Service éducatif du planétarium du Jardin des Sciences de Dijon. Animation La place de la Terre dans l'Univers. Dossier enseignant 1

Les dossiers pédagogiquesdu planétarium

La place de la Terredans l'Univers

Ce dossier pédagogique vous aidera :

- À préparer votre venue au planétarium- À prolonger votre visite par d'autres activités- À mieux connaître le sujet pour répondre aux questions que risquent de vous poser lesélèves.

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La place de la Terre dans l'UniversDossier enseignant

Résumé

La Terre n'est pas au centre de l'Univers. Nous habitons une petite planète située dans un système solaire dansla banlieue d'une galaxie banale faisant partie d'un ensemble de milliards de galaxies. Mais il n'existe pas pourautant de planète de rechange…

Activités préparatoires

Les élèves pourront avoir observé le ciel et des photos du ciel pour se poser des questions sur la nature desobjets qui entourent la Terre (Lune, Soleil, planètes, étoiles…). Mais, pour cette animation, les élèves peuventaussi venir sans préparation.

Des activités complémentaires sont proposées à la fin de ce dossier après votre visite au planétarium.

Compléments pour l'enseignant

Historique

Dans la plupart des cosmologies anciennes, la Terre est plate, surmontée d'une voûte céleste sur laquelle setrouvent le Soleil, la Lune, les planètes et les étoiles.Rappelons que les planètes sont connues depuis l'Antiquité, non pas comme des boules tournant autour duSoleil, mais comme des points lumineux se déplaçant au milieu des constellations. Mercure, Vénus, Mars, Jupiteret Saturne sont les cinq planètes visibles à l'œil. Avec la Lune et le Soleil, cela fait 7 astres mobiles qui sont àl'origine des noms des 7 jours de la semaine, lundi (jour de la Lune), mardi (de Mars), mercredi (de Mercure),jeudi (de Jupiter), vendredi (de Vénus), samedi (de Saturne) et dimanche (qui vient de dies dominicus, jour duseigneur mais qui se dit en anglais sunday, jour du Soleil).La Terre était habité par les hommes et le ciel par les dieux. Ce n'est que depuis un peu moins de deux sièclesque l'on sait que tout ce que l'on voit dans le ciel est constitué de matière semblable à celle que l'on connaît surTerre.

La Terre

Il y a plus de 2000 ans, les Grecs avaient déjà compris que la Terre est ronde et en avançaient trois preuves :- quand un bateau s'approche, on voit son mât apparaître avant la coque ;- certaines étoiles sont visibles depuis l'Afrique et pas depuis la Grèce ;- lors d'une éclipse de Lune, l'ombre de la Terre est toujours ronde.À cette époque, on considère que la Terre est fixe au centre du monde.Ératosthène avait calculé son rayon dès le 3e siècle avant notre ère.

Avec Copernic (1473-1543) et Galilée (1564-1642), on comprend que la Terre tourne sur elle-même et autour duSoleil. Elle perd alors sa position centrale au profit du Soleil.

Étoiles et constellations

On voit l'ensemble de la voûte céleste tourner autour de l'étoile Polaire mais les étoiles gardent les mêmespositions les unes par rapport aux autres ; par exemple, les 7 étoiles principales de la Grande Ourse formenttoujours une casserole.Pour les Grecs, ces étoiles sont fixées sur une sphère (la sphère des fixes). Ils les regroupent en constellations,en relation avec leur mythologie (Hercule, Pégase, Orion…).

À la fin du 16e siècle, Giordano Bruno imagine que toutes les étoiles sont d'autres soleils entourés de planètes.Beaucoup d'astronomes pensent que les différences de luminosité des étoiles proviennent de leurs différences dedistance. On s'apercevra plus tard qu'en réalité, la luminosité réelle est très variable d'une étoile à l'autre. L'éclatobservé d'une étoile dépend à la fois de sa distance et de sa luminosité intrinsèque.

La première distance d'étoile fut mesurée en 1838 par Bessel (méthode des parallaxes, voir page suivante).L'univers gagnait alors une dimension, sa profondeur.

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Les planètes et le système solaire

On sait que la Lune tourne autour de la Terre au moins depuis les Babyloniens. Sa distance a été calculée par lesGrecs il y a plus de 2 000 ans.

Les cinq planètes visibles à l'œil nu (Mercure, Vénus,Mars, Jupiter, Saturne) changent de place dans le ciel ensuivant des trajectoires complexes. Pour les Babyloniens,ce sont des dieux. Les Grecs chercheront à expliquer cestrajectoires à partir de combinaison de mouvementscirculaires. Dans les différents modèles proposés, Mercureest habituellement la plus proche de la Terre (car la plusrapide dans le ciel) et Saturne la plus éloignée (la pluslente). Positions de la planète Mars de novembre 2011 à juin

2012 (une position tous les 5 jours)

Avec Copernic et le système héliocentrique (le Soleil au centre), les trajectoires comme celle de Mars sur la figureci-dessus s'expliquent simplement : on observe Mars qui tourne autour du Soleil depuis la Terre qui elle-mêmeest en mouvement. Mars semble reculer lorsque la Terre la dépasse. Les trajectoires observées permettent defaire un plan du système solaire. Les planètes tournent autour du Soleil dans cet ordre : Mercure, Vénus, la Terre,Mars, Jupiter et Saturne. Pour connaître les distances, il faudrait savoir quelle est l'échelle de ce plan. Lapremière mesure de distance de Mars sera faite au 17e siècle (parallaxe diurne).

Uranus sera découverte en 1781 et Neptune en 1846.

En 1995, on a repéré la première planète tournant autour d'une étoile autre que le Soleil. On en connaîtmaintenant plusieurs centaines. La plupart sont des planètes géantes, plus faciles à détecter que les petites, maisplusieurs ressemblent à notre Terre.

La Galaxie

Nous observons dans le ciel environ 5 000 étoiles à l'œil nu. Avec un télescope, on peut découvrir une multituded'autres étoiles individuelles mais aussi d'autres types d'objets : des amas ouverts (amas d'étoiles sans structureparticulière), des amas globulaires (amas d'étoiles de forme sphérique) ainsi que des objets flous que l'on aappelés nébuleuses.Au début du 20e siècle, en étudiant les amas globulaires, Harlow Shapley s'aperçoit qu'ils ne sont pas répartisrégulièrement sur la voûte céleste mais semblent entourer une région située dans la constellation du Sagittaire. Ilcomprend alors que toutes les étoiles que l'on observe ainsi que le système solaire font partie d'un vasteensemble que l'on appellera notre Galaxie et dont le centre est situé dans le Sagittaire.Avec Copernic, la Terre avait perdu sa place centrale, remplacée par le Soleil.Avec Shapley, c'est le Soleil qui perd sa place de centre du monde.

Les autres galaxies

Dans la constellation d'Andromède, on peut distinguer à l'œil nu dans un ciel bien noir une petite tache floue.L'astronome Al Sufi l'avait déjà notée sur ses cartes célestes au 10e siècle. On l'appela pendant longtempsnébuleuse d'Andromède. Dans les années 1920, Edwin Hubble y observe des étoiles individuelles qui varientd'éclat (des Céphéides), qui lui permettent de déterminer sa distance. Elle est extérieure à notre Galaxie ! Ons'aperçoit alors que l'Univers est rempli de groupes d'étoiles qu'on appellera nébuleuses extragalactiques puisgalaxies extérieures puis simplement galaxies (sans majuscule). Les galaxies sont organisées en amas et lesamas de galaxies en superamas.

Edwin Hubble s'aperçoit que la plupart des galaxies s'éloignent de nous. Cette observation est à l'origine de lathéorie du Big-Bang, confortée ensuite par d'autres observations. Selon cette théorie, l'Univers est né il y a unpeu moins de 15 milliards d'années. Il continue depuis ce temps à être en expansion. Des observations récentesmontreraient que cette expansion s'accélère alors qu'il y a une quinzaine d'années, on pensait qu'elle devait aucontraire ralentir.

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Glossaire

Amas globulaireAmas contenant plusieurs milliers ou centaines de milliers d'étoiles en forme de globule,donc sphériques. Les amas globulaires facilement observables sont situés à la périphériede notre Galaxie à des distances de 5 000 à 50 000 années-lumière. Ils sont constituésd'étoiles âgées. On en trouve aussi autour d'autres galaxies. M

13. P

hoto

CM

/SA

B

Amas ouvert (ou amas galactique)Amas d'étoiles situé dans notre Galaxie contenant habituellement quelques centainesd'étoiles jeunes.

M45

. Pho

to M

M/S

AB

AstéroïdePetite planète tournant autour du Soleil. La plupart sont situés entre l'orbite de Mars etcelle de Jupiter (dans la ceinture d'astéroïdes). Le plus gros d'entre eux est Cérès, unastéroïde sphérique de 900 km de diamètre. Les plus petits ont des formes irrégulières.Certains peuvent croiser l'orbite terrestre et être amenés à frôler la Terre (earth-grazers).

Éro

s.

ConstellationGroupe d'étoiles qui semblent proches dans le ciel et que l'on réunit pour former unefigure. Les constellations que l'on utilise proviennent des Babyloniens, des Grecs, maisaussi d'astronomes plus récents en particulier pour l'hémisphère sud. La voûte célesteest maintenant découpée précisément en 88 constellations. Une constellation n'a aucuneréalité physique. Ce n'est qu'un découpage pratique du ciel. On peut y trouver des objetsproches comme des objets lointains.

ÉtoileSphère gazeuse abritant des réactions nucléaires lui permettant d'émettre de la lumière.L'étoile la mieux connue et la plus proche est le Soleil.

Sol

eil.

Pho

to P

C/S

AB

GalaxieLa Galaxie (avec un G majuscule) : ensemble de 100 à 200 milliards d'étoiles dans lequelse trouve le Soleil et le système solaire. Notre Galaxie a la forme d'un disque renflé aucentre, d'environ 100 000 années lumière de diamètre et 15 000 années lumière d'épais-seur au centre. Ce disque est entouré d'un halo contenant des amas globulaires. Onobserve notre Galaxie de l'intérieur sous la forme de la Voie Lactée.

Les galaxies (avec un g minuscule) : une galaxie est un ensemble contenant des milliardsd'étoiles ainsi que du gaz et des poussières. On les a classées en différents types suivantleur forme : spirales, spirales barrées, elliptiques, irrégulières.

M31

. Pho

to S

AB

La

Gal

axie

(sch

éma)

NébuleuseNuage de gaz et de poussières interstellaires.Certaines de ces nébuleuses (comme la nébuleuse d'Orion) sont des régions deformation d'étoiles. D'autres (comme les nébuleuses annulaires) sont des restes d'étoilesen fin de vie.Il existe aussi des nébuleuses obscures (comme celle de la Tête de Cheval) constituéesde poussières cachant des régions plus lumineuses en arrière-plan.

PlanèteAstre n'émettant pas de lumière tournant autour d'une étoile. Une planète se distingued'une étoile parce qu'elle se déplace au milieu des constellations.On parle maintenant aussi d'exoplanètes tournant autour d'autres étoiles que le Soleil. S

atur

ne. P

hoto

PL/

SA

B

M42

. Pho

to F

G/S

AB

UniversEnsemble de tout ce qui existe. Ce qui n'empêche qu'il existe des théories d'universmultiples (multivers).L'Univers est en expansion, deux galaxies s'écartent d'autant plus vite qu'elles sontéloignées.

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Distances

Rayon de la Terre

Expérience réalisée par Ératosthène (3e siècle avant notre ère)Le même jour à midi, on observe que le Soleil éclaire le fond d'unpuits à Syène (S) alors qu'un obélisque à Alexandrie (A) a uneombre. Mesures :

ADE = 1/50 tour donc ATS = ADE = 1/50 tour AS = 50 000 stades On en déduit la circonférence de la Terre : 50 × 50 000 = 2 500 000 stades

(Figure dans le plan du méridien)

On a mesuré plus récemment que la Terre est aplati aux pôles (au 18e siècle).Le rayon équatorial de la Terre mesure 6378 km son rayon polaire 6356 km.

Distance de la Lune

Première méthode (avec la durée d'une éclipse de Lune)La durée maximale d'une éclipse de Lune est de 2 heures (en réalité 1 h 45).La Lune avance de son diamètre apparent (0,5°) en 1 heure.On peut donc mettre 3 lunes dans l'ombre de la Terre.Connaissant le diamètre de la Terre, on en déduit celui de la Lune.Et comme on connaît le diamètre apparent de la Lune (0,5°), on peut trouver sa distance.

Résultats d'Aristarque :Diamètre de la Lune ≈ 1/3 du diamètre de la TerreDistance : un peu moins de 80 rayons terrestresEn réalité, l'ombre de la Terre est conique et le diamètre de l'ombre est donc légèrementinférieur au diamètre de la Terre mais les Grecs savaient en tenir compte.

Deuxième méthode (parallaxe diurne)Méthode utilisée par Lalande et Lacaille en 1751 depuis Berlin et Le Cap.On vise la Lune depuis deux points éloignés de la Terre. Connaissant la position de ces deux points sur la Terreet les deux directions de visée, on peut calculer la distance de la Lune.

Troisième méthode (rayon laser)Expérience réalisée depuis l'observatoire de Nice.On envoie un rayon laser sur un réflecteur déposé à la surface de la Lune par les missions américaines.Connaissant la vitesse de la lumière, la mesure du temps que met ce rayon à faire l'aller et retour permet decalculer la distance de la Lune.

RésultatsLa distance de la Lune varie entre 356 400 km et 406 700 km (entre 56 et 64 rayons terrestres).

Distances du Soleil et des planètes

Le plan du système solaire est connu depuis Copernic et encore mieux depuis Kepler. Il ne manque que l'échelle.Une seule mesure de distance permet donc d'en déduire toutes les autres.

Première méthode (parallaxe diurne)On vise une même planète depuis deux points éloignés de laTerre. Si on connaît la position de ces deux points sur Terre et lesdeux directions de visée, on peut calculer la distance de l'astre.

Sur le Soleil : Difficile. Angle très petit à mesurer (<18") et problème d'échauffement des instrumentsSur Mars : Richer et Cassini en 1672 ont trouvé une parallaxe d'environ 10" → 130 000 000 km pour la distanceTerre SoleilSur Éros (astéroïde qui est passé à 22 millions de km de la Terre en 1931) → 150 000 000 km pour la distanceTerre Soleil

On a aussi utilisé des passages de Vénus devant le Soleil observés depuis deux lieux éloignés pour déterminersa distance.

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Deuxième méthode (écho radar)Écho radar sur Vénus en 1961 : la mesure du temps que met la lumière à faire l'aller et retour donneimmédiatement la distance. La précision est de l'ordre du cm pour la Lune et du km pour les planètes.

L'unité de base dans le système solaire est l'unité astronomique, demi-grand axe de l'orbite terrestre (plussimplement, la distance moyenne Terre-Soleil).

RésultatsL'unité astronomique vaut 149 597 870 km

Mercure Vénus Terre Mars Jupiter Saturne Uranus NeptuneUA 0,387 0,723 1 1,524 5,203 9,555 19,22 30,11km 57 900 000 108 200 000 149 600 000 227 900 000 778 300 000 1 427 000 000 2 870 000 000 4 497 000 000

Distance des planètes au Soleil en unité astronomique et en km

Distance des étoiles

La méthode de la parallaxe diurne, valable pour la Lune ou pour Mars n'est pas utilisable pour les étoiles, troplointaines. La distance entre deux observateurs terrestres est trop petite comparée aux distances des étoiles.Au lieu de faire deux mesures depuis deux points de la Terre, on vise une étoile à 6 mois d'intervalle. Pendant cetemps, la Terre a effectué un demi-tour autour du Soleil et se retrouve donc à 300 000 000 km de sa positioninitiale. Si on observe une étoile proche, sa position par rapport à une étoile lointaine doit changer entre ces deuxobservations. En supposant l'étoile lointaine à l'infini, on peut calculer la distance de l'étoile proche.

La parallaxe d'une étoile E est l'angle psous lequel on verrait le rayon del'orbite terrestre depuis cette étoile.

La première parallaxe d'étoile a été mesurée par Bessel en 1838 sur l'étoile 61 du Cygne. Il trouva une parallaxede 0,35" (soit l'équivalent d'un écart de 1 cm vu à 7 km).Toutes les étoiles (hormis le Soleil) ont une parallaxe inférieure à 1".

Cette technique est à l'origine d'une autre unité de mesure de distance, le parsec (abréviation de PARallaxeSEConde). Une étoile est à 1 parsec (abréviation pc) si sa parallaxe est d'une seconde d'arc. 1pc ≈ 3,26 al(al = année-lumière, voir plus bas).

Il existe d'autres méthodes de mesure de distance pour les étoiles lointaines, comme la parallaxespectroscopique. L'observation du spectre d'une étoile permet de connaître son type. Celui-ci donne son éclatréel, la relation entre le type et l'éclat ayant été calibrée à partir d'étoiles proches dont la distance a été mesuréeauparavant. En comparant l'éclat réel à l'éclat observé, on détermine la distance.

Distance de Sirius : 8,6 années lumière (al) ; de l'étoile Polaire : 400 al ; de Deneb : 2 000 ou 3 000 alUne année-lumière (ou année de lumière) = distance parcourue par la lumière en un an = 9 460 000 000 000 km.

Distance des galaxies

Les Céphéides sont des étoiles dont l'éclat varie périodiquement. L'observation de Céphéides proches (dont onavait mesuré la distance et calculé leur luminosité) a permis d'établir une relation entre leur période et leur éclatréel. Si on observe une Céphéide dans une galaxie lointaine, sa période donne sa luminosité réelle. Encomparant avec la luminosité observée, on en déduit sa distance.

Il existe d'autres méthodes de calcul des distances de galaxies. On essaie de déterminer l'éclat réel de la galaxie(à partir de sa vitesse de rotation ou du type de galaxie par exemple), on compare avec la luminosité observée eton en déduit sa distance.

Pour une galaxie lointaine, on mesure sa vitesse de fuite grâce à son spectre. La loi de Hubble (provenant del'expansion de l'Univers) relie cette vitesse de fuite à la distance.

Distance de la galaxie d'Andromède : 3 000 000 al ; de M51 (galaxie des Chiens de Chasse) : 30 000 000 al ;des galaxies les plus lointaines observées : plus de 10 000 000 000 al.

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Activités complémentaires

Représentations à l'échelle

Le système solaire

Il est très difficile de réaliser un plan du système solaire en gardant la même échelle pour les diamètres desplanètes et leurs distances au Soleil. Ce n'est néanmoins pas impossible. Voici un exemple de plan à l'échelle1/4 000 000 000 (1 mm représente 4 000 km) où Neptune est située à plus d'un kilomètre du Soleil :

Nom Mercure Vénus Terre Lune Mars Jupiter Saturne Uranus Neptune SoleilDiamètre (mm) 1,2 3 3,2 0,9 1,7 35,7 30 13 12 350Distance (m) 14,5 27 37,4 0,1 57 195 357 718 1 124

(Les distances indiquées sont les distances Soleil planète sauf pour la Lune où il s'agit de la distance Terre Lune)

Pour une maquette plus facilement réalisable, on peut utiliser deux échelles, une pour les distances et une autrepour les diamètres. On pourra conserver par exemple l'échelle de 1/4 000 000 000 pour les diamètres et choisirune échelle de 1/400 000 000 000 (1 mm représente 400 000 km) pour les distances en divisant tous les résultatsde la dernière ligne du tableau par 100.

Étoiles et galaxies

À l'échelle de 1/400 000 000 000, Uranus est à 11 m du Soleil. La plus proche étoile, Proxima du Centaure, estalors à 100 km et l'étoile Polaire à environ 10 000 km ! Notre Galaxie aurait un diamètre de plus de 2 millions dekm et la galaxie d'Andromède, une des plus proches, serait située à 70 millions de km…En réduisant encore d'un facteur 1000 (1 cm pour 4 milliards de km), Uranus passe à 11 mm, la plus proche étoileà 100 m, l'étoile Polaire à 9 km, la galaxie d'Andromède à 70 000 km…En réduisant encore d'un facteur 1000, la plus proche étoile est à 10 cm, l'étoile Polaire à 9 m, la galaxied'Andromède à 70 km…

On voit donc qu'il est très difficile de se rendre compte de la structure de l'Univers et des distances énormes quiséparent les astres.

Durée d'un voyage

Pour appréhender l'immensité de l'Univers, il est amusant de calculer le temps d'un voyage imaginaire vers desastres lointains en choisissant sa vitesse.

à la vitesse d'un TGV(300 km/h)

à la vitesse d'une sonde spatialeextrêmement rapide (30 km/s)

à la vitesse de la lumière(300 000 km/s)

Lune 53 jours 3 h 30 min 1,3 sSoleil 57 ans 58 jours 8 minSaturne 544 ans 1 an 1/2 1 h 20 minÉtoile la plus proche 15 000 000 années 40 000 ans 4 ans

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Observation

Il est intéressant de faire observer les différents types d'objets du ciel.Pour le Soleil, attention à ne jamais l'observer directement, on peut se brûler la rétine de manière définitive.Pour la Lune, elle est observable le soir en premier quartier, toute la nuit en pleine Lune, le matin en dernierquartier.Les planètes tournent autour du Soleil et changent donc continuellement de position. Pour savoir où et quand onpeut les observer, on peut utiliser des logiciels d'astronomie ou consulter des sites Internet (comme le site duRectorat, voir ci-dessous).

Voici quelques objets du ciel profond faciles à observer :

- Amas ouvert : Les Pléiades, visibles à l'œil nu, à observer aux jumelles en hiver et au printemps, dansla constellation du Taureau.Amas double de Persée, entre Cassiopée et Persée (automne hiver).Amas de la Crèche, dans le Cancer (hiver printemps).Ces deux derniers amas sont à observer de préférence aux jumelles (on les devine àl'œil nu).

- Nébuleuse : M42, dans Orion. À observer aux jumelles.

- Amas globulaire : M13, dans Hercule. Visible aux jumelles comme une petite tache floue ou au télescope.

- Voie Lactée : visible toute l'année mais surtout en été, dans les constellations du Cygne, de l'Aigle etdu Sagittaire, dans un ciel bien noir (sans Lune et loin des lampadaires).

- Galaxies : M31, la galaxie d'Andromède, est visible à l'œil nu dans un ciel bien noir en automnemais il vaut mieux des jumelles pour la trouver.

Logiciels, sites, images, vidéos

Stellarium (logiciel gratuit)Pour avoir l'état du ciel un jour donné à l'heure voulue, avec tout ce qu'il y a à observer (étoiles, constellations,amas…)

Célestia (logiciel gratuit)Permet d'observer le ciel et de se promener dans l'Univers.

www.ac-dijon.fr ((Ressources pédagogiques / Arts et culture / Ressources - Actualités / astronomie).Les évènements astronomiques de l'année en Bourgogne (positions des planètes…)

http://acces.inrp.fr/cleaSite du Comité de Liaison Enseignants et Astronomes. Nombreux renseignements et activités pour lesenseignants sur Lunap.

www.nasaimages.org/Site de la NASA avec de très nombreuses photos utilisables gratuitement.

www.esa.intSite de l'Agence Spatiale Européenne avec aussi de nombreuses images.

L'univers connu en vidéo, video de 6 min qui nous emmène de l'Himalaya aux quasars, réalisée par l'AmericanMuseum of Natural History. Disponible en français sur ciel des hommes (cidehom.com)

Vidéo "Puissance de 10", de l'infiniment petit à l'infiniment grand. http://www.powersof10.com/