Le ciel, un modèle de perfection et d'éternité ? Deuxième partie
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Conférence d'astronomie de Béatrice Sandré, le 16 décembre 2011 à l'association Univers Sans Frontières. Partie 2
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Le ciel, un modèle de perfection et d'éternité ? Deuxième partie
- 1. Le ciel, un modèle de perfection et d’éternité ? 2ème partie De Galilée à Eddington
- 2. 1632 Dialogue sur les deux grands systèmes du monde « Aussi bien dans les corps particuliers que dans l’étendue universelle du ciel, on a vu et on voit des phénomènes semblables à ceux que nous appelons ici générations et corruptions . »
- 3. La chute des corps
- 4. La relativité galiléenne du mouvement
- 5. Vers 200 avant J.C., Erathostène mesure le rayon de la Terre
- 6. Vue de l´observatoire de Greenwich en 1675 peu après la construction
- 7. Comment mesurer la distance des planètes ? Méthode de triangulation
- 8. Giovanni Domenico Cassini 1625 - 1712 En 1672, il mesure la distance Terre – Soleil : 150 millions de km
- 9. A Tahiti, le 3 Juin 1769, le capitaine Cook observe le passage de Vénus devant le Soleil
- 10. Le 8 Juin 2004 à 10h30 T.U. a⊕ = ( 146 ± 11) × 106 km Saint Denis de la Réunion Longyearbyen - Spitzberg
- 11. Prochains passages de Vénus devant le Soleil 6 Juin 2012 de 22 h (la veille) à 5 h T.U 11 Décembre 2117 de 0 h à 6 h T.U
- 12. En 1676, Olaus Römer mesure la vitesse de la lumière
- 13. ( t2 − t1 ) − ( t4 − t3 ) ≈ 32 min = 4 × rayon de l'orbite terrestre×vitesse de la lumière J S Io T 4 T 3 T T 2 Io 1 t4 − t3 = 100 périodes de Io − durée du trajet T3T4 par la lumière t2 − t1 = 100 périodes de Io + durée du trajet T1T2 par la lumière
- 14. Isaac Newton 1642 - 1727
- 15. → → F f 1 1 1 F = ff = f 2 = M ×m F = ==× 2 ×2 × F =f F d d d M Loi de la gravitation universelle
- 16. La comète Hale Bopp Printemps 1997
- 17. La planète Neptune découverte grâce à Le Verrier en 1846
- 18. Mesure de la constante de gravitation universelle Henry Cavendish en 1798
- 19. En appliquant les lois de Kepler et Newton, les mesures de Cassini et de Cavendish permettent de calculer la masse du soleil : 4π a 2 3 Me = × = 2 × 10 kg ⊕30 2 G T ⊕
- 20. Mesure de la constante solaire : E = 1400 W/m2
- 21. Luminosité = Eclat × 4π× d 2 d Luminosité du Soleil : 3,8 .1023 kW
- 22. Si le Soleil était un tas de charbon, il ne pourrait brûler que moins de 6 000 ans
- 23. James Ussher 1581 - 1656 Date la création Au début de la nuit précédent le 23 Octobre de l’an 4004 av.J.C.
- 24. Edmond Halley 1656-1743 espère déduire l’âge de la Terre de la salinité des océans
- 25. En 1854, Helmoltz et Kelvin proposent la contraction gravitationnelle comme source d’énergie des étoiles Le Soleil pourrait briller 100 millions d’années
- 26. Henri Becquerel 1852 - 1908 Découvre la radioactivité en 1896 Le taux uranium-plomb de la Terre permet d’évaluer son âge : plusieurs milliards d’année
- 27. Arthur Eddington 1882 - 1944 « père » de la structure interne des étoiles (1905)
- 28. Les réactions nucléaires sont 1million de fois plus énergétiques que les réactions chimiques Le Soleil pourra briller 10 milliards d’années Il est à la moitié de sa vie
- 29. Une source d’énergie n’étant jamais inépuisable, les étoiles ne sont pas éternelles elles s’allument,
- 30. Nébuleuse de la Triphide
- 31. Étoiles en formation dans la nébuleuse de l’aigle
- 32. elles brillent, L’amas des pléiad
- 33. puis s’éteignent La nébuleuse planétaire de la Lyre
- 35. L’étoile Sirius A et son compagnon
- 36. L’amas d’Hercule
- 37. Comment mesurer la distance des étoiles ? π π T1 S T2 Méthode de la parallaxe
- 38. Friedrich Wilhelm Bessel 1784 - 1846 Mesure la première parallaxe stellaire en 1838
- 39. La plus grande parallaxe stellaire est celle de Proxima du centaure : 0,754 ’’ C’est donc l’étoile la plus proche de nous : 1,31 pc = 4,3 a.l.
- 40. Hipparcos 1989-1993 Mesure 118 000 parallaxes stéllaires
Notes de l'éditeur
- Toutes les civilisations ont essayé de construire leur représentation du monde. Le ciel, inaccessible aux hommes jusqu ’au milieu du XX e siècle, fût le plus souvent considéré comme la résidence des dieux donc de l’éternité et de la perfection. L’observation des astres au cours d’une nuit ou au fil des saisons montre que le ciel est un modèle d’organisation et d’harmonie. Dès l’antiquité grecque et le VI e siècle avant notre ère, des philosophes pensent que l’Univers est régi par des lois qui peuvent être comprises et ont un pouvoir prédictif.
- Le frontispice dû à Stephano della Bella montre (de gauche à droite) Aristote, Ptolémée et Copernic. Dans le dialogue sur les deux grands systèmes du Monde, Galilée montre l ’identité entre les mondes supra et sublunaire. Il pose en principe l’universalité des lois qui les gouvernent et fonde ainsi la physique.
- La première mesure astronomique est beaucoup plus ancienne. C ’est la mesure du rayon de la Terre faite par d’Erathostène vers 200 avant J.C.
- La deuxième moitié du XVII e siècle voit naître les premiers observatoires. Charles II fait construire l ’observatoire de Greenwich et Louis XIV l’observatoire de Paris. Ils commandent des mesures astronomiques pour faciliter la navigation.
- Les distances des étoiles sont trop grandes pour être mesurées par parallaxe à partir de deux points de la Terre. Mais à 6 mois d ’intervalle, la Terre occupe deux positions distantes de 300 millions de km. Ceci fournit une base qui permet de déterminer les distances des étoiles les plus proches.
- Connaissant le rayon de la Terre, l ’italien Cassini, astronome à l’observatoire de Paris, mesura la distance Terre-Soleil en observant la planète Mars, simultanément depuis Paris et Cayenne.
- C ’est à la même époque que le danois Römer, lui aussi astronome à l’observatoire de Paris, est chargé d’établir des éphémérides précises des satellites de Jupiter. Ils pourront servir d’horloges aux navigateurs et améliorer ainsi la détermination des longitudes. Römer constate des anomalies dans ces mesures que seule une vitesse finie de la lumière permet d’expliquer. La valeur de la distance Terre-Soleil accompagnée de la troisième loi de Kepler lui permettent de la calculer.
- Mais la fin du XVII e siècle fût surtout marquée par les travaux de Newton. Il reprit les idées de Galilée sur l ’identité de nature entre les deux mondes : c’est la même forces qui fait tomber la pomme et tourner la Lune autour de la Terre. Après avoir énoncé le principe fondamental de la dynamique, les lois de Kepler permettent à Newton d’établir la loi de la gravitation. La mécanique de Newton rend parfaitement compte du mouvement des planètes …
- Mais aussi des comètes.
- Elle a permis à le Verrier de prévoir l ’existence d’une planète jamais observée et qui perturbait le mouvement d’Uranus. Le Verrier calcule sa position et envoie les résultats à plusieurs astronomes équipés d’instruments puissants. C ’est le 23 Septembre 1846 que Galle, à l’observatoire de Berlin, découvre dans son télescope un point lumineux à l’endroit précis où le Verrier l’avait calculé. La mécanique de Newton a un pouvoir prédictif. Neptune est la 8 e planète du système solaire ; leur nombre est sans rapport avec celui des polyèdres réguliers. Jusqu’à Kepler les astronomes étaient des « géomètres ». A partir de Galilée et Newton, ils deviennent physiciens.
- La loi de gravitation de Newton a été complétée par Cavendish qui mesura pour la première fois la valeur de la constante de gravitation. La connaissance du rayon terrestre permet ensuite de calculer la masse de la Terre.
- Grâce à la troisième loi de Kepler, les mesures de Cassini et de Cavendish permettent de calculer la masse du Soleil.
- Une expérience très simple de calorimétrie, permet de mesurer la constante solaire c ’est à dire la puissance reçue sur Terre par unité de surface placée perpendiculairement aux rayons du Soleil. Cette constante est aussi appelée éclat du Soleil et vaut 1400W/m 2 .
- L ’énergie chimique fournie par la combustion du charbon par exemple est de l’ordre de 10 millions de Joule par kilogramme. Connaissant la masse du Soleil et sa puissance, on peut calculer la durée de cette combustion. Cette valeur est en complet désaccord avec l’age de la Terre évalué par les géologues du XIX e siècle à partir de l’épaisseur des couches sédimentaires : entre 3 millions et 3 milliards d’année. La Terre ne peut pas être plus vieille que le Soleil.
- En comptant le nombre de générations décrites dans la Bible, James Ussher (évèque irlandais 1581-1656) affirme que la création a eu lieu au début de la nuit précédant le 23 Octobre de l ’an 4004 avant Jésus-Christ.
- Edmond Halley espère déduire l ’âge de la Terre de la salinité des océans
- Kelvin évalue l ’âge de la Terre en calculant le temps nécessaire pour obtenir le gradient de température observé. Il trouve entre 20 et 400 millions d’années. Tandis que l’énergie fournie par la contraction gravitationnelle du Soleil peut lui permettre de briller 100 millions d’années. C’est bon !
- Au début du XX e siècle, grâce à la découverte de la radioactivité par Henri Becquerel, l ’âge de la Terre est revu à la hausse et évalué à plusieurs milliards d’année (taux uranium – plomb). Cette valeur est incompatible avec l’hypothèse de Kelvin et d’Helmoltz sur l’origine de l’énergie solaire.
- C ’est Arthur Eddington, astronome anglais, qui apportera la réponse : l’énergie nucléaire contenue dans le nuage d’hydrogène qui constitue une étoile est capable d’expliquer l’âge présumé du Soleil. Il pourra ainsi briller pendant 10 milliards d’années et en est donc à la moitié de sa vie.
- Une source d ’énergie n’étant jamais inépuisable, les étoiles n’ont pas toujours été et ne seront pas toujours.
- On sait maintenant que les étoiles naissent …
- Eerie, dramatic pictures from the Hubble telescope show newborn stars emerging from "eggs" — not the barnyard variety — but rather, dense, compact pockets of interstellar gas called evaporating gaseous globules (EGGs). Hubble found the "EGGs," appropriately enough, in the Eagle nebula, a nearby star-forming region 7,000 light-years from Earth in the constellation Serpens.
- vivent, …
- Et meurent, en passant par diverses étapes qui dépendent de leur masse. Ici, le stade de nébuleuse planétaire pour des étoiles de masse voisine de celle du Soleil.
- Sirius B, le compagnon de Sirius A, est une naine blanche, étoile en fin de vie, dont la masse volumique peut atteindre plusieurs tonnes par cm 3 . Seules des étoiles plus massives que le Soleil peuvent se transformer en naines blanches.
- Dans notre galaxie, on peut observer des amas d ’étoiles toutes très anciennes, appelés amas globulaires. La théorie d’Eddington sur la structure interne des étoiles permet d’évaluer leur âge. L’amas d’Hercule serait vieux de 15 milliards d’années. Avec Eddington, on est donc arrivé à la « certitude » que les étoiles ne sont pas éternelles. Mais qu’en est-il de l’Univers ?
- Les distances des étoiles sont trop grandes pour être mesurées par parallaxe à partir de deux points de la Terre. Mais à 6 mois d ’intervalle, la Terre occupe deux positions distantes de 300 millions de km. Ceci fournit une base qui permet de déterminer les distances des étoiles les plus proches.
- C ’est Bessel qui en 1838 mesura la première parallaxe stellaire, celle de l’étoile 61 du cygne qui vaut 0,3 ’’. La plus grande parallaxe stellaire et donc la plus faible distance au Soleil est celle de l’étoile du Centaure qui vaut 0,754’’ ; elle est donc à 1,31 pc soit 4,3 a.l. La précision de la méthode ( ~ 0,001’’) ne permet pas de mesurer des distances supérieures à 1000 pc soit 3260 a.l.