l’atmosphère et donc là on va parler un petit peu du système solaire donc le système solaire vous voyz c’est toutes qui ont été envoyé dans le système solaire alors c’est c’est une un graphique un peu compliqué
Je vous demande pas de rentrer dans les détails tout ce que vous devez voir c’est que ici vous avez des zooms relatifs donc le système solaire au complet il est là et ce que vous avez ici les les orbites que vous avez ce sont pas des orbites de planètes
Classique ce sont ce qu’on appelle les petites planètes qu’on a commencé à découvrir dans les années 80 quand on a eu des très grandes matrices semionductrice qui nous permet qui nous permettait d’observer le plan de l’écliptique facilement donc tous ces objets là ici qui ont des orbites un peu
Elliptiques ce sont pas des des ce qu’on appelle des planètes mais des petites planètes les planètes elles sont là vous avez Neptune Uranus puis la petite planète qui auparavant était une planète vous êtes né comme moi avant le temps où on disait que le système solaire avait
Huit planètes il y en avait neuf à notre époque Pluton elle est là et Pluton reste une petite planète qui est un peu différente des planètes qui tournent autour du soleil donc on a décidé de la déclasser de dire que c’était une petite planète plutôt donc ici
Le système solaire extérieur on zoome à l’intérieur à partir de l’orbite de Jupiter non pardon mars c’est l’orbite de Mars ici donc ça c’est Uranus Saturne Jupiter Mars et vous avez toutes les sones qu’ on été envoyé vers la partie intérieure du système solaire les parties qu’on appelle les planètes
Tluriques c’estàdire celles qui ont une une une surface sur laquelle on peut marcher sachant que les grandes planètes extérieures sont gazuses on peut pas marcher dessus il y a qu’une atmosphère et plus on s’enfond dans l’atmosphère plus on est écrasé par l’atmosphère et on finit en spaghetti euh avant d’avoir trouvé le sol
Hein donc les petites planètes là sont elles sont habitables entre guillemets on peut se promener dessus donc tous satellit et puis bien sûr tous les satellites qui ont observé la terre le système terre le système lunaire à part entière donc c’est une sous-partie de ces satellites là alors maintenant on va entrer dans
Euh un une quelque chose qui est très importante comment se repèret-on dans l’espace-temps en astronomie on utilise ce qu’on appelle des systèmes de référence système de référence ça peut-être spatial ou temporel les systèmes spatiaux ce sont les coordonnées et les systèmes temporels bien sûr c’est l’échelle de temps qu’on
Utilise donc on va commencer par les coordonnées astronomiques les coordonnées astronomiques elles sont réparties dans euh de façon de je suis parti de ce qui était évident pour nous en en allant vers le moins évident elle en général elle s’appuie sur une symétrie particulière dans un dans un lieu particulier les coordonnées horizontales
Elles prennent pour acquis que vous êtes sur un espace sur une plaine plan et elles vont construire les coordonnées au-dessus de la voûte céleste en fonction de la géométrie locale et donc ce que vous avez c’est deux coordonnées comme la Latitude et la Longitude mais appliqué au ciel avec la référence
Locale qui vous dit le niveau zéro c’est ce qu’on appelle l’asimute qui court du sud vers le nord puis vers le sud et cet azimute il est il court sur donc plus ou moins 180° du nord vers le sud et c’est ce que vous avez ici sous forme de a voyez donc
Votre horizon il est là quand vous êtes au milieu et que vous regardez vers le haut il y a le point qui est audessus de vous au sommet celui-là on appelle ça le zénite c’est Z d’accord c’est le sommet des coordonnées de ce qu’on appelle l’altitude H qui est la coordonnée en
Altitude de l’objet altitude au-dessus de nous 90°r à mi-chemin 45°g d’accord et et au niveau de l’horizon 0 une altitude de -1 vous dit que l’objet n’est pas visible puisquil est sous le sous le sol ça va voilà et là ce qu’il faut bien comprendre c’est que c’est un
C’est une un schéma de coordonnées qui est purement local et qui qui nous demande de connaître l’heure et la date à laquelle on observe et surtout la latitude de l’objet là vous avez la sphère céleste qui est là la sphère terrestre et euh la sphère terrestre
Avec l’équateur de la terre qui qui est donné ici et votre point central de coordonnées est ici et il est orienté tangentiellement à la latitude du lieu que vous occupez sur terre et donc le zénite il part il la valeur du zénite ici c’est la valeur de la latitude du
Lieu d’accord donc ça c’est le schéma sur terre ça c’est le schéma local premier système de coordonnées et en bas vous avez les valeurs voyez euh au nord c’est plus ou moins 180 qui ça se rejoint au sud c’est é0 et puis vous avez la hauteur 0 sur l’horizon et 90
Sur sur le le zénite voilà alors le problème des coordonnées locales c’est trouver un point de référence absolu et c’est un problème parce que la terre n’est pas sphérique la terre c’est une boule dont euh la la position et l’orientation dépend de ce qu’on appelle la gravitométrie locale hein ça dépend de
La densité du sous-sol sur la terre sur plusieurs centaines de kilomètres ça va dépendre des marées du soleil de la lune ça va dépendre des de l’attraction relative des autres planètes ce qui fait que la terre voyez c’est pas du tout une sphère c’est une espèce de patatoïde que
Vous avez ici qui est aplati au pôle et un petit peu renflé à l’horizon alors c’est très exagéré ici hein mais c’est une carte du G gédoïde euh géoïde euh euh observé de la terre alors comme on peut pas s’appuyer sur un référentiel aussi compliqué Alf on le fait avec les
GPS hein avec que les GPS sont obligés de suivre cette cette cour mais avec euh l’astronomie et le la les coordonnées euh céleste euhx on on prend pour acquis que la terre est un ellipsoïde un petit peu raplati sur l’équateur et un peu enfin un peu élargi sur l’équateur il un
Peu aplati et donc cet ellipsoïde de révolution euh c’est celui qui est adopté par le système systme international de référence terrestre its en anglais et donc c’est le système sur lequel on s’appuie et qui est le plus précis à quelques centimètres de la position absolue des objets dans
L’univers et puis le GPS il a besoin de davantage de résolution que ça surtout en altitude et donc lui il s’appuie sur un système réel qu’on appelle le WGS84 qui est celui que vous utilisez dans vos GPS dans votre voiture ou dans votre téléphone voilà ça c’était les
Coordonnées horizontales euh si on a envie de de d’observer et de savoir où se situent les objets de notre ciel les étoiles les objets qui bougent qui bougent sur la voûe céleste on utilise plutôt des coordonnées équatoriales qui prennent en compte l’orientation euh de la terre euh dans le système solaire et
Vous avez ici une photographie que vous connaissez sûrement très bien de euh différents points de révolution de la Terre autour du Soleil donc l’orbite terrestre elle va dans cette dans cet ordre-là et vous commencez par l’automne l’hiver le printemps et l’été et euh l’axe de rotation de la Terre sur elle
Même donc ça c’est l’axe de révolution autour du Soleil hein et l’axe de rotation de la Terre il est incliné d’un facteur 23° 27 minutes c’est ce qui était indiqué ici et donc c’est cette alors vous savez hein je je vaux pas vous le répéter ce sont les saisons qui
Sont rythmé par euh cette inclinaison de de de l’orbite terrestre ce qui nous intéresse ici c’est ça savoir quelle va être la position absolue que l’on va définir de façon arbitraire pour la voûe céleste et on a décidé que c’était la position du soleil au printemps au moment où l’écliptique c’estàd l’axe de
Révolution du soleil et l’axe de rotation du soleil pointe vers le soleil qui nous donne l’axe de référence zéro du système de coordonnées et on va dire que le ciel est orienté selon l’axe de l’équateur terrestre hein donc incliné ici et donc le Pôle Nord va être ici le
Pôle Sud va être ici et la latitude va être définie comme pour les coordonnées géométriques du reste du du géographique en fonction de la latitude de l’équateur vers le nord et sur sur le l’équateur lui-même c’est la longitude qu’on appelle ascension droite le zéro de l’ascension droite est défini par le
Point vernal c’est le point dont je vous ai parlé ici et donc c’est le point ZrO et vous avez donc le plan de l’écliptique c’està-dire le le le plan deécliptique à 23°g 27 minutes du du plan de l’équateur terrestre et donc on utilise ça comme référentiel absolu pour définir les coordonnées
Équatoriales qui sont des deux donc je vous ai parlé de de l’ascension droite l’ascension droite c’est cette c’est cette valeur là donnée et la déclinaison c’est cette cette valeur ici qui va vers l’étoile polaire qui est l’étoile autour de laquelle l’axe de rotation de la
Terre tourne en un jour et donc avec ces deux coordonnées ascension droite et déclinaison vous pouvez décrire la totalité de la position absolue des étoiles sur le ciel avec un référentiel lié à la position du soleil au printemps et donc vous avez un petit peu de façons
De le faire mais je vais sauter parce que les détails sont pas importants on fait un petit exercice pratique je vais alors retenez ce ce petit programme là qui s’appelle Stellarium vous pouvez installer ça sur votre ordinateur c’est un programme merveilleux qui vous permet de savoir comment vous orienter dans le ciel
Nocturne en cliquant donc allez-y donc là là je vais l’ouvrir et je vais vous montrer les deux systèmes de coordonnées dont je viens de vous parler alors il est là hop fait chaud ici non je m’agite trop voilà donc vous voyez on va on va zoomer alors vous avez ici la position
Alors on est pendant la journée he il m’a pris la position du ciel observé pendant la journée donc le soleil il est là le méridien Sud il est là donc ça c’est la direction sud et puis vous avez l’est vers le côté gauche l’ouest vers le côté droite et vous avez deux grilles
Voyez c’est deux grilles une bleue une verte sur l’écran alors la grille que je me trompe pas je vais monter je vais dézoomer voilà donc vous avez une grille verte qui tourne qui qui qui rejoint le zénite ici ça c’est la grille des altitudes horizontales donc
Local sur le soleil et puis le point la grille bleue c’est la grille des des déclinaisons et des des la Grig équatoriale voyez la terre tourne autour de l’axe polaire et là ce que je vais faire c’est que je vais augmenter la vitesse de rotation de la Terre et vous
Allez voir clairement que la terre tourne autour du voyez la Terre tourne autour du cercle bleu qui est poire c’est TER donc cere d’til c’est extraordinaire pour comprendre un pe peu la mécanique céleste et comment comment dévele le ciel va coucher bien s je metsère jour sole couche voil c’est l’urore et
On commence à voir les planètes et étoiles alors on voit les planètes je m’arrête ici on s’arrête on s’arrête là je qu’on s’arrêtait voilà et donc vous avez si vous regardez bien les planètes elles ont l’air d’occuper un plan c’est le fameux plan de l’écliptique toutes les
Planètes tournent sur un même plan et on va venir très très vite pour parler de la formation du Système solire voilà de systèmes de coordonnées je sors cette on lit voilà troè système de coordonnées un système de coordonnées qu’on appelle galactique le système solaire dans lequel on est il est dans une galaxie
Qui est cette espèce de grand ensemble d’étoiles qui tourn dans un disque et on a inventé un système de coordonné qui est relié à au plan galactique pourquoi parce que les astronomes qui s’intéressent à la science en dehors de notre galaxie ne peuvent pas observer dans le plan de la galaxie il doivent
Observer perpendiculairement donc on a inventer ce système de coordonnées dans lequel vous avez la longitude galactique qui est égale à zé quand on quand le soleil pointe vers le centre de la galaxie et qui augmente du centre de la galaxie vers l’extérieur exactement comme le les coordonnées horizontales de
La zimute mais ici ça s’appelle longitude et pu vous avez la latitude galactiqueon appelle B qui est la hauteur de l’objet par rapport au plan de cette voie lactée donc c’est vraiment orienté en fonction de la géométrie de notre Voie Lactée de notre galaxie donc c’est un système de coordonnées qui nous
Permet tout de suite de savoir euh où se situe l’objet dans notre galaxie les étoiles bien on en a fini pour les les les références spatiales on regarde les la mesure du temps alors la mesure du temps c’est très compliqué le temps vous savez le temps c’est quelque chose qui
Est vraiment une invention physique pure et dure euh et euh le temps que l’on utilise dans en référence en astrophysique ce n’est pas le temps que l’on sait être vrai qui est le temps de la relativité restreinte le temps de la relativité restreinte il dépend de la
Vitesse à laquelle on va en tout cas son écoulement mais en mécanique céleste comme tous les objets de notre environnement bougent lentement on applique le temps absolu de Newton et ça fonctionne à peu près hein et donc la mécanique CS classique elle s’appuie sur le temps nutonien qui dit que le temps
Est découplé du mouvement et de l’espace et on a un temps absolu qui est défini par un ensemble d’horloges atomiques qui s’appelle le temps atomique international taiai et qui fonctionne à peu près depuis les années milieu des années 80 et qui s’appuie sur une moyenne de 200 horloges atomiques dans
Le monde à différentes positions et on fait la moyenne tout simplement parce que localement l’ l’horloge atomique est sensible aux géoïdes terrestres et donc il faut absolument ça s’abstraire de des des erreurs associées à l’environnement très local et donc ce temps-là il est quand même très stable il est stable et
Il est découplé de tous les phénomènes physiques qui peuvent s’appliquer dessus c’est vraiment le temps absolu défini à un à mieux que un millioniè de microsecondes mais ce temps international c’est pas celui qu’on observe nous on observe un temps qui est lié à aux phénomènes astrophysiques et qui dépend de l’univers local dans
Lequel on est et donc on a défini un temps unique universel qui est un temps astronomique c’est c’est un temps qu’on peut appliquer à ce qu’on a autour de nous et donc la métrologie s’appuie plutôt sur ce temps universel qui est le le temps référencé à Greenwich à à
L’heure de de midi et c’est un temps qui varie constamment pourquoi varieil constamment on le verra tout à l’heure parce que la seconde varie dans l’année puisque l’orbite terrestre est elliptique est pas circulaire et donc on peut pas temps exactement donc on va utiliser ce qu’on appelle un temps
Universel coordonné UTC qui est un qui se réfère au Temps Universel ici mais qui s’ajuste de façon à ce que il y ait un temps coordonné stable sur l’année sur sur le temps et qui n’est pas éloigné de ce temps-là de plus d’une seconde donc
Chaque fois que ce temps de de de de temps coordonné moyenné s’éloigne du temps universel hop on le raccroche on raccroche juste en rajoutant une seconde ou enlevant une seconde euh à un moment dans l’année et souvent à la radio on entend parler on dit ah tiens on va gagner une seconde on
Va perdre une seconde ben c’est ça qu’on fait hein on on modifie le temps UTC en fonction du temps du temps universel bien donc nous on s’appuie sur ce temps UTC alors le le temps universel il est lié à la vitesse de la Terre autour du Soleil la Terre elle parcourt euh sa
Révolution en 365 jours 6h9 minutes alors vous connaissez l’histoire du temps Julien grégorien de rattrapage des annbissextiles et cetera donc je reviens pas dessus mais ce qui est important c’est de savoir que comme l’orbite est elliptique au moment de l’hiver le soleil est plus proche de la Terre et
Donc la Terre va plus vite plus la terre est proche du Soleil plus elle va vite et donc elle est plus rapide en hiver et plus lente en été ce qui veut dire que à temps constant la vitesse de la terre varie de 29,9 km parse à 30 29 km/se
Entre l’été et l’hiver hein donc sa sa vitesse varie et le temps solaire que l’on utilise et bien il dépend de la vitesse de la Terre autour du Soleil pourquoi vous avez ici une un vieux schéma qui vous montre la définition de du temps solaire et en astronomie on a a
Deux types de temps on a un premier temps qui est la terre fait un tour par rapport aux étoiles hein c’est ce qu’on appelle le temps céleste et la terre fait un tour par rapport aux étoiles sur elle-même en 86164 secondes par jour elle fait son tour comme ça et elle
Retrouve les étoiles au même endroit que la nuit d’avant en revanche comme elle bouge dans son dans son orbite terrestre elle a besoin de faire un petit peu plus de tour pour pour que le soleil retrouve la même orientation qu’il avait prise hein donc le le temps solaire est un
Petit peu plus long lui un jour solaire dure 86400 secondes vous voyez qu’il y a un déphasage entre le jour sidéral et le jour solaire et donc le jour solaire et le jour sidéral vont être exactement superposé une fois dans l’année en septembre défini le 22 septembre à
L’équinoxe on a le même temps sidéral et le même temps solaire qui donne la même heure sinon les deux vont se défaser de de 4 minutes par jour à peu près pendant l’année et on va voir comme ça cette ce décalage progressif le temps sidéral il est directement relié aux coordonnées
Équatoriales des objets on connaît leur sidéral d’un objet on connaît sa coordonnée sur le ciel alors évidemment c comme c’était trop simple je vous l’ai dit l’orbite terrestre est est elliptique donc au 3 janvier la terre est à 147 millions du de kilmè du soleil en hiver la terref en juillet pardon la
Terre est à 152 millions de kilom du soleil vous voyez un petit décalage et ce petit décalage il se traduit avec une vitesse constante du temps à un mouvement apparent du soleil qui dépend de la période de l’année c’est ce qu’on appelle l’analem voyz ici l’analem c’est
C’est l’analè qui a été pris à l’observatoire de Greenwich en 2006 et vous voyez que le soleil a du retard par rapport à la position qui devrait avoir à une période de l’année et ce retard il est directement relié à la vitesse de la terre dans son orbite elliptique c’est
Ce qu’on appelle l’équation du temps donc si vous voulez calculer exactement la position du Soleil vous devez tenir compte du fait que la Terre a une une vitesse qui est variable autour de son orbite elliptique vous avez si les trois courbes cette variabilité elle dépend de l’ellipticité et de l’inclinaison de
L’orbite qu’on appelle l’hobicuité de de rotation de la Terre qui vous donne l’équation du temps total qui est le le le le le le le la valeur rouge ici alors nous bien sûr quand on de précision on est obligé de tenir compte de tous ces
De tous ces ces ces faits alors on va approcher on en a fini avec la référence avec le temps on va approcher maintenant de de davantage de la physique du système solaire et des mouvements terrestres on a vu le mouvement de révolution de la Terre autour du Soleil
Qui est un mouvement elliptique le mouvement de la Terre elle-même comme la terre n’est pas sphérique il y a des effets non linéaires qui sont impactés à cause de la forme non sphérique de la terre dans son orbite et dans son inclinaison et un des effets qu’on
Appelle la précession c’est un effet qui fait tourner la Terre sur son orbite comme ceci elle tourne comme ça et elle tourne comme ça en 26000 ans c’est TR lent c’est très longent mais c’est c’est pour nous c’est très rapide parce que d’une année sur l’autre la position
Absolue des objets à changer sur le ciel et donc on est obligé de tenir compte de cette précession donc cette précession qui dure 26000 ans c’est ce qui est imagé ici dans l’orbite de la Terre ça fait bouger le ciel entier d’un facteur d’une fraction sur d’une année sur
L’autre et puis il y a un deuxième mouvement qui lui est est dû au au à l’impact des des autres planètes autour de nous et aux impacts secondaires des effets de marée qui va faire osciller la terre autour de cette axe de précession de ce cercle de cette précession et
Cette amplitude ici elle est assez petite elle est autour de 10 secondes d’arc sur le ciel alors vous savez un degré c’est 3600 secondes et bien c’est 9 de ces 3600 secondes de degrés sur le ciel qui font bouger osciler la terre mais cette oscillation est beaucoup plus
Rapide he elle est d’une vingtaine d’années donc en 20 ans la terre passe d’un d’un sommet à un autre dans cette oscillation et donc ces deux mouvements là ont un impact sur la mesure exacte absolue de la coordonnée des objets sur le ciel et des étoiles et donc on est obligé nous
Astronomes de fixer les coordonnées à un temps donné ce qu’on appelle une époque en disant bah la terre elle a bougé elle précesse et donc on va fixer des époques où on va utiliser toujours les mêmes coordonnées terrestres plutôt que de les changer tous les ans ce qu’on appelle
Une époque donc pendant des années on a utiliser 1950b comme étant la référence aujourd’hui on utilise le repère J2000 qui est la position de la terre son axe de précession dans l’univers en an 2000 et c’est la référence absolue qu’on utilise et qui est fixé par par la
Position en fait du de d’un certain nombre de pulsards dans dans le ciel qui ne bouge pas et qui nous donne une une métrologie extrêmement précise à midi en temps universel voilà et donc c’est l’origine temporelle et spatiale de notre système de référence en absolu aujourd’hui quand vous verrez une
Coordonnée derrière vous allez voir ce J2000 c’est ça ça veut dire bien allez beaucoup beaucoup d’informations hein mais bon concentrez-vous là ça va être plus simple on va voir le système solaire le système solaire c’est euh le l’endroit dans lequel on vit et ce système solaire bien entendu c’est
D’abord une étoile voyez ici je vous ai marqué une petite un petit graphique où qui est tiré d’une d’une excellente fiche là que que je vous conseille d’aller dealler récupérer à la Cité des Sciences vous avez la taille du soleil et la taille respective des planètes du système solaire ramener à la masse
Totale de matière dans notre soleil dans notre système solaire le Soleil représente 99,87 % de la masse d’accord la quasi totalité de la masse du système solaire est là la planète suivante et là je vous ai mis euh les masses relatives de de chacune des planètes en partant du
Soleil en à l’extérieur rapporté à la masse terrestre donc la masse terrestre elle fait un d’accord ma R qui fait un elle est 330000 fois moins massive que le Soleil d’accord et donc vous voyez que la mass relative des planètes mercure est toute petite 120e du soleil
De la terre Vénus est à peu près la même taille que que la Terre Mars 11/0e Jupiter 320 fois la masse de la Terre Saturne à peu près 100 fois et Uranus et et Neptune entre 15 et et 20 fois la masse de la Terre vous voyez la
Quasi totalité du système solaire et dans le soleil et les planètes tournent autour de façon assez stable parce que le soleil est très massif alors on va parler un petit peu de distance maintenant évidment ça c’est c’est c’est à l’échelle de taille et de masse mais c’est pas à l’échelle de
Distance le système solaire est très grand supposeer qu’on prenne le système solaire sa taille totale et qu’on la divise par un facteur 2 milliards ce que j’ai fait ici vous avez le soleil au centre avec sa taille de 70 cm d’accord en fait le soleil il fait 700000 km de
Diamètre hein de de de rayon donc 1,4 km de diamètre donc le soleil a 70 cm évidemment sa distance à lui-même est nulle puis je vous ai rajouté une colonne ici qui correspond autant que la la lumière met pour parcourir la distance hein pour vous donner une idée
Ce qu’on appelle le la distance lumière dans notre jargon et en général on emploie l’année lumière pour tout ce qui est les objets stellaires dans le système solaire c’est plutôt des des minutes et des heures d’accord et donc allons-y donc on part du soleil et on
Voyage 3 minutes et on arrive à 29 m c’est la distance de mercure par rapport au soleil puis Vénus 54 m à peu près le double on met 6 minutes pour y arriver la terre on le sait on l’a dit tout à l’heure c’est 8 minutes de voyage 75 m
De distance et les autres planètes sont beaucoup plus loin mars est à peu près au 2 ti3 de la terre la lumière du soleil met 12 minutes pour lui parvenir c’est pour ça que quand on envoie une sonde sur Mars c’est toujours très compliqué de de de la piloter parce
Qu’on doit envoyer les informations euh il faut laisser le temps à la lumière d’arriver au au Rover pour qu’il puisse faire ce qu’on veut on peut pas faire instantanément de de mouvement et donc il faut prévoir une semaine à l’avance tous les mouvements que va faire la
Sonde et les envoyer pour être sûr qu’ils arrivent qu’il soi bien intégrés et qu’il puisse fonctionner et puis ensuite on attend on espère que ça a marché et puis 20 minutes après le début du mouvement on voit si si les instructions qu’on a qu’on a qu’on a expédié fonctionne hein donc 10 minutes
Aller 10 minutes retour bien Mars Jupiter qui fait 7 7 cm de de rayon donc à peu près un diè du du de la taille du soleil il est à 300 plus de 300 m hein à cette échelle là et la lumière met presque une heure pour pour
Arriver Saturne la lumière mais plus d’une heure il est à 710 m vous voyez votre système votre modèle du système solaire divisé par 2 milliards c’est compliqué de le faire tenir dans une salle même dans une ville Paris que les planètes les plus lointaines elles sont
À 2 km et ça c’est que les planètes du système solaire que l’on a répertorié les petites planètes qui sont très au-delà es peuvent aller jusqu’à un jour lumière VO on est très très loin des 4 He voilà comment naissent les systèmes planétaires et les systèmes solaires
Très simplement la physique vous dit que quand vous avez un nuage de gaz quelque part si il est si il est supporté par par son mouvement il va pas bouger si jamais il devient instable et qu’ finit par s’effondrer on va supposer qu’il est sphérique au départ il va devenir plus
Petit mais il a toujours un petit mouvement de rotation et c’est ce petit mouvement de rotation qui fait qu’il y a une asymétrie d’effondrement du nuage il va sond davantage dans le plan perpendiculaire à la rotation initiale et cette rotation au fur à mesure où la taille du nuage diminue elle augmente
Conservation du mouement angulaire et donc vous allez avoir à la fin une crêpe une crêpe qu’on appelle un nuage protoplanétaire il va tourner et tout le nuage va tourner dans le même sens et au centre c’est là où vos étoile votre étoile va être formé la majeure partie
Du nuage va se retrouver au centre et vous allez avoir une toute petite partie du gaz qui va se retrouver autour de l’étoile centrale d’accord et après le processus de création de l’étoile et des planètes se fait quasiment en même temps en quelques millions d’années on va créer à partir du nuage protoplanétaire
Qui tourne dans le même sens et de l’étoile en sorte donc au centre le nuage de gaz on verra quand on parlera des étoiles il va commencer à briller et autour les planètes vont commencer à être formé et donc la l’analyse de la façon dont ça se fait c’est encore des
Énormément de modèles qui sont pas encore très sûrs mais on commence à avoir une idée peu près clair de la façon dont ces disques protoplanétaires se forment donc d’abord une nébuluse primitive ensuite un disque qui s’est aplati perpendiculairement à la rotation raison pour laquelle toutes les planètes
Tent dans le même sens hein la révolution des planètes est tout dans le même sens et donc ces planètes qui finissent par former au bout de quelques millions d’années un système un peu près stable bien alors quelques images qui illustrent un petit peu les les différentes phases au tout début le
Nuage de formation du Système protoplanétaire c’est un ce qu’on appelle un nuage moléculaire c’est très froid c’est souvent neutre et c’est fait à la principalement d’hydrogène avec des traces de poussière vous avez ici ce qu’on appelle un un module de de de BOC qui est un nuage moléculaire opaque et
Voyez qu’on voit pas les étoiles derrière pas parce qu’il y en a pas mais parce que la lumière est bloquée et qu’on observe invisible ici si on fait la même image et qu’on observe dans l’infrarouge on va pouvoir aller sonder le centre de la m et on va commencer à
Voir les étoiles voyez ces étoiles qui apparaissent en rouge ici ce sont des étoiles qui sont dans le le nuage moléculaire mais qu’on ne voit pas dans en lumière visible donc c’est important de pouvoir observer un même objet dans différentes longueurs d’onde voilà donc ça c’est un nuage qui est en train de
S’effondrer sur lui-même et de se rapprocher de de la nibuse planétaire et vous avez ici une autre image d’une zone dans notre galaxie vous avez de de nouveau des taches noires ici chacune des taches est un nuage moléculaire et c’est ce qu’on appelle une région de formation d’étoile une pouponnière
D’étoile à chaque fois que vous avez une zone sombre ici un objet est en train de se former à l’intérieur première phase une fois que le le nuage a commencé à s’effondrer il va y avoir des phases successives de formation de de d’étoile et le processus implique la
Formation quand l’étoile ici est en train de se former de pour qu’elle commence à briller l’étoile elle doit ralentir même s’il y a une toute petite rotation au départ le nuage de Gas est tellement effondré que à la fin le le le centre très très dense de de de nuage
Tourne très très vite trop vite pour qu’il puisse s’effondrer sur lui-même et commencer à faire des réactions thermonucléaires pour commencer à briller et donc il faut un processus pour éliminer ralentir freiner cette rotation trop rapide du nuage de gage central et ça se fait par des l’émission
De champ magnétique ce que vous avez ici c’est des une un système planétaire en TR de naître au centre avec du gaz qui a été éjejecté par des voies magnétiques au Nord et au Sud alors ça ce sont des modèles je vais essayer de le faire
Lancer pour voir si ça marche ça marche pas ça aurait été trop trop gentil je vais essayer de vous le [Musique] retrouver pas là j’espère que c’est celui-là ben tant pis vous l’aurez pas je vous le mets tout ce que ça vous montre c’est la formation d’un d’un jet
De de matière qui est qui qui modélise un petit peu cette espèce ces deux jets de nuage et ces nuages ces deux nuages ici ont emporté une partie du champ du champ du du de la vitesse de rotation donc ils ont freiné le système donc le système s’effondre
Sur lui-même et finit par briller donc et en parallèle vous avez la formation d’un disque d’accrétion autour voyez espèce de disque de crêpes que l’on voit de chaque côté de l’étoile en train de naettre et vous voyez les différentes phases on les voit ici vous voyez cette
Phase là là où il y avait espèce de nuage ici très noir avec les disques de déjection c’est la phase intermédiaire ici entre dans laformation des systèmes cair voz tout ça ce sont des objets qui ont été pris avec le télescope spatial Hubble dans le champ notre galaxie pas
Très loin de nous hein dans des zones où les objets sont pas très loin donc ça nous permet de voir un petit peu les premières phases de formation des des des étoiles et de leur planète et puis euh une fois que le le la l’étoile a commencé à briller les planètes vont
Commencer à se former et là c’est c’est vraiment les disques protoplanétaires qu’on voit ici les zones sombres ici autour des étoiles au centre qui paraissent rouges parce que la lumière est absorbée ce sont des nuages protoplanétaires qui sont en train de se former donc on est plutôt là dans ces
Phasesl ici donc dans les dans les zones de de de phase 3 ou 4 de formation des systèmes planétaires et là ici on a des tas de d’observations de ces nuages de gaz en formation don celui-ci est très connu c’est bapctoris et ce sont des des des observations en infrarouge ce nuage là
Est très froid donc il n met de la lumière que dans la la partie infrarouge du spectre donc vous avez ici une image d’un disque d’accrétion et puis dans ces disques d’accréation les planètes commencent à se former alors il y a une phase qui est très peu connue qu’on
Appelle un peu la phase magique qui est le moment euh le le moment entre les planétoïdes qui ont la taille de quelques centimètres et qui finissent par la taille taille de quelques kilomètres he et cette phase là elle est encore très mal connue et très mal comprise et les travaux de modélisation
Sont pas encore capables de nous faire passer des planétoïde de quelques centimètres à quelques kilomètres la phase suivante une fois que le satellite à quelqu que le le planétoïde a quelques centimètres à quelques kilomè il grossit naturellement et c’est beaucoup plus facile de prendre les modèles à partir
De là donc il a il y a un moment où on sait pas trop ce qui se passe mais là vous avez ici ce moment où les planètes ont commencé à être formées et elles sont en train de récupérer toute la poussière dans leur orbite donc de nettoyer leur orbite de récupérer cette
Ce nuage de gaz et de former donc des planèt à chaque fois que vous avez c’est un peu comme un rayon de disque à chaque fois vous avez un un un cercle noir vous avez une planète en train de se former à cet endroitl donc ce disque d’accrétion
Il est en train de former une 2 3 4 5 C planètes au moins CQ grosses planètes voyez et donc ce processus là est assez rapide cette image là a été prise par ce radiotélescope puisque c’est des images encore de de lumière très froide euh et
Donc vous voyez que on a besoin de radiotélescope donc celui-là il est au Chili c’est c’est Alma qui s’appelle et c’est un des grands Radi télescopes sur terre qui nous permett de faire des images très résolues donc voilà euh cette phase-là et puis une fois que le
Système a été formé ben on veut savoir quelles sont les étapes d’évolution donc je vous ai parlé de la phase un peu miraculeuse qui est très rapide mais qu’on comprend pas bien ensuite euh entre 100 millions entre 100000 ans et 1 million d’années et on va former tous
Les planétoïdes qui vont s’agréger et qui vont bouger hein contrairement à ce qu’on croit une planète n’est pas un endroit elle peut migrer vers l’intérieur ou à l’extérieur la la façon dont elle migre dépend complètement du système dans lequel elle est et des de la façon aléatoire dans les dans les
Dans les les planètes sont formées à l’endroit où elles sont et là je vais vous montrer alors j’espère que ça marchera cette fois-ci je vais vous montrer cette simulation en train d’évoluer et vous allez voir que les planètes vont changer à la fois de taille et d’endroit sur sur le position
Et on pense que Jupiter était beaucoup plus proche du Soleil au départ et qu’il a migré vers l’extérieur au tout début du système solaire pour se fixer à l’endroit où il est aujourd’hui et donc vous avez ici là on voit [Musique] l’écran hop voilà donc vous voyez ici les
Planètes sont en train de se former voyez tout en bas et vous avez ici la densité donc la taille des planètes en fonction de leur position autour du soleil donc vous voyez celle-ci elle est stable elle bouge pas beaucoup mais les autres voyez qu’ell bougent énormément et vous avez
En haut le le le temps qui se passe en millions d’années et voyez ça peut aller très très vite voyez les planètes qui peuvent bouger en taille et en masse et en position et puis parfois elles entrent en collision elles forment une nouvelle planète et elle se stabilise à
Cet endroit-là et ça peut mettre plusieurs dizaines de millions d’années à se stabiliser puis une fois que le système est stabilisé le système planétaire et bien il bouge plus donc ça c’est un un système un petit peu similaire au système solaire donc on pense que le soleil a dû se former le le
Le système planétaire solaire a dû se former comme ça il y a 4,5 milliards d’années voilà maintenant ce qu’on va faire c’est qu’on va voyager de l’espace lointain et on va se rapprocher du soleil et on va voir un petit peu tous les phénomènes qu’on a dans le système solaire c’est notre
Connaissance aujourd’hui de notre environnement très très local du système solaire actuel alors il y a quelque chose que j’ai pas dit du tout mais que je répèter très souvent c’est notre univers local il est fermé il est confiné nous sommes attachés nous sur terre à la terre la Terre au Soleil
Et la Terre ne voit pas autre chose que le soleil elle est un peu perturbée par les planètes autour mais elle est vraiment attirée par le soleil le soleil il voit le centre de la galaxie il tourne autour de notre galaxie et tout le système solaire est confiné imaginez qu’une qu’une étoile
Passe à proximité du système solaire il peut faire basculer le soleil dans son orbite le soleil va partir de notutre orbite les planètes du système solaire ne seront pas perturbé ell ne voi que le soleil tout ce que ça veut dire c’est que notre ciel nocturne va changer c’est
Tout mais nous ça fera aucune aucun impact si donc c’est ce qu’on appelle le confinement gravitationnel et comme ça par coquille successive l’univers est complètement confiné et donc on peut vivre notre vie comme on veut hein si jamais tout explose autour de nous dans notre galaxie on se rend r pas compte
Hein parce que nous c’est il y a que le soleil qui nous importe d’accord voilà donc on part de notre galaxie ça c’est une galaxie qui ressemble à la nôre alors évidemment on est dans notre galaxie donc on peut pas l’observer nous donc on a pris une galaxie qui lui
Ressemble et le soleil est à peu près à cette distance du centre de la galaxie il tourne autour de notre galaxie en 200 millions d’années à 220 km par seconde et donc on va se rapprocher de ce soleil donc le soleil il est dans le plan de la
Galaxie et tout autour de nous on a d’autres étoiles et les autres étoiles sont très loin du soleil he l’étoile la plus proche c’est 4 années lumière il faut 4 ans la lumière pour voyager de et vous vous souvenez je vous ai dit qu’il faut quelques heures pour aller aux étoiles
Les plus lointaines de notre système des heures des années voyez c’est pas du tout les mêmes échelles et donc on est tout seul on est tout seul dans notre coin d’univers et on se promène et donc là on s’est rapproché du soleil le soleil ressemble encore à une étoile
Autour de nous il y a plus rien pourquoi parce que les étoiles les plus proches sont beaucoup plus loin que que que ce qu’on est donc on continue de s’approcher et là quand on arrive à environ on va dire à l’intérieur d’une lumière quelques mois lumière on
Commence à voir al je sais pas si on le voit bien ici là mais mais sont apparu des tas de petits points blancs vous ces points blancs alors ça c’est un nuage qu’on a hypothétisé parce que quand on a observé la période et l’orbite des comètes qui n qui
Qui voyage on ne sait pas d’O elles viennent donc on a fait l’hypothèse qu’il existait autour de nous un ensemble réservoir de comète qui sont perturbés de temps en temps quand quand une étoile passe à proximité ceux il sont beaucoup plus loin du soleil que nous il sont moins confinés
Gravitationement que le soleil quand une étoile s’approche elle peut perturber un petit peu trajectoirees objets et il m à tomber vers le soleil et c’est ell qui produisent les comètes qu’on appelle nuage de ça ça correspond à quelques jours lumière à peu près de taille donc on
S’approche VO voy c’est un peu moins d’une année lumière et donc là on est vraiment sorti de l’orbite du soleil et on peut être perturbé par étoiles autour et là la petite orbite que vous avez là c’est l’orbite de la planète Pluton donc on va se rapprocher et ce que vous avez ici
C’est une petite planète qui ressemble à Pluton qu’on appelle SNA qui a été découver dans les années 80 et qui peu près m qui estême un peu plus grosse que Pluton mais qui tourne à très grande distance dans cette zone là dans cette zone là ici en particulier autour du du
Du du plan du soleil et ces petites planètes du système solaire il y en a des centaines autour de nous hein on commence à en détecter de plus en plus ce sont des objets qui sont relativement difficile à observer relativement faible sur le ciel et on a appris leur
Existence il y a à peine une vingtaine d’années donc ça ici c’est le résultat d’une pause de 1 heure et ce qu’on voit ici c’est la trace de la planète par rapport aux étoiles qui sont immobiles ça voy c’est une étoile qui estmobile c’est ce qu’on appelle le paralaxe donc
C’est comme ça qu’on qu’on détecte un objet qui est autour de nous et qui est proche et voyez son la vitesse apparente c’est de l’ordre de 12 km/ seconde par rapport à nous donc il va à une vitesse très faible la terre elle va à 30 km par
Secondes va beaucoup plus vite autour du soleil donc c’est un objet qui est très lointain et donc c’est une vitesse qui est relativement faible et un objet qui est relativement lointain et relativement froid hein pour lui il voit le soleil comme une étoile donc là on
Retrouve les les photos que je vous ai montré et vous voyez les orbites supposées de cette fameuse objet qu’on appelle Sedna qui tourne autour du soleil le soleil est et on voit les orbites apparentes de l’objet et là vous avez les orbites de tous les objets
Détectés il y a à peu près quelques centaines de ce type là hein donc entre la planète Pluton et l’astéroïde CRS autour de nous dans le système solaire et on s’aperçoit que ceux-là ils sont tous dans le plan donc c’est ce qu’on appelle la ceinture de peur c’est
Tous les objets petits objets du système solaire il y en a très nombreux qui sont des petites planètes et qui nous tournent autour et vous voyez il y a plus de 3600 petites planètes connues enfin des des comètes ici euh pour certaines bah ce sont ces planètes qui ont été dévié vers
Le le soleil pour d’autres elles viennent de du du du nuage de H et parmi ces 4000 comèt il y en a 400 qui reviennent régulièrement sur des sur des orbites périodes courtes donc qui sont pas trop loin de nous qui ont des orbites très elliptiques mais qui
Reviennent et vous savez les comètes ce sont des objets qui ressembleent à des astéroïdes mais qui ont une forte contenue d’eau il contiennent beaucoup d’eau et donc quand il se rapproche du soleil et bien il s’évapor et vous avez ici une petite un noyau de comète qui a été observé qui a
Été utilisé par la NASA qui a balancé un satellite à très haute vitesse pour voir ce qui se passait hein pour voir l’intérieur de l’objet on appelle les les les sondes impactantes et donc moi à l’époque j’étais à Hawaï et j’avais fait un film de ce qui se passait au moment
Où l’impact avait été fait on voit le le la lumière qui augmente autour du noyau alors c’est tout petit he c’est quelques kilomètres vous envoyez un satellite dessus et vous essayez de de percer la surface de l’objet et de voir un petit peu quelle est la composition interne
Ces objets très lointains ces comètes ces noyaux sont des objets qui ont très peu évolué parce que ils sont loin froids et que il ne sont pas modifiés par le ryonnement solaire et donc ce sont des fossiles pour nous ça nous permet de remonter au à la composition
Du système solaire au tout début du système solaire et donc les les les observés comprendre leur composition c’est comprendre à quoi ressemblait le système solaire il y a 4 milliards d’années c’est notre seule façon de faire un petit peu de d’observation très profonde du soleil et voilà à quoi
Ressemble une comète quand elle se rapproche du soleil hein son son le nuage l’eau sévapore et elle forme ces immenses queuees de comètes euh que l’on voit bien dans la nuit alors vous avez dû en voir quelques-unes les plus brillantes sont sont visibles à
Les nuits au début à la fin de la nuit et donc ces ces comètes sont des reliques du système solaire qui nous viennent de très loin et qui sont périodiques alors vous avez un film assez amusant qui vous montre une comète dans le vent solaire ça a été fait par un un
Par un satellite solaire qui observe le vent solaire vous voyez C espèce de nuage là ici c’est pas du brouillard c’est pas atmosphère c’est le vent solaire c’est les particules cosmiques qui ont été qui ont été éjecté du soleil et qui voyagent entre les planètes donc du soleil vers l’extérieur et là vous
Avez une comète qui qui arrive et vousz une partie de de la queue de la comète a été arrachée par ce vent solaire je vais refaire le le le signal et c’était la première fois que on voyait qu’on voyait des phénomènes d’interaction entre le vent solaire et les queue de Planète voy
La queue de la Comè alors ça c’est un elapse qu’on appelle hein c’est sur plusieurs semaines qu’on a fait ce film et donc c’est beaucoup plus moins lent ce qu’on voità hein et ça vous montre un petit peu les interactions le milieu inter interplanétaire est très très agressif pour nous c’est vraiment un
Milieu qui est pas du tout pas du tout propice à la vie ce réonement cosmique c’est un des problèmes les plus importants pour les voyages entre les planètes les voyages habités on n’ pas encore trouvé de solution pour protéger les astronautes pour éviter queil ne meure d’un cancer en arrivant sur Mars
Hein c’est quand même dommage que ça a coûté très cher et si bon voilà donc euh une comète c’est ça voyez quand c’est loin du soleil c’est froid et donc c’est gelé puis quand ça se rapproche du soleil et bien il y a des petits géser
D’eau qui qui s’évaporent et en gros bah c’est comme une boule de neige elle s’évapore et elle diminue de masse et elle forme ces immenses queu et ce sont des phénomènes qui durent plusieurs mois voilà alors on a passé le rayon des comètes on s’approche et on arrive dans
Le domaine des géantes gazeuses des des planètes extérieures et quelle heure est-il c’est l’URE h c’est l’heure on s’arrête vous êtes fatigué allez je vous relâche
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Merci beaucoup à Rémi Cabanac!
(Quelqu'un devra corriger rapidement quelque chose dans le titre et le descriptif de la vidéo)