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Astronomie 1 / 12 Sup de Cours - Etablissement d'enseignement privé RNE 0333 119 L - 73, rue de Marseille - 33000 Bordeaux

ASTRONOMIE

I. Les mouvements de la Terre

La Terre est animée de mouvements complexes dont les deux plus importants sont la rotation et la révolution autour du Soleil.

1. La rotation

La Terre tourne sur elle-même d'ouest en est, autour de l'axe des pôles en 1 jour (23 h 56 min 4 s).

Conséquences :

• Le mouvement apparent journalier des astres d'est en ouest

- Le mouvement apparent du Soleil entraîne la succession des jours et des nuits. Au cours de la journée, le Soleil décrit une courbe d'est en ouest. A midi, il culmine au sud.



- Au cours de la nuit, pour un observateur terrestre situé dans l'hémisphère Nord, les étoiles semblent décrire des arcs de cercle dans le sens direct (sens inverse des aiguilles d'une montre) autour de l'étoile polaire, pratiquement fixe, car située très près du pôle Nord céleste.

• La force de Coriolis cause la vitesse différentielle des couches atmosphériques, plus grande à l'équateur, plus faible au pôle et provoque le mouvement des masses d'air dans le sens direct pour l'hémisphère Nord et dans le sens indirect pour l'hémisphère Sud.

2. Le temps astronomique

Le temps solaire vrai est défini localement par la position du Soleil : le midi solaire peut être déterminé au passage du Soleil au méridien.

Le temps solaire moyen est le temps solaire vrai, corrigé de toutes les inégalités appelées équation du temps (E) : tmoyen = tvrai + E

Ces temps solaires sont comptés à partir de midi.

Le temps civil d'un lieu est le temps solaire moyen augmenté de 12 h. Le jour civil commence à minuit : tcivil = tmoyen + 12 h

L'unification de l'heure sur Terre est faite par le système des fuseaux horaires (24 fuseaux). On a défini comme temps universel (T.U.), le temps civil de Greenwich.

Le temps légal est fixé par chaque pays.

En France : tlégal = T.U. + 1 h en hiver et 2 h en été

3. La révolution autour du Soleil

La Terre décrit en 1 an (365j 6 h 9 min 9 s) une orbite quasi-circulaire autour du Soleil dans le sens direct. Ce mouvement est causé par l'attraction gravitationnelle qu'exerce le Soleil sur la Terre.

Le plan de l'orbite est appelé écliptique.

L'axe de rotation de la Terre est incliné en moyenne de 23°27.



Figure 1

Mouvement de révolution terrestre

Å

Ç

É

Ñ

S

N



L'axe de rotation de la Terre étant incliné de 23°27 par rapport à la perpendiculaire à l'écliptique. La durée des jours et des nuits varie au cours de l'année, ce qui détermine les saisons.

Selon la position de la Terre sur son orbite, on peut remarquer un éclairement différent pour les 2 hémisphères (la légende du schéma est donnée pour l'hémisphère nord) :

• Dans la position Å, l'hémisphère nord est plus éclairé que l'hémisphère sud. La durée du jour y est supérieure à la durée de la nuit. C'est le solstice d'été pour l'hémisphère nord.

• Dans la position É, l'hémisphère nord est moins éclairé que l'hémisphère sud. La durée du jour y est inférieure à la durée de la nuit. C'est le solstice d'hiver pour l'hémisphère nord.

• Dans les positions Ç et Ñ, le Soleil éclaire également les 2 hémisphères. La durée de la nuit est donc égale à la durée du jour. Ce sont les équinoxes.

Le début de chaque saison est déterminé par un phénomène astronomique.

Le solstice d'été correspond à la date où la durée du jour est la plus longue. Le solstice d'hiver correspond à la date où la durée du jour est la plus courte. Les équinoxes d'automne et de printemps correspondent aux 2 dates où la durée du jour égale la durée de la nuit.

Les durées relatives des jours et des nuits, à la même date (sauf équinoxes), dépendent de la latitude du lieu considéré.



Entre l'équinoxe de printemps et celui d'automne, la durée du jour augmente avec la latitude (pour un point situé au pôle Nord : pas de nuit) ; entre l'équinoxe d'automne et celui de printemps la durée du jour diminue avec la latitude (pour un point situé au pôle Nord : pas de jour).

La différence d'ensoleillement entre hiver et été est d'autant plus marquée que l'on s'éloigne de l'équateur.

La quantité d'énergie solaire qui arrive au sol par unité de surface diminue avec l'inclinaison des rayons (ce qui explique la différence de climat entre l'hiver et l'été).

II. La lune

Distance moyenne Terre – Lune : 384 400 km

Diamètre moyen : 3 476 km

Masse : 81 fois plus petite que celle de la Terre

1. Les mouvements de la Lune

La Lune tourne sur elle-même en 27 j 7 h 43 min (période de révolution sidérale). Elle effectue une révolution autour de la Terre pendant la même durée et de ce fait, présente toujours la même face à la Terre. L'orbite lunaire est elliptique et inclinée de 5°8 sur l'écliptique.

Pendant que la Lune effectue un tour complet autour de la Terre, la Terre a parcouru une petite portion de son orbite autour du Soleil. La durée séparant 2 phases identiques de la Lune, appelée lunaison, égale 29 j 12 h 44 min (période de révolution synodique).

2. Les phases

Pour un observateur terrestre de l'hémisphère nord, la Lune présente différents aspects appelés « phases » qui se succèdent cycliquement :



1 - Nouvelle lune

2 - Premier croissant de lune

3 - Premier quartier de lune

4 - Lune gibbeuse croissante

5 - Pleine lune

6 - Lune gibbeuse décroissante

7 - Dernier quartier de lune

8 - Dernier croissant de lune

L'intervalle de temps qui sépare deux phases consécutives identiques, appelé lunaison dure entre 29 et 30 jours (exactement 29 jours et 12 heures) :

• la pleine Lune qui suit celle du 13 juin 1995 aura lieu le 12 ou 13 juillet,

• un quart de lunaison, (entre 7 et 8 jours) sépare le premier quartier de la pleine Lune qui le suit ; le premier quartier le plus proche a donc eu lieu le 5 ou le 6 juin 1995,

• un quart de lunaison, (entre 7 et 8 jours) sépare la pleine Lune du dernier quartier suivant ; le dernier quartier le plus proche aura donc lieu le 20 ou le 21 juin 1995,

• une demi lunaison (entre 14 et 15 jours) sépare la pleine Lune de la nouvelle Lune ; la nouvelle Lune suivante aura donc lieu le 27 ou le 28 juin 1995.

La Lune n'émet pas de lumière par elle-même, elle ne fait que réfléchir et diffuser une fraction de la lumière du Soleil qui l'éclaire ; de ce fait, elle présente un hémisphère éclairé (face au Soleil) et un hémisphère obscur (à l'opposé du Soleil).

Selon la position de la Lune sur son orbite autour de la Terre, l'aspect observé de la face éclairée change progressivement de façon cyclique. On distingue 4 phases principales (Å, É, Ö, á).



En position Å, la Lune se trouve entre la Terre et le Soleil (conjonction). Elle présente sa face sombre vers la Terre. Elle est alors invisible : c'est la nouvelle Lune (NL).

La position É correspond au premier quartier (PQ).

En position Ö, la Lune se trouve à l'opposé du Soleil (opposition). Elle tourne vers la Terre la totalité de son hémisphère éclairée : c'est la pleine Lune (PL).

La position á correspond au dernier quartier (DQ).



3. Les éclipses

Il peut y avoir une éclipse lorsque le Soleil, la Terre et la Lune sont alignés.

• Dans la phase de nouvelle Lune, si la Lune passe entre le Soleil et la Terre, on peut observer une éclipse de Soleil.

Une éclipse solaire se produit lorsque la lune s'interpose entre le soleil et la terre. Il se produit alors une zone de noirceur sur la terre qui correspond à l'ombre de la lune. Cette zone est dite en éclipse totale.

Au même moment, dans d'autres régions du globe, il a une éclipse partielle du soleil. Ces habitants se situent dans la pénombre de la lune. Seulement une partie du soleil est visible.

Eclipse de Soleil

Si le sommet du cône d'ombre de la Lune est en avant de la surface terrestre, il y a éclipse annulaire. Un anneau de Soleil reste visible en tout point de la région de la Terre située dans le prolongement du cône d'ombre.

• Dans la phase de pleine Lune, si notre satellite pénètre tout ou en partie dans le cône d'ombre de la Terre, il cesse d'être éclairé directement par le Soleil. On peut observer une éclipse de Lune totale ou partielle.

Lorsque la lune est entièrement dans la zone d’ombre, on ne voit pas la lune alors qu’il devrait y avoir pleine lune : il y a éclipse totale de lune.

Lorsque la lune est partiellement dans la zone d’ombre, on ne voit qu’une partie de la lune : il y a éclipse partielle de lune.

Eclipse de Lune



C'est parce que la Lune a une orbite inclinée de 5°8' sur le plan de l'écliptique contenant le Soleil et la Terre qu'on n'observe pas une éclipse de Soleil à chaque nouvelle Lune et une éclipse de Lune à chaque pleine Lune.

III. Le système solaire

Le système solaire est constitué par le Soleil et l'ensemble des objets qui sont liés au Soleil par la gravitation : les 9 planètes avec leurs satellites, les astéroïdes, les comètes.

1. Le Soleil

Distance moyenne Terre – Soleil : 150 000 000 km

Diamètre moyen : 1 390 000 km

Masse : 330 000 fois celle de la Terre

Température : de l’ordre de 5 à 6 000°C en surface, environ 14 millions de °C à l’intérieur

Age : 4,6 milliards d’années

Par ses diverses caractéristiques, le Soleil est une étoile tout à fait normale mais il offre la particularité remarquable d'être de beaucoup, la plus proche de la Terre.

• Structure

- Le cœur : réacteur thermonucléaire réalisant la fusion des noyaux d'atomes d'hydrogène en noyaux d'atomes d'hélium.

- La photosphère : partie ordinairement visible, mince couche de gaz, environ 100 km d'épaisseur.

- La chromosphère : épaisseur : 2 000 km.

- La couronne : pouvant s'étendre sur plusieurs millions de km, elle devient visible quand le disque solaire est occulté par la Lune (éclipse de Soleil) ou à l'aide d'un coronographe.

• Rayonnement

Le Soleil rayonne de l'énergie dans le milieu interplanétaire. Ce rayonnement n'est pas seulement de la lumière visible, il couvre l'ensemble du spectre électromagnétique.

Sa lumière met 8 min à nous parvenir.



2. Les planètes du système solaire

A la différence d'une étoile, une planète n'émet pas de rayonnement propre et ne brille que parce qu'elle réfléchit la lumière qu'elle reçoit de l'étoile autour de laquelle elle gravite.

On connaît actuellement autour du Soleil, 9 planètes principales qui sont dans l'ordre des distances au Soleil.

Mercure Vénus Terre Mars Jupiter Saturne Uranus Neptune Pluton

Pluton, la planète la plus lointaine reste mal connue et difficile à classer : elle paraît s'apparenter aux planètes telluriques par ses dimensions et aux planètes géantes par sa densité.

Famille des planètes telluriques - Petites en volume - Densité élevée - Croûte solide qui sépare

intérieur/atmosphère

Famille des planètes joviennes - Volumineuses - Faible densité - Gazeuses dans les régions

externes, liquides et solides à l’intérieur



IV. L’univers

Notre adresse dans l'univers

Planète : TERRE

Etoile : SOLEIL

Galaxie : GALAXIE ou VOIE

LACTEE

Amas : GROUPE LOCAL Superamas : SUPERAMAS LOCAL

1. La galaxie ou voie lactée

Disque très aplati (diamètre : 100 000 A.L1) dont l'épaisseur est à peu près constante avec une grosse boursouflure vers le centre appelée bulbe.

La position du Soleil y est sensiblement excentrée.

La Galaxie est un ensemble d'étoiles, de gaz et de poussières (ces derniers Se manifestant parfois sous forme de nébuleuses). Elle renferme plus de 100 milliards d'étoiles (dont le Soleil). L'étoile la plus proche du Soleil, (Proxima du Centaure) est à 4,3 A.L.

1 Années lumière



2. Amas - superamas

Les galaxies se regroupent en amas de galaxies. Notre amas appelé Amas local regroupe 27 galaxies dont la Voie lactée, les nuages de Magellan, Andromède...

Les amas se regroupent en superamas. Notre superamas est appelé le Superamas local. L'ensemble des amas d'amas constitue l'univers.

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