L`évolution des méthodes d`observation astronomique au

Comment ont évolué les méthodes
d’observation astronomiques au cours du
temps ?
Par : Emeriau Boris
Quignon Benjamin
Serraz Benjamin
Ville Jean-Loup
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Introduction :
Depuis toujours les hommes veulent connaître la position de la Terre, leur planète,
pour se situer dans l’univers. Pour cela, très tôt, ils mettent en place des complexes
permettant de repérer les changements de saisons (ou solstices), puis ils en viennent à se
poser des questions plus profondes sur l’organisation des corps célestes qui les entourent.
Ils commencent donc à faire des modèles mécaniques et des représentations de ce qu’ils
appellent à présent « univers ». Certains sont dans le vrai, d’autres le sont beaucoup moins
mais tous apportent leur pierre à l’édifice. Grâce aux moyens d’observation qui évoluent
(de l’œil jusqu’aux télescopes spatiaux), les interprétations s’affinent et deviennent très
précises, les erreurs commises avant s’effacent…
Grâce à la mise par écrit, par le dessin de leurs raisonnements, ces hommes du passé nous
ont laissé des traces de leurs travaux. Nous allons donc grâce à ceux-ci essayer de répondre
à la problématique : Comment ont évolué les méthodes d’observation astronomiques au
cours du temps ?
Nous verrons alors dans une première partie les différentes méthodes d’observation
utilisées et les représentations faites par nos ancêtres.
Puis nous verrons l’accélération de l’évolution des techniques à partir du 16ème siècle
(Galilée et ces contemporains), en passant ensuite par l’époque de la photographie, et les
méthodes encore utilisées de nos jours. Enfin, dans une quatrième et dernière partie nous
tournerons nos regards vers le futur et particulièrement sur la pointe des technologies
d’observations de l’univers !
Etes-vous près à faire ce voyage à travers les siècles passés et à venir ?
Cette problématique rentre dans le thème : « Savants et sciences ; Hier et aujourd’hui »(et plus
précisément dans « histoire et construction de la science »).
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Sommaire :
I/L’histoire de l’astronomie du Néolithique à Galilée…………..
1) La genèse de l’observation…………………………….……
2) Les grecs : pères de l’astronomie …………………….…….
3) « La période noire » …………………………………..…….
4) Des progrès fulgurants au 15ème / 16ème siècles ……………
II/ Galilée : un nouveau départ pour l’astronomie…………………
1) Qui est Galilée ? ………………………………………………
2) La lunette astronomique : principe optique…………………
3) Les observations de Galilée et les conclusions qu’il en a tiré.
4) Réalisation d’une lunette de type Galiléenne……………….
III/Les méthodes d’observations de Newton à aujourd’hui………
1) Les télescope de type Newton et accessoires optiques ………
2) L’évolution des montures et l’avènement de la monture
équatoriale………………………………………………………..
3) L’astrophotographie…………………………………………..
4) Les télescopes des professionnels……………………………..
IV/ Et demain… ?……………………………………………………
1) Le télescope spatial James Webb Spatial Télescope (JWST).
2) Le Large Synoptic Survey Telescope (LSST) ……………….
Dossier annexe : préparer une observation astronomique
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I/ L’histoire de l’astronomie du Néolithique à Galilée
1 ) La genèse de l’observation
Tout commence dès le Néolithique, a cette époque les hommes n’ont que leurs yeux pour
observer le ciel. Grâce à ce moyen d’observation ils s’aperçoivent que, le jour, une « énorme
boule jaune » les éclaire et les chauffe, mais aussi change de position au cour du temps. La nuit
cette « boule » disparaît pour laisser place à des milliers de « petites boules » moins lumineuses
et a une « boule blanche » de taille moyenne. Ils commencent donc à associer la variation de
place des corps célestes aux changements de saisons. Pour repérer les solstices (jour entre le
changement de deux saisons), ils édifient des complexes mégalithiques. Les plus connus sont
ceux exposés dans la Figure1-1 ci-dessous :
[Figure1-1]
L’œil : est l’organe de la vision. Il permet
donc à un être vivant de « voir », soit
d’analyser la lumière visible. La lumière
visible correspond à certains rayonnements
électromagnétiques dont les longueurs
d’ondes sont généralement situées entre 390
nm (les ultraviolets) et 700 nm (les
infrarouges). L’œil est le premier
« instrument » dont dispose l’homme pour
observer le ciel. Grâce à ce moyen de
nombreuses interprétations du ciel sont faite
et de nombreux calcul en sont déduits.
Aujourd’hui encore l’œil est indispensable
pour observer à travers des techniques plus
avancées !
Longtemps après les hommes continuent leurs observations, seulement ils commencent à
représenter et interpréter ce qu’ils voient. On a retrouvé il y a quelques années un disque réalisé,
on pense, il y a 3600 ans : Il s’agit du disque de Nebra, la plus ancienne représentation du
cosmos connue.
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Quelques explications sur le disque de Nebra :
Le site de Nebra situé est en Allemagne. Le disque présente sous la forme d'une plaque
circulaire sur laquelle se détachent, en plaques d'or incrustées, des points supposés être des
étoiles, un disque central : le soleil, un croissant : la lune.
Ce serait jusqu'à ce jour la représentation la plus ancienne de la voûte céleste jamais
retrouvée.
Il pourrait s'agir d'une représentation du ciel pour un observateur qui se serait situé en
Allemagne à l'apparition des Pléiades il y a 3600 ans. Cependant seule cette « constellation »,
représentée par sept étoiles groupées, est identifiable sur le disque.
Au solstice d'été à Nebra, le soleil se couche derrière le Brocken. Ce fait, non négligeable,
permet d'imaginer une orientation possible du disque lors de son utilisation.
[Orientation possible du disque par rapport au mont Brocken sur le site de Nebra]
[Disque de Nebra]
(Si les explications sur ce disque vous intéressent d’avantage nous vous conseillons :
http://fr.wikipedia.org/wiki/Disque_de_Nebra)
Les babyloniens sont les meilleurs astronomes de l’antiquité lointaine. Ils commencent à inventer
les constellations. Ils savent prévoir les éclipses et connaissent les révolutions de certaines
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planètes. Les égyptiens, les Mayas et les chinois sont également des observateurs attentifs du
ciel.
Pour tous ces peuples, la Terre est plate et immobile et les étoiles et les planètes sont des points
brillants sur une voûte qui tourne autour de la Terre.
2) Les grecs : pères de l’astronomie
Les grecs savent observer le ciel et en déduisent des calculs plus ou moins précis, le plus
souvent avec une bonne démarche, pour en connaître d’avantage sur le ciel les entourant.
Ils mettent au point une liste de constellations, qui sont des ensembles d’étoiles assez brillantes
dans le ciel, reliées par des lignes imaginaires et traçant ainsi des figures sur la voûte céleste, afin
de se repérer dans le ciel.
Liste des constellations connues des Grecs :
Les Constellations du Zodiaque :
Du grec zoon : animal, ce sont douze constellations, une pour chaque mois de l'année.
Le Bélier (Aries) symbolise l'animal porteur de la Toison d'or.
Le Taureau (Taurus). Zeus se métamorphosa en un taureau blanc afin de séduire Europe, la princesse de
Phénicie.
Les Gémeaux (Gélini). Ce sont Castor et Pollux, les fils jumeaux de Zeus et Léda.
Le Cancer ou Ecrevisse. Quand Hercule lutta contre l'Hydre, Junon envoya ce crabe pour l'attaquer. Le crabe
fut tué. Il fut mis dans les Etoiles.
Le Lion (Leo) de Némée, le plus fier du monde, tué par Hercule.
La Vierge (Virgo), divinité des moissons signifiant épis de blé.
La Balance (Libra), déesse de la justice.
Le Scorpoin (Sorpuis). Artémis envoya le scorpion pour tuer Orion. Ils continues toujours de se poursuivre.
Le Sagittaire (Sagittarius = Arciteneus) ou l'Archer, représenté pour ses bienfaits, sagesse et talents
divers (musique et médecine).
Le Capricorne (Capricornus = Capes), c'est à la chèvre marine, un corps et une tête de chèvre avec une
queue de poisson.
Le Verseau (Aquarius = Amphora), personnage qui, jadis, versait de l'eau dans les amphores.
Les Poissons (Pisces). Vénus et Cupidon échappèrent au monstre de Typhon en se métarmophosant en
poissons.
Anaximandre (610-546 a.v J.C) est considéré comme le père fondateur de l’astronomie,
en effet c’est le premier scientifique, astronome à avoir couché par écrit la plupart de ses travaux.
Anaximandre est aussi le premier à concevoir un modèle mécanique du monde comme le
montre la Figure2-1 :
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[Figure2-1 : Schéma de l’univers d’Anaximandre]
Comment interprétait-il tout cela ?
Pour lui la terre flotte en équilibre, immobile au centre de l’infini. Sa forme curieuse est celle
d’un cylindre dont la hauteur est le tiers de son diamètre. La partie plane au dessus forme le
monde habitable entouré d’une masse océanique circulaire.
Autour de la Terre se trouve une sphère composée d’étoiles qui toutes tournent uniformément
autour de la planète. Anaximandre considère également que la Lune et le Soleil suivent un
mouvement de rotation autour de la Terre.
Quel est l’avantage de ce modèle ?
Un modèle comme celui-ci permet de concevoir que les astres puissent passer en dessous et
permet aussi de définir des saisons.
En effet dans la représentation ci-dessous (Figure2-2) on voit que le Soleil passe de dessus à en
dessous de la Terre. Lorsque le Soleil est au dessus la saison est l’été, lorsqu’il est en dessous
c’est l’hivers.
[Figure2-2 : Les astres dans le modèle d’Anaximandre peuvent passer en dessous ou au dessus de la Terre]
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Thalès : Grand mathématicien grec
contemporain d’Anaximandre, il a un
réel intérêt pour l'astronomie ce qui le
pousse à faire de nombreuses
observations sur les constellations. Il
est le premier à noter le voyage du
soleil entre les deux Tropiques. Il
établi aussi que certaines étoiles ne
sont pas toutes fixes par rapport aux
autres et il les baptisa « Planètes » (ce
qui signifie corps errant) !
Vient après Anaximène (585-525 a.v J.C), on pense qu’il a fait parti des disciples
d’Anaximandre. Il aurait donc pu s’inspirer de l’enseignement de son maître pour concevoir sa
représentation de l’univers, chose qu’il ne fit pas totalement. Effectivement, malgré le fait que
ses explications n’aient rien apporté de décisif à l’astronomie de l’époque, la façon dont il nous
décrit le ciel et la Terre peut nous aider à mieux nous figurer comment les anciens voyaient
l’univers.
Pour lui la Terre est donc plate et circulaire, recouverte d'un dôme céleste. Le Soleil et la Lune
sont aussi des disques plats qui tournent autour de la Terre. Il refuse toutefois le fait que le Soleil
passe sous la Terre contrairement à son maître. Le prochain qui apportera vraiment quelque
chose se nomme Eudoxe de Cnide.
Ce dernier (408-355 a.v J.C) commence à donner une réelle dimension physique et
mathématique à ses observations. Il attribut à chaque astres (Lune, Soleil, et les autres planètes)
un groupe de sphères qui lui est propre.
Les astres possèdent une sphère centrée sur la Terre et à un mouvement circulaire autour du
diamètre de cette dernière. Les deux extrémités de ces diamètres sont fixées à une seconde
sphère, également centrée sur la Terre. Cette deuxième sphère suit un mouvement circulaire
autour d’un diamètre de la Terre, différent que le précédent. Il en va de même pour la suite…
Pour Eudoxe les étoiles se trouvent fixées dans une sphère qui tourne d’Est en Ouest en 24h
autour de l’axe des pôles de la Terre. (Figure2-3)
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[Figure2-3 : Système de Cnide]
Eudoxe de Cnide améliore le cadran solaire :
Le cadran solaire est un instrument silencieux et immobile qui indique le temps solaire par
les déplacements de l'ombre d'un objet de forme variable, Eudoxe invente, a partir de cela un
nouveau cadran nommé « araignée ».
Eudoxe grâce à ses observations du ciel peut voir qu’il existait un cycle précis dans le
mouvement des astres et des planètes. Il en vient donc à calculer la durée de rotation d’une année
terrienne.
Pour ce faire il prend un point de repaire, une étoile fixe, et attend que le repaire revienne dans la
même position qu’au point de départ. Lorsque ce phénomène se produit une rotation terrestre a
eu lieu. Il n’a plus qu’à compter le nombre de jours séparant le début de cette rotation et la fin. Il
arrive à 365 jours1/4, résultat très proche de la valeur connue aujourd’hui.
Cependant par manque de matériel pour observer il fera des erreurs dans ses théories, notamment
sur la grosseur du Soleil, qu’il estime neuf fois supérieure à la Lune, et la distance Terre-Soleil…
Après lui va venir un être ayant bouleversé la pensée de toute l’humanité de par sa philosophie,
sa logique et ses raisonnements.
Vous savez de qui il s’agit ?
En effet c’est Aristote (384-322 a.v J.C). Il représente le monde en deux parties (espace
sublunaire, espace en perpétuel changement et inconstant et un espace supra lunaire parfait et
constant). Les astres étaient supposés être des sphères parfaites ayant des mouvements circulaire
parfait. Dans cette conception la Terre se trouve au centre de l’univers. Aristote utilisait une
technique particulière appelée « camera obscura » pour observer le ciel. Cela consistait à se
placer dans une pièce où l'obscurité avait été faite, et dans laquelle l'un des murs possédait un
petit orifice. En le traversant, la lumière venait former sur le mur d'en face l'image inversée du
ciel. Il écrit un ouvrage exposant ses théories intitulé : Organon. Cet ouvrage sera ensuite
largement critiqué dans les siècles à venir.
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Suit Aristarque de Samos (310-230 a.v J.C) un très bon observateur. Il adopte une
excellente démarche pour réaliser ses travaux mais fait des erreurs en raison du manque
d’instruments d’observation. En effet grâce à sa démarche et à ses observations du ciel il arrive à
calculer la distance Terre-Lune (T-L), la distance Terre-Soleil (T-S).
Quels sont ses calculs ?
Pour la distance Terre-Soleil (T-S), il observe la Lune lors d'un de ses quartiers exacts.
L'angle Terre-Lune-Soleil est alors droit (90°). Terre, Lune et Soleil dessinent un triangle
rectangle TLS, rectangle en L. Il lui suffit de mesurer l'angle Soleil, Terre, Lune. Il en déduit
alors un encadrement du rapport des distances Lune-Soleil et Terre-Soleil. Il trouve pour l'angle
Soleil, Terre, Lune un angle presque droit (90° - 3°). Il démontre alors que la distance TerreSoleil est environ 19 fois plus grande que la distance Terre-Lune. Son raisonnement est correcte
mais son résultat faux (Schéma Figure2-4).
Malgré sa volonté les erreurs de calculs se multiplient (imprécision des données),
entraînant ainsi la propagation d’idées fausses sur les caractéristiques des astres composant
l’univers.
Aristarque place donc la Lune beaucoup plus loin de la Terre et le Soleil plus près de la Terre
que dans la réalité.
En revanche à la lumière de ce qu’il découvre Aristarque commence à douter de la théorie du
géocentrisme : il lui semble plus logique que les planètes plus petites tournent autour des
planètes plus grandes. Il en vient donc à placer le Soleil au centre de l’univers et décrit le
mouvement de la Terre comme une rotation sur elle-même combinée avec un mouvement
circulaire autour du Soleil. Cette idée n’a pas été retenue car personne à l’époque ne l’a cru.
De plus Aristarque émet l’hypothèse selon laquelle les étoiles sont situées très loin de la Terre.
Son hypothèse est exacte et sera confirmé quelques années plus tard.
[Figure2-4 : Schéma du calcul de la distance Terre-Soleil d’Aristarque (faux en bleu, vrai en noir).]
Aristarque inventeur du Gnomon sphérique :
Un gnomon est le nom du plus simple cadran solaire : un bâton planté verticalement dans le
sol, ou même encore plus simple l'homme lui-même. Il est connu depuis l'antiquité. L'heure
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peut se déterminer soit en fonction de la longueur de l'ombre, soit en fonction de son
orientation. Le gnomon hémisphérique est plus performant que les gnomons présents à cette
époque !
[Exemple de Gnomon de l’époque]
Eratosthène (276-194 a.v J.C), contemporain d’ Aristarque réalise lui aussi de nombreux
travaux en astronomie. Il met au point des tables d’éclipses et un catalogue astronomique de 675
étoiles, il démontre l’inclinaison de l’écliptique sur l’équateur ; il est l’inventeur d’un nouveau
système de représentation de l’univers : la sphère armillaire, il est aussi le premier créateur d’un
observatoire astronomique !
Il est l’un des premiers à démontrer de façon simple que la Terre est belle et bien ronde !
En effet il remarque que les bateaux en s’éloignant du port disparaissent derrière l’horizon. Au
bout d’une certaine distance on ne voit plus que le mât du bateau, inversement quand le bateau
arrive on aperçoit d’abord le mât avant de distinguer la coque. Cette expérience démontre donc
la sphéricité de la Terre, comme présenté ci-dessous avec la Figure2-5 :
[Figure2-5 : En haut modèle si la Terre est plate ; En bas modèle si la Terre est sphérique]
Il est l’un des premiers à démontrer de façon simple que la Terre est belle et bien ronde !
En effet il remarque que les bateaux en s’éloignant du port disparaissent derrière l’horizon. Au
bout d’une certaine distance on ne voit plus que le mât du bateau, inversement quand le bateau
arrive on aperçoit d’abord le mât avant de distinguer la coque. Cette expérience démontre donc
la sphéricité (ou du moins la courbure) de la Terre.
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Cette déduction lui permet de réaliser une des expériences les plus retenues de
l’antiquité : Eratosthène allait calculer le périmètre de la Terre !
Pour se faire il observe l’ombre de deux objets situés en deux lieux, Syène (aujourd’hui
Assouan) et Alexandrie, le 21 Juin (qui correspond exactement au solstice d’été) au midi solaire
local.
Pourquoi le 21 Juin a 12h précise ? :
C'est à ce moment précis de l'année que dans l'hémisphère nord le soleil détient la plus haute
position au dessus de l'horizon.
La première observation que fait Eratosthène est qu’il n’ y a aucune ombre dans le puit à
Syène, donc que les rayons du Soleil arrivent parallèlement au puit et viennent en frapper le
fond.
La deuxième observation qu’il fait est à Alexandrie où il constate qu’un obélisque, à la
même heure, donc le Soleil n’ayant pas changé de position, a une ombre décentrée. Il calcula
alors (par ce qu’on appelle aujourd’hui la trigonométrie) l’angle entre l’obélisque et le rayon
solaire situé à la limite entre l’ombre de l’objet et la lumière et trouva un angle d’environ 7,2
degrés.
Mais la sphéricité de la Terre n’étant pas encore prouvée, on peut encore faire 2
hypothèses. En effet, on peut faire comme première hypothèse que le soleil est tellement près de
la Terre que les rayons arrivent divergents (voir figure 2a.), d’où des tailles d’ombre différentes à
différents endroits. Mais On peut bien entendu également faire comme hypothèse que la Terre
est sphérique et que le Soleil est tellement loin que les rayons arrivent parallèles (voir figure 2b.).
Eratosthène connaissant les différentes observations faite par les anciens qui soupçonnaient déjà
que la Terre n’était pas plate, opta pour la deuxième hypothèse (schéma 2b).
Il se dit alors que si la Terre était ronde, les verticales (constituées par les différents obélisques),
se rejoindraient au centre de la Terre. Vu que Syène se trouvait droit au Sud d’Alexandrie, il se
dit qu’elles étaient situées sur le même méridien. Par la théorie des angles alternes-internes, il
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déduisit donc que l’angle formé par les verticales comprenant Syène et Alexandrie au centre de
la Terre valait également environ 7,2 degrés.
Il lui manquait alors la distance Syène Alexandrie pour terminer son calcul : il l’obtint grâce aux
marchands qui faisaient le trajet en chameaux et qui lui dirent qu’elle était d’environ 5000
stades, soit 800 km.
Il détermina donc ensuite par un simple tableau de proportionnalité la circonférence de la Terre :
Angle en degrés
Distance en km
7,2
800
360
800*360/7,2 = 40 000 km !
Le calcul d’Eratosthène est donc incroyablement précis pour l’époque !
En effet, la circonférence de la Terre est aujourd’hui mesurée à 40 075,017 km à l’équateur et à
40 007, 864 km en passant par les pôles (différence s’expliquant par la rotation de la Terre sur
elle-m^me qui la déforme un peu en « l’aplatissant ») !!! Eratosthène a bien mesuré celle passant
par les pôles puisqu’il a effectué ces calculs sur des villes étant (presque) sur le même méridien.
En fait, la petite erreur qu’il a faite et qu’il a considéré que Syène comme était
exactement au Sud d’Alexandrie. Mais en réalité, comme on peut le voir sur le logiciel Google
Earth (ci-dessous), Elles ont un méridien de différence. C’est probablement de la que vient sa
petite erreur, les calculs étant justes et le modèle extraordinairement simple.
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Eratosthène inventeur de la sphère armillaire :
En astronomie, une sphère armillaire, aussi connue sous le nom d'astrolabe sphérique, est
une modélisation basée sur la sphère céleste utilisée pour en montrer le mouvement apparent
des étoiles autour de la Terre et du Soleil dans l'écliptique.
[Exemple de sphère armillaire]
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L’avant dernier astronome dont nous parlerons dans cette partie est Hipparque (190-120
a.v. J.C.).
Grâce à ses nombreuses observations du ciel il le premier à développer une méthode
fiable pour prédire les éclipses solaires. Il met au point le premier catalogue d’étoiles et il est
probablement l’inventeur de l’astrolabe.
Hipparque inventeur de l’astrolabe :
L’astrolabe est une double projection plane (le plus souvent une projection polaire) qui
permet de représenter le mouvement des étoiles sur la voûte céleste. Un peu plus tard
l’astrolabe sera principalement utilisé par les orientaux.
[Exemple d’astrolabe Perse]
Enfin le dernier astronome de l’antiquité, et pas des moindre : Ptolémée (90-168 a.p
J.C) !
Il propose un modèle géocentrique du système solaire, modèle qui restera dans les esprit
pendant plus de 1300 ans tant chez les occidentaux que chez les orientaux.
Il met également au point un catalogue d’étoiles fort avancé pour l’époque et ses moyens
d’observations.
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Système de Ptolémée :
Ptolémée propose sa théorie géocentrique qui repose sur le fait que la Terre est immobile et
fixe au centre de l'Univers.
A partir de là, il propose un système compliqué pour retrouver la réalité et imagine un
mouvement de double rotation des planètes : elles tournent en petits cercles (épicycle) qui
décrivent une orbite circulaire parfaite autour de la Terre ! Les planètes sont donc dans l'ordre
la Lune, Mercure, Vénus, le Soleil, Jupiter, Saturne et les étoiles fixes.
De plus Ptolémée dresse la liste des constellations de l’époque et en rajoute de nouvelles,
listées ci-dessous avec quelques brèves explications sur leur signification et leur histoire souvent
liée de très près à la mythologie et aux dieux :
Andromeda, Andromède, fille de Cassopiée et de Céphée. Lorsque qu'Andromède prétendit être la plus belle, les
Néréides demandèrent à Poséidon, dieu de la mer de punir la vantarde. Poséidon envoya un monstre marin, Cetus,
ravager le royaume de Céphée.
Aquila, l'Aigle. Oiseau qui ramena de la Terre le beau Ganymède.
Ara, l'Autel dressé par les dieux de l'Olympe.
Argo Navis, le Navire Argo transporta les Argonautes de Thessalie à Colchide à la recherche de la Toison d'or.
Auriga, le Cocher. Pour certains il s'agit de Poésies.
Bootes, le Bouvier. Plusieurs mytes y sont attachés.
Canis Major, le Grand Chien est assosié aux chiens d'Actaeon et d'Orion.
Canis Minor, le petit chien. Chien favori d'Hélène.
Cassopeia, Cassopiée (voir Andromède).
Centaurus, le Centaure. Constellation souvent indentifiée à Chiron (Sagittaire).
Cetus, la Baleine, un monstre marin (voir Andromède).
Corona Australia, la Couronne Australe.
Corona Borealis, la Couronne Boréale.
Corvus, le corbeau. Apollon envoya un corbeau surveiller sa bien aimée.
Crater, la Coupe, fut liée à différents dieux et héros comme Apollon, Bacchus, Hercule et Achille.
Cygnus, le Cygne. Une légende relie cette constellation à l'histoire de Phaeton.
Delphinus, le Dauphin. Légende racontant que delphinus persuada la déesse de la mer Amphitrite d'épouser
Poséidon.
Draco, le Dragon, rejeton d'Arès terrasé par Cadmos, frère d'Europe.
Equuleus, le Petit Cheval. C'est Céléris, le frère de Pégase que Mercure donna à Castor.
Eridanus, le Fleuve dans lequel tomba Phaeton.
Hercule, Hercule.
Hydra, l'Hydre femelle ou serpent aquatique.
Lepus, le Lièvre couché au soleil aux pieds de son chasseur Orion.
Lyra, La Lyre. Instrument donné par Apollon à Orphée, le plus célèbre musicien de la légendre grecque.
Ophiuchus, le serpent. Identifié à Asclepios le premier médecin et chirurgien qui accompagnait les Argonautes.
Orion, le Chasseur.
Pegasus, Pégase, le cheval ailé.
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Perseus, Persée. Portant le casque d'Hades le rendant invisible.
Piscis Austrinus, le Poisson Austral.
Sagitta, la Flèche, utilisée par Apollon.
Serpens, le Serpent.
Triangulum, le Triangle, ressemblant à la lettre grecque, appelée aussi Delta.
Ursa Major, la Grande Ourse.
Ursa Minor, la Petite Ourse.
3) « La période noire »
Durant le moyen âges aucun progrès ne fait avancer les schémas déjà proposés.
De plus certains tentent de s’exprimer mais sont très rapidement réduits au silence par la
religion, chrétienne principalement, qui à le monopole sur l’interprétation des étoiles et du ciel.
On sait que c’est qu’en 1054 qu’une certaine nébuleuse du crabe a été découverte pas les
anciens mais aucune représentation ni interprétation n’a été retrouvée dessus. Les dirigeants
chrétiens l’ont empêché en Europe, en effet cette découverte remettait en cause le modèle de
l’époque ainsi que toute la religion catholique ! En revanche d’autres peuples ont représenté ce
qu’ils ont vu.
D'après les calculs d'Edwin Hubble menés en 1928, sur la base de la vitesse d’expansion
des gaz de la Nébuleuse du Crabe, M1, il a pu dater son explosion à il y a environ 900 ans, vers
les années 1000. Cette date coïncidait bien avec l'observation d'une «étoile invitée», visible en
plein jour pendant quelques semaines en chine, ainsi que certaine représentation (comme celle ci
bas) de peuples d'Amérique, Figure2-7 :
[Figure2-7 : Représentation de la Nébuleuse du Crabe à l’époque]
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Nébuleuse du Crabe ou M1 : dessin d’un astronome amateur de nos jours :
[Dessin : Boris Emeriau- Astronome amateur, réalisé avec un maksutov-cassegrain de 127mm de diamètre à
Béligné]
A part cet évènement rien n’a été retrouvé de la «période noire».
Du côté oriental les observations et interprétations se poursuivent mais rien d’innovant ne
sort.
On peut juste citer Al-Biruni qui observa longuement les éclipses de Lune, comme le
vérifie la Figure3-1 ci-dessous :
[Figure3-1 : Dessin d’éclipse de Lune]
Conclusion :
Comme nous l’avons vu tout au long de ces trois sous parties la théorie la plus
répandue restait le géocentrisme à savoir que la Terre est placé au centre de l’univers et
que tout tourne autour d’elle. Des modifications ayant été apporté au cour du temps on
place maintenant les étoiles loin, très loin de la Terre. On sait aussi que les planètes et
astres suivent des mouvements écliptiques (écliptiques ?). Mais beaucoup de choses ne
restent que théoriques et des points d’interrogation restent sur certains concepts. Les yeux
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commencent à être insuffisant pour expliquer les mécanismes et l’organisation de l’univers
et des corps célestes. Une révolution des méthodes d’observations va bientôt se révéler
nécessaire !
4) Des progrès fulgurants au 15ème / 16ème siècles
De grands personnages vont se lever, durant cette période et après, et vont casser les idées
fausses répandues alors et enfin établir la vérité sur l’organisation de notre univers ! Ils y
parviendront grâce à leurs conceptions, leur logique, leurs expériences et surtout grâce aux
nouveaux moyens d’observation qui naîtront bientôt…
Ce sont le cardinal Nicolo Cusano et l'évêque Nicolas d’Oresme qui eurent les premiers
doutes sérieux sur les conceptions de Ptolémée.
Nicolas Copernic (1473-1543) arrive ensuite et confirme la pensée des deux hommes
évoqués ci-dessus. En effet il conçoit un nouveau modèle de l’univers.
Quel est ce modèle ?
Dans son modèle Copernic place le Soleil enfin au centre du système planétaire. Quand à
la Terre, elle apparaît comme les autres planètes, elle tourne sur elle-même et autour du Soleil. Il
prétend également que la Terre fait le tour du Soleil en un an. Il affirme que les autres planètes
du système tournent elles aussi autour du Soleil. Copernic avance également le fait que l'axe de
la terre oscille comme celui d'une toupie, ce qui explique la précession.
« Kesako », la quoi ?
La précession est le changement graduel d'orientation de l'axe de rotation d'un objet Ce
phénomène est très visible avec une toupie mais tous les objets en rotation peuvent subir la
précession. (Figure4-1)
[Figure4-1 : Exemple de précession sur un gyroscope]
La théorie qu’expose ainsi Copernic contredit celle de Ptolémée mais garde tout de même
l'idée des sphères solides.
Ce nouveau système (de Copernic) a également l'avantage d'expliquer le mouvement
rétrograde des planètes situées plus loin du Soleil , (Mars, Jupiter, Saturne) et de Vénus et
Mercure, qui sont situées plus près du Soleil que la Terre.
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Qu’est ce qu’un mouvement rétrograde ?
[Figure4-2 : Mouvement rétrograde]
Comment voit-on un mouvement rétrograde ? (Figure4-3)
[Figure4-3 : Représentation d’un mouvement rétrograde]
Le dessin ci-contre schématise l'observation du mouvement d'une planète loin du Soleil par
projection sur la sphère des étoiles fixes. La Terre (T1, T2…) et la planète (P1, P2…) évoluent
sur des cercles dont le centre est le Soleil (S). La Terre se déplace deux fois plus vite (en vitesse
angulaire) que la planète observée. Les mouvements apparents de la planète correspondent à la
projection sur la sphère des étoiles fixes (considérablement rapprochée sur le schéma), c'est à
dire aux points A1, A2, ..., A5.
La planète semble alors reculer dans son trajet A2, A3, A4, d’où un mouvement
rétrograde !
Dernier point, Copernic contredit une fois de plus Ptolémée en affirmant que plus l’orbite d’une
planète est grand plus le temps de révolution complète autour du soleil sera longue !
20
[Figure4-4 : Représentation du système de Copernic : Héliocentrique !]
Trois années après la mort de Copernic un autre astronome va naître !
De qui s’agit-il ?
Tycho Brahé (1546-1601), inspiré par ses prédécesseurs il propose à son tour un nouveau modèle
de l’univers entourant sa planète : la Terre…
Il est particulièrement réputé pour avoir réaliser énormément d’observations et toutes avec une
précision extrême. On se rappelle tout de même qu’à son époque c’est encore l’œil le meilleur
instrument d’observation.
Mais revenons quelque peu au modèle que Tycho nous propose :
Pour commencer il refuse d’admettre que la Terre n’est pas le centre de l’univers, ce qui
l’entraîne à la placer au centre en faisant tourner le Soleil et la Lune autour d’elle. En revanche,
et c’est là que son modèle se complique, il fait tourner les autres planètes du système (Mars,
Jupiter, Mercure, Vénus et Saturne) autour du Soleil.
Ces explications reviennent une fois de plus à un modèle géocentrique !
En revanche, bien qu’il conserve cette idée de « géocentrisme », il remet en doute le modèle de
Ptolémée concernant la « solidité » des sphères autour des planètes et la circularité du
mouvement des astres.
Enfin, parmi les ouvres qu’il compose, se trouve un catalogue ou il recense plus de 777 étoiles.
D’autres livres expliquent les longitudes et latitudes d’astre par rapport à la Terre.
(Figure4-5)
21
[Figure4-5 : Un des livres écrit par Tycho Brahé]
Pendant qu’il continue ses observations un grand mathématicien avance dans ses
recherches à une vitesse faramineuse. Il s’agit de Kepler. Kepler est contemporain de Galilée.
Cet homme à une double personnalité : il est d’un coté inspiré par la religion, mais aussi
un grand mathématicien, jusque là pas de souci. Seulement lorsqu’il s’aperçoit que ces calculs
contredisent sa religion c’est un peu plus difficile. Heureusement pour nous il acceptera, à contre
cœur, de déduire la « vérité » de ses calculs et non de sa religion.
Il énonce plusieurs lois encore utilisées de nos jours et il confirme le modèle de Copernic,
dont il s’inspire, en ajoutant que les orbites des planètes sont des orbites elliptiques et non
circulaires.
Parmi les lois fondamentales qu’il énonce :
° Les planètes décrivent des trajectoires elliptiques dont le Soleil est un foyer.
° Le mouvement de chaque planète est tel que le segment de droite reliant le soleil et la planète
balaie des aires égales pendant des durées égales.
En 1618 vient sa troisième loi :
° Pour toutes les planètes, le rapport entre le cube du demi grand axe de la trajectoire et le
carré de la période est le même — cette constante est indépendante de la masse de la planète.
Il fait également un travail remarquable sur l’optique ! Effectivement dans son livre
Astronomia pars Optica il explique les principes fondamentaux de l'optique moderne comme la
nature de la lumière (rayons, intensité variant avec la surface, vitesse infinie), la chambre
obscure, les miroirs (plans et courbes), les lentilles et la réfraction dont il donne la loi. Il aborde
également le sujet de la vision et la perception des images par l'œil. Il est convaincu que la
réception des images est assurée par la rétine et non pas le cristallin comme on le pensait alors à
cette époque, et que le cerveau serait tout à fait capable de remettre à l'endroit l'image inversée
qu'il reçoit.
En 1610, il prend connaissance de la découverte de quatre satellites autour de Jupiter
grâce aux observations de Galilée avec son télescope, puis après avoir lui-même observé ces
satellites, il publie ses observations dans Narratio de Observatis Quatuor Jovis Satellibus.
22
Petit plus sur les débuts de l’optique :
Kepler énonce la loi de la réfraction comme telle :
i = n×r
Cette formule est correcte mais ne fonctionne que pour de petits angles.
La vraie loi fut donnée plus tard par Snell et Descartes :
sin i = n×sin r
[Figure4-6 : Le modèle d'Univers de Kepler, fondé sur les cinq polyèdres réguliers.]
Conclusion :
Le temps de l’observation à l’œil nu est révolu, cette technique est obsolète à présent pour
expliquer, définir, représenter et concevoir des modèles mécaniques de l’univers exacts et
précis. Kepler et ses contemporains posent les bases de l’optique qui vont permettre le
développement de nouveaux instruments, donc de nouvelles méthodes d’observations !
Pendant ce temps Galilée, lui, vient d’innover et s’apprête à faire découvrir au monde une
nouvelle vision du ciel…
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II/ Galilée : un nouveau départ pour l’astronomie
1) Qui est Galilée ?
Galilée, Galileo Galilei de son vrai nom, est né à Pise en 1564. Il est l’aîné
d’une famille de sept enfants dont le père est musicien compositeur. La
famille appartient à la petite noblesse.
Il est éduqué chez ses parents jusqu’à l’âge de 10 ans, puis ceux-ci partent
en Florence. Il est alors confié à un prêtre du voisinage et poursuit
quelques années après son éducation religieuse au couvent de Santa Maria
de Vallombrosa.
Il suit ensuite des cours de médecine et de philosophie à l’université de
Pise, mais cela ne l’attire pas trop. Et quand il est initié aux mathématiques par Ostilio Ricci, un
ami de la famille, il réoriente ses études vers les mathématiques. Encore étudiant, il découvre
d’ailleurs la loi de l'isochronisme des pendules, première étape de ce qui sera la découverte d'une
nouvelle science : la mécanique.
De 1585 à 1586 il enseigne alors les mathématiques d’abord à Florence, puis à Sienne. Ce
n’est qu’en 1589, que le grand duc de Toscane, Come II de Médicis lui propose la chaire de
mathématiques de l’université de Pise, mais il n’est payé que 60 écus d'or par an, une misère,
d’autant plus qu’en 1981 son père meurt, et étant l’aîné, il doit subvenir aux besoins de ses
jeunes sœurs. Durant ces années il découvre la cycloïde, dont il se sert pour dessiner des arches
de ponts.
En 1592, il est nommé professeur de mathématiques à l’université de Padoue par le sénat
de la République de Venise, un différend l’ayant opposé au grand duc Ferdinand 1er de Toscane.
Ce lieu joue un grand rôle dans sa vie car Padoue faisait partie de la puissante République de
Venise, la liberté intellectuelle y est très grande, l’Inquisition y étant très peu puissante.
Inquisition : C’était un tribunal ecclésiastique chargé de réprimer les hérésies. Il était
particulièrement violent, et était sous l’autorité du pape.
Mais Padoue est également réputée pour son industrie verrière, ce qui a son importance,
car en 1609, reprenant les travaux du hollandais Hans Lippershey (suite à une lettre d’un de ses
anciens étudiants), Galilée construisit sa première lunette astronomique. Et contrairement à la
lunette hollandaise, la sienne grossit 6 fois les objets (soit 2 fois plus que sa concurrente) mais
ne les déforme pas (ou presque). De plus, il est le seul à réussir à obtenir une image non
retournée grâce à l’utilisation d’une lentille divergente en oculaire (c’est cette lunette qui fut
utilisée comme lunette terrestre, bien qu’elle grossisse moins que l’autre). En août 1609 il
présente sa deuxième lunette (qui grossit 8 à 9 fois) au sénat de Venise au sommet du campanile
de la place Saint-Marc. La démonstration est réussie : Murano qui se situe à 3.5 km semble se
situer à 300m seulement ! Galilée offre son instrument et en lègue les droits à la République de
Venise qui est très intéressée par les applications militaires d’un tel objet. En récompense,
Galilée est confirmé à vie à son poste de Padoue et ses gages sont doublés ; il est enfin
débarrassé de ses problèmes d’argent.
24
Voici 2 lunettes construites par Galilée
2) La lunette astronomique : principe optique
a)Lentilles convergentes et lentilles divergentes
Pour comprendre comment marche une lunette astronomique, il faut d’abord savoir ce
qu’est une lentille convergente et quelles sont ses propriétés.
Une lentille convergente est un système optique, c'est-à-dire que quand on regarde
dedans, on ne voit pas directement l’objet, mais une image de cet objet. L’image de cet objet est
alors un objet pour l’œil.
Une lentille convergente est un des deux principaux types de lentilles sphériques minces.
Une lentille sphérique est taillée dans un milieu transparent (comme du verre ou du plexiglas)
d’indice de réfraction n. Une lentille sphérique est dite mince si son épaisseur est faible devant
son diamètre. Chaque face de la lentille constitue un dioptre dont un au moins est sphérique. Un
rayon lumineux arrivant sur le dioptre d’entrée de la lentille est donc dévié par réfraction une
première fois par le premier dioptre car l’indice du milieu traversé change lors du passage de
l’air au verre. Il passe dans le milieu intérieur de la lentille, puis est réfracté par le deuxième
dioptre de la lentille (passage du verre à l’air).
On peut distinguer une lentille convergente d’une lentille divergente par la l’épaisseur des
bords : minces pour les lentilles convergentes et épais pour les lentilles divergentes.
25
Une lentille convergente transforme un faisceau de rayons parallèles en un faisceau
convergent directement après la lentille.
On la schématise comme ceci :
Une lentille divergente transforme un faisceau de rayons
parallèles en un faisceau de rayons divergents.
On la schématise comme ceci :
Toutes les lentilles ont un centre optique : tous les rayons passants par ce point ne sont
pas déviés. Ici, le centre optique se trouve au centre géométrique de la lentille.
L’axe optique de la lentille est alors l’axe de symétrie de la lentille, on peut aussi dire
qu’il est perpendiculaire à la lentille en son centre optique O.
26
Tout rayon parallèle à l’axe optique de la lentille émerge en passant par le foyer principal image
F’ de la lentille.
Inversement, tout rayon incident passant par le foyer principal objet F d'une lentille convergente
émerge parallèlement à l'axe optique de la lentille.
La distance OF’ est
appelée distance focale de la
lentille et est caractéristique de la lentille. L’inverse de cette distance focale est la vergence qui
s’exprime en dioptries (de symbole δ) :
La distance focale d’une lentille convergente et toujours positive.
Maintenant, si deux faisceaux de rayons parallèles mais de directions différentes arrivent
sur la lentille, ils convergent chacun en un point (A et B) et ces deux points sont situés sur le plan
focal de la lentille (ici un faisceau est parallèle à l’axe optique de la lentille).
b) Et alors comment marche la lunette ?
27
Ce sont les propriétés de ces lentilles qui sont utilisées dans la lunette astronomique :
Celle-ci est en effet composée de 2 lentilles convergentes, de dioptries (et donc de
distances focales) différentes. Une va constituer l’oculaire (du latin oculus, là où on va mettre
l’œil) et l’autre l’objectif (par où va entrer la lumière). Mais l’espace entre les 2 lentilles ne doit
en rien être laissé au hasard :
Ici l’objet étudié (A0B0) est très très loin (dit à l’infini) et est observé à l’œil nu sous le
diamètre apparent θ. On considère que le pied de l’objet est sur l’axe optique de la lunette (les 2
lentilles étant sur le même axe optique). La première lentille (objectif) va faire converger ces
rayons et en donner une image A1B1 sur son plan focal. Cette image devient alors un objet pour
la deuxième lentille (oculaire). Et si le plan focal de l’oculaire et confondu avec celui de
l’objectif (ces plans sont confondus en le plan P sur le schéma), alors l’image de A1B1 donnée
par l’oculaire est à l’infini. La lunette est dite afocale. Cette image donnée par l’oculaire est alors
observée par l’œil sous le diamètre apparent θ’, et l’œil n’accommode pas, ce qui est la position
la plus confortable.
c) Comment calculer les grossissement d’une lunette ?
Le grossissement s’exprime grâce au diamètre apparent par le rapport :
G=θ'/θ
Or, comme on peut le voir sur ce schéma, par trigonométrie, on a :
tan θ = (Α1Β1)/(O1F'1) et tan θ' = (A1B1)/(F2O2)
28
Or, θ étant de faible valeur, on a tanθ = θ.
D'où G = [(Α1Β1)/(O1F'1)] / [(A1B1)/(F2O2)]
Soit en simplifiant : G = (O1F'1)/(F2O2) ou G= f1/f2
avec f1 la distance focale de l’objectif et f2 celle de l’oculaire.
d) Quels sont les avantages et les inconvénients de la lunette astronomique ?
Contrairement au télescope de type Newton, la lunette ne possède pas d’obstruction ni de
coma, comme expliqué dans la partie sur les télescopes (p37).
Mais dans une lunette astronomique, plus la distance focale de l’objectif est petite, plus
les rayons lumineux sont déviés et donc plus la lentille agit comme un « prisme », ce qui entraîne
du chromatisme (aberrations optiques provoquant par exemple un liseret bleu autour de l’objet).
De ce fait, la lunette devra posséder une distance focale importante (ou des verres de très bonne
qualité, très coûteux) pour atténuer ces aberrations. De plus, plus le diamètre de l’objectif est
important (pour capter plus de lumière), plus celui-ci est difficile et coûteux à réaliser. Pour
obtenir de forts grossissements, la lunette nécessite donc une grande distance focale de l’objectif
et une petite distance focale de l’ oculaire, ainsi qu’un grand diamètre pour capter beaucoup de
lumière. Elle est donc beaucoup plus encombrante qu’un télescope par rapport à son diamètre
d’objectif.
e) Quelques exemples de lunettes astronomiques
29
Lunette skywatche appartenent à Boris Emeriau de caractéristiques :
D (diamètre de l’objectif) =80mm
F (distance focale de l’objectif) =400mm
Lunette Vixen : D=120mm
F=800mm
De meilleure qualité optique
30
Lunette de astronomique sous coupole de l’observatoire de Meudon de 83 centimètres de diamètre construite en
1889 qui fut la plus grande d’Europe. La distance focale est environ de 16m !
3) Qu’a observé Galilée et quelles sont les conclusions qu’il en a tiré ?
Mais les applications les plus intéressantes de cette lunette pour Galilée furent les
applications astronomiques ! La rumeur de la lunette hollandaise prétendait déjà que l’on voyait
beaucoup plus d’étoiles grâce à cet appareil optique qu’à l’œil nu. Galilée continua donc à
améliorer son instrument jusqu’à un grossissement d’environ 20 fois. Puis, sa curiosité
scientifique le poussant, il enchaîna les observations (dans un ciel qui bien entendu n’était pas
aussi pollué par la lumière qu’aujourd’hui) et fit en l’espace de quelques semaines seulement de
nombreuses découvertes :
- Il découvre que la voie lactée est en fait composée d’énormément d’étoiles, dont la forte
concentration en certaines zones donne une couleur blanchâtre, d’où son nom (la lunette permet
en effet de capter plus de lumière et donc de voir des étoiles émettant moins de lumière).
- En observant les phases de la lune, il découvrit que celle-ci n’est pas une sphère parfaite
comme le voulait la théorie aristotélicienne, mais qu’elle est accidentée et comporte des
montagnes très hautes (et des cratères !) (Il estime la taille de certaines à 7000 m, soit plus hautes
que celles de la Terre connues à l’époque.) Il observe ces montagnes grâce à la zone de transition
entre une zone éclairée et une zone sombre de la lune (lors des demi-lunes) appelée terminateur.
Il observe également les phases de la Lune qui sont la preuve, selon lui, qu’elle tourne autour de
la Terre.
31
Dessins des différentes phases de la Lune de Galilée
- Il dénombra les étoiles de la constellation d’Orion. Il s’aperçut également que des
étoiles visibles à l’œil nu étaient en fait des amas d’étoiles (il aurait par exemple pu découvrir
l’objet M38). Il observa les anneaux de Saturne mais ne put pas déterminer leur nature.
32
Illustration d’époque des anneaux de saturne vus sur plusieurs années
- Mais en pointant son instrument sur Jupiter (c’est la plus grosse planète du système
solaire, et un des objets les plus brillant du ciel), il découvrit 3 puis 4 « étoiles » alignées autour
de la planète. Il découvre alors l’explication : ce sont des satellites de Jupiter ! Là encore, il
contredit la théorie aristotélicienne car ces corps tournent autour de Jupiter et non de la Terre. Il
considère Jupiter et ses satellites comme un modèle du système solaire (système de Copernic
miniature). Il les nomme Callisto, Europe, Ganymède et Io, que l’on a ensuite nommés « lunes
galiléennes ».
- Il a également observé les taches solaires en utilisant un « stratagème » qu’il avait
trouvé : la méthode par projection. Il pointe la lunette vers le Soleil et pour ne pas se brûler les
yeux, il projette l’image sur un écran.
Conclusion partielle :
Toutes ces observations l’amènent donc à penser que comme le dit Copernic, ce
n’est pas la Terre qui est au centre du système solaire, mais bien le Soleil. La Terre, tout
comme les autres planètes tournerait donc sur elle-même et autour du Soleil. Galilée
devient donc partisan de Copernic, mais doit rester prudent à cause de l’église, mais
également de la communauté scientifique, qui refuse que les idées d’Aristote et le système
de Ptolémée, admis depuis plus de 1000 ans soient faux ! Il doit donc continuer à enseigner
à ses élèves de l’université la théorie de Ptolémée, alors qu’il est convaincu qu’elle est
fausse. Il obtient cependant le droit de rédiger un ouvrage totalement objectif comparant
les 2 systèmes : Dialogue où dans les rencontres de quatre journées il est disserté au sujet des
deux principaux systèmes du monde, le ptoléméen et le copernicien, en proposant sans aucune
détermination les raisons philosophiques et naturelles tant en faveur de l’une que de l’autre des
parties.
Celui-ci est publié en 1632. Mais s’étant trop livré à l’éloge de la théorie copernicienne, il
est convoqué au Saint-Office. Les audiences débutent en avril 1632. Il est jugé coupable en
juin, doit abjurer ses erreurs et est assigné à résidence. C’est à la suite de ce procès que la
légende veut qu’il eut dit la fameuse phrase : « Et pourtant, elle tourne… »
4) Réalisation d’une lunette de type Galiléenne
Nous avons voulu observer le ciel tel que Galilée l’a vu avec sa lunette il y a plus de 400
ans, afin de pouvoir refaire les observations qui lui ont permis de contredire le système de
Ptolémée. Nous avons donc emprunté au lycée des lentilles de dioptries différentes :
33
-une lentille de vergence 2 δ (on l’appelle L1)
-une lentille de vergence 8 δ (on l’appelle L2)
Matériel nécessaire à la réalisation de la lunette :
Les 2 lentilles (dans un rouleau de papier toilette afin qu’elles soient bien droites)
Une grande feuille de carton souple pour réaliser le tube
Une allait constituer l’oculaire et l’autre l’objectif. Celle qui constitue l’objectif doit avoir la plus
grande distance focale.
C=1/f donc f=1/C on a donc pour L1 : f1=1/2 soit f1=0,50m
et pour L2 : f2=1/8 soit f2=0,125m ou f2=12,5 cm
On place donc L1 en objectif et L2 en oculaire. Les 2 plans focaux doivent être confondus à
l’intérieur de la lunette, afin que la première image formée par L1 soit située dans le plan focal
de la lentille L2 et que l’image formée par L2 soit alors à l’infini (l’œil n’accommode pas). On
ajoute donc les 2 distances focales pour obtenir la distance séparant les 2 lentilles dans la
lunette : f1+f2 = 50+12,5 = 62,5 cm !
On obtient alors une lunette de grossissement :
G= f1/f2 = 50/12,5 = 4 !
C’est à peu près (un peu moins) le grossissement qu’avait obtenu Galilée pour sa première
lunette, et plus que le grossissement d’Hans Lippershey !
On remarque cependant qu’il faut éloigner l’objectif de l’œil pour voir nettement l’objet observé.
Les instruments astronomiques que nous connaissons doivent pourtant être utilisés en regardant
directement dans l’oculaire. On s’est alors demandé pourquoi cela ne marchait pas pour notre
lunette.
En fait, il existe un « cercle oculaire », où la lumière est la plus concentrée à la sortie de la
lunette. Pour trouver cet endroit sur la lunette, on procède comme suit :
34
•
•
Nous avons placé un écran blanc opaque juste devant l’objectif puis nous avons approché au
maximum une lanterne (sans objet) de l’objectif. L’écran blanc permet d’éclairer de façon
uniforme l’objectif.
Nous avons ensuite recherché la position du disque possédant le maximum de lumière : il
s’agit du cercle oculaire.
Nous avons alors obtenu comme résultat :
C’est à cet endroit que l’œil doit être placé car c’est là qu’arrive le plus de lumière. Par
définition, le cercle oculaire est l’image de l’image de l’objectif par l’oculaire.
Nous avons alors rajouté du carton afin d’être directement à la bonne distance de l’oculaire lors
de l’utilisation de la lunette.
Voici le résultat final :
35
Conclusion de la partie :
Les perfectionnements des lois de l’optique et du matériel ont permis, avec
l’invention de la lunette astronomique, une grande avancée dans l’histoire de l’astronomie.
L’église et la communauté scientifique en général ont cependant ralentit certaines avancées
en refusant l’invalidation d’un système accepté depuis plus d’un millénaire. Heureusement,
l’apport d’arguments en faveur de la nouvelle théorie permet finalement un peu plus tard
la validation de cette nouvelle théorie. Et la course au plus gros objectif, au plus gros
grossissement continue pour voir toujours plus loin, avec l’invention quelques années plus
tard du télescope …
Une expérience permettant de démontrer de façon simple que la Terre tourne belle est bien sur ellemême est celle du pendule de Foucault. En effet, un très grand pendule ne se désaxe pas quand il
oscille, même quand son support bouge. Mais nous ne pouvons tout vous réexpliquer, car ça serait
l'objet d'un nouveau TPE...
36
III/Les méthodes d’observations de Newton à aujourd’hui
1) Le télescope de type Newton et accessoires optiques
Le principe de la lunette astronomique pose déjà quelques problèmes, notamment dans les
dimensions des lentilles, qui doivent restée petite pour permettre un bonne usinage (sinon
trop coûteux), ainsi que certaines aberrations optiques, comme le chromatisme ( NB). Mais
que serait un télescope ou une lunette sans un oculaire? Nous allons voir quelques
accessoires optiques indispensables à une bonne observation....
1)Isaac Newton (1643-1727)
Connu pour ses travaux mathématiques et notamment son célèbre ouvrage les principia
mathématique, Isaac Newton révolutionna aussi l'astronomie d'observation. Il fut le premier à
faire un télescope avec une formule optique révolutionnaire (il s'inspira de celle de James
Gregory ), le télescope qui porte désormais son nom. Voici une réplique d'un télescope de 6”
qu'il présenta à la Royal Society en 1672. (1”=25,4mm)
37
2) Le télescope de Newton
Ce télescope est constitué, de nos jour, de 2 miroirs, un primaire parabolique et un secondaire,
plan. Au contraire de la lunette, qui est un réfracteur, le télescope de Newton est un réflecteur. Ici
le rayon arrive de Q et est reflété sur le miroir plan pour arriver en Q.
•
Sur ce schéma, le trajet des rayons lumineux est modélisé par les flèches. La lumière entre dans
le télescope, est réfléchie et concentré par le miroir primaire (parabolique) vers le miroir
secondaire (plan), qui lui renvois la lumière vers l'oculaire. La distance focale de l'instrument est
la distance entre le miroir secondaire et le miroir primaire.
L'oculaire est placé à l'endroit indiqué, et permet, grâce à un mécanisme de roues denté, de
bougé pour ajuster la mise au point de l'image.
L'image obtenue est inversé « haut-bas » et « gauche-droite ».
38
Magnitude visuel (mv) :
Elle mesure la luminosité d’un objet céleste (étoile, planète, objet du ciel
profond…) vue de la Terre. Plus cette magnitude est petite, plus l’objet est
brillant.
Par exemple, le soleil à pour magnitude visuelle -26,7 ; l’étoile la plus
brillante du ciel, Sirius à pour mv = -1.46.
Dans un site de campagne, l’œil nue peut atteindre facilement mv=6,0 (1
000 à 2 000 étoiles visibles) ; les jumelles 10x50 mv=10 ; un télescope de
D=115mm mv 12,5 ; les télescope professionnels actuels jusqu’à mv=30. Bien
entendue ce ne sont que des magnitude théorique, avec de l’expérience et un bon
ciel on peut facilement les dépasser. Mais plus le diamètre de l’instrument, plus
celui si collectera de lumière, et donc la magnitude visuelle atteinte sera d’autant
plus grande.
avantages :
Ce télescope permet, par rapport à lunette, de gagner en surface collectrice de lumière (le miroir
primaire ici et la lentille sur la lunette). En effet, le miroir primaire est plus simple d'usinage
(“facile” à tailler par des amateurs). On peut donc polir des miroirs de gros diamètre plus
facilement, la surface collectrice du miroir dépendant du miroir primaire, et celui-ci pouvant être
très gros (8m pour le VLT), la clarté, la définition de l'image ainsi que la magnitude visuelle
atteinte obtenue seront sans équivalent par rapport à une lunette de même coût (qui aura un
diamètre beaucoup plus faible!).
inconvénients :
collimation : Action d’aligner les
optiques d’un télescope : cela
permet aux amateurs comme aux
professionnels de disposer d’un
appareil présentant le moins
d’aberrations optiques possibles.
En revanche, les optiques doivent être parfaitement alignés pour l'obtention d'une bonne image.
Ainsi, ce télescope doit souvent être collimaté, à l'aide de vis moussantes et tirantes situé en
dessous le miroir primaire et au dessus du miroir secondaire. Cette opération devient assez
rapidement une habitude chez l’amateur.
39
Ici, les traits rouges représentent le trajet des rayons reçu lorsque le télescope est décollimaté, et ceux en gris
lorsqu'il est correctement collimaté (ici, le problème venait d'un mauvais centrage du miroir secondaire, mais cela
peut tout aussi bien être un mauvais centrage du miroir primaire) :
Le secondaire étant placé devant le primaire, ainsi que son araignée de fixation, il empêche,
suivant son diamètre, la lumière de passer, et créé des diffractions gênantes. En moyenne, cette
obstruction est de l'ordre de 24%.
Des contraintes mécaniques, comme le poids du miroir primaire sur ses patins de fixation,
peuvent occasionner des images moins bonnes que la normal.
Le tube étant ouvert, l'air est donc brassé devant les miroirs, à l'intérieur du tube, cela occasionne
d'avantage de turbulence que sur une lunette, qui elle est fermé.
Il y a certains problèmes de coma, du au fait que le plan focale n'est pas plan (tous les points
regardés à l'infini ne vont pas se retrouver dans un même plan) : les étoiles, notamment en
photographie grand champs, ne sont plus des points.
Ces inconvénients sont minimes face au gain occasionné par un diamètre plus grand !
C'est ce genre d'optique (mais en amélioré, comme nous verrons plus bas) que les professionnels
utilisent pour leur télescopes.
Ici un télescope dobson d'amateur, fait entièrement par l'auteur (miroir primaire et secondaire poli à la main et à la
machine), de D=600mm et F/D=3,3. On voit bien le miroir primaire ainsi que l'araignée qui soutien le miroir
secondaire. L'oculaire se place dans le porte oculaire au centre de l'image.
40
3) télescopes “dérivés” du télescope de Newton
*Télescope
de maksutov
Un peut plus tard que le télescope de type newton, d'autres types d'instruments ont vue le jour,
comme par exemple le télescope de maksutov. Ce télescope possède une lentille à l'entrée du
télescope faite du lame sphérique relativement épaisse. Elle permet de corriger le défaut de
coma, et limite les turbulences interne (le tube étant, comme sur la lunette, fermé). En revanche,
cette lame est très sensible à l'humidité et à la poussière.
Voici un schéma de cette optique :
41
*Télescope de Cassegrain
Peut de temps après le télescope de newton, une nouvelle formule optique apparaissait : le
télescope de cassegrain. Il est constitué de 2 miroirs. Le miroir primaire est concave et le
secondaire convexe. Les images sont inversées et se forment en arrière du miroir primaire, qui
doit être percé en son centre pour laisser la lumière.
Ici en vert, le trajet de la lumière :
Beaucoup de télescopes d'amateur utilisent ce genre d'optique, et notamment le maksutovcassegrain, qui utilise les 2 méthodes énoncées ci-dessus.
42
3)Les indispensables du télescope
*les oculaires
Outil indispensable de l'astronome amateur, c'est un système optique complémentaire de
l'objectif, qui permet d'agrandir l'image produite au plan focal. C'est une “loupe”, composés de
lentilles, qui permettent un certains nombre de corrections. Ces lentilles peuvent êtres
divergentes et convergentes.
Ici, le schéma optique d'un oculaire de type erfle (75° de champs apparent) : il y a
beaucoup de lentilles, certaines permettent des correction d'aberration optique, d'autre le
grossissement, ou encore d'augmenter la taille du champs apparent.
Ci-dessus une autre sorte d'oculaire, mais de champs comparable que celui précédent (68° de
champs apparent).
43
La différences au niveau de la formule optique est assez importante : un des deux
comporte plus de lentilles que l'autre, mais est deux fois moins cher ! Cela peut s'expliquer par la
qualité des optiques utiliser : l'un permettra l'obtention d'une image avec moins de défauts, et
plus de contrastes.
Calcul du grossissement : G= F/f où G le grossissement F focale de l’instrument(en mm) et f focale de
l’oculaire(en mm)
Calcul du diamètre du champs sur le ciel: C=Co/G où C le diamètre du champs sur le ciel(en °) à
l’oculaire, Co le champs théorique de l’oculaire (en °) G en x.
Exemple : Nous possédons un téléscope de F=1200mm ; un oculaire de f=20mm et Co=60° On a alors
G=1200/20=60x et C=60/60=1°
*Les filtres
L'ajout de filtre, devant l'oculaire ou l'objectif de la caméra (en les vissant) permet de filtré
certaine partie de la lumière. Il existe plusieurs sortes de filtres, qui permettent des choses
différentes, voici les principaux :
-les filtres gris ou neutre transforment la quantité de lumière ressue, il atténue la lumière ressue :
ils sont surtout utile lors d'observation lunaire.
-les filtres de couleur : ils ne laisse passer qu'une seule sorte de couleur, ils permettent de
renforcer les contrastes sur les planètes (par exemple sur Mars, un filtre rouge permet de mieux
voir certains détails, comme Olympus Mons)
-filtre interférentiel “anti-pollution” : Ces filtres ont été conçus dans le but d'éliminer, autant que
faire se peut, les rayonnements parasites urbains occasionnés principalement par l'éclairage
public. En effet les divers lampadaires (blancs à vapeurs de mercure et à iodures métalliques et
44
jaunes à vapeurs de sodium) provoquent un fond de ciel lumineux "jaune-orangé" qui a l'allure
spectrale donnée par cette figure :
Profil spectral d'un ciel de campagne (la “petite courbe” en gris) et d'un ciel urbain (la “grande courbe” en noir).
Ces filtres ne laissent donc pas passer les longueurs d'onde du spectre où émettent les
lampadaires.
Ciel profond : Il réuni tous les objets situés en dehors
du système solaire, il comprend :
-les étoiles
-les nébuleuses (planétaire, diffuse et obscures)
-les amas stellaires
-les amas globulaires
-les galaxies et amas de galaxies
-les quasars
-et bien d’autres objets !
-Filtres interférentiels spécifiques : Ces filtre laisse passer une plus ou moins large bande du
spectre ressue : ils sont dit à bande large ou étroite. Ils sont surtout utiliser dans l’observation
(visuelle comme photographique) du ciel profond.
Ici, la courbe en noire est la partie du spectre donc laisse passer le filtre (ici un OIII). L'abscisse
est la longueur d'onde en Å. Le filtre présenté est donc très sélectif, car il ne laisse passer que la
partie du spectre comprise entre 4900 et 5100 Å. Cette partie du spectre correspond aux raies
d'émission de l'oxygène, les nébuleuses émettant beaucoup dans cet partie du spectre, ce filtre
renforce énormément leur contraste, et permet d'observer de nouveau détails (ou de les renforcer)
sur les objets du ciel profond.
45
*le chercheur
C'est une petite lunette, qui possède un très grand champs et qui est fixé en parallèle à
l'instrument optique principale : du fait de son grand champs, elle permet de se repérer dans le
ciel, et avec l'aide d'atlas, de repérer un objet.
Ici le chercheur est la petite lunette fixé sur le gros tube. C'est un 9x50 (9 de grossissement et 50mm de diamètre)
46
Conclusion :
L'avènement du télescope de type newton permet des observation beaucoup plus précisent,
du fait du diamètre important qu'il peut acquérir. Son diamètre peut atteindre les 8m chez
les professionnel, et même les amateurs ont accès à des télescope de gros diamètre, comme
le 600mm de David Vernet (il possède aussi un 1m de fabrication personnel).
Et que serait un télescope, sans filtres ou oculaires? Ces derniers, surtout les filtres, ont pu
rendre l'observation plus précise de certaines parties du spectre.
2) L’évolution des montures et l’avènement de la monture
équatoriale
Chaque instrument optique, pour donner son plein potentiel, à besoin d'une monture pour
le soutenir et stabiliser l'image observable à l'oculaire. De nos jours, différentes monture existent,
réunis en deux grandes familles : les montures de type azimutale et les monture de type
équatoriale.
I- une brève histoire de l'évolution des montures
Depuis les premières lunettes astronomiques datant de l'époque de Galilée, c'est posé le
problème des montures. En premier lieu, les savants de l'époque réalisèrent pour soutenir les
instrument les montures dont le mouvement est le plus simple possible, la monture azimutale.
Il faudra attendre 1774 pour que Jess Ramsden invente le principe de la monture équatoriale. (il
est aussi connu comme le constructeur le plus réputé d'instrument scientifiques du XVIIIe
siècle )
II- principe de la monture de type azimutale
C'est la monture la plus simple possible : elle permet à l'instrument fixer dessus
d'effectuer des rotations autour d'un axe horizontale et d'un axe verticale. Non informatisé, cette
monture ne permet pas de suivre le mouvement des astres. Elle permet, de nos jours, de soutenir
de gros instruments pour les amateurs (les télescopes de type dobson), mais aussi le
professionnels. Ces derniers peuvent, même avec ce genre de monture, suivre le mouvement des
astres grâce à des logiciels. Mais, sans logiciel, la poursuite d'un objet dans le ciel demande des
modifications sur les deux axes régulièrement.
Même informatisé, la poursuite d'objets au zénith est difficile, car demande une rotation
en azimut très rapide.
47
Voici un schéma d'une monture de type azimutale pour un grand télescope : la grosse flèche représente l'axe
horizontal (azimut) et la petite flèche l'axe verticale (vous remarquerez que le télescope présenté est de type
cassegrain)
Ici, un télescope de type dobson ( nom de son inventeur, états-unien ! ), celui si à été réalisé (mais les optique non
pas été poli par l'auteur) par Pierre Strock (génial inventeur d'un télescope de gros diamètre pouvant voyager d'un un
petit sac : le strock 250) : La monture, en bleu est de type azimutale, supporte un télescope de D=250mm
Derrière, le désert Lybien au couché du soleil...
Et ci-dessous une monture azimutale plus «traditionnelle» :
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III-principe de la monture de type équatoriale
La Terre tourne ! Et les étoiles semblent ainsi animées d'un mouvement (apparent) estouest. Pour suivre ce mouvement, la monture azimutale s'est avérée compliquée : il fallais en
permanence faire pivoter l'instrument sur 2 axes. La monture de type équatoriale permet de
compenser ce mouvement par une rotation inverse à celle de la Terre.
Pour cela, il faut qu'elle comporte un axe de rotation parallèle à celui de la Terre : c'est
l'axe d'ascension droite. Il est divisé en 24h sidérales. Cet axe est complété par un second axe,
l'axe de déclinaison, mesuré de -90° à 90° : c'est l'angle entre l'équateur céleste et l'objet.
Si l'on prolonge l'axe de rotation dans le ciel, on remarque qu'il passe (quasiment) par une
étoile bien connu : l'étoile polaire. Il suffit donc, pour mettre son instrument en station, de
pointer cette étoile avec l’axe d’ascension droite (facile à dire, mais plus compliqué à faire!).
Le gros inconvénient de cette monture, est que plus le télescope et le matériel fixé dessus
est lourd, plus la monture doit être robuste et précise, il est donc difficile pour les professionnels
d'utiliser ce genre de monture pour leurs très gros instruments.
En revanche, l'amateur pourra utiliser ce genre de monture pour photographier le ciel en
longue pose : c'est grâce à cette monture que les premières photos du ciel profond ont pue être
réalisés.
49
Schéma d'une monture équatoriale à fourche : la flèche en bas à droite représente la rotation de l'ascension droite et
la flèche de gauche la rotation de la déclinaison (ici aussi, un cassegrain !)
Ici, une monture équatoriale :
50
Les coordonnées équatoriales:
ascension droite α et déclinaison δ
L'observateur est placé en O, Z désigne le Zénith du lieu d'observation et P l'étoile polaire (l'axe polaire étant
modélisé par la droite (PP'). T est le mouvement apparent du ciel (l'inverse du mouvement de rotation de la Terre).
L'observateur observe un objet M dans le ciel et possède une monture équatoriale. L'ascension droite de la monture
tourne autour de l'axe (PP'), et la déclinaison suivant l'axe (OH). Après avoir pointer l'objet M, pour le suivre,
l'observateur n'aura plus qu'à suivre le mouvement de T en faisant tournée l'ascension droite grâce à une molette (ou
un moteur) : l'objet M restera en permanence dans le champs !! Les coordonnée de l'objet M seront : α en heure et
minutes et δ en degré ° et minute d'arc '.
Conclusion : L'avènement de la monture de type équatoriale a permis à l'astrophotographe
de suivre le mouvement des astres, et donc de faire des photos longue pose. Informatisé, la
photographie et la monture de type équatoriale permettent de cartographier le ciel en
permanence et assez rapidement et précisément : c'est donc une grande avancé dans les
méthode d'observation.
Mais cette monture, du fait de son encombrement, tend à être remplacé par
des monture azimutales informatisés, qui elles aussi permettent grâce à des programmes
compliqué de suivre le mouvement des astres : elles sont utiliser principalement par les
télescopes géants comme le VLT.
51
3) L’astrophotographie
La première photographie date des années 1826-27, c'est peut de temps après qu'il vient
une application astronomique à la photographie, et la “création” d'un nouveau domaine,
l'astrophotographie. Nous allons voir ce qu'implique ce nouveau domaine.
1)les premiers photos astronomiques, les petits début d'une grande débouchée
C'est John William Draper, qui fut le première à faire un daguerréotype (image exposé
directement à une surface en argent polie comme un miroir) de la Lune. Puis, en 1880, son fils
Henry Draper fut le premier à faire une photographie stellaire, celle de la célèbre nébuleuse
d'Orion (M42), avec un instrument de 280mm de diamètre, avec un temps de pose de 50minutes.
Mais cette photographie représentait moins que ce que l'on pouvait voir avec l’œil et un
instrument.
Mais les techniques de la photographies avancèrent rapidement, et on pue obtenir des
détails sur la Lune ou sur des objets stellaire d'une qualité et d'une précision inégalé avec le
dessin. On utilise dès lors ses photographies pour dresser les premières cartes précisent de la
Lune et du ciel.
Mouchez, en 1887 commença un projet «astronomique», cartographier et relever les
coordonnées, grâce à la photographie, de plusieurs millions d'astres de la voûte céleste, environ
toutes les étoiles ayant une magnitude apparente allant jusqu'à 11-12. Mais ce projet échoua, au
bout de plusieurs décennies de labeurs, il permis tout de même de découvrir bon nombre d'objets
et de système binaires (étoiles gravitant l’une autour de l’autre).
Voici une photographie des Apennins lunaires (une chaîne de montagnes sur la Lune) obtenue par Nasmyth en 1864
:
52
1. Techniques de l'astrophotographies
Du fait de sa luminosité, la Lune est un objet assez “simple” à photographier, en effet, en
émettant beaucoup de lumière, celle-ci est beaucoup plus facilement “imprimé” sur le papier
photographique, un temps assez court (quelques secondes peuvent suffire !) d'exposition est
suffisant.
En revanche, la photographie du ciel profond, de la fait de la faible luminosité des objets, est
plus difficile et demande un appareillage plus sophistiqué. Il faut donc un temps beaucoup plus
important à la pellicule photographique, ou au capteur CCD (plus récent) pour enregistrer leur
lumière, et ainsi dévoiler toute leur beauté !
Pour la photographie argentique (pellicule photo), des temps de pose de plusieurs dizaines de
minutes, allant à plusieurs heures sont donc nécessaires. Les problèmes qui en découlent sont
assez simple à comprendre : Le ciel tournant au court de la nuit, il faut une monture de type
équatoriale pour pouvoir suivre leur trace, l'objet apparaît ainsi “rester à la même place”. Mais
des montures de ce type sont assez coûteuses, surtout les plus précisent (1” d'arc de décalage, et
l'image est raté !). Et durant tout ce temps, l'appareil photographique (en pose “B” pour que le
capteur reste ouvert à souhait) peut subir des mésaventures : buée, petit choque, vent etc...
Voici une image argentique prise avec un télescope de type newton D=212mm de diamètre F/D=3,9, pose de 20
minutes sur film Ektar 1000 faite par un amateur francophone.
53
Mais ces dernière dizaines d'années ont vue naître une nouvelle technique de photographie,
largement utiliser par les amateurs : les capteurs CCD. Le grand avantage fasse à la photographie
argentique “traditionnelle”, c'est que l'on peut compositer (additionner) les images : Par exemple,
au lieu de faire 1h de pose, il est possible, pour un résultat similaire de compositer 360 images de
10s de poses ! L'avantage est énorme, la monture peut être un peut moins précise, et si une image
est raté, ce n'est pas grave ! On peut aussi beaucoup plus facilement ajouter des filtres
interférentiels pour faire ressortir certains éléments ( par exemple sur les 360 poses, il est
possible de faire 240 poses en images “naturelle”, 60 poses avec un filtre Hbeta, 60 poses avec
un filtre OIII, etc).
Une image réalisée par Bobby Middleton avec un télescope Newtonien de 317 mm f/7. Compositage de
12 images enregistrées sur film Kodak PJ-400 hyper sensibilisé dont 10 images de 60 minutes + 2
images de 3 minutes pour le Trapèze( le “coeur” de la nébuleuse)
54
Ici le gain en finesse et en beauté entre les 2 images est assez impressionnant !
Et ici, une image réaliser par le télescope professionnel Hubble, la différence est assez
importante !
55
3) Qu’est-ce qu’une caméra CCD ?
Photo d’un capteur CCD dans une caméra
La première question qu’il nous vient a l’esprit lorsque l’on voit « CCD » c’est qu’es ce que
signifie cette obscure abréviation ? CCD signifie Charge-Coupled Device, ou autrement dit
détecteurs à couplage de charge. Mais ceci ne nous avance pas à grand-chose : détecteurs à
couplage de charge reste encore une fois une obscure expression. Pour traduire ce qui ce cache
dernière cette dernière nous allons donc commencer par la définir.
56
En faite le CCD est un capteur photographique. Un capteur photographique est un composant
électronique qui, chez le CCD, a pour rôle de transformer toutes lumières invisible a l’œil nu
(UV/ IR), en lumière visible. Encore une fois une question persiste (et vous allez voir, il en reste
beaucoup) : comment ce capteur fait-il pour rendre visible l’invisible ?
Comme vous le savez sans doute, la lumière est constituée de photons. Que cette dernière ce
situe dans les IR ou les UV cela ne change pas. Cela fait un point commun entre la lumière
visible et la lumière « invisible ». Par chance, l’électronique n’a pas d’œil mais des capteurs qui
eux peuvent tout voir. Ainsi le CCD va dans un premier temps enregistré l’information ressues
(les photons) et va la transformer en énergie électrique (ces photons rentre alors dans le domaine
du visible). Dans une deuxième « phase » le CCD va transformer cette information électrique en
information A/D (Analogique/digitale : l’analogique est la représentation d'une information par
un signal à évolution continue (par exemple la courbe sinusoïdal d’un signal électrique sur un
oscilloscope)). Dans une troisième partie ce capteur va amplifier de façon monumental ce signale
permettant alors l’obtention d’un signale numérique qui donnera alors l’image en numérique.
Vous me direz : « pourquoi faire compliqué quand on peut faire simple : l’argentique ça marche
très bien et le procédé est beaucoup plus simple (il coûte surtout moins chère) ». Et bien je vous
répondrais que vous n’avez pas tord. Seulement il y a plusieurs avantages à cette technique. Le
principal est que la « pellicule » servant de support à la photo (une matrice de capteurs
élémentaires constitués de photodiodes) est théoriquement plus efficace jusqu’à 99% fois plus
qu’une pellicule d’un argentique (et seulement 50% en pratique).
Ce genre d’appareil est naturellement très utilisé en astronomie (les scientifique raffolent de ce
genre d’avancés.)
Seulement dit comme ça, cela parait simple. Mais ce principe mérite quelques
approfondissements.
Premièrement : comme dit précédemment le capteur transforme les photons ressues en image
numérique mais comment fait il ?
I.
Le capteur CCD capte les protons émis par la lumière et les transforme en « électrons
trous » selon un un effet : l’effet photoélectrique. L’effet photoélectrique est facilement
compréhensible. Le principe est que des photons arrivent sur le capteur (ici un substrat
semi-conducteur (voir dans les futures étapes)), transmettent toute son énergie cinétique à
un électron. Avec cette énergie l’électron serra alors éjecté du conducteur (d’où son nom
« électron trou » car il crée un « trou » dans le matériau).
57
II.
Schéma de l’effet photoélectrique
I.
Dans une seconde étape le capteur CCD récupère tous les électrons trous (qui serrons
proportionnel à la quantité de lumière) et par variation de potentiel il transfert ces
électrons de photosytes en photosytes (les photosytes sont les capteurs élémentaires de
l’appareil CCD, c’est l’équivalent d’un pixel).
58
Schéma du transfert des électrons troue de photosytes en photosytes.
I.
La troisième est celle où les électrons sont transformé en tension, qui serra donc
proportionnel au nombre d’électrons troue et donc à la quantité de lumière capté par le
capteur CCD. Il va ensuite intensifier mais surtout numériser cette tension (permettant
alors l’obtention d’une image)
Vous vous en doutez sûrement. Dit comme ça, le capteur CCD ne fournira que des images noir et
blanc. Mais alors comment faire pour y intégrer la couleur ? Juste après l’obtention de
l’image, on la « met en couleur » ?
Et bien non, le capteur CCD va en faite appliquer la couleur grâce a des filtres qui serrons à
même les capteurs. Ces derniers seront en faite composé des couleurs primaire ou RVB (Rouge
Vert Bleu). Le principe est que chaque pixel (ou photosytes) ne pourra « voir » qu’une seul de
ces trois couleurs. Alors le filtre est agencé de cette manière : Sur chaque groupe de 4 photosytes
on trouve un pour le bleu, un pour le rouge et deux pour le vert. Mais pourquoi avoir choisi cette
répartition et pas une autre. L’explication est simple : cette répartition correspond à la
sensibilisée de la notre vision (plus pratique pour voir les UV et les IR non ?!)
Maintenant le but est d’appliquer la couleur à la bonne longueur d’onde. Comment faire ? Et
bien il suffit de créer un programme qui va recréer les couleurs, en tenant compte des courbes de
réponse spectrale de l’objet photographié. Ainsi le capteur CCD va recréer une image en
trichromie (c'est-à-dire composée seulement des couleurs RVB). Cette trichromie permet donc
de créer une image en couleur, même avec des UV ou IR que l’œil ne voyait pas, mais
maintenant qu’il pourra contempler.
Image d’un filtre de capteur CCD
59
Le capteur CCD est donc la base de tout appareil numérique. Mais en astrophotographie,
ce petit bijou permet de voir l’invisible et de donner des images en Haute Définition, de
bien meilleure qualité qu’en argentique. Le capteur photographique permet alors
d'exploiter le plein potentiel de l'instrument astronomique.
4)Application de l’astrophotographie
* De nos jour, grâce aux moyens perfectionner dont disposent les professionnels, ceux-ci ont pu
dresser des cartes très précises du ciel, leur permettant à eux et aux amateurs de se repérer
beaucoup plus facilement dans la voûte célestes. Ce genre de carte est réalisé par des appareils
automatisés.
Par exemple, cette carte de la région de M42, extraite du célèbre atlas photographique
URANOMETRIA. La carte montre tous les objets observables, leur type, les étoiles jusqu'à la
magnitude visuelle 9,7, ainsi que les différents types d'étoiles (variable, étoiles doubles). Un
quadrillage précis (toutes les 4minutes en AD et 1° en déclinaison) permettent un repérage aisé
dans les instruments des amateurs !
Cet atlas Uranometria 2000.0, surtout destiné aux amateurs, répertorie :
-Toutes les étoiles du ciel jusqu'à la magnitude visuelle 9,7, et jusqu'à la magnitude visuel 11
pour certaines régions du ciel.
-671 amas de galaxies issues du catalogue Abell (1958)
-1 617 amas stellaires
-170 amas globulaires
-14 astérismes
-377 nébuleuses diffuses
-367 nébuleuses obscures
-1 144 nébuleuses planétaires
-260 sources radios
-35 sources de rayons-X
-quelques quasar
60
Ce genre de cartes permettent aux amateurs de repéré et de traquer des objets, difficiles à trouver
!
Ici
la carte n°116 de l'uranometria 2000.0 volume 1, M42 est aux coordonnées 5h3,4 -5°27
61
*Certains instruments professionnels peuvent ainsi, grâce à la photographie, cartographier en
permanence le ciel, pour détecter comètes ou astéroïde, pouvant menacer la Terre !
5) Photographie, télescopes et compréhension de l’univers
La photographie, ainsi que le diamètre sans cesse plus important des télescope ont pu
faire avancer certaine théorie sur l’univers, du fait des observations sans cesses plus
intéressantes.
En 1923, Edwin Hubble aidé par le télescope de 2,5m du Mont Wilson ainsi que par la
photographie, calcul la distance de « nébuleuse », comme M31 (évaluée à 800 000Années
Lumières). Il se rend compte rapidement que ces objets sont très éloignées, et se situent en
dehors de notre galaxie. Cette découverte est révolutionnaire car pour la première fois, on
comprend que les astres diffus lointains sont d’autres galaxies comme la nôtre, et l’univers prend
alors une dimension insoupçonnée !
En 1925 il tente de classer les galaxies découvertes selon leur morphologie. galaxies
lenticulaires(S0), spirales (Sa, Sb, SC ), elliptiques (E0, E3, E7), spirales barrées ( Sba, SBb,
SBc) et irrégulières qui sont ensuite classées par leur taille (voir schéma). Les proportions des
types de galaxies sont alors : 67% de type spirale (barrées comprises), 20% de type elliptique,
10% de type lenticulaire et 3% d'irrégulières.
Puis, quelques années plus tard il analyse la vitesse des galaxie, grâce au décalage des
raies spectrales. Il s’aperçoit que la relation vitesse-distance est approximativement linéaire.
Il énonce alors la célèbre loi de Hubble : plus une galaxie est éloigné, plus son décalage
vers le rouge est grand. Il démontrera ensuite que la vitesse d’éloignement d’une galaxie est
proportionnelle à sa distance : Ce sont les début de la théorie d’expansion globale de l’univers.
Edwin Hubble a désormais donné son nom au célèbre télescope spatial Hubble.
62
Conclusion:
La photographie est une avancé très importante dans l'astronomie, elle a permis aux
professionnels de découvrir bon nombres d'objets, de cartographier le ciel et de le
surveiller. La photographie à l'avantage sur le dessin de sa rapidité, son autonomie et
surtout de sa précision et de son objectivité !
La photographie permet également de voir des choses que l’œil humain ne peut
appréhender, et surtout elle permet d'acquérir des données beaucoup plus rapidement et
plus précisément qu'une observation visuel de la voûte céleste, c’est ainsi que Hubble a pue,
grâce à la photographie et au diamètre important de son instrument, déterminé une
expansion globale de l’univers ainsi que cataloguer suivant leur type les galaxies.
4) Les instruments des professionnels
*Les Very Large Télescopes
Photographie des 4 UT et de 3 AT à Cerro Paranal au Chili
Il existe actuellement d’énormes télescopes que l’on appelle les VLT ou dans certaines
conditions les VLTi (Very Large Telescope Interferometer). Ces télescopes nous ont permis
de nombreuses découvertes et sont actuellement les plus puissants au monde.
Pourquoi VLT ?
Comme dit précédemment VLT signifie Very Large Telescope. Mais ce que vous vous
demander le plus doit être : pourquoi cette appellation varie. Et bien dans un premier temps je
63
vous dirais juste que VLTi est une appellation qui ne fonctionne que lorsque que tous les
télescopes VLT et les télescopes annexes à ces VLT sont réunis.
Comment ca… il y en a plusieurs ? Et c’est quoi un VLT ?
Et oui, les VLT sont en faite 4 télescopes. L’appellation de VLT vient de leurs
mensurations titanesques. Chacun des ces derniers possède un miroir primaire de 8.20m de
diamètre. Ce projet date de 1977 lors d’une conférence de l’ESO en Suisse et c’est finalement en
2006 que ces VLT on fait leurs premières images. Les 4 télescopes ont été mis en service à
différentes dates :
1998 : Antu (= le Soleil)
1999 : Kueyen (= la Lune)
2000 : Melipal (= La croix du sud) mais aussi Yepun (= Venus)
Une des particularités des VLT est l’épaisseur de leur miroirs : seulement 17.6 cm
d’épaisseur. Ce que cela apporte ? Et bien c’est purement financier : la masse d’un miroir moins
épais est moins importante, donc il coûtera moins chère. Mais il y a un inconvénient à cette
épaisseur : les miroirs sont donc plus souples et présentent plus d’aberrations fasse aux troubles
atmosphérique. Il y a donc dans ces VLT des miroirs dit « correcteurs » qui enlèvent ces
aberrations faisant des VLT les télescopes les plus puissants du monde. On les appelle aussi les
UT pour (Unit Telescop)
Photographie d’un des miroirs de 8.20m de diamètre d’un des 4 UT
64
D’accord, mais cela n’explique toujours pas l’appellation de VLTi ?
Et bien en faite VLTi signifie Very Large Telescope Interferometer. Cela parait
compliqué mais reste simple : cette appellation n’est valable que lorsque l’on réunit les 4 VLT
avec… les 4 autres télescopes auxiliaires.
Et oui, c’est une énorme plateforme ou siège ces télescopes et il y a aussi 4 autres de
1.8m de diamètre (miroir primaire). Ces auxiliaires ont la capacité de se déplacer sur des
« chemins de fer » permettant alors la formation du VLTi. Ces AT (Auxiliary
Telescop=>télescope auxiliaire) ne serve qu’à la formation du VLTi.
Photographie de 3AT et de 2UT (on en distingue un 3eme dans le fond) : on voit clairement le « chemin de fer » en noir sur le sol
Photographie d’un des 4 UT (Antius) et d’un des 4 AT
65
Qu’est ce que permet ce VLTi ?
Lorsque le VLTi est activé, cet ensemble forme un interféromètre artificiel équivalant à
un télescope optique de 200 m (le « i » venant justement de interféromètre). Mais qu’est ce que
interférométrie ?
Et bien l'interférométrie optique consiste à regrouper à l'aide d'ordinateurs les prises de
vues de plusieurs télescopes pour n'en faire qu'une seule (c’est la base même du VLTi). Cette
technique permet de créer virtuellement un plus grand télescope. Dans le cas du VLT, lorsque
l'interférométrie optique est utilisée, la précision est telle que l'on pourrait voir un homme sur la
Lune.
Mais, comment font-ils pour le faire fonctionner ?
Les scientifiques on imaginé 3 façons de le faire marche (seulement 2 sont réalisables
aujourd’hui).
1- La première solution est la plus simple : on fait marcher les 4 UT en même temps : cette
méthode est bien sur moins puissante que la 3eme car ce n’est pas de l’interférométrie.
2- La deuxième appelé recombinatrice. Malgré ce nom « barbare » c’est simple : on
combine les 4 images de chacun des UT pour obtenir artificiellement une surface
collectrice de 16.6m de diamètre tout en gardant la résolution d’un des quatre télescopes.
(Cette méthode est technologiquement infaisable en ce moment.)
3- La dernière solution est celle de l’interférométrie explique ci-dessus.
Vous vous doutez bien que la deuxième étape étant irréalisable, les seules observations que les
scientifiques peuvent faire actuellement sont avec la 1ere ou la 3eme solution
66
Schéma de
la
disposition
des UT et
AT (prise
sur Ciel &
Espace en
octobre
2004)
D’accord, mais qu’est ce que le VLTi permet ?
Comme tout télescope innovant en astronomie, le VLT a ouvert de nouvelles méthodes
d’observations pour les scientifiques. Ces nouvelles méthode est que le VLTi permet aux
scientifiques de voir par écrans interposé tous les résultats d’observation du télescope, mais aussi
permet aux chercheurs ne pouvant pas se déplacer jusqu’au centre d’observation, d’obtenir les
observations directement enregistrés sur CD/DVD.
67
Où est situé ce télescope virtuel ?
Et bien vous ne connaissez pas encore ce site mais vous allez voir nous allons en reparler
(partie LSST). Ce télescope géant siège actuellement à Cerro Paranal au Chili. C’est dans cet
endroit que réside beaucoup de télescopes actuellement grâce à un ciel particulièrement
extraordinaire. (Raison expliqué dans la partie LSST (page 63 de ce dossier))
Photographie de Cerro Panal : Lieu ou le VLTi fut construit (ici avant construction)
Photographie de Cerro Panal : après l’installation des UT (les AT ne sont pas encore présent)
Quels sont les découvertes du VLTi ?
Extrêmement peu pour le moment. La cause ? Le VLTi est un télescope « tout jeune ».
En effet, le dernier VLT a été installé en 2006, mais surtout les AT ne sont pas encore
opérationnels mais le serrons dans quelques mois (les sources disent fin 2007, mais quand ?).
Nous attendons donc les premières lumières (s’annonçant révolutionnaires) du VLTi avec
impatience.
68
Conclusion : Ce genre d’observatoire professionnels, situés sous des ciels de rêve,
permettent de nombreuses observations et découvertes sur l’univers nous entourant, sa
morphologie, sa diversité.
*Télescope spatial Hubble
1) Objectifs
° Il a été conçu pour faire des observations dans le domaine de la lumière visible et dans une
partie des bandes ultraviolettes et infrarouges.
° Il permettre aux scientifiques de disposer d'équipements d'observation en permanence dans
l'espace.
- Il étudie la composition et les caractéristiques physiques et dynamiques d'objets célestes.
- Il tente de trouver des indices pour expliquer l'histoire et l'évolution de l'univers.
- Il étudie la formation, la structure et l'évolution des étoiles et des galaxies.
2 ) Orbite
Hubble tourne autour de la Terre sur une orbite basse (environ 600 kilomètres d'altitude),
inclinée d'un angle de 28,5 degrés par rapport à l'équateur. Il fait une révolution toutes les 97
minutes à une vitesse de 27.200 km/h.
Petit plus :
A une telle altitude, Hubble se trouve toujours dans la haute atmosphère. Il est donc soumis
aux forces de frottements avec l'air, ce qui a pour effet de lui faire perdre progressivement de
l'altitude. Hubble ne disposant pas de propulseur, les corrections d'altitudes doivent être
effectuées par la navette lors des missions de maintenance.
69
2) Caractéristiques principales d’Hubble
Système de pointage
Le PCS (Pointing Control System – Système de contrôle de pointage) permet à Hubble de
pointer vers les objets à observer. Il peut rester bloqué sur une même cible pendant 24
heures (avec une précision de 0,01 seconde d'arc).
Le HST dispose de différents capteurs qui lui servent à s'orienter. Deux capteurs lui
permettent de détecter le Soleil, six autres observent les étoiles afin de s'orienter par
rapport à celles-ci, différents gyroscopes mesurent les mouvements par rapport à un axe
particulier et un dernier capteur détermine sa position dans le champ magnétique
terrestre. Pour ajuster son orientation, Hubble est équipé de quatre roues à réaction (roues
qui donnent un mouvement de rotation).
Système Optique
Sa position au dessus de l'atmosphère lui permet d'obtenir une qualité d'image largement
supérieure à celle des télescopes terrestres.
La lumière qui entre dans le télescope est réfléchie une première fois par le miroir
principal (2,4 mètres de diamètre) et ensuite par le miroir secondaire avant d'être capturée
par les différents instruments scientifiques.
La forme de ces miroirs est extrêmement précise (en théorie, elle ne diffère d'une courbe
parfaite que de quelques centièmes de microns). Malheureusement, après le déploiement,
les scientifiques se sont vite rendus compte que le miroir principal n'avait pas une forme
parfaite. Il a donc fallu corriger cette erreur en intercalant des miroirs correcteurs entre le
miroir secondaire et les instruments.
Appareils utiles
WFPC2 - Wide Field and Planetary Camera 2
C'est le principal appareil pour capturer les images. Il peut être utilisé pour observer quasiment
n'importe quelle cible. Installé lors de la première mission de maintenance, il est beaucoup plus
performant dans l'ultraviolet que son prédécesseur (WFPC).
COSTAR - (Corrective Optics Space Telescope Axial Replacement)
Cet instrument a été installé lors de la première mission de maintenance. Il se compose de cinq
miroirs correcteurs afin de corriger l'erreur du miroir principal.
70
3) quelques photos de prises par Hubble
Ici on peut voir des milliers de galaxies de toute sortes, prisent sur une partie très petite
du ciel. Elle montre bien la diversité des galaxies : il y en a de toutes sortes !
Ici Hubble a capturé la planète
saturne. On peut voir l’évolution
à son pôle d’une tempête
électromagnétique.
71
Hubble, c’est ;
-10 à 15 gigaoctets de données/jour
-L’équivalent de 3 Milliard de km durant ses orbites autour de la Terre
-330 000 observation sur plus de 25 000 cibles
-2 663 articles scientifiques.
Conclusion : Le Télescope spatiale Hubble a permis, du fait de son ciel extrêmement pure
(il est dans l’espace), de nombreuses découvertes notamment de galaxies extrêmement
lointaines et faible tout comme des photos d’un crache cométaire sur Jupiter.
Conclusion :
Une évolution sans cesse grandissante des moyens d’observation,
notamment l’augmentation du diamètre des instruments et l’avènement de la
photographie ont permis aux hommes de mieux appréhender notre univers
actuel.
Révolutions matérielles et théoriques sont donc liées !
De nos jours, la démocratisation du matériel d’observation
astronomique permet aux amateurs de disposer de moyens très perfectionnés
pour observer la voûte céleste : certains participent même à enrichir les
observations des professionnels (c’est le cas pour les étoiles variables, les
découverte de comètes, la découverte d’amas stellaires, etc…)
Les professionnels d’aujourd’hui disposent d’instruments très
perfectionner et compliqués permettant de nouvelles et nombreuses
découvertes.
Ce matériel, en perpétuel évolution, amène les astronomes à imaginer de
nouveau instruments, repoussant les limites obsessionnelles : ce sont les
télescopes de demain.
72
IV/ Et demain… ?
1) Le télescope spatial James Webb Spatial Télescope (JWST)
Un télescope qui réunira trois agences spatial, qui serra le successeur mais aussi plus
performant que l’actuel télescope Hubble. Un télescope de la taille d’un terrain de tennis.
C’est le projet que développe la Nasa avec la collaboration de deux autre agences spatiale :
l’agence spatiale européenne (ESA) et canadienne (CSA) : Le James Webb Spatial
Télescope.
Représentation artistique du télescope spatial James Webb
73
Qui est Hubble ?
Hubble est un télescope qui a été placé en orbite le 25 avril 1990 à environ 600km de la
Planète Bleu. Il fait le tour de cette dernière en 100min.
Qu’a-t-il découvert ?
Hubble a permis 6découvertes ou observations majeurs dans le monde de
l’astronomie par exemple l’observation de la collision entre Shoemaker-Levy 9 et Jupiter, ou
encore la détection d’exo planètes et surtout l’observation du ciel profond d’Hubble.
Mais alors, pourquoi le remplacer ?
Hubble est un télescope ayant déjà subit 5 missions d’entretiens, de plus la technologie
avance rapidement et les questions scientifique aussi. Des projets comme le JWST ce sont avéré
plus avantageux pour la recherche scientifique, ainsi la Nasa a décidé de mettre fin a la mission
d’Hubble en l’extrayant de l’orbite terrestre un an après la mise en place de son successeur. De
plus il fallait un télescope plus grand et observant dans d’autres longueurs d’onde pour pouvoir
« voir » plus loin.
Qui le remplacera ?
Celui que le remplacera sera un télescope géant appelé the James Webb Space Telescope
(comprenez « le télescope spatial James Webb »). C’est un télescope géant qui réunira prêt de
trois agences spatiales : La Nasa (qui est la l’initiative du projet) mais aussi les agences spatiales
européenne (ESA) et canadiennes (CSA).
Mais, qu’a-t-il de mieux qu’Hubble ?
Tout! La technologie, la taille, tout est « mieux » chez JWST. Mais sans trop rentrer dans les
détails (ce qui sera fait dans la suite de ce dossier) je vais vous présenter les principales
caractéristiques physiques entre ces deux derniers.
74
Critères
Télescope JWST
Télescope Hubble
Au finale :
Masse (en t)
6.6
11
Soit un gain de 4.4t
Taille et diamètre de
l’appareil (en m)
13.2m pour la taille et
4.2m pour le diamètre.
-
-
Distance par rapport
à la Terre (en km)
Au point de
Lagrange 2 (soit
1.5millions)
600
JWST serra lancé à
1499400 km plus loin
qu’Hubble.
Diamètre du miroir
principal (en m)
6.5
2.4
Le diamètre de JWST
est 7fois plus grand.
Température du
télescope (en °K)
35
93.15
Soit 58.15 °k de
moins que Hubble
Comparatif des principales caractéristiques physiques entre JWST et Hubble
Légende :
- : paramètre inconnu lors de la rédaction de ce dossier.
Ah donc finalement, ce qu’il a de mieux c’est juste la taille du miroir ?
Non, pas seulement. Je vous vous expliquer… : pour commencer parlons des
caractéristiques évoquées dans le tableau :
75
-Ensuite JWST serra placé au point de Lagrange 2 : c'est-à-dire que JWST sera aligné avec la
Terre (toujours du côté sombre de cette dernière) et le soleil de façon que les forces d’interaction
gravitationnelles entre ces derniers se compenserons. Ainsi il tournera à la même vitesse que la
Planète Bleue. Cet emplacement situé à 1.5millions de km de la Terre permet au télescope géant
d’être écarté de tout obstacle mais surtout de toutes lumières réfléchies de la Terre.
-La taille géante de ce miroir (divisé en 18 hexagones de mêmes dimensions) de 6.5m permet
notamment de voir des objets à faible magnitude (on ne connaît pas encore la limite qui sera
atteinte). Mais un miroir de 100m pourrait atteindre des magnitudes 38 (voir page 37 pour
magnitude visuelle)
Schéma du télescope JWST : organisation des miroirs
76
Et c’est tout ? Et la température alors ? On n’en a même pas parlé !
Et bien la température n’est pas un critère a proprement parler. Dans l’espace il faut luter
contre la chaleur du soleil mais surtout contre les rayonnements solaires. Pour s’en protéger ce
dernier sera équipé d’un énorme dispositif (raison de sa grande taille). En effet, le système
permettant de le refroidir et de le maintenir à l’ombre du soleil serra un écran solaire constitué de
5 couches de la taille d’environ un terrain de tennis.
Et alors ? Qu’est ce que ça lui permettra de faire ?
Grâce à ce système de refroidissement, la température générale du télescope sera de
35°K. Il pourra alors atteindre donc observer des radiations allant de 0.6 à 27 μm c'est-à-dire
l’infrarouge moyen jusqu’à la limite de la lumière visible.
Une radiation… ? Oui mais sans appareil à quoi ça sert ?
Au contraire le JWST serra un télescope à la pointe de la technologie. Pour faire simple il
serra équipé de trois éléments majeurs : une caméra, un spectromètre et un instrument appelé
MIRI. Mais détaillons chacun d’entre eux :
-Une caméra dans les infrarouges proche : c’est à dire entre 1 et 5 μm de longueur d’onde.
Schéma de la caméra observant dans les infrarouges proches
77
-Un spectromètre dans les infrarouges moyens : c’est à dire entre 5-30 μm de longueur d’onde.
Schéma du spectromètre observant dans les infrarouges moyens.
-L’appareil MIRI développé par la Nasa et divers agences spatiales nationales. Le MIRI
comprendra une caméra et un spectromètre, tous des dans les infrarouges moyen (5 à 27µm).
Qu’est ce qu’il ferra ce MIRI ?
En combinant ces deux appareils le MIRI permettra une très bonne sensibilité pour l’observation
infrarouge mais surtout une très bonne résolution angulaire (sa seule limite est la diffraction de
2µm du miroir primaire). Alors de nouvelles découvertes pouvant apportées des réponses aux
scientifiques seront permis grâce au MIRI incorporé dans le JWST
.
78
Schéma de l’appareil MIRI (aucune indication fournis sur l’emplacement des appareils par la NASA)
Mais quel rapport avec l’infrarouge, et le spectromètre ?
Infrarouge signifie « en deçà du rouge ». Ce sont donc toutes les radiations situés entre
700nm (longueur d’onde du rouge) et 1mm. Les corps émettent naturellement des radiations
comprise dans les longueurs d’onde des infrarouge, ainsi, une personne qui, dans la nuit (donc
peut de lumière), mettras des lunettes a infrarouge pourra voir une personne très nettement. Ainsi
l’application est similaire en astronomie. Avec des caméras et spectromètre a infrarouge on
pourra alors voir des objets situé plus loin et qui sont très peut lumineux, ayant donc des
magnitudes très élevé (à ce stade là, même un télescope avec un très grand diamètre ne convient
pas).
Le spectromètre c’est différent. Nous avons appris en seconde que les différentes raies
d’absorption caractérisent différents éléments chimiques. En effet lorsqu’un gaz ou un corps est
capable de d'émettre des radiations, alors il est aussi capable de les absorber. Ainsi, le spectre de
la lumière produite à partir de ces derniers possédera des bandes noires (raies d’absorption) qui
sont alors caractéristiques des éléments qui composent ce gaz ou ce corps. Ainsi en incorporant
cet appareil dans ce télescopes les chercheurs pourrons identifier la composition de différents
objet qui n’aurons alors pas été observé jusqu’à maintenant. Une branche de l’astronomie existe
dan ce domaine : la spéctro-astronomie.
79
Qu’est-ce que cela permet concrètement, et ce que le MIRI apporte ?
Ce que permettra le MIRI ? Et bien nous savons que l’univers lointain n’est observable qu’en
infrarouge. Ainsi les scientifiques pourront « regarder » et étudier les premiers instants de
l’univers. Cet appareil nous permettra aussi de voir la formation et l’évolution des galaxies. Ce
MIRI permettra aussi d’observer les premières étoiles de l’univers ou encore de mieux
comprendre la formation des étoiles.
Et alors, je croyais qu’avec ce télescope on pouvait aussi observer les exo planètes ?
En effet, le MIRI permettra ces observations. J’ai bien dit observations. Aujourd’hui il est
impossible de le faire car les exo- planètes sont trop proche de leur étoile pour être observables.
Ces dernières, comme le soleil sont extrêmement lumineuses empêchant alors toute observation
des planètes situées dans leur orbite : on dit que les étoiles masquent leurs planètes.
Le MIRI serra donc composé (comme dit au-dessus) d’une caméra et d’un spectromètre.
La caméra du MIRI (différente de celle qui est dans le télescope mais pas dans le MIRI) serra
équipé d’un coronographe. Cet appareil permet alors de « masquer » une étoile. Ce que ça
apporte ? Cela permet d’observer a proprement parler les exo-planètes. En effet l’étoile étant
éteinte, sa lumière ne cache plus les exo-planètes qui deviennent alors observables. Cela permet
aussi d’observer toutes choses alors trop proches de l’étoile alors éteinte comme les poussières
ou des compagnons…)
D’accord, et sa mission, combien de temps va-t-elle durer ?
Comme dit précédemment le JWST se trouvera au point de Lagrange L2, il sera donc a
1.5millions de km de la Terre. Vous comprendrais donc que toute missions d’entretient ou de
réparations est alors impossible. Ainsi sa durée de vie s’en voie réduite, et limitée à 5 ou 10 en
fonction de l’« usure » de ce dernier.
80
Conclusion :
Le JWST est le futur remplacent du télescope Hubble qui nous a déjà fait découvrir
tant de choses. Le défit est donc important pour ce future explorateur de l’univers.
Découvrir les racines de cette immense « étendu » que les Hommes ont toujours cherché à
comprendre. Peut être qu’enfin nous comprendrons nos racines.
2) Le Large Synoptic Survey Telescope (LSST)
Le LSST sera le plus grand télescope jamais conçut sur Terre. Pour ce projet il n’y a pas de
d’agence spatial national (comme la NASA ou l’ESA), mais une coopération de scientifique
appelé LSST Corporation.
D’ou vient ce projet ?
Comme dit dans la partie précédente, il existe en ce moment les VLT mais toujours en
quête de connaissances, les astronomes cherchent à voir toujours plus loin dans l’univers. Pour
ceci, est venue l’idée des ELT : les Télescopes Extrêmement Larges. Ils proposeraient ainsi des
miroirs primaires énormes permettant de voir des objets extrêmement peut brillant et donc situés
très loin dans l’espace : ils seraient alors plus performant que les actuels VLT.
Y-a-t-il des projets d’ELT aujourd’hui ?
Des projets il y en a eu beaucoup : les scientifiques on d’abord pensé à des télescopes
ayant de gigantesques miroirs primaire, pour eux il devait être de 100m. Cet énorme miroir
permettrait alors d’observer des objets extrêmement peut brillant : en effet on pourrait atteindre
une magnitude 38. Il serrait ainsi possible d’observer les exo planètes (très peut brillantes mais
surtout « cacher » par leur étoile), de voir la formation des étoiles et d’étudier leur atmosphère.
Un projet de ce genre il y en avait un : il s’appelait OWL (signifiant chouette en anglais), mais
les scientifiques se sont très vite aperçu qu’il était irréalisable au jour d’aujourd’hui.
En effet ce genre de télescope cumulait les problèmes : le premier fut financier : ce projet était
extrêmement coûteux car il aurait fallut développer des technologies de miroir n’existant pas
encore aujourd’hui (un diamètre de 100m, personne ne l’a encore fait !). Et le deuxième était
qu’il aurait fallut réunir des équipes de travails or du commun et mettre en coopération presque
toutes les agences spatiales du monde.
Ainsi ce projet de télescope OWL a été abandonné il y a déjà quelques moi. Pour attendre les
avancés technologiques suffisant les scientifiques on alors choisit de diminuer le diamètre du
miroir primaire. Le projet LSST c’est alors dessiné…
81
Images artistiques montrant le LSST : vous pouvez voir sur la deuxième image le comparatif de
taille entre LSST et l’Homme (en rouge)
LSST, qu’est ce que cela signifie et est-ce un ELT ?
LSST signifie Large Synoptic Survey Télescope (comprenez : Grand Télescope
d’Aperçu Synoptique). Et malheureusement ce n’est pas un ELT. En effet, les scientifiques après
le projet OWL on pensé à diminuer le diamètre du miroir primaire : 40m-30m-20m : à chaque
fois la technologie est en retard. Ils on finalement opté pour 8.4m de diamètre recalent le LSST
au rand de « grand télescope ».
Tout à l’heure vous m’avait dit que l’on couplait 4 télescopes de 8m de diamètre et que l’on
obtenait ainsi 32m, pourquoi en faire un autre ?
Oui, on couple 4 télescopes de 8m de diamètre. Mais le LSST lui aura un miroir primaire
de 8.4m de diamètre. Vous me direz pour 0.2m pourquoi en faire un autre ?
Premièrement sachez que le LSST est le projet jugé prioritaire pour l'avenir des télescopes
terrestres par la National Academy of Sciences. Ensuite il se trouve que ce télescope serra à la
pointe de la technologie. Pourquoi ? Et bien je vais vous lister quelques exemples significatifs, le
LSST serra équipé de :
1. Du plus grand miroir primaire jamais conçut : 8.4m de diamètre.
2. Du plus grand miroir convexe jamais conçut (miroir convexe qui aura pour rôle de miroir
secondaire) : 3.4m de diamètre
3. D’un miroir tertiaire de 5m de diamètre
4. D’une caméra CCD de trois milliards de pixels
Et alors, qu’est ce que ça fait, ce n’est pas simplement parce que ses miroirs sont énormes que ça
va tout changer ?
En effet si on ne se base que sur la taille des miroirs le LSST n’est qu’un télescope
« banale » améliorant le dernier record de 0.2m. Mais ce qui change tout est la disposition des
miroirs et surtout la caméra CCD.
Comment ca la disposition des miroirs, celui la change tout par rapport aux autres télescopes ?
82
Non le principe est toujours le même, seulement c’est dans la disposition des miroirs qu’il
innove. En effet, le miroir primaire laissera place à une grande ouverture, ouverture qui servira
au miroir tertiaire. Tout à l’heure je vous ai aussi dit que le miroir secondaire était convexe et
vous vous demandez sans doute pour quoi ? Et bien c’est simple, le LSST innovant en matière de
disposition des miroirs, pour que le système fonctionne il faut que le miroir secondaire soit lui
convexe, ainsi : Miroir primaire (avec ouverture) + miroir tertiaire + miroir secondaire convexe
= un système d’optique qui ferra du LSST le télescope le plus rapide du monde. C’est ça l’intérêt
de ce télescope. Les miroirs prendront aussi moins de place.
Schéma de l’organisation des miroirs
Et il n’y a pas de problèmes avec cette nouvelle structure ?
Des problèmes il y en a toujours avec les VLT et ça marche aussi avec LSST. Pourquoi ?
Et bien leur miroirs sont énormes et s’écrasent en quelques sorte sous leur propre poids. Il faut
alors corriger les défauts causés par cet écrasement pour ne pas interférer la « bonne
observation » du télescope. Mais un télescope de nouvelle génération et encore jamais conçut ne
peut pas avec que les problèmes des autres télescopes déjà fait. Le LSST, de pars son
organisation de miroirs, devra constamment avoir ses trois miroirs aligné. Aujourd’hui encore les
scientifiques réfléchissent à la résolution de ce problème car s’ils ne sont pas parfaitement bien
alignés, le LSST tout entiers serra déréglé.
Mais la caméra, à quoi va-t-elle servir, elle aura le même rôle que dans JWST ?
Non, dans JWST la caméra était un élément du MIRI, là c’est différent. Pour LSST la
caméra serra un élément a part entière : la caméra CCD :
CCD signifie Charge-Coupled Device (comprenez détecteurs à couplage de charge). Les
caméras CCD (comme dit dans la précédente partie) sont des caméras équipées d’un capteur
photographique qui transforme les rayonnements invisibles à l’œil (Ultraviolets et InfraRouges)
en un signale électrique analogique qui serra par la suite analyser et traiter permettant alors
l’obtention d’une image numérique (ainsi IR et UV sont visibles a l’œil). L’avantage de ces
caméras CCD est que leur sensibilité qui permet un temps de pose très court atténuant
considérablement les effets de l'agitation des images due aux turbulences atmosphérique. Mais
surtout ces caméra sont dites de « hautes définitions » et la puissance des images est si
importante qu’elle permet de tirer beaucoup d’informations des images brutes (comprenez sans
traitements d’images).
83
Schéma de la caméra CCD assemblée
Mais, ça existe déjà ça, et il n’est pas obligé d’avoir un télescope énorme : alors qu’elle est
l’amélioration ?
La caméra CCD du LSST serra la meilleur jamais conçu à l’heure actuel. Par exemple
comparons quelques caractéristiques de cette caméra avec celles de l’un des meilleurs appareils
photo numérique actuel : le Sony α 100.
Photographie du Sony α 100
1. La résolution : - Le Sony α 100 : 10mille pixels.
- LSST : 3 milliards de pixels.
2. Dispositifs interne : -Le Sony α 100 : CCD
- LSST : CCD
3. Poids d’une image: - Le Sony α 100 : 5Mo (Moyenne)
84
-
Le LSST : 3.75 téraoctets (=30terabits) de données par nuit et prend
10images/secondes donc : si une nuit fait 11H (=39600s) alors 396000 images en
une nuit donc une image pèse 3.75.109/396000=9469 (1teraoctet=109 octet). Donc
chaque image prise par la caméra du LSST pèse 9.47Mo
4 . Nombre d’image/seconde : - Sony α 100 : 3 images/secondes
-LSST : 10 images/secondes
Légende :
-Lorsque l’un des deux appareils a des caractéristiques supérieures à l’autre.
-Lorsque les deux appareils on les mêmes caractéristiques.
Pourquoi avoir pris en compte le poids de l’image ? Et bien chaque image est constituée
de pixels. Et chaque pixel à un poids. Ainsi plus un image est « lourde » plus elle a de pixels.
Lorsqu’une image est constitué de peut de pixel notre ordinateur en génère « au hasard » pour
combler ce manque. Comment peut on le constater ? Et bien il suffit de zoomer sur une image de
basse résolution et vous verrez alors apparaître les différents pixels mais surtout ceux générés
par l’ordinateur. Un exemple encore plus concret : il vous suffit de prendre une image de votre
appareil numérique, puis de la compressé au maximum : le rendu après compression serra une
image « bourrée » de pixels générés par l’ordinateur et vous pourrez les distinguer très
nettement sans même zoomer. Alors plus un image serra composé de pixel (donc plus sa
résolution serra importante) plus nous verrons de détailles et plus elle serra « utilisable »
(zooms rendus possibles, moins de pixels générés donc plus grand précision).
Vous voyez donc après ce bref comparatif que la caméra du LSST n’a rien a voir
comparé à la caméra d’un appareil photo nouvelle génération même équipé du CCD (qui lui sert
juste à avoir une meilleur résolution comparé a la caméra du LSST). De plus cette capacité de
prendre 10 images/secondes permettra de développer une nouvelle technique d’observation. En
effet, du au grand nombre de photos pris à la secondes, il serra alors possible de prendre des
sortes de « films » d’événements astronomiques se déroulant rapidement a l’échelle de l’univers.
Mais alors cette nouvelle façon d’observer, que permettra t-elle ?
Et bien comme vous vous en doutez sûrement les grandes découvertes de ces futurs
télescopes seront en partie basées sur cette caméra CCD mais aussi à la disposition de ses 3
miroirs.
Premièrement le LSST permettra des découvertes dans le domaine de la physique
fondamentale et pourra alors cataloguer et caractériser des objets du ciel de façon automatique. Il
préviendra alors (toujours automatiquement) les astronomes des événements intéressants qu’il
85
aura enregistré (la méthode pour le faire n’était pas encore divulguer lors de la rédaction de ce
dossier).
Et c’est tout, il n’y a que ca comme découvertes attendus ?
Comme dit précédemment, ce télescope permettra de nouvelles voies d’observations pour
les événements se déroulant rapidement au niveau de l’univers. Grâce à lui les scientifiques
pourrons mieux observer et expliquer le phénomène des supernovas. Ce télescope aura aussi la
faculté d’observer les astéroïdes et de mieux comprendre leur comportement (notamment ceux
de la Ceinture de Kuiper). Mais qui dit une meilleure observation des astéroïdes insinue alors un
meilleur système de prévention des dangers pour notre planète. Le LSST aura une capacité très
intéressante mais surtout extrêmement utile de prévenir tout objet en mouvement d’environ
100m susceptible de présenter un danger pour notre planète Terre.
LSST aura une autre capacité fondamentale dans la recherche sur la matière noire qui
compose notre univers. En effet, en dessinant cette matière, ou plutôt sa courbure, LSST pourra
tracer l’histoire de l’univers et informera alors sur le rôle de cette matière et même su l’énergie
noire.
Mais ou va-t-on construire un aussi grand télescope ?
Et bien LSST est un télescope qui devrait prendre place sur le site de Cerro Pachón au
Chili. Pourquoi l’avoir choisir lui plutôt qu’un autre ?
Un télescope comme celui la n’est pas petit (vous l’avez sûrement compris…). De par sa
taille il est pour ainsi dire intransportable. Il faut donc choisir un site d’observation aux
conditions climatiques « parfaites » (le télescope doit être rentable et donc observer le plus de
nuits possible). La première condition climatique est l’état du ciel : pour un télescope de ce type
il doit être dépourvu de presque toute pollution lumineuse. Ensuite la nuit doit y être
extrêmement claire (Transparence du ciel excellente, ciel très sec, conditions météorologique
« parfaites », etc). La dernière condition climatique est l’humidité. La région du site choisi doit
posséder un faible taux d’humidité dans l’atmosphère. Cette condition est facilement explicable.
Le soir, si vous sortez par temps humide, vous remarquerez une chose en levant les yeux : il n’y
a aucunes étoiles apparentes (ou très peut). Donc il faut que l’atmosphère du site choisi soit très
peut humide.
Voici donc pourquoi ce site du Chili à Cerro Pachón a été choisir : car il réunissait toutes les
conditions nécessaires pour que le LSST observe dans les meilleures conditions possibles.
86
Photographie du site, comme il est actuellement
Photographie nous montrant le futur lieu de construction de LSST (El Penon, future site of the
LSST) et les voisins de ce télescope : les télescopes : SOAR et Gemini South
Image artistique mettant le LSST en situation à Cerro Pachón
Et ce télescope quand sera-t-il opérationnel ?
Et bien le début de la construction est prévu en 2008 sur le site prévu à cet effet. Et les
premières observations du LSST sont prévues en 2012. Il n’y a aucune autre précision pour le
moment.
87
Conclusion
Le LSST est le futur plus gros télescope de cette planète. A l’inverse du JWST celui
la serra donc sur la Planète Bleu mais il nous permettra quand même de faire de grandes
découvertes sur les débuts de notre univers (vous l’aurez remarqué c’est le grand projet en
cours : savoir d’où vient cet univers si méconnu). Ainsi ce télescope innovera par la taille de
ses miroirs mais surtout par leur disposition permettant un gain de place et de rapidité. Le
LSST est donc, avec le JWST, le futur aventurier de notre passé et de notre future en
découvrant peut être une future Terre ?
88
Synthèse finale :
Ce voyage dans le temps que vous venez d’entreprendre se termine.
Ainsi nous avons vu que nos premiers ancêtres ne possédaient que leurs yeux pour
observer les phénomènes qui se déroulaient tous les jours atours d’eux. Ils n’avaient que leur
imagination et leur logique pour interpréter et refaire des systèmes mécaniques du monde.
Du Néolithique jusqu’à Anaximandre les hommes représentaient la planète par un cercle
plat entouré d’une voûte étoilée. Bien que les Babyloniens étaient d’excellents astronomes, ils
n’ont encore aucune idée des distances qui les séparent des astres qu’ils observent
inlassablement.
C’est grâce à cette obstination de l’homme à « vouloir savoir » que des nouvelles idées
apparaissent, telles celles d’Anaximandre puis d’Eudoxe de Cnide et enfin d’Aristote. Les grecs
et les arabes font des progrès fulgurants les années suivantes : ils découvrent que la Terre est
belle et bien une sphère et que les étoiles sont beaucoup plus loin que ce que l’on pensait
jusqu’alors. Ptolémée propose ensuite un modèle faux sous beaucoup de points. Cependant son
modèle, soutenu par la religion, marque les esprits et sera cru par la majorité des scientifiques de
l’époque et jusqu’à l’époque de Galilée.
Quelques années après la fin du moyen âge se lève une nouvelle génération
d’observateurs. Ils vont tenter de rétablir la vérité malgré les risques encourus. Le premier est
Nicolas Copernic (bien qu’avant lui deux hommes d’Eglise aient eu des doutes sur le
géocentrisme, modèle toujours présenté à l’époque), il affirme que la Terre n’est pas le centre de
l’univers mais que c’est le Soleil autour duquel tournent les planètes connues alors.
Kepler, un grand astronome et mathématicien réalise alors de grands travaux sur
l’optique, et énonce trois lois concernant le mouvement des planètes.
Mais la véritable révolution astronomique n’arrive qu’avec la conception de la lunette
astronomique par Galilée. Celle-ci lui permettant de grossir les objets et d’en voir des peu
lumineux, il fait de nombreuses découvertes qui invalident le système de Ptolémée et les
enseignements d’Aristote, au profit de la théorie copernicienne. Mais la communauté scientifique
et l’église refusant de voir leur système invalidé attaquent Galilée et celui-ci doit renier ses
découvertes. Ce n’est que plus tard, avec l’arrivée d’autres preuves que l’héliocentrisme est
accepté.
En 1687, Newton découvre la loi de la gravitation universelle, qui explique le mouvement
de tous les astres du Système Solaire.
Les moyens d’observations ont ensuite encore évolué jusqu’à nos jours. La monture
équatoriale a permis de suivre le mouvement apparent des astres, puis les photographies
argentique et enfin CCD ont permis aux Hommes d’effectuer de nombreuses mesures et
recherches (distances des astres, leur nature, leur mouvement, etc.). On constate notamment que
l’évolution des diamètre des instruments optique n’est pas linéaire : il est environ multiplié par 2
tous les 50 ans :
89
Graphique représentant l’évolution des diamètre des instruments astronomique en fonction du temps (de 1500 à nos
jours). Une erreur subsiste : OWL n’existera en fait jamais.
Cela a permis, comme à Edwin Hubble, de prouver que certains astres étaient des
« univers îles » comme notre galaxie, et ce par milliers ! Et que ces galaxies s’éloignaient
globalement de la notre : c’est le prélude de la théorie d’expansion de l’univers.
Cette dernière est alors rendu visible grâce à l’apparition des télescopes géant (VLTi)
mais aussi le LSST et le télescope spatial JWST digne successeur de Hubble. Ces derniers
pouvant observer dans l’infrarouge moyen, les scientifiques sont alors dans la capacité de
comprendre cette expansion mais surtout d’en connaître les origines. L’Homme cherchant à
comprendre ce qui l’entoure il cherche aussi à savoir d’où il vient. Justement, ces grands
télescopes lui permettront peut-être grâce à l’observation des premières galaxies d’expliquer la
genèse de notre univers.
Conclusion générale :
Pour comprendre la nature et le fonctionnement de l’univers, la naissance du monde, peut-être
même trouver une « nouvelle Terre », les hommes ont toujours cherché à voir mieux, à voir plus
loin. Ainsi, les capacités de l’œil étant vite limitées, l’apparition d’appareils optiques de plus en
plus perfectionnés s’est avérée nécessaire. La lunette astronomique fut le premier d’une longue
évolution, pour d’abord une « course au grossissement » puis rapidement une « course au
diamètre ». L’atmosphère constituant ensuite un problème pour les observations (perturbations),
les premiers télescopes spatiaux furent envoyés dans l’espace. Mais demain, comment les
méthodes évolueront-elles ? Une mission permettra-t-elle de découvrir une autre forme de vie ?
90
Impressions personnelles sur le TPE :
*Quignon Benjamin :
Au début, quand tout a commencé ( ) j’étais surtout inquiet d’avec qui j’allais me retrouver
pour travailler se merveilleux travail commun, imposer par l’éducation nationale, qu’on appelle
communément : TPE !
Puis une fois le groupe de travailleurs au complet (4), vient le terrible moment où une
problématique doit être trouvé par la charmante communauté. Moment absolument terrifiant (
) ! D’abord on n’a du mal à comprendre les thèmes donné par l’éducation nationale, puis grâce à
l’aide de deux charmants professeurs plein d’abnégation, la compréhension vient : on se lance à
choisir une direction pour les recherches à venir.
Dans le groupe au début dur, dur de se mettre d’accord sur quelque chose de « sensationnel » qui
« épatera » le jury. On choisi donc les images subliminales. Très vite ça ne convient pas, alors on
change, et on rechange…
Personnellement, et c’est ce que vous attendez ( ), j’ai eu l’impression de bosser pour rien au
début, et j’en avais un peu marre que cela change de problématique, et le thème final m’a un peu
déçu au début. Puis tout au long des recherches, des projets, des longues soirées passées à
discuter et travailler dessus avec les autres membres du groupes cela a commencer à me plaire.
Lors du choix des parties à développer pour notre TPE, j’ai choisi de traiter la partie du
Néolithique à Galilée (et ses contemporains). J’ai choisi cette partie parce que j’aime bien
l’histoire et que cela m’intéressait de revisiter des notions apprise dans les niveaux inférieurs que
je n’avais peut être pas totalement acquises. De plus traité cette partie était vraiment
enrichissante : en effet grâce à la longue période à traiter j’ai bien vu les différentes
représentations du ciel et le changement des idées sur l’organisation de l’univers. Au début c’est
vrai je me souciais plus de la note que j’allais obtenir avec mon groupe que du reste. Puis au fil
des mois passés à travailler sur le TPE j’ai changé de point de vue : au fond même si j’avais au
final une mauvaise note ça ne serais rien comparé à la masse de choses que j’ai apprises.
Bref je suis très content de présenter ce TPE avec mes camarades.
Cette expérience m’a permis d’en connaître d’avantage sur « mon univers », et les corps qui
m’entours. J’ai pu voir l’histoire et l’évolution des méthodes d’observations tout au long de
l’épopée humaine, apprendre comment on fait des observation, le matériel à utiliser et bien
d’autres choses (comme certaines lois physique sur l’optique) ! J’ai aussi eu la chance de
travailler avec un astronome amateur (membre du groupe) qui m’a fait découvrir le ciel sous un
autre angle.
J’ai pu appréhender pleinement ce qu’était le travail en groupe et comment il fallait s’y prendre
pour garder une bonne cohésion malgré des moments parfois assez tendus ( ).
Mais je suis, comme je le disais plus haut, très content de rendre ce travail, pour moi rudement
bien mené par notre équipe.
Je remercie tout de même les deux professeurs qui nous ont extrêmement bien aidé dans la
direction de nos travaux…
91
*Emeriau Boris :
Les débuts ont été difficiles, en effet les thèmes proposés étaient assez difficile à
appréhender.
Dès les groupes choisis, j’ai voulu, suivant mes goût d’astronome amateur, proposer
différentes parties sur l’astronomie. Bien entendue, le choix fut difficile du fait des opinions très
diverses. Nous nous sommes d’abords penché sur les images subliminales, puis sur les exo
planètes. Tous ses changements se sont conclu par des recherches, certes inutiles pour les TPE,
mais intéressantes et enrichissantes pour tous (moi en tout cas^^).
Ce n’est qu’au bout d’un certain temps, assez long, que nous avons choisis notre sujet.
Au fil des recherches et des rédaction, nous nous sommes aperçus que celui-ci est très vaste !
trop vaste. Nous aurions dû nous contenter, je pense, à un domaine précis (comme par exemple
l’étude de la classification des objets du ciel profond au cour du temps ). Mais le thème
définitivement choisie plu à tout le monde, et tout le monde s’y intéressa.
En tout cas, je n’aurai jamais cru tombé sur ce thème là au début, et suis content que tout
le monde s’y soit investi à fond.
Ce que j’ai tiré des TPE :
Depuis le début de la rédaction des TPE jusqu’à aujourd’hui, ma vision, en tant
qu’astronome amateur, de l’astronomie à beaucoup évolué. En effet mes camarades m’ont
permis d’avoir une autre vision de l’astronomie, tant par leur manière de recherche et de
rédaction que par leur comportement vis à vis de cette science.
De plus, cette expérience unique m’a permis de me rapprocher avec l’astronomie, avec
laquelle je m’était éloigné depuis quelques temps (à cause notamment du mauvais temps et de
bug successifs de mon pc), et même si je ne pense pas que nous rentrons vraiment dans la
« logique TPE », cette expérience, aussi enrichissante qu’unique nous a permis de mieux nous
connaître, de travailler en équipe.
Désormais, j’ai une autre vision de l’astronomie amateur, et je remercie grandement mes
camarades pour ça, et la lunette astronomique va aussi me permettent de me mettre dans la peau
de Galilée, en observant nombres d’objets du ciel profond avec.
*Serraz Benjamin
I/ Impressions personnelles sur les TPE : déroulement.
1/Impression générale
Lors des premières semaines nous avons choisi notre sujet : «histoire et construction de la
science». Sujet qui a été elle-même choisie après plusieurs changements de problématiques
aboutissant finalement à l'évolution des méthodes d'observations astronomiques au cours du
temps. Ce n’est pas sans mal que nous l’avons choisie : en commençant par les images
subliminales, puis par le rubicube en passant même par les exosplanètes. Le choix de ce sujet
s’est peaufiné au cours des semaines mais surtout grâce à la présence d’un astronome amateur
dans notre groupe. En tant qu’élèves de première scientifique, ce choix nous a particulièrement
plu pour plusieurs raisons.
Notamment ce sujet d’étude contient de la physique et surtout des principes optiques étudiés au
cour de cette année. Des principes physiques (gravité...) sont en rapport encore une fois avec le
92
programme. Bien entendu il y a aussi beaucoup de maths, ce qui nous a particulièrement
intéressé (surtout lors de la construction de la lunette astronomique).
Ainsi l’objectif de chacun a été d’apprendre un maximum sur les différents types d’astronomie et
donc les différentes méthodes d’observation astronomique qui ont existé et qui vont apparaître.
En effet nous devions, pour répondre à notre sujet, expliquer chaque méthode d’observation (les
principales) et aussi parler des grands observateurs (Anaximandre, Galilée, Aristote). Cela fut
assez compliqué (nous ne sommes pas des astronomes amateurs, et nous ne sommes aujourd’hui
que de simples néophytes) mais l’aide le l’astronome amateur du groupe nous a été extrêmement
précieuse : ce dernier nous donnant quelques pistes et nous laissant la joie de découvrir chacune
des méthodes. Par exemple moi je devais parler du futur de l’astronomie. Dans ma tête cela se
limitait à l’actuel télescope Hubble, mais aussi aux sondes envoyées sur des planètes plus
reculées les unes que les autres. Après plusieurs séances de recherche chez moi et au lycée, j’ai
finalement découvert les projets JWST et LSST qui m’ont alors permit de toucher à presque
toutes les différentes méthodes d’observation (astrophotographie, spectroscopie,…)
Nous avons donc réalisé quelques expérience avec l’appui de notre ami astronome, qui nous a
divulgué plusieurs conseils notamment lors de l‘observation du la Lune avec une lunette de
l’époque de Galilée. Ces expériences nous ont alors permi de mieux comprendre comment ces
personnages historiques ont fait pour dessiner leurs observations mais aussi comprendre les
difficultés qu’ils ont rencontrées (qualité des lunettes de l’époque).
Ce n’est donc pas sans mal que nous nous sommes mis à rédiger nos différentes parties (après
des séances de recherches intensives), se critiquant mutuellement pour essayer de rendre le
meilleur possible chacune d’entre elles. Nous procédions par étapes en rédigeant au fur et à
mesure, d’après les notes que nous avions prises lors de nos recherches, l’écriture de nos parties
(grâce à l’informatique qui nous permettait de nous corriger inlassablement à l’inverse des
manuscrits). Après cette rédaction nous avons finalement inséré toutes nos photos, rendant ainsi
ce dossier de TPE beaucoup plus attractif.
C’est donc après ces heures de rédactions que nous avons abouti à la conclusion qu’au fur et à
mesure des temps, l’homme a toujours cherché à expliquer les différents phénomènes
l’entourant. Ainsi il a voulu expliquer l’univers, comprendre ses racines. Explications alors
rendues possibles successivement grâce au développement des méthodes d’observation et la
naissance de grands hommes.
Cette expérience « TPE » m’a permit de découvrir les joies de l’astronomie et maintenant je
regarde le ciel d’un autre œil. De plus la construction de la lunette m’a permit de mieux
comprendre le chapitre sur l’optique, abordé cette année.
II : Conclusion sur les TPE
Ce que nous pouvons tirer de cette expérience est une grande satisfaction générale. Nous avons
appris des choses, nous nous sommes amusés (il faut le dire), appris à nous écouter et à
communiquer. Avoir la possibilité de développer sa culture comme ça, sur des sujets qui en
temps normal ne nous intéresseraient pas est et restera le meilleur souvenir de cette aventure ; et
ce quelque soit la note.
93
*Ville Jean-Loup
Mon rôle :
Après avoir choisi le thème sur lequel nous voulions travailler : l’astronomie, nous avons
voulu retracer en quelque sorte son histoire. Notre TPE entre donc dans la partie :
« Savants et sciences ; Hier et aujourd’hui » (et plus précisément dans « histoire et construction
de la science »).
A la suite du choix de notre problématique, nous nous sommes divisés le sujet en 4
parties (notre sujet reprenant l’histoire, l’ordre chronologique s’imposait de lui-même). J’ai alors
hérité de la partie traitant de la révolution galiléenne. Cette partie m’intéressait, car je ne
connaissais pas trop Galilée, alors que les professeurs de physique nous en parlent assez souvent.
J’ai donc découvert de nombreuses choses sur lui et j’ai surtout dû comprendre le principe d’une
lunette astronomique : sympathique surprise, c’est au programme de physique (en optique) de
première S. Notre TPE concorde donc bien au programme pour cette partie. Une fois le
fonctionnement assimilé (quelques doutes soulevés au fur et à mesure de l’avancement étant
levés par les professeurs), nous nous sommes proposés de réaliser une lunette astronomique afin
de pouvoir refaire les observations de Galilée. On nous laissa alors aimablement faire des tests
dans le laboratoire et nous prîmes des lentilles. Je me suis ensuite chargé de la fabrication de la
lunette comme je lai expliqué dans ma partie. Celle-ci devant nous permettre de refaire des
observations, mais le manque de temps, la fatigue et la météo ont joué contre nous. Aussi nous
vous présenterons les comparaisons entre différentes observations lors de l’oral.
Mes intérêts dans ce sujet :
J’ai trouvé ce travail particulièrement intéressant, car l’enrichissement personnel allait
forcément être très important selon moi. C’est d’ailleurs ce qui a entraîné nombre de nos
changements de thème, chacun voulant exploiter les sujets qui l’intéressaient. Mais Boris nous
ayant beaucoup parlé de l’astronomie bien avant les TPE, nous nous sommes dit que c’était le
moment d’en apprendre beaucoup et de comprendre ce qui le passionnait vraiment. Ce travail
m’a donc appris de nombreuses choses sur le sujet de notre TPE, mais il m’a également montré
ce qu’était un travail à long terme et en groupe. Il ne fut en effet pas facile de se mettre dans le
rythme dès le début, et étant amis, il était dur de ne pas dévier de sujet quand nous devions
travailler. Nous nous sommes cependant selon moi plutôt bien débrouillé, même si la dose de
travail a été particulièrement importante les dernières semaines (avec un dernier week-end
presque surchargé). Cependant nous avons été pris d’un doute (assez atroce) quant à l’optique
réelle des TPE. Nous devons en effet répondre à une problématique, avec l’aide d’expériences.
Or, notre sujet demandait une réponse dans l’ordre chronologique. Nous n’avons donc pas
vraiment inventé de protocole, mais nous sommes servis d’expériences ayant déjà été faites (que
nous avons réexpliquées). Notre TPE manque donc peut-être de calculs par rapport à d’autres
TPE, du fait qu’il retrace en quelque sorte l’histoire (ou du moins une partie) de l’astronomie.
Cependant, j’ai vraiment appris beaucoup de choses et surtout découvert ce qui passionne
tant Boris. Cette expérience restera pour moi une expérience riche de notre enseignement
scolaire. Il nous reste cependant beaucoup de choses à découvrir, mais en tout cas, désormais,
Boris ne sera plus toujours tout seul dans le froid quand il voudra observer …
94
Bibliographie et liens externes :
Du Néolithique à Galilée
Je tiens particulièrement à citer et à remercier toutes les personnes ayant composé, photographié et
dessiné les choses sur lesquelles je me suis basé pour composé une des parties du TPE, parmi eux :
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Remerciements à Jean-Raphaël Gilis ; Laurent Ferrero et Yann Pothier qui m'ont beacoup apporté, surtout
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TC-PPCSOLDESFR
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