NOTIONS D'ASTRONOMIE THÉORIQUE


Qu’est-ce que l’astronomie ?
Mouvement des astres
Eléments intéressants pour l'observation
Observation de planètes
Les comètes
La Lune
Observation du Soleil
Evénements dans le ciel étoilé
Quelques termes astronomiques
Calcul du temps en astronomie
Opposition
Conjonction
Elongation maximale
Périhélie et aphélie
Crépuscule
Réfraction
Saisons
Topocentrie, géocentrie, parallaxe
Nébuleuses et amas stellaires
Le système solaire
Magnitudes des étoiles et luminosités
Classes spectrales
Vie d’une étoile
Les 88 constellations
La Voie Lactée et les autres galaxies
Radioastronomie


L’astronomie est parmi les plus anciennes sciences de l’humanité, car étoiles et planètes, Soleil et Lune sont toujours présents et influencent entre autres la vie de tout homme. Depuis des milliers d’années déjà, la chronologie a été adaptée au parcours des astres : un jour pour la rotation de la Terre ou le rythme du parcours du Soleil, un mois pour la rotation de la Lune autour de la Terre ou le rythme des phases lunaires, un an la rotation de la Terre autour du Soleil ou le rythme des saisons.

La définition du temps pour les activités ou événements terrestres (par exemple les périodes de semences ou le commencement des crues du Nil) a été établie à l’aide des corps célestes, les hommes découvrant déjà le comportement régulier et prévisible de l’heure. Jusqu’à l’invention d’horloges astronomiques, on a eu besoin des astres pour définir précisément le temps. Même à l’heure actuelle, il arrive certaines années que des secondes soient insérées dans le déroulement du temps, afin de s’adapter aux variations des rotations de la Terre.

Le fait que l’homme dirige le rythme de sa vie d’après les apparitions célestes n’est pas une exclusivité. Les animaux hibernent, s’accouplent et mettent bas leurs petits pendant des saisons établies. De nombreux arbres portent des fruits, perdent leurs feuilles en automne, fleurissent de nouveau au printemps. On peut reconnaître aux cercles annuels du bois fossilisé depuis plusieurs centaines de millions d’années le rythme des saisons de l’époque. La météo présente des variations quotidiennes et saisonnières, on parle de saisons des pluies et de saisons sèches sous les tropiques et de temps de mousson.

Les mouvements célestes ont depuis toujours influencé les hommes, pourtant la réciproque n’est pas vraie. Certes, des prêtres antiques ont essayé d’influencer le parcours de constellations soit-disant menaçantes par des offrandes, mais cela n’a jamais abouti (comme nous le savons aujourd’hui), cependant seuls quelques uns d’entres eux savaient que tout ceci n’était que fumisterie. De tels éléments présents dans l’espace comme les étoiles, planètes et la Lune (la nuit), le Soleil (le jour), devaient tout bonnement devenir des dieux, car leur influence sur les hommes est importante, l’inverse n’étant pas le cas.

Amélioration des prévisions

Plus tard, on a réussi à prévoir le mouvement des planètes qui se déplacent mystérieusement en rétrogradant à travers les constellations. Par la tentative d’améliorer ces prévisions, notre vision du monde s’est trouvée améliorée, en ce sens que la Terre et les autres planètes se déplacent autour du Soleil et non l’inverse. Pour atteindre ce résultat, il a fallu que quelques hérétiques y laissent leur vie (à l’époque rénégats de la vision du monde) comme Giordano Bruno en 1600, qui affirma entre autres que le monde était infini et qu’il existerait beaucoup d’autres systèmes solaires identiques au notre. Depuis l’époque de Bruno, Galilée, Copernic et Kepler, religion et sciences se sont tellement éloignées que chaque nouvelle découverte ne pouvait être expertisée par l’Eglise (ou l’inquisition) et menait à une éventuelle condamnation.

Saviez-vous que la fête de Paques a lieu le week-end suivant la première pleine Lune après le commencement du printemps ? Ainsi les astres ont encore une influence sur cette fête chrétienne, et avec cela toutes les autres fêtes fixées en fonction du temps, comme le mercredi des Cendres, la Pentecôte et l’Ascension.

Les astronomes professionnels explorent actuellement l’Univers de plus en plus loin et avec de plus en plus de précision à l’aide de télescopes terrestres ou dans l’espace. Là où à l’époque on ne pouvait qu’observer des domaines restreints de la lumière avec des télescopes optiques , les instruments d’aujourd’hui explorent le domaine des ondes radio, de l’infrarouge, l’ultraviolet, les rayons X et gamma. On construit des télescopes optiques de plus de 8 mètres de diamètre, les radiotélescopes ont un diamètre de 100 ou 300 m ou s’étendent quasiment sur plusieurs continents. Le télescope spatial Hubble n’est pas le premier à tourner autour de la Terre. Des sondes spatiales ont déja parcouru plus de 10 milliards de km à travers le système solaire. Des hommes ont exploré de leurs propres pieds (et évidemment avec des voitures ! ) un autre corps céleste, des sondes spatiales se sont posées sur la surface diablement chaude de Vénus (et ont fonctionné pendant plus d’une heure à 500 °C), et une sonde a frôlé la comète de Halley.

Modification de la vision du monde

Par la découverte du rayonnement 3K de l’Univers qui représentent quasiment l’écho du Big bang, notre vision du monde s’est modifiée. Aujourd’hui, on tente non seulement de déterminer l’âge de l’Univers et ce qui se produisit dans les trois premières minutes de la création, mais on essaie de comprendre comment se termine le cosmos et si effectivement c’est le cas. On a trouvé de sérieux indices comme quoi de nombreux systèmes solaires comme le nôtre se créent et ont été crées, et on pense également avoir trouvé d’autres planètes tournant autour d’un soleil.

Des éléments exotiques comme des étoiles à neutrons, pulsars, lentilles gravitationnelles, quasars et trous noirs semblent peupler l’Univers, ce qui occasionne souvent des frissons au physicien, lorsque ceux-ci se présentent à leurs yeux dans des situations extrêmes dans certaines parties de l’espace.

Fascination de l’astronomie

A présent, pour l’observation en général des étoiles, des planètes et de la Lune, un voyant n’a en aucune façon besoin de mode d’emploi. On voit par une nuit claire et une région sombre quelques milliers d’étoiles dans la moitié visible du ciel. Même dans les grandes villes, On peut reconnaître les constellations, du moins les plus lumineuses. Une longue-vue, que nombre de gens possèdent actuellement, montre les nébuleuses et amas stellaires du ciel, le monde de Jupiter et les détails fantastiques de la Lune. A l’oeil nu, il est déjà possible de remonter le temps de deux millions d’années en contemplant la grande nébuleuse d’Andromède (la lumière en provenant est si âgée). Les jumelles montrent plus nettement cette galaxie et pénètrent encore plus loin dans l’espace et le temps. On peut acheter des télescopes pour le prix d’une télévision (de n’importe quelle taille), qui cependant ne pourront jamais montrer des images telles qu’on les connait par la presse, surtout de sondes spatiales.

En utilisant la plus simple des caméras avec laquelle on puisse réaliser des poses (il faut au moins disposer d’un réglage autorisant des temps d’exposition de plusieurs secondes, voire plusieurs minutes), on peut photographier des étoiles, même sans trépied.

Avant tout, on n’a pas besoin d’avoir des connaissances en mathématiques et en physique pour s’occuper d’astronomie. Celles-ci viennent en fait automatiquement par la pratique, mais pour l’observation et la photographie des astres, on n’a pas besoin de savoir comment ça fonctionne, comment une étoile crée son énergie ou pourquoi une planète tourne autour du Soleil et n’est pas attiré par celui-ci ou ne s’envole dans l’espace. Un ami des oiseaux qui photographie ou peint de superbes images d’oiseaux n’est pas forcé lui de connaître les noms latins des animaux.

Ce qu’on ne pourra pas espérer en tant qu’ami des étoiles ou astronome amateur, ce sont de nouvelles connaissances scientifiques. Certes, la possibilité théorique de découvrir une comète, une nova ou une supernova existe, cependant, ce serait plutôt au tour des professionnels.Tout au plus le nom peut être immortalisé. Pour les comètes, il existe une possibilité de découverte pour bon nombre d’amateurs bien équipés. Mais il faut investir d’une manière conséquente ou alors avoir une chance inouïe. Depuis le 17 ème siècle, une seule supernova que l’on aurait pu découvrir sans instruments a explosé (la supernova 1987 A).

Mais la découverte du ciel en soi peut devenir si fantastique que cela est bien égal. Ce n’est pas pour rien que l’on qualifie les amateurs comme des amoureux de l’astronomie ou des amis des étoiles, bref comme des gens qui prennent plaisir à l’observation du ciel.

Déroulements fondamentaux dans le ciel et ce que l’on peut observer

Le ciel vu à partir de la Terre est le ciel visible. La vue de l’observateur se limite à la moitié du ciel se trouvant au-dessus de l’horizon et elle est encore plus restreinte dans le cas où immeubles, montagnes, arbres etc. se trouvent sur son chemin. Mis à part les influences du temps comme les nuages et le brouillard, on peut voir les étoiles sans artifice, uniquement la nuit, le ciel étant trop clair de jour à cause du rayonnement de la lumière du Soleil (le ciel apparait bleu parce que la lumière bleue du soleil est la plus rayonnante et que l’oxygène de l’atmosphère est bleuâtre). Mais on peut aussi voir les étoiles les plus lumineuses à l’aide d’un télescope dans le ciel diurne, si on sait où les trouver, elles n’ont par conséquent pas disparu le jour ! Pendant les périodes de grande luminosité de Vénus, on peut déjà la voir de jour à l’oeil nu, il suffit de chercher un petit point lumineux dans le voisinage du soleil.
 


De par la rotation de la Terre, tous les astres se déplacent apparemmant en une journée autour de la Terre (plus exactement en 23 heures et 56 minutes). Lorsqu’ils apparaissent à l’horizon, on parle de lever et de coucher à la disparition sous l’horizon. La durée d’observation d’un élément dépend de la position de l’observateur sur la Terre (la latitude géographique) et de la position de l’astre dans le ciel. Ainsi le Soleil d’Europe est visible beaucoup plus longtemps en été qu’en hiver ; il se lève quelques heures plus tôt et se couche quelques heures plus tard, parce qu’il est plus haut sur la voûte céleste. En vérité, cela se produit à cause de la révolution de la Terre autour du Soleil, qui dure un an, et de la position inclinée de l’axe terrestre dans le plan de la révolution, responsable des saisons.

Les astres les plus importants (visibles à l’oeil nu) sont Mercure et Vénus, planètes connues depuis l’Antiquité qui tournent autour du Soleil à l’intérieur de l’orbite terrestre, de même que Mars, Jupiter et Saturne à l’extérieur de l’orbite terrestre. Uranus est certes également reconnaissable à l’oeil nu, mais on ne peut la trouver qu’avec peine. Par ailleurs, elle ne fut découverte que dans les deux derniers siècles comme Neptune et Pluton, tournant elles encore plus loin.

Les planètes se déplacent comme le Soleil dans le ciel étoilé, pour ce faire Saturne met presque 30 ans et Pluton presque 250 ans. Plus elles sont éloignées du Soleil, plus leur déplacement sur l’orbite sera lent. A cause de l’inclinaison de l’axe terrestre, comme le Soleil et la Lune, elles se situent parfois plus au Nord, ensuite de nouveau plus loin au Sud. La différence s’élève à quelques 47° et est responsable du fait qu’en Europe, Saturne se trouva toujours relativement bas par rapport à l’horizon (c’est évidemment valable également pour le Soleil : en hiver, il est relativement bas, et en été à midi, il est plus haut de 47°, la différence peut être encore plus grande pour la Lune. La pleine Lune est très basse en été vers minuit et très haute en hiver).

Comme le mouvement de la Terre et des planètes ne s’effectue pas à la même vitesse en raison d’une différence de distance par rapport au Soleil, la Terre dépasse régulièrement les planètes situées plus à l’extérieur, le cas échéant elle est dépassée par les deux planètes inférieures. Avec cela, pour un observateur de la Terre, les planètes se déplacent de temps en temps en rétrogradant, c’est-à-dire d’un mouvement opposé par rapport au mouvement habituel.

Eléments immobiles

Les étoiles, également appelées étoiles fixes, ne sont effectivement pas loin d’être fixes, c’est à dire qu’elles ne se déplacent quasiment pas les unes par rapport aux autres. Cependant, elles se déplacent tout de même, mais sur une plage de temps de milliers d’années, de sorte qu’on peut les qualifier d’immobiles par rapport aux planètes.

Depuis des miliers d’années déjà, on les a rassemblé en constellations, avec lesquelles on a défini plus ou moins de singulières constructions géométriques de plusieurs étoiles. L’influence mythologique et religieuse est décrite dans les textes de commentaires des constellations; on a essayé de donner vie au ciel, en le couvrant de personnages ou de figures animales. Parmi les douze signes du zodiaque (qui correspondent textuellement aux signes du zodiaque astrologique), seule la Balance n’est pas un élément vivant.

Aujourd’hui, les astronomes utilisent les constellations comme points de repères pour la position d’un élément, ce qui n’a plus tellement d’intérêt lorsque la position est indiquée par des coordonnées. Malgré cela, les étoiles sont officiellement désignées du nom de leur constellation, comme Alpha Orionis dans la constellation d’Orion, c’est aussi le cas pour les sources d’émission radio ou les rayons X.

Pour l’ami des étoiles, les constellations et leur connaissance sont beaucoup plus importantes. Il est vrai que de plus en plus de télescopes d’amateurs sont équipés de pilotages assistés par ordinateurs : les éléments sont mis au point par des coordonnées, même si l’observateur ne voit ou ne reconnaît pas les éléments.

La plupart du temps, l’observation d’une étoile en soi n’est pas très intéressante, même si le novice à ses débuts a un penchant pour l’observation des étoiles les plus lumineuses. Toutefois, la plupart d’entre elles n’évoluent pas, tout au plus le point lumineux devient plus brillant (même les plus grands télescopes du monde ne montre pas un disque détaillé pour une étoile, mis à part le Soleil ! ).

Les étoiles doubles ou multiples sont déjà plus intéressantes, elles sont constituées au minimum de deux étoiles relativement rapprochées et tournant l’une autour de l’autre comme la Terre autour du Soleil. Celles-ci sont intéressantes d’un point de vue technique, parce qu’on peut vérifier la qualité du télescope et de l’air. Lorsque qu’on peut bien observer les composantes rapprochées d’une étoile double, c’est à dire bien distinguer chaque étoile, ceci est bon signe pour la stabilité de l’air ou pour le bon fonctionnement de l’optique du télescope. Quelques étoiles doubles comme Albireo ou Alamak sont intéressantes d’un point de vue esthétique, les deux étoiles ayant des couleurs nettement différentes.

Les couleurs des étoiles sont engendrées par les différences de température à la surface et vont du rouge (étoile froide) jusqu’au bleu (étoile chaude). La plupart du temps la couleur n’apparaît pas à l’oeil nu, parce qu’il manque la comparaison par rapport à une autre étoile; cependant on peut bien distinguer les couleurs pour Bételgeuse et Rigel dans l’Orion aussi bien que pour Alpha et Bêta du Centaure. Les couleurs sont il est vrai plus facilement reconnaissable à l’aide d’une longue-vue ou d’un télescope, cependant, ce n’est vraiment le cas que si une étoile d’une autre couleur se trouve à proximité.

Certaines étoiles modifient leur luminosité en quelques heures, jours ou souvent encore plus lentement. Elles deviennent souvent effectivement plus lumineuses ou plus sombres, d’autres sont toutefois recouvertes par leur étoile associée plus grande ou plus faible (comme Algol). Ce phénomène peut être fréquemment rencontré en observant le ciel pendant plusieurs nuits consécutives et en se référant à des étoiles lumineuses se trouvant à proximité. Certaines étoiles modifient leur luminosité au point de pouvoir les voir à l’oeil nu et quelques mois plus tard, on ne pourra les voir que dans une petite ou moyenne longue-vue (par exemple Mira).
 


Les amas stellaires et les nébuleuses, souvent appelées éléments du "ciel profond" car une partie d’entre eux sont très lointains de la Terre, sont pour beaucoup d’amis des étoiles les éléments les plus intéressants. Les amas ouverts de la Voie lactée, donc de notre galaxie, montrent souvent un amoncèlement assymétrique d’étoiles de différente luminosité dans un espace plus ou moins restreint. Les amas globulaires, comme leur nom l’indique, montrent une structure symétrique et sont très souvent parfaitement ronds, la concentration d’étoiles étant beaucoup plus importante au centre qu’à l’extérieur. Les types d’amas sont visibles à l’oeil nu (les amas ouverts le sont plus fréquemment et sont du coup plus connus comme les Pléiades ou les Hyades).

Les nébuleuses planétaires ont parfois un diamètre relativement petit, de sorte qu’on a besoin d’un instrument plus puissant, mais certains éléments comme les nébuleuses Helix et Hantel sont tout de même visibles à la longue-vue. Les étoiles centrales, dont est issu le gaz expulsé, peuvent souvent être observées dans de petits télescopes.

Les nébuleuses diffuses comme la nébuleuse d’Orion, se mêlent souvent aux amas ouverts. Des étoiles sont issues de cette matière nébuleuse, de sorte qu’on trouve dans les amas ouverts énormément d’étoiles récemment créées. Ils montrent déjà dans les petits télescopes de merveilleuses structures et des régions sombres comme la nébuleuse d’Orion ou Eta-Carinae.

Les éléments les plus lointains et facilement visibles sont les galaxies, semblables à notre Voie lactée, seulement elles sont très éloignées et on peut les voir uniquement de l’extérieur au contraire de la Voie lactée dans laquelle nous nous trouvons. Les nuages de Magellan, hélas seulement visible dans le ciel austral, sont les plus proches éléments de ce genre et sont les nébuleuses les plus grandes et les plus lumineuses de notre ciel terrestre. La grande nébuleuse d’Andromède dans le ciel boréal apparait beaucoup moins grande et est encore visible à l’oeil nu par bonne visibilité, mais elle déjà distante de deux millions d’années-lumière. Avec une lunette, une douzaine de galaxies sont visibles, avec un télescope ce sont des centaines ou des milliers, la plupart d’entre elles étant constituées de centaines de milliards d’étoiles comme le Soleil.
 


Les planètes sont déjà plus proches, on peut donc découvrir beaucoup de choses à l’aide d’un petit télescope. Mercure et Vénus montrent des phases comme la Lune, mais hélas pas de particularités en surface. Lors d’une bonne situation dans le ciel (une opposition), on peut souvent voir les calottes polaires de Mars avec de petits instruments, de même que des taches claires et sombres sur sa surface. Certaines années lorsque on n’aperçoit pas ces détails, on observe des tempêtes de poussière qui sévissent des semaines voire des mois !

Jupiter nous montre un net aplatissement dû à sa vitesse de rotation élevée, deux bandes nuageuses évidentes parallèles à l’équateur et une Grande Tâche Rouge semblant tourner autour de la planète du fait de la rotation, tâche qui parfois peut prendre une tout autre teinte que le rouge. Souvent, on peut observer par ciel clair d’autres structures nuageuses évolutives, surtout à l’aide d’instruments un peu plus puissants. A l’aide de jumelles, on peut déjà apercevoir les quatre plus grands satellites de Jupiter qui gravitent autour de la planète sous forme de points lumineux.

Saturne (et ses célèbres anneaux) nous montre moins de détails dans son voile nuageux. Mais l’année prochaine, en 1995, lorsque les anneaux seront de face et disparaîtront donc en apparence, on pourra mieux observer ces détails, de même que l’aplatissement encore plus prononcé que sur Jupiter. Un petit télescope permet de deviner les anneaux et avec un instrument plus puissant on peut voir la division de Cassini. Quelques satellites de Saturne sont également visibles au petit télescope.

Pour les planètes plus lointaines, on peut déjà s’estimer heureux de les trouver et de les identifier avec certitude. Pour Uranus et Neptune, un croquis des étoiles environnantes est une aide précieuse, comme la planète se déplace dans le temps, cela permettra de la repérer lors d’une observation postérieure. Les personnes ayant pu apercevoir Pluton font partie d’un cercle restreint, car malgré la relative clarté du ciel, il faut déjà être équipé d’un télescope très puissant pour la voir.

Parmi les corps gravitant autour du Soleil, on compte de nombreux astéroïdes, la plupart entre Mars et Jupiter, dont aucun ne semble dépasser 1000 km de diamètre. Seul Vesta peut parfois apparaître à l’oeil nu.
 


Les comètes émergent la plupart du temps brusquement de l’extérieur du système solaire, s’évaporent partiellement à cause du rayonnement du Soleil et forment une queue provenant du fait que le rayonnement solaire chasse le gaz (ainsi une queue de comète se trouve toujours dirigée vers l’opposé du Soleil et n’est en aucune manière une traînée apparente suivant la comète ! ). Il existe des comètes périodiques dont on peut prévoir le retour, cependant mis à part la comète de Halley, il s’agit pour la plupart de petites comètes difficilement discernables. La comète de Halley qui visita le système solaire en 1985/1986, ne reviendra qu’en 2061.
 


A l’aide d’une paire de jumelles, on peut déjà apercevoir de nombreux détails sur la Lune. Au télescope apparaissent cratères, montagnes et sillons, toujours sous un angle différent selon l’éclairage évoluant en fonction de la phase lunaire. On peut également réaliser aisément de belles photos de la Lune avec un télescope, car les vitesses d’obturation sont alors de l’ordre de quelques fractions de seconde. Cependant c’est toujours la même face de la Lune qui est visible, puisque sa durée de rotation sur elle-même correspond à la durée de sa rotation autour de la Terre.
 


Le Soleil, une étoile comme une autre, mis à part qu’elle est est relativement proche de nous, est à observer avec les plus grandes précautions. Il est si lumineux que l’on risque la cécité en l’observant avec une paire de jumelles non équipée de filtre. A travers l’oculaire d’un télescope, le plastique risque de fondre ou le papier peut même prendre feu. Il faut donc toujours utiliser un filtre.

A cause du phénomène de rotation du Soleil et des perturbations du champ magnétique apparaissent régulièrement des taches solaires plus ou moins nombreuses, des zones foncées qui apparaissent en surface sous forme de taches noires avec des contours plus clairs. Les formes et tailles de ces taches varient en fonction du temps, phénomène que l’on peut observer quotidiennement. Elles évoluent avec la rotation du Soleil, qui se situe entre 25 et 30 jours (la vitesse de rotation est plus élevée à l’équateur qu’aux pôles).
 


A côté des astres visibles apparaissent des phénomènes intéressants comme les éclipses, occultations et passages. Quelques uns de ces phénomènes sont très rares (comme les passages de Vénus ou une éclipse totale de Soleil en un lieu précis), des étoiles occultées par la Lune par exemple constituent par contre un phénomène courant.

Au travers des déplacements de lointaines étoiles, il arrive que tous les corps masquent parfois des étoiles et ceci de plus en plus fréquemment si le corps a une grande apparence et se déplace plus vite. Ce n’est pas visible pour le Soleil du fait de sa grande luminosité, cependant, pour la Lune, on peut observer des occultations durant presque une heure; le meilleur moment pour les voir est lorsque s’effectue l’entrée dans le bord sombre au lieu du bord clair de la Lune (le début de l’occultation). La Lune n’ayant pas d’atmosphère, l’étoile disparait et réapparait soudainement.

Comme les planètes se déplacent beaucoup plus lentement que la Lune dans le ciel, les occultations par elles sont beaucoup plus rares. Cela se produit le plus souvent pour Vénus du fait de son plus grand diamètre apparent. Il arrive parfois que la Lune masque une planète ou encore plus rarement que deux planètes se recouvrent. Les passages sont un autre type d’occultation, à l’occasion de quoi Mercure et Vénus se déplacent comme des disques noirs au-dessus du Soleil. Les passages de Mercure peuvent se produire sur un intervalle de quelques années. Entre deux passages de Vénus, il peut cependant se passer plus de 100 ans.
 

Les éclipses de Lune ou de Soleil sont déjà plus fréquentes, plusieurs par an pouvant avoir lieu. Lors d’éclipses de Soleil, la Lune s’installe devant le Soleil et le recouvre partiellement (éclipse partielle), complètement (éclipse totale) où est centrée devant le Soleil, mais trop petite pour le recouvrir entièrement, elle laisse apparaître un anneau de Soleil (éclipse annulaire). Une éclipse annulaire serait totale si la Lune était à cet instant plus proche de la Terre et donc en apparence plus grande. La zone à la surface de la Terre pour laquelle l’éclipse est totale a un diamètre maximum de 270 km et se déplace à la vitesse de 28 km/minute environ à travers la Terre. C’est pour cette raison qu’une éclipse totale ne dépasse que rarement sept minutes dans le meilleur des cas, lorsque la Lune se trouve à proximité de la Terre et en même temps à grande distance du Soleil ! Si Lune et Soleil ont précisément le même diamètre apparent, il s’agit de la limite entre une éclipse totale et annulaire. La durée de la totalité ne représente qu’un court instant dans ce cas.

A l’extérieur de la zone où l’éclipse est totale ou annulaire, elle est partielle dans une zone de plusieurs milliers de km. Plus on s’approche de la zone centrale (l’endroit où a lieu la plus grande phase), plus le Soleil est caché.

Lors de certaines éclipses, le cône d’ombre de la Lune responsable de l’obscurcissement n’atteint pas la Terre, la Lune se trouvant à cet instant trop au Nord ou trop au Sud de l’écliptique. Le cône d’ombre passe au Nord ou au Sud de la sphère terrestre et seule la pénombre atteint une partie de la Terre.

L’éclipse totale est véritablement digne d’intérêt pour la science et inoubliable pour l’observateur. Peu avant l’entrée de la totalité, on voit les remarquables ombres volantes, ensuite cela s’assombrit assez brutalement. Des étoiles et des planètes surgissent dans le ciel. Autour du Soleil apparaît la couronne solaire que on ne peut jamais voir autrement. Protubérances, éruptions de matières solaires sont visibles au bord du Soleil et les animaux se préparent pour la nuit, cependant en plein jour ! A l’horizon, où le Soleil est encore partiellement visible, le ciel est plus clair.

Les éclipses de Lune se produisent lorsque la Lune entre dans l’ombre terrestre. Si elle se trouve dans le cône d’ombre de la Terre (plus aucune lumière solaire ne l’atteint en théorie), l’éclipse de Lune est totale. La durée peut être de trois quarts d’heure. Si la Lune n’entre que partiellement dans le cône d’ombre, l’éclipse est dite partielle.

Comme la Terre possède une atmosphère, une partie de la lumière du Soleil est tout de même réfléchie dans le cône d’ombre terrestre. C’est pour cela que la Lune ne disparaît pas complètement au maximum de l’éclipse, elle apparait plus ou moins rouge foncé.

Il peut également se produire des éclipses par la pénombre de la Terre (totales ou partielles), cependant, elles sont à peine visibles et on peut les constater au mieux sur des photos en gardant la même ouverture de diaphragme pendant le déroulement de l’éclipse.

Il existe encore tout une série d’événements dans le ciel, qui sortent un peu du cadre de ce chapitre. Parmi eux se trouve la lumière zodiacale, une bande lumineuse dans l’écliptique des deux côtés du Soleil due à la réflexion de la lumière solaire par les poussières, que l’on peut observer surtout à partir des tropiques. Les étoiles filantes, donc des météorites, peuvent être observées chaque nuit avec un peu de chance. Elles apparaissent cependant plus fréquemment en certaines périodes de l’année, parfois, on peut en voir plusieurs centaines par heure. Seuls les plus grands de ces envahisseurs extra-terrestres atteignent la surface de la Terre, il arrive que certaines pèsent tout de même jusqu’à 60 tonnes (la météorite Hoba en Namibie) et creusent des cratères de 25 km ou plus (le Ries nordique au Sud de l’Allemagne). Ce genre de catastrophe ne se produit heureusement qu’une fois tous les 2 à 3 millions d’années. Une théorie prétend que ce serait ce phénomène qui serait responsable sde la disparition des dinosaures.
 


Système de coordonnées astronomiques

En astronomie, c’est le système de coordonnées équatoriales qui est utilisé la plupart du temps. Il représente sur la sphère céleste une projection de la surface terrestre avec longitude et latitudes géographiques. La projection de l’équateur terrestre sur la sphère est l’équateur céleste, les pôles terrestres projetés donnent les pôles célestes. En fonction de la latitude 0° à 90° Nord ou Sud allant de l’équateur jusqu’aux pôles, on mesure l’écart d’un astre par rapport à l’équateur céleste, ce qui donne la déclinaison de 0° à 90° Nord ou Sud.

On peut en déduire qu’un astre de déclinaison d ne peut passer à la verticale d’un lieu que pour une latitude donnée (désignée en général par la lettre grecque Phi).

Le pôle Nord céleste se trouve ainsi au zénith au-dessus du pôle Nord terrestre (même chose pour le pôle Sud), et au-dessus de l’équateur terrestre se déroule l’équateur céleste à travers le zénith. Près du pôle Nord céleste se trouve la célèbre étoile polaire, l’étoile la plus lumineuse dans la Petite Ourse (ou Petit Chariot). Elle se situe ainsi au pôle Nord terrestre presque au zénith et à l’équateur terrestre toujours près de l’horizon (un peu au-dessus ou un peu en dessous). La hauteur polaire, en l’occurrence la hauteur de l’étoile polaire, ou plus précisément celle du pôle Nord céleste, est ainsi égale à la latitude géographique.

L’autre coordonnée du système équatorial est l’ascension droite correspondant à la longitude de la Terre. Sur Terre la longitude 0 est arbitrairement fixée par le méridien de Greenwich (un quartier de Londres), c’est à dire la ligne qui passe par l’observatoire de Greenwich et les deux pôles terrestres.

La longitude est mesurée à partir de ce point à l’Ouest et à l’Est en degrés. Pour le ciel, c’est un peu plus compliqué, vu qu’il semble constamment tourner à cause de la rotation de la Terre. Pour cette raison, aucun point de la Terre projeté dans le ciel ne peut servir de point 0, se déplaçant constamment parmi les étoiles. On utilise pour cela le point vernal, point où se trouve le Soleil au début du printemps, comme point 0 de l’ascension droite qui est comptée en temps de 0h à 24h. Comme le Soleil, la Lune et la plupart des autres corps se déplacent de la droite vers la gauche ou d’Ouest en Est (à partir de la Terre), l’ascension droite est comptée de la droite vers la gauche. L’ascension droite du Soleil augmente ainsi en fonction du temps pour atteindre la valeur 0h au moment du début du printemps.

Les coordonnées des astres sont pratiquement toujours indiquées en coordonnées équatoriales, donc en ascension droite et déclinaison. Lorsque vous cliquez un élément sur une carte, les coordonnées équatoriales sont normalement affichées. Une déclinaison Sud est affichée négativement.

Système de coordonnées écliptiques

La plupart des corps du système solaire se déplacent dans un plan. Si on prend comme référence le plan orbital de la Terre autour du Soleil (le plan de l’écliptique), les grandes planètes excepté Pluton n’en change que très peu. Le Soleil se trouve évidemment exactement dans le plan, il sert de point de référence avec la Terre. On peut de cette façon définir un autre système, le système de coordonnées écliptiques. Dans ce système, on mesure dans le plan de l’écliptique en partant du point vernal la longitude écliptique correspondant à l’ascension droite à l’équateur céleste de 0° à 360°. La latitude de l’écliptique est mesurée verticalement (comme la déclinaison) de 0° à 90° jusqu’aux deux pôles.

Ces pôles sont désormais les pôles de l’écliptique et ne correspondent pas aux pôles célestes. Ceci est dû au fait que l’équateur terrestre est incliné de 23°27’ environ sur le plan orbital terrestre par rapport à l’écliptique (obliquité de l’écliptique). Pour cette raison, un astre avec une latitude écliptique zéro ne peut avoir qu’une déclinaison maximale de 23° 27’ Nord ou Sud. Les latitudes Sud sont indiquées négativement comme dans tous les systèmes, par contre elles sont positives pour le Nord.

Vous savez que sous nos latitudes européennes, le Soleil est plus haut en été et plus bas en hiver par rapport à l’horizon. Ceci est également dû à l’inclinaison de l’axe terrestre. Le Soleil a toujours une latitude écliptique égale à zéro, sa déclinaison, donc la distance d’un point par rapport à l’équateur terrestre, varie entre -23.45° dans l’hiver européen et 23.45° en été (au Sud de l’équateur, les saisons sont inversées).

Comme les planètes circulent à peu près dans un même plan, leur latitude écliptique est toujours relativement petite. Vous pouvez vous en apercevoir en dessinant l’orbite solaire sur un an (l’écliptique donc) en y rajoutant l’orbite d’une planète. Les célèbres signes du zodiaque se trouvent précisément sur cette ligne de l’écliptique comme le Bélier, le Taureau, les Gémeaux, le Cancer, le Lion etc.

Système de coordonnées galactiques

Un autre système de coordonnées est le système galactique, dont le plan de référence est celui de La Voie lactée, notre galaxie. La déviation par rapport à l’équateur céleste est importante, le plan galactique étant incliné de presque 60°. Le point zéro est également différent, il se trouve dans la direction du centre de notre galaxie dans la constellation du Sagittaire, un point de coordonnées équatoriales 17h42m en ascension droite et -28°55’ en déclinaison. C’est le point de référence pour la latitude galactique de 0° à 360° dans la direction de la constellation du Cygne, et comme pour les autres systèmes, la latitude galactique part de 0° à l’équateur galactique jusqu’à 90° au pôle galactique.

Système de coordonnées horizontales

Le dernier système de coordonnées qui sera utilisé ici est le système de coordonnées horizontales, système qui est appliqué dans les cartes de vue d’ensemble et du ciel.

L’horizon est le plan de référence : la hauteur d’un astre au-dessus de l’horizon correspond de nouveau à la déclinaison ou la latitude, l’autre coordonnée est l’azimut, qui est comptée à partir du Sud en direction de l’Ouest de 0° à 360° (l’azimut du point boréal vaut ainsi 180°). Du fait de la rotation de la Terre, les coordonnées horizontales sont constamment modifiées, de sorte qu’une indication de position d’astres serait aberrante dans ce système. De plus, les coordonnées horizontales d’un élément à un instant donné sont différentes selon chaque lieu sur la Terre.
 


En Europe centrale, c’est l’indication du temps d’Europe centrale qui est utilisée (TEC), un temps légal qui est le même pour tous les lieux de la même zone. Lorsqu’on indique par exemple le temps d’un lever de Soleil, on indique toujours pour quel lieu ce temps est donné (par exemple pour Paris). Ceci n’est pas seulement dû aux différentes latitudes d’un lieu, parce que le Soleil se lève ou se couche à des heures différentes même pour des lieux de latitudes identiques.

Si vous vous représentez la Terre comme une sphère, qui tourne d’Ouest en Est en 24h, vous remarquerez que le Soleil se lève plus tôt pour des lieux se trouvant plus à l’Est; tous les événements comme les levers, couchers, culminations (le passage d’un astre au méridien du lieu, ligne passant par le nadir, point au dessous de nos pied, le sud et le zénith) se produisent plus tôt à l’Est.

Vous connaissez évidemment la différence de temps entre l’Amérique et l’Europe : là-bas le soir arrive à peine alors que chez nous il est déjà minuit. On le remarque particulièrement lors des Jeux Olympiques ou d’événements sportifs : s’ils ont lieu en Amérique, toutes les compétitions semblent être très tardives, s’ils ont lieu en Asie, elles paraissent toutes se dérouler très tôt.

Fuseau horaire

Le monde est réparti en fuseaux horaires, dans chacun desquels règne l’heure légale et entre lesquels existent des différences d’heures entières. Si un seul et même temps comptait sur toute la Terre, cela serait très utile pour le trafic international et les communications. D’un autre côté, le Soleil se coucherait dans certains lieux à 6 heures, et en d’autres endroits, il serait midi à minuit (0 heure), le Soleil se trouvant alors au Sud.

En procédant à la répartition des fuseaux horaires, on a trouvé un compromis afin que règne la même heure dans des régions liées entre elles (comme l’Europe centrale ou à l’intérieur de pays pas trop grands) et qu’elle ne dévie pas trop des événements temporels astronomiques (jour et nuit par le mouvement apparent du Soleil). Des déviations existent cependant, par exemple le Soleil se couche beaucoup plus tard à Brest qu’à Strasbourg, même si l’heure légale est commune (TEC).

C’est pour cela que la vue du ciel à l’intérieur d’un même fuseau et pour un même temps légal varie selon la situation géographique de l’observateur.

Le temps local moyen est différent pour chaque lieu de longitude différente au contraire du temps légal. Il est régi d’après la position du Soleil moyen (qui correspond au déplacement idéal du Soleil) : en chaque lieu sur la Terre, le Soleil moyen se trouve au Sud à 12 heures heure locale (mais pas le Soleil réel : la différence est de 16 minutes au maximum et oscille en fonction des saisons, différence conditionnée par les différentes vitesses de déplacement de la Terre autour du Soleil et des différentes durées du jour qui en résultent).

Le temps moyen d’Europe centrale correspond au temps local moyen d’un lieu de longitude 15° Est (le 15ème degré longitude passe par la frontière la plus à l’Est d’Allemagne, précisément par Görlitz ou Stargard en Pologne). Pour une déviation de 15° longitude d’un lieu d’observation, une différence de temps d’une heure existe par rapport au lieu défini (24 x 15° = 360° ! ), une différence d’un degré longitude correspond ainsi à quatre minutes.

Pour vous économiser le calcul de l’heure locale, vous pouvez entrez date et heure directement en temps universel (GMT = Greenwich Mean Time [temps moyen de Greenwich] ou TU = Temps Universel (heure mondiale) ou heure légale [fuseau horaire]. Les calculs sont constants et plus faciles : GMT = TMEC - 1 heure (une heure plus tôt à Greenwich).

L’heure mondiale en tant que fuseau horaire de base est le temps local moyen de l’observatoire du quartier de Londres Greenwich, par lequel passe également le méridien zéro.
Il est également à noter que différentes dates ou même différentes années peuvent exister à des lieux différents. Figurez-vous que lorsqu’il est 23.30 h le 31.12.1999 (GMT) à Greenwich, il sera déjà 0.30 h le 1.1.2000 (TMEC) en Suisse.

Temps sidéral

Le temps sidéral est une indication importante pour l’observation pratique. La définition astronomique exacte est la suivante : temps sidéral = ascension droite au méridien ou correspond à l’intervalle de temps écoulé depuis le dernier passage au méridien du point vernal (point équinoxe de printemps). Lorsqu’une étoile se trouve ainsi précisément au Sud à 4h en ascension droite, le temps sidéral est exactement de 4 heures.

Le temps sidéral est cependant différent d’endroit en endroit (au niveau des longitudes), comme le temps local. A présent, on pourrait instaurer une constante qui indiquerait la différence entre temps sidéral et TMEC. Cela n’est toutefois pas possible car le temps sidéral s’écoule plus vite que le temps normal (heure solaire) !

Votre montre fonctionne d’après l’heure solaire, c’est à dire qu’elle compte en un jour un espace de temps de 24 heures de 60 minutes chacune. Ce jour, plus exactement le jour solaire moyen, est le temps entre deux passages des méridiens par le Soleil moyen. Une seconde est la 86400 ème partie d’un jour solaire moyen, base d’une horloge fonctionnant correctement. Une seconde sidérale correspond par contre à la 86400 ème partie d’un jour sidéral, donc le temps entre deux passages de méridiens de la même étoile, temps qui est un peu plus court pour la raison suivante :

De par la rotation de son axe, la Terre tourne également autour du Soleil, et ceci du pôle Nord depuis l’écliptique dans le sens inverse des aiguilles d’une montre (la rotation de son axe s’effectue dans le même sens). Lorsqu’au début, le Soleil et une lointaine étoile se trouvent dans la même direction au méridien, l’étoile après un jour sidéral se situe de nouveau au méridien. Entretemps, la Terre dans sa révolution autour du Soleil a accompli un petit tronçon en biais vers la ligne de communication du Soleil, mais ce déplacement est dérisoire à cause de la distance quasiment infinie de l’étoile. Le Soleil est cependant beaucoup plus près, et comme il se trouve également au méridien, la Terre doit encore tourner un peu plus.

Ainsi s’est déroulé un jour sidéral jusqu’au premier point (étoile au méridien) et un jour solaire jusqu’au second (Soleil au méridien).

Si vous suivez à présent ce déplacement de la Terre en réfléchissant, vous constaterez que la Terre mettra toujours plus de temps pour que le Soleil se trouve de nouveau au Sud après un passage du méridien de l’étoile. La différence représente un demi-jour après six mois et après un an cela fait exactement un jour. Un an a comme on le sait 365.2422 jours solaires et de ce fait 366.2422 jours sidéraux, exactement un jour de plus. Par conséquent un jour sidéral est plus court de 1/365.2422 qu’un jour solaire, soit 3 minutes 56 secondes environ. Une montre sidérale doit ainsi avancer de près de 4 minutes par jour pour qu’elle dépasse après un an une montre normale de un jour.

Comme le jour sidéral est plus court que le jour solaire de presque quatre minutes, les passages au méridien (et également les levers et couchers d’étoiles) s’effectuent environ quatre minutes plus tôt.

Lorsque vous connaissez le temps sidéral, vous pouvez aussitôt évaluer si un astre est actuellement visible ou sous l’horizon. Le temps sidéral étant défini comme ascension droite du méridien, tous les éléments dont l’ascension droite est égale au temps sidéral se trouvent au Sud.

Les dates dans le calendrier julien

Le calendrier julien est un comptage continu de jours, commençant avec le 1.1.4713 av JC à 12h de temps universel. Il est indiqué en décimal (c’est à dire en nombres fractionnaires), par exemple la date dans le calendrier julien du 1.3.1988 à 1 heure TMEC (donc 0 heure TU) est 2447221.5. Le nouveau jour du calendrier julien commence ainsi à 13 heures TMEC (Temps Moyen d’Europe Centrale). Le calendrier julien est surtout utile pour le calcul du nombre de jours entre deux dates, car on n’a besoin que d’une différence sans devoir tenir compte des années bissextiles comme lors de calculs avec des dates normales.
 


Un corps céleste est en opposition (par rapport au Soleil) lorsque la Terre se trouve entre le Soleil et ce corps céleste. Les planètes intérieures ne peuvent pas se trouver en opposition, leur orbite évoluant intégralement à l’intérieur de l’orbite terrestre.

Un exemple : Mars sera en opposition le 12.2.1995 (représentez le système solaire à cette date). Un corps céleste peut être mieux observé lors de son opposition car il se lève et se couche comme le Soleil et de ce fait est visible pendant toute la nuit. Par ailleurs, il est au plus près de la Terre lorsqu’il est en position d’opposition : sa luminosité et son diamètre apparent sont maximaux.
 


Une conjonction se produit en général lorsque deux corps célestes vus depuis la Terre se trouvent dans une même direction. Ainsi ce peut être une rencontre de deux planètes, une rencontre d’un corps céleste avec la Lune ou le Soleil.

Si une planète extérieure, c’est à dire Mars, Jupiter, Saturne etc., se trouve derrière le Soleil vu depuis la Terre, il s’agit d’une conjonction (la planète est alors invisible, se trouvant dans le ciel diurne à cause du Soleil). Mars se trouva par exemple en conjonction par rapport au Soleil le 26 décembre 1993.

Une planète intérieure peut se trouver en conjonction inférieure ou supérieure, selon qu’elle se trouve devant ou derrière le Soleil, toujours en l’observant depuis la Terre. Si elle se situe entre la Terre et le Soleil, on appelle cela une conjonction inférieure, pendant laquelle se produit également un passage de la planète devant le Soleil dans quelques rares cas (comme en 1882, exemple de passage de Vénus). Une telle conjonction inférieure de Vénus, toutefois sans passage, eu lieu le 1.4.1993, une supérieure le 17.1.1994.

Les planètes intérieures peuvent uniquement être observées lorsqu’elles se trouvent entre ces deux extrêmes, donc à gauche vu depuis la Terre ou à droite du Soleil. L’écart angulaire observé depuis la Terre entre le Soleil et la planète est appelé élongation : plus cette élongation est grande, meilleure et plus longue est l’observation de la planète.
 


Comme déjà expliqué précédemment, l’élongation est l’écart angulaire observé depuis la Terre entre le Soleil et un corps céleste. Comme les planètes intérieures n’entrent jamais en opposition, elles ne peuvent donc pas atteindre une élongation de 180°, on appelle l’angle maximum de l’élongation pouvant être atteint l’élongation maximale. Cet angle est d’autant plus grand que la planète est éloignée du Soleil, donc plus grand pour Vénus que pour Mercure. Vénus peut atteindre environ 47°, Mercure jusqu’à 27° environ.

L’élongation maximale offre les meilleures conditions d’observation des planètes intérieures, car la durée de visibilité de la planète est la plus grande.
 


Les orbites des corps célestes sont elliptiques, paraboliques ou plus rarement hyperboliques (des sections coniques en général). Par leur orbite, tous les corps du système solaire se rapprochent du Soleil (plus ou moins périodiquement). Le moment de leur plus grande proximité du Soleil est appelé passage périhélie, le point de l’orbite à cet instant est le périhélie et distance au Soleil distance du périhélie. Pour les ellipses qui contrairement aux paraboles et hyperboles représentent des boucles fermées, il existe un second point : l’aphélie, le point de l’éloignement maximal avec le Soleil. Périhélie et aphélie sont également désignés comme absides, le segment qui les joint s’appelle la ligne des absides. Le Soleil se trouve sur cette ligne des absides, toutefois pas au centre (ce serait le cas pour un cercle).

Pour les orbites d’autres corps célestes, les points d’écart minimum et maximum s’appellent du reste de manière analogue : pour les orbites des satellites, donc des trajectoires autour de la Terre, on parle de périgée et d’apogée (pour la Lune également, n’est-elle pas un satellite ?), pour la Lune cela s’appelle un périsélène et aposélène, et pour les orbites d’étoiles on dit périastre et apoastre (d’après le nom grec pour les corps célestes).

Avec la fonction de recherche d’événements, vous pouvez rechercher périhélies et aphélies ,ainsi que périgée et apogée lunaires, pour les planètes (la Terre aussi), astéroïdes et pour les comètes.
 
 


La Terre ayant une atmosphère et celle-ci dispersant la lumière des corps célestes, il ne fait pas subitement nuit au coucher du Soleil. Les molécules de gaz, les particules de poussière, les gouttelettes d’eau etc. de l’atmosphère terrestre dévient la lumière du Soleil se trouvant déjà sous l’horizon, de sorte qu’il fait encore jour pendant quelques instants. L’effet réfléchissant des poussières dans l’atmosphère terrestre est particulièrement évident après fortes éruptions volcaniques : les régions concernées par la poussière volcanique voient règner un crépuscule plus clair et plus long.

Phases du crépuscule

En astronomie, on parle de trois phases de crépuscule, en l’occurrence les phases successives après le coucher du Soleil de crépuscule civil, nautique et astronomique (c’est exactement l’inverse avant le lever du Soleil). Le temps du crépuscule civil règne du moment du coucher du Soleil jusqu’à la situation de 6° sous l’horizon, où le crépuscule nautique commence. Cette phase se termine lorsque le Soleil est en dessous de l’horizon de 12° et le crépuscule astronomique règne à partir de la situation de 12° du Soleil jusqu’à 18° sous l’horizon. La véritable nuit commence ensuite.

La séparation entre les phases du crépuscule ne sont évidemment pas nettes parce que la nuit arrive lentement et progressivement, et non en trois paliers. On peut cependant dire qu’à la fin du crépuscule civil (Soleil 6° sous l’horizon), les premières étoiles sont visibles et qu’à la fin du crépuscule nautique, des étoiles de magnitude 3 se font déjà voir. Après le crépuscule astronomique, par un Soleil se trouvant à 18° sous l’horizon, il fait vraiment nuit noire.

La durée des phases de crépuscule dépend fortement des latitudes et des saisons, plus précisément de l’inclinaison de l’orbite, la trajectoire du Soleil au lever ou au coucher par rapport à l’horizon.

Vous constatez ceci lorsque pour plusieurs latitudes vous représentez un mouvement orbital du Soleil (100 points orbitaux) avec un intervalle de temps de cinq minutes, débutant quelques heures avant le coucher, sur une carte horizontale en direction de l’Ouest. Désactivez s’il vous plaît tous les éléments, étoiles, nébuleuses et planètes et configurez la pour le 21.3.1993 à 16h heure légale à Nairobie : le mouvement du Soleil est caractérisé par une ligne presque verticale vers le bas. La même chose pour Dakar trace une ligne pentue inclinée vers la droite et pour Londres cette ligne est beaucoup plus plane. A Reykjavik, la ligne du coucher s’approche de l’horizontale.

A l’équateur, le Soleil se lève et se couche verticalement (ainsi que tous les autres corps célestes). Plus on s’éloigne vers le Nord ou vers le Sud, plus la ligne apparente du mouvement solaire est inclinée à cause de la rotation de la Terre. Lorsque le Soleil se déplace en biais, il met plus de temps pour atteindre une certaine profondeur sous l’horizon.

Il se peut également que, le Soleil se déplaçant très peu en dessous de l’horizon, la fin du crépuscule astronomique ne soit jamais atteinte; dans ce cas il ne fait pas complètement nuit.

Aux pôles terrestres, on ne peut pas parler de crépuscule ou de lever et coucher. Tous les astres se déplacent sur des cercles parallèles à l’horizon : ils ne sont jamais visibles car ils se trouvent sous l’horizon ou ils se déplacent toujours au-dessus de l’horizon, visibles à la même hauteur (configurez une carte du ciel visible pour le pôle Nord, désactivez l’affichage de l’arrière-plan et simulez avec un intervalle de temps d’une minute).

Du fait de la modification de la position des planètes par rapport aux étoiles et du coup leur déclinaison (qui est ici déterminante), il arrive tout de même qu’elles se lèvent ou se couchent. Ceci n’est pas une conséquence de la rotation de la Terre, mais de leur propre déplacement !

Au pôle Nord par exemple, le Soleil se lève le 21 mars et reste au-dessus de l’horizon jusqu’au 23 septembre, après quoi il ne se fait plus voir pendant six mois. A cet endroit, le crépuscule dure ainsi des semaines ou même des mois. Aux alentours du 21 décembre, il fait nuit noire pendant presque deux mois et demi (!), cela signifie que le Soleil se trouve à plus de 18° sous l’horizon.

Les conditions seraient particulièrement mauvaises pour d’hypothétiques astronomes qui s’établiraient au pôle Nord afin d’observer la planète Pluton : elle est en effet sous l’horizon de septembre 1988 jusqu’en août 2107, donc presque pendant 120 ans. Pendant ce temps, elle est néanmoins au-dessus de l’horizon au pôle Sud.
 


La réfraction est un effet de l’atmosphère terrestre qui influence la lumière passant au travers. Comme l’atmosphère n’a pas une densité constante, devenant moins dense au fur et à mesure que l’on monte en altitude, les rayons de lumière, qui ne la traverse pas verticalement (en provenance du zénith), sont déviés. Cette déviation se fait vers le bas, donc en direction du sol terrestre, et est le plus prononcé lorsque l’élément observé à travers l’atmosphère se trouve à l’horizon. En passant à travers l’atmosphère, la lumière se comporte comme si elle était attirée vers le bas par l’attraction terrestre, même si celle-ci n’entre ici pas en ligne de compte. Lorsqu’on regarde exactement en direction de l’horizon en y voyant le Soleil, ce dernier est déjà (ou encore) sous l’horizon, on ne le voit qu’à cause de la déviation de la lumière par le phénomène de réfraction.

L’angle sous lequel un corps est observé, qui en réalité est plus profond, est appelé angle de réfraction. Il atteint environ 35 minutes d’arc à l’horizon, donc plus d’un demi-degré. Cette valeur étant plus grande que le diamètre apparent du Soleil, celui-ci est encore (ou déjà) complètement visible alors qu’il se trouve en réalité déjà (ou encore) entièrement sous l’horizon !

Si on ne tient pas compte de la réfraction, le lever a lieu plus tard et le coucher plus tôt que dans la réalité influencée par la réfraction (les durées du jour sont influencées en conséquence).
La réfraction dépend de la hauteur à laquelle se trouve l’observateur, de la pression atmosphérique, de la température et de l’humidité de l’air. Le scintillement des étoiles que l’on peut observer est également une conséquence de la réfraction, provoqué par des variations brutales de pression à cause des mouvements d’air dans l’atmosphère terrestre.

Des observateurs sur la Lune ou sur un autre corps céleste sans atmosphère ne peuvent pas observer de telles choses, le phénomène de réfraction n’existant pas.

Transit, culmination, passage au méridien etc.

Pour un observateur, la position la plus importante d’un astre dans l’hémisphère Nord est sa position maximum au-dessus de l’horizon, qui a lieu au Sud (l’observation est alors la meilleure). Cela n’est cependant pas toujours vrai, car certaines étoiles chez nous dans l’hémisphère Nord qui ne passent jamais au Sud (les étoiles aux alentours de l’étoile polaire). Ces étoiles ont leur hauteur maximum dans la direction du Nord. Pour les régions situées au Sud de l’équateur, c’est exactement l’inverse : la plupart des étoiles et les planètes atteignent là-bas leur hauteur maximum dans la direction Nord.

Un méridien est un grand cercle passant par le zénith d’un lieu (le point à la verticale de votre tête), le pôle Nord céleste, le point Nord de l’horizon, le nadir (le point à la verticale sous vos pieds) et le point Sud de l’horizon pour rejoindre le zénith. Le passage d’un astre par ce cercle, qui est différent pour chaque lieu de longitude différente, est appelé passage au méridien ou transit. A part ceux qui se trouvent exactement au pôle Sud ou au pôle Nord, tous les astres passent deux fois par jour à travers le méridien, où ils atteignent leur hauteur maximum au-dessus de l’horizon (culmination supérieure) et leur profondeur maximum (culmination inférieure). Pour un certain nombre d’astres on peut observer les deux culminations, pour d’autres trop au Sud, aucune des deux n’est visible. Pour des latitudes tempérées (donc en Europe), les planètes atteignent leur culmination supérieure dans le Sud et c’est là qu’elles sont le mieux visibles. Pour leur culmination inférieure, elles se situent en direction du Nord en dessous de l’horizon.
 


L’axe de la Terre n’est pas vertical dans son déplacement par rapport à l’écliptique, il est au contraire incliné d’un angle de 23°27’ par rapport à la verticale (cet angle est appelé obliquité de l’écliptique). Cette position inclinée a d’énormes conséquences sur notre vie, elle est responsable des saisons.

Durant la révolution autour du Soleil, l’axe terrestre conserve son orientation dans l’espace, c’est à dire qu’il se dirige toujours sur la même étoile (assez précisément sur l’étoile polaire).

Au 21 décembre, jour du renouveau, l’hémisphère Nord est le moins ensoleillée, le Soleil a la position la plus basse au-dessus de l’horizon. Le 21 mars, le Soleil se trouve sur l’équateur céleste, qui représente un plan vertical par rapport à l’axe terrestre. Les jours et les nuits sont alors de même durée d’où la désignation d’égalité des jours et des nuits (équinoxe). Pour un observateur de l’hémisphère boréal, le Soleil monte vers midi de plus en plus, jusqu’à atteindre le point le plus haut le 21 juin. A cette date du solstice d’été, le jour a la durée maximale et la nuit la durée minimale. Le Soleil se dirige à nouveau vers le Sud. Il se trouve à ce jour à la verticale du tropique du cancer, donc à la verticale de tous les lieux de latitude 23.5° Nord. Pour le début de l’automne le 23 septembre, il retrouve en principe la même position que celle du 21 mars, à la différence près que le Soleil est en route vers le Nord au lieu du Sud, et que les jours déclinent. Le cycle annuel se termine avec le début de l’hiver, lorsque le Soleil se trouve au-dessus du tropique du Capricorne (23.5° latitude Sud) et se tourne de nouveau vers le Nord.
 


On peut calculer la position d’un corps céleste, telle qu’elle apparaît depuis différents lieux. Les coordonnées géocentriques ont dans ce cas un intérêt pratique pour le point central de la Terre et les coordonnées topocentriques pour le lieu de l’observateur à la surface de la Terre. Les coordonnées géocentriques sont celles qui sont établies pour le calcul des éphémérides. Si vous voulez des coordonnées topocentriques, les calculs seront plus nombreux, ce qui durera un peu plus longtemps. Les coordonnées géocentriques sont quasiment des valeurs moyennes, au vu de toutes les coordonnées topocentriques possibles. Par ailleurs, il n’est pas nécessaire d’indiquer le lieu d’observation pour les coordonnées géocentriques.

Correction de parallaxe

Les positions apparentes des corps célestes changent lorsqu’on les observe en différents points de la Terre. Plus le corps observé est proche de la Terre, plus grand est l’angle de correction dans le ciel pour un déplacement à la surface de la Terre : cet angle s’appelle parallaxe ou correction de parallaxe.

Si vous vous représentez le corps à observer comme se trouvant dans le plan équatorial de la Terre, les plus grands écarts apparaissent par rapport à la position géocentrique pour le pôle Nord et Sud et tous les lieux de la Terre où la Lune se trouve justement à l’horizon. Pour une distance moyenne de la Lune de 384400 km, la parallaxe représente environ 3422 secondes d’arc, donc presque 1° ! Si la Lune se situe au périgée, elle n’est éloignée que de 356410 km et la parallaxe vaut 3691 secondes d’arc, ainsi plus d’un degré. Si vous imaginez à présent que la Lune est immobile et qu’elle est observée depuis l’équateur, sa position se modifie lors du lever et du coucher de la double parallaxe, donc deux degrés environ. Cela équivaut presque au quadruple diamètre (apparent) de la Lune !

Si vous avez configuré des coordonnées topocentriques (pour l’Europe par exemple) et que vous dessinez le mouvement de la Lune d’heure en heure pour plusieurs jours, vous verrez la superposition d’un curieux mouvement ondulatoire issu de la parallaxe. Ce mouvement ondulatoire disparaît avec des coordonnées géocentriques.

Vous pouvez également calculer un mouvement orbital pour la Lune ou un autre corps proche, comme Vénus ou Mars, avec les mêmes paramètres d’abord, avec des coordonnées géocentriques puis topocentriques. Sur la carte panoramique, il ne devrait pas y avoir de différence visible, elle devient cependant nette en agrandissant.

Les coordonnées topocentriques sont également calculées lorsque le corps se situe en dessous de l’horizon de l’observateur, de telle manière que l’on pourrait le voir à travers la Terre. Si on calculait des lieux géocentriques pour les mêmes moments de la position sous l’horizon, il en ressortirait chaque fois lors du lever et du coucher une discontinuité de l’orbite au moment du changement de système.

Parallaxes de planètes

La parallaxe est pour la Lune proche, comme celà à déjà été dit est très importante. Tous les autres corps (mis à part des astéroïdes ou comètes passant à proximité de la Terre) sont beaucoup plus lointains et ont de ce fait une parallaxe bien moins importante. Lors d’une conjonction inférieure, Vénus peut se rapprocher de la Terre jusqu’à 41 millions de km ce qui représente encore cent fois la distance de la Lune, et pourtant c’est le corps qui se rapproche le plus dans le système solaire. Sa parallaxe s’élève à environ 32 secondes d’arc, de sorte que des observateurs placés aux antipodes de la Terre voient une différence de sa position topocentrique d’un peu plus d’une minute d’arc. C’est comme par hasard le diamètre apparent de Vénus lors d’une conjonction inférieure.

Non ce n’est pas un hasard car Vénus est presque aussi grande que la Terre et c’est pourquoi les deux angles sont pratiquement identiques. En principe, cet angle, donc le double de la parallaxe maximale du corps, correspond à la taille apparente de la Terre vu depuis le corps.

Pour les autres corps du système solaire les parallaxes sont encore plus faibles, celle du Soleil est en moyenne environ 9 secondes d’arc, Pluton à son l’aphélie en revanche atteint seulement 0.2 secondes arc.

Pour des astres encore plus éloignés comme les étoiles, les parallaxes ne sont plus mesurables. Pour l’étoile la plus proche, Alpha Centauri, la parallaxe diurne ne fait plus qu’un 30000 ième de seconde d’arc.

Parallaxe annuelle

La révolution annuelle de la Terre autour du Soleil, modifie également la position de l’observateur et ceci sur 300 millions de km environ (l’2 UA; ou UA est une unité astronomique qui vaut : 149.6 millions de km). On désigne par parallaxe annuelle l’angle de la modification apparente d’un corps, lorsqu’on le mesure depuis la Terre et depuis le Soleil (la valeur maximale de cette parallaxe n’intervient que si le corps observé se situe perpendiculairement par rapport à la ligne Terre - Soleil). Pour une étoile comme Alpha Centauri avec une distance de la Terre d’à peu près 4.3 années-lumière, il en résulte une parallaxe de 0.76 secondes arc environ.

Parsec

Dans le domaine de la parallaxe intervient également la notion de parsec. L’année-lumière est cependant utilisé plus fréquement en astronomie d’amateur. Une année-lumière est la distance que parcourt la lumière en un an. La lumière se déplace à une vitesse s’élevant à presque 300000 km à la seconde (célérité de la lumière). Cela représente les trois-quarts de la distance Terre - Lune en une seconde ! La lumière met environ 8 minutes pour nous parvenir du Soleil, jusqu’à Pluton déjà presque 7 heures, et jusqu’à Alpha Centauri elle met 4.3 années, comme déjà annoncé. Une année-lumière est ainsi la distance à peine croyable de 9.46 billions de km, plus de 60000 fois la distance Terre - Soleil !

Le parsec est également une unité de distance, plus souvent utilisée par les professionnels. Il correspond à la distance d’un corps qui aurait une parallaxe annuelle de une seconde arc. Ou : la distance à laquelle la distance moyenne Terre - Soleil apparaît sous un angle de une seconde d’arc. Un parsec correspond ainsi à 31 billions de km ou 3,262 années-lumière ou à peu près 206000 fois la distance Terre - Soleil.

Il est indiqué plus haut que Alpha Centauri a une parallaxe annuelle de 0.76 secondes d’arc environ. Vous pouvez calculer vous-même cette parallaxe pour chaque étoile de distance connue en parsec, en formant l’inverse de la distance en parsec. Le résultat est exprimé en secondes d’arc. Dans le cas d’Alpha Centauri, cela fait 1/1.32 = 0.76 (secondes d’arc) pour la distance de 4.3 années-lumière = 1.32 parsec.

L’abréviation de parsec est pc, pour des distances plus grandes on utilise le kpc (kiloparsec) = 1000 pc ou Mpc (mégaparsec) = 1 million pc.
 


On peut subdiviser ces éléments en six catégories :

Amas ouverts

Ce sont des regroupements plus ou moins denses d’étoiles, répartis de manière aléatoire (la proximité spatiale des étoiles d’un tel amas stellaire n’est en aucun cas aléatoire car les étoiles naissent souvent par groupes). L’appellation d’amas galactique vient du fait que ces éléments sont proches du plan galactique.

Les célèbres Pléiades et Hyades font partie des amas ouverts.

Amas globulaires

Ce sont des ensembles d’étoiles à symétrie sphérique. Au total, ils contiennent beaucoup plus d’étoiles que les amas ouverts, mais sont en général plus éloignés et bien plus grands. Par contre, les diamètres apparents des plus grands amas ouverts (Mel 111 ou Mel 25) dépassent largement ceux des plus grands amas globulaires (Omega Centauri ou 47 Tucanae).

Nébuleuses planétaires

Ces objets célestes sont la conséquence d’un vent stellaire, lorsqu’une étoile vieillissante repousse ses couches externes, sans vivre une explosion de (super)nova. Ces abondantes masses gazeuses peuvent adopter les formes les plus diverses, mais sont régulières pour la plupart (rondes, circulaires etc.). Les restes de l’étoile initiale donnent en général une étoile centrale. Les enveloppes gazeuses d’explosions de supernova (comme M1, la nébuleuse du Crabe dans le Taureau) sont parfois classées dans les nébuleuses planétaires, mais la plupart du temps un tel objet fait partie de la catégorie des débris de supernova. Ce ne sont pas en fait des nébuleuses planétaires !

L’appellation curieuse de nébuleuse planétaire laisse présager un quelconque rapprochement avec les planètes. Ceci est dû à l’historique des nébuleuses, elles ressemblaient à l’époque de leur découverte, dans les instruments astronomiques d’alors, à des espèces de disques relativement réguliers, proches de la forme d’une planète. Il existe par exemple la nébuleuse Saturne qui a effectivement une certaine ressemblance avec la planète Saturne entourée de ses anneaux.

Nébuleuses diffuses

Ces nébuleuses se composent de gaz interstellaires (majorité d’hydrogène) ou de poussières qui sont illuminés par les étoiles proches ou par la nébuleuse elle-même. Elles présentent des formes très irrégulières et apparaissent en rouge sur les clichés pris par des instruments puissants, dans le cas où il s’agit de nébuleuses à émission d’hydrogène (régions H-II).

La plus célèbre et la plus facile à observer des nébuleuses est une nébuleuse se trouvant dans l’hémisphère Nord, la grande nébuleuse d’Orion M 42, près de laquelle se trouvent encore d’autres nuages interstellaires, comme la nébuleuse de la Tête de Cheval, nébuleuse de poussières qui se fait remarquer par le fait qu’elle affaiblit ou avale la lumière des nébuleuses ou étoiles se trouvant derrière elle.

Galaxies

Les galaxies sont des objets célestes analogues à notre Voie lactée, ce sont les objets les plus lointains que peuvent observer des amateurs normalement équipés. Ils peuvent avoir une structure en forme de spirale (nébuleuse spirale) ou un aspect elliptique sans structure apparente. Plus rares sont les galaxies sphéroïdales ou irrégulières.

Dans l’hémisphère boréal, la Grande nébuleuse d’Andromède est visible à l’oeil nu par beau temps; il s’agit de la plus proche galaxie géante distante de plus de deux millions d’années-lumière. Les deux nuages de Magellan sont environ dix fois plus proches et paraissent beaucoup plus grands et clairs, mais ne sont visibles que dans le ciel austral.

Radiosources

Les radiosources sortent un peu du cadre des cinq autres groupes, ne pouvant pas toujours être vues. Certaines d’entre elles correspondent néanmoins à des éléments visibles. Les radioastronomes les perçoivent à l’aide de radiotélescopes, mesurent leur rayonnement et les représentent sur une carte. On ne peut ainsi pas directement observer les radiosources à l’oeil nu ou au télescope comme les astres optiques.
 


Neuf grandes planètes tournent autour d’un corps central, le Soleil, et ceci dans l’ordre suivant (en partant de l’intérieur) : Mercure, Vénus, la Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune et Pluton. Toutes les planètes tournent dans le même sens autour du Soleil, le sens opposé à des aiguilles d’une montre si on se place au pôle Nord de l’écliptique. Les plus grands satellites tournent également dans cette même direction. Le Soleil lui même et presque toutes les planètes tournent dans ce même sens autour de leur axe. Toutes les planètes tournent autour du Soleil presque dans un même plan (Pluton s’en écarte un peu) : le plan orbital terrestre (ou plan de l’écléptique).

Les orbites planétaires sont des ellipses, dont la forme n’est cependant pas très éloignée d’un cercle. Les comètes ont des orbites très diverses. La comète de Halley, qui doit son nom à Edmund Halley qui à calculé sa trajectoire au 17 ème siècle, présente encore une orbite elliptique comme les planètes. Elle est toutefois très excentrée et sa forme n’a plus rien à voir avec un cercle. De plus, elle se déplace en rétrogadant autour du Soleil, donc dans le sens inverse de toutes les planètes. Son plan orbital est très incliné par rapport à l’écliptique, de sorte que sa position dans le ciel peut notoirement s’écarter de cette ligne théorique.

Lorsque vous représentez les planètes dans le ciel et l’orbite solaire sur un an (366 fois 1 jour d’intervalle), vous vous apercevez de la proximité des planètes par rapport à cette ligne (seule Pluton s’écarte un peu plus). L’orbite de Halley par contre s’écarte sérieusement de cette orbite solaire apparente.

Quelques uns des corps définis par l’utilisateur n’ont pas d’orbite fermée, ils se déplacent sur une parabole. Cela signifie que leur orbite ne passe qu’une seule fois à proximité du Soleil : on ne peut dans ce cas pas parler de période de révolution.

Entre les planètes Mars et Jupiter se trouve une étonnant zone du système solaire, dans laquelle se déplacent d’innombrables astéroïdes. Le premier et le plus grand fut découvert par l’italien Piazzi en 1801 et fut appelé Cérès. Il a un diamètre de 1000 km environ. Depuis, quelques milliers d’autres corps furent découverts dans cette zone du système solaire, dont le diamètre se réduit à quelques kilomètres. Dans les cas exceptionnels, leur orbite croise celle de Jupiter vers l’extérieur (comme Hidalgo et Chiron) et l’orbite de Mars et même de la Terre vers l’intérieur (comme Icarus ou Ra-Shalom) ; ces orbites sont des ellipses très peu excentrées, dont l’inclinaison est proche de l’écliptique.

Planètes intérieures

On appelle planètes intérieures les planètes qui se trouvent à l’intérieur de l’orbite terrestre, en l’occurrence Mercure et Vénus. Parfois, on les appelle aussi les planètes telluriques de Mercure à Mars, Terre comprise.

Ces quatre planètes ressemblant à la Terre sont caractérisées par un développement intérieur et des propriétés physiques approchants, comme la densité et la composition (même si les diamètres sont quelque peu différents, les champs magnétiques très différents ainsi que l’atmosphère etc.). Ces planètes ont une densité relativement élevée (Mercure, Vénus et Terre vers 5.4 g/cm3, Mars 4 g/cm3) et un noyau dense, sans doute composé d’éléments lourds comme le Nickel ou le Fer. Elles ont peu ou pas de satellites (la Lune peut être pratiquement considérée comme une planète ressemblant à la Terre) et en comparaison des planètes gazeuses ont une atmosphère relativement mince.

Planètes gazeuses

Les planètes gazeuses Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune ont de très gros diamètres (la plus petite est quatre fois plus grande que la plus grande des planètes telluriques, la Terre elle-même) et une atmosphère très épaisse. On n’est pas encore certain qu’une surface solide se trouve sous ces énormes nuages gazeux, comme c’est le cas des planètes intérieures. Elles ont beaucoup de satellites, quelques-uns d’entre eux sont plus grands que Mercure et l’un a une véritable atmosphère (Titan). Leur densité est avec moins de 1.7 g/cm3 nettement inférieure à celle des planètes telluriques, de plus leur composition chimique est très différente (beaucoup d’hydrogène, hélium et d’autres éléments et molécules légères, surtout dans les atmosphères). Les planètes géantes Jupiter et Saturne tournent tellement vite sur elles-même qu’elles sont aplaties par la force centrifuge.

Il est également intéressant de signaler la présence d’anneaux autour des quatre planètes gazeuses (un système d’anneaux ou au moins des parties d’anneau). Très différentes par leur taille, ces anneaux sont vraisemblablement composés de matière, avec laquelle aucun satellite n’a pu se former lors de la première phase du système solaire, de façon analogue aux astéroïdes qui n’ont pas pu se regrouper pour former une planète.

Le système des anneaux de Saturne est déjà visible dans de petits télescopes; ces instruments à partir de 10 cm d’ouverture montrent deux anneaux distincts, séparés par la division de Cassini, un espace sans matière dans le système d’anneaux.

De manière analogue à la Terre, l’axe de rotation de Saturne est incliné de 27° environ par rapport au plan orbital. Comme les anneaux sont situés dans le plan équatorial et que l’axe de rotation reste fixe, le profil du système d’anneaux est très vite modifié en fonction du temps.

Depuis le Soleil, on peut trouver Saturne deux fois dans son plan équatorial pendant sa révolution, et de ce fait on peut également voir son anneau, une fois avec un angle de 27° sur la face Nord et une moitié de révolution plus tard avec le même angle sur la face Sud.

Il est possible à un observateur terrestre de voir plusieurs fois ce profil des anneaux, l’orbite terrestre étant inclinée par rapport à l’orbite de Saturne. Saturne met pratiquement 30 ans pour une révolution. En 1958, la face Nord des anneaux était visible au maximum, 1966 une vue par la tranche, 1973 le profil de la face Sud et 1981 de nouveau une vue par la tranche. Le système d’anneaux mesure au total un diamètre de 278000 km, n’a cependant qu’une épaisseur de quelques kilomètres. Lorsque la position par la tranche est exactement atteinte, le système d’anneaux semble avoir disparu.

Les anneaux des autres planètes sont tellement faibles que l’on ne peut les mettre en évidence qu’avec des télescopes puissants en rusant un peu ou indirectement lors d’occultations d’étoiles par la Terre.

Pour l’observateur au télescope, en dehors de l’anneau de Saturne, il est particulièrement intéressant d’observer Jupiter. Mis à part la position changeante de ses quatre grands satellites qui passent souvent devant ou derrière le disque de Jupiter, marquant de leur ombre la planète ou étant eux-mêmes obscurcis, c’est surtout l’atmosphère turbulente de la planète géante qui est intéressante. On peut déjà voir deux bandes équatoriales sombres à l’aide de petits télescopes. Dans des instruments un peu plus puissants apparaîtront d’autres bandes, structures et taches, en particulier la Grande tâche rouge connue depuis quelques centaines d’années.

Les sondes spaciales Voyager ont émises ces dernières années de fantastiques images pleines de détails des planètes extérieures, particulièrement des anneaux de Saturne. Neptune fut atteint en dernier en août 1989, de sorte qu’à ce jour toutes les planètes ont été visitées par la planète Terre, à l’exception de Pluton.

Peu de choses sont connues pour Pluton, on sait certes qu’elle a un satellite relativement grand, mais même le diamètre de Pluton n’est pas connu avec précision.
 


Le terme magnitude d’une étoile n’a aucun rapport avec la véritable taille, le diamètre de l’étoile. Il fait plutôt allusion à la luminosité de l’étoile. De même, lorsqu’on parle de classe de magnitude, il s’agit de classe de luminosité.

La véritable taille d’une étoile peut être très diverse. Un trou noir (voir Développement d’une étoile plus loin) est ponctuelle, une étoile à neutron a une taille de quelques douzaines de kilomètres, une naine blanche a environ la taille de la Terre. Le Soleil a un diamètre de 1392000 km, mais il existe aussi des étoiles qui sont mille fois plus grandes que le Soleil, de sorte que leur diamètre puisse dépasser le milliard de km !

La luminosité des astres est mesurée en magnitude ou classe de magnitude. Une petite valeur indique une grande luminosité (les éléments très lumineux ont des valeurs négatives). L’étoile visible la plus lumineuse, Sirius dans la constellation du Grand Chien, a une magnitude de -1.43; les plus faibles tout juste visibles sans instrument ont à peu près la magnitude 6 (environ +6.0). Une différence d’une magnitude correspond à un facteur de luminosité d’environ 2.5, une différence de cinq magnitudes un facteur 100 (l’échelle des magnitudes est logarithmique, une différence de n magnitudes correspond à une différence d’intensité de 1 : 10^(0.4 x n)).

Ces magnitudes sont appelées magnitudes apparentes, car elles dépendent de la distance de l’astre. A présent, pour fixer un étalon reflétant l’intensité lumineuse réelle, on calcule une magnitude absolue à partir de la distance et de la luminosité apparente. La magnitude absolue est égale à la magnitude apparente, lorsque l’astre est éloigné de dix parsecs. Le Soleil a une magnitude apparente d’environ -27, mais comme il est assez proche, sa magnitude absolue ne vaut que 4.8 environ.

Lorsque vous observez la magnitude absolue de quelques étoiles, vous vous apercevez qu’il existe de très nombreuses étoiles bien plus lumineuses que le Soleil (comme Rigel dans Orion, Deneb dans le Cygne, Canopus dans la Carène). Ce surcroît d’étoiles avec de grandes magnitudes absolues est uniquement apparent, car les lointaines étoiles plus faibles ressemblant au Soleil ne sont pas visibles à l’oeil nu ou aux instruments. Il existe en réalité dans notre voie lactée et dans l’univers plus d’étoiles d’intensité lumineuse inférieure à notre Soleil.
 


Les étoiles n’ont pas seulement des intensités lumineuses diverses, mais également différentes températures à la surface et les couleurs en résultant. Les températures à la surface des étoiles atteignent environ 3000° jusqu’à 30000° Celsius ou Kelvin (il y a des exceptions où la température est largement au-dessus ou en dessous ; les étoiles centrales des nébuleuses planétaires peuvent atteindre quelques 100000 degrés Kelvin). Classe spectrale, couleur approximative et température sont résumées dans le tableau suivant :

Classe spectrale Couleur Température de surface en Kelvin
W   bleu  jusqu’à 100000 environ
O   bleu-blanc 30000 et plus
B   blanc-bleuâtre 16000
A   blanc  8500
F   blanc-jaunâtre 6600
G   jaune  5500 (Soleil)
K   orange  4100
M   rouge  2800
C (R,, N),, S  rouge foncé 2500 et en dessous

Ces classes spectrales sont subdivisées en sous groupes, en ajoutant un chiffre de 0 à 9 derrière la lettre (dans l’ordre par exemple O8, O9, B0, B1 ...).

Le Soleil a la classe spectrale G2 et une température de surface d’environ 5800 degrés Kelvin, la température au centre s’élève à environ 15 millions de degrés Kelvin. Les classes spectrales en plus de la température donnent encore d’autres indications aux astronomes, particulièrement à propos de la composition chimique de l’étoile. Les classes les plus importantes et les plus courantes O, B, A, F, G, K et M peuvent être retenues par la phrase O Be A Fine Girl Kiss Me ou en français On Bave Aux Fruits Grenades Kiwis et Mandarines.

Les astronomes rajoutent d’autres lettres à la classe spectrale pour une description encore plus précise, notamment :

n :  ligne d’absorption diffuses comme B. B6n
s :  ligne d’absorption fortes  comme B9s
c :  ligne d’absorption très fortes comme cG1 (indique une grande luminosité)
g :  étoile géante   comme gM0
d :  étoile de la série principale comme dG0
D : étoile naine (blanche)  comme DAs
e :  ligne d’émission  comme O9e
p :  particularité du spectre  comme B. B8p

Ces caractéristiques peuvent être cumulées, l’étoile Epsilon Aurigae a par exemple le spectre cF0ep, il s’agit donc d’une étoile de classe spectrale F0, qui a des lignes d’absorption très fortes et émissives et des particularités dans le spectre. Les étoiles doubles avec un écart restreint (spectroscopiques etc.) sont désignées par exemple par gK2/A0 ou B6n+A2.

Dans le temps, on s’imaginait que plus une étoile était chaude, plus jeune elle était et vice-versa. On supposait que l’étoile entamait son développement dans la classe spectrale O et finissait sa vie en étoile M, vie dans laquelle elle se rafraîchit tout au long. De cette époque datent encore les désignations de classes spectrales précoces (par exemple pour les étoiles O) et tardives (par exemple pour les étoiles M), mais qui cependant ne révèlent rien à propos de l’âge réel de l’étoile, comme on le sait aujourd’hui.
 


Les étoiles naissent de la matière interstellaire, se trouvant dans les nébuleuses diffuses comme celle d’Orion par exemple. Cette matière est essentiellement constituée d’hydrogène (plus 10% environ d’hélium et un pourcentage beaucoup plus faible d’autres composants), présente dans l’Univers en partie sous forme ionisée et en partie sous forme non ionisée. Les accumulations d’hydrogène neutre, donc non ionisé, sont appelées régions H-I (lettre H + 1 romain, prononcé H 1). Lorsque les atomes d’hydrogène perdent leurs électrons, ils sont ionisés et lorsqu’ils s’accumulent ils sont appelés régions H-II (prononcé H 2 ; la nébuleuse d’Orion est une telle région H-II, donc une accumulation de protons libres et d’électrons).

L’hydrogène ionisée est plus facile à observer de chez nous car il brille avec une couleur franchement rouge. Les régions H-I ne sont visibles que dans le domaine des radiofréquences et se dérobent à l’observation optique.

La densité des nuages interstellaires se situe nettement en dessous de tout, c’est à dire ce qu’elle est de l’ordre de 1 atome par cm cube. Un volume semblable à celui de la Terre ne représenterait dans les mêmes conditions que 10 kg de matière environ ! Malgré cette faible densité, les régions H-II sont tout de même visibles de la Terre car elles puisent leur énergie dans les étoiles environnantes pour rayonner.

De cette matière peut naître une étoile après que plusieurs milliers d’années se soient écoulées, lorsque le nuage se contracte sous la pression du rayonnement des étoiles voisines et à travers sa propre gravitation. Pendant cette contraction, l’étoile commence déjà à dégager de l’énergie, mais uniquement à partir de son énergie potentielle, pas encore par un processus nucléaire (elle rayonne dans l’infra-rouge et n’est pas visible à l’oeil humain). Si la température de la nouvelle étoile atteint un niveau suffisant de quelques millions de degrés, la fusion nucléaire peut avoir lieu : des noyaux d’hydrogène fusionnent en hélium et une grande énergie est dégagée (une bombe à hydrogène fonctionne de la même manière).

A présent, l’étoile ne peut plus continuer à se contracter, afin de pouvoir libérer son énergie par rayonnement. Après quelques temps, elle atteint un équilibre dans lequel la force gravitationnelle dirigée vers l’intérieur compense la pression du gaz et le rayonnement vers l’extérieur. Par ce fait, l’étoile modifie à peine ses propres caractéristiques vues de l’extérieur, c’est à dire que diamètre, température, production d’énergie etc. sont pratiquement constants. Elle a alors atteint la série principale dans le diagramme de Hertzsprung-Russell où elle séjournera pendant presque dix milliards d’années, s’il s’agit d’une étoile de masse analogue au Soleil. La combustion de l’hydrogène n’a lieu que dans le centre de l’étoile, ses couches externes restent chimiquement quasiment inchangées pendant toute sa vie, elle n’utilise ainsi qu’une petite partie de ses provisions de combustible.

Rapport entre masse et énergie

Plus la masse d’une étoile est importante, plus grande est l’énergie qu’elle rayonne ; ceci ne s’effectue cependant pas de manière linéaire, mais environ à la puissance 3.5 !

Si une étoile a par exemple une masse qui équivaut à dix fois celle du Soleil, elle gaspille à peu près 3000 fois plus d’énergie que le Soleil. A ce rythme, il est clair que sa provision de combustible n’est pas éternelle. Une étoile de cinq masses solaires a déjà accompli la première phase de son développement après environ 56 millions d’années, pour 1.5 masses, solaires cela dure encore quelques sept milliards d’années. Pendant ce temps, elle reste dans la série principale du diagramme de Russell, se déplace cependant un peu vers le haut à droite (les étoiles les plus jeunes dans le diagramme se trouvent au bord inférieur de la série principale).

Lorsque la provision d’hydrogène se trouvant dans le noyau de l’étoile est épuisée, la zone centrale de l’étoile se contracte sous l’effet de la diminution de la production d’énergie et de la pression du rayonnement. La température augmente jusqu’à atteindre un seuil minimum de quelques 100 millions de degrés pour permettre la fusion d’hélium en carbone ou en oxygène, de sorte que l’étoile en extrait une nouvelle source d’énergie. A ce stade, l’étoile est une étoile géante rouge avec un diamètre et une intensité lumineuse beaucoup plus élevée et une température de surface relativement faible. Le processus de fusion de l’hélium est énergétique, mais pas aussi rentable que la combustion de l’hydrogène, de sorte que par l’augmentation de la distribution d’énergie, le combustible décline beaucoup plus vite.

Les étoiles d’une certaine masse (quelques masses solaires ou plus) ont à ce stade une zone très fine autour du noyau transformant de l’hélium, dans laquelle est toujours brûlé de l’hydrogène. Son développement, particulièrement entre les différents stades et vers la fin de la vie, est plus complexe que pour les étoiles moins lourdes, car l’importante température interne autorise de nouveaux processus nucléaires.

Les étoiles en tant que géantes rouges se situent à présent loin en haut à droite dans le diagramme Hertzsprung-Russell, où elle ne s’attardent cependant pas très longtemps. Lorsque l’hélium est transformé en carbone au centre d’une étoile de faible masse comme le Soleil, l’étoile malgré la contraction peut pas utiliser de nouvelles sources d’énergie et se transforme en naine blanche, qui ne rayonne plus que ses restes d’énergie et refroidit progressivement. La matière de ces naines blanches a une densité d’environ une tonne par cm3 (!) et sa taille rejoint celle d’une planète. La matière dégénérée ainsi formée empêche l’étoile de se contracter encore plus.

Les naines blanches ne dépassent pas une masse d’environ 1.4 masses solaire, de sorte que des étoiles de masse relativement faible peuvent atteindre ce stade final (ce qui est le cas de la grande majorité des étoiles !). Dans la phase d’étoile géante, la masse de quelques étoiles diminue un peu à cause du vent stellaire, de sorte qu’elles peuvent passer sous la masse limite.

Si l’étoile est assez lourde (plus de huit masses solaires), elle peut entamer d’autres processus au delà de la combustion de l’hélium, nécessitant pour cela des températures de plus en plus élevées (de plus d’un milliard de degrés Celsius), commançant avec la combustion de carbone. Presque tous les composants sont transformés en fer, ce qui apporte cependant de moins en moins d’énergie. La fusion nucléaire ne peut aller plus loin, car la transformation de noyaux lourds en fer consommerait de l’énergie.

Explosion d’une supernova

Lorsque de tels processus complexes se produisent à l’intérieur d’une étoile, cela débouche sur l’explosion d’une supernova. Le centre de l’étoile se désagrège complètement et très rapidement pour former un corps d’environ 20 km de diamètre, les régions externes de l’étoile contenant encore beaucoup d’hydrogène s’affaissant également vers l’intérieur. La température de ces régions augmente tellement vite que les processus nucléaires s’installent brutalement, fournissant beaucoup d’énergie et déchirant l’étoile. L’effondrement en soi ne dure que quelques dixièmes de seconde, l’énergie restituée représente environ 3 x 10^39 kwh. Cette quantité d’énergie phénoménale peut pendant quelques instants illuminer l’étoile comme le ferait plusieurs milliards de Soleil, l’énergie correspond à celle d’une bombe au TNT (Trinitrotoluène) d’une masse d’un milliard de masses solaires. Une telle bombe aurait un diamètre de 1.5 milliards de km environ, à peu près 1000 fois le diamètre du Soleil (si vous mettez en doute ces chiffres, lisez la revue Etoiles et espace de novembre 1987).

Le 23.2.1987 explosait l’étoile Sanduleak 69 002 dans le Grand Nuage de Magellan, cependant, ce n’était pas une géante rouge comme attendu, mais il s’agissait d’une étoile bleue-blanche B3 d’environ 15 masses solaires. Cette supernova (SN 1987 A) n’était pas particulièrement lumineuse, elle n’avait que (!) 300 millions de fois la puissance lumineuse solaire, distante d’environ 163000 années-lumière. Pour la première fois on a pu vérifier lors d’un tel événement l’existence de neutrinos (particules élémentaires), qui transportent plus de 90% de l’énergie. Ainsi si on voyait l’explosion d’une supernova à travers le rayonnement de neutrinos au lieu de la lumière, elle serait dix fois plus lumineuse.

Le corps issu de l’effondrement, qui représente le produit de la contraction du noyau de l’étoile, subsiste sous la forme d’une étoile à neutrons, un astre constitué presque exclusivement de neutrons et d’une densité d’environ un milliard de tonnes par cm cube (ce n’est pas si étonnant quant on voit que la masse d’une étoile comme le Soleil est réduite à une boule de 20 km de diamètre, le Soleil ayant tout de même un diamètre d’environ 1.4 millions de km). Cet corps tourne très vite sur lui-même, par exemple l’étoile à neutrons dans la nébuleuse du crabe (M 1) environ 30 fois par seconde. Par interaction avec la matière avoisinante, l’étoile à neutrons prend vraisemblablement les caractéristiques d’un pulsar, émettant des éclairs de rayons X, radios et de lumière (à travers un rayonnement synchrotron). M 1 est le reste de l’atmosphère repoussée par une supernova qui explosa en l’an 1054 et fut tellement lumineuse qu’on pouvait la voir quelques temps au grand jour.

On espère également, dans un futur proche, vérifier l’état de pulsar de l’étoile à neutrons SN 1987 A. Des mesures faites en 1989 le laissait supposer, mais elles ont été considérées entretemps comme mauvaises et ne correspondant pas à la réalité. Jusqu’en février 1994, on n’a toujours pas découvert d’indice sérieux, mais on m’a cependant pu relever entretemps un rayonnement X dans l’atmosphère en expansion de la supernova.

Lorsqu’une étoile à neutrons à une grande masse, la solidité des neutrons n’est pas suffisante sous l’énorme pression qu’ils subissent. Les nucléons sont alors littéralement écrasés, l’étoile continuant à se contracter. Lorsque l’étoile a atteint une certaine taille minimum, que son rayon descend notamment sous le rayon de Schwartzschild (pour une masse solaire, ce rayon vaut 2.9 km), la gravitation à la surface est si importante que plus aucune lumière ne peut en sortir, du fait que la vitesse de fuite à la surface est supérieure à la vitesse de la lumière. A l’intérieur de cette zone, il n’y a pas de raison pour que cette contraction s’arrête, comme il n’y a aucune force du monde (et de la physique) qui puisse la stopper. L’étoile peut ainsi se réduire à un point son rayon devenant extrêmement petit et sa densité extrêmement grande. Ce n’est cependant pas d’une si haute importance, puisque tout ce qui est inférieur au rayon de Schwartzschild n’appartient plus à notre Univers. Comme il n’y a plus d’interactivité physique entre le contenu du trou noir et le reste de l’espace, il ne reste plus qu’une structure désagrégée de l’espace : au rayon de Schwartzschild, la courbure de l’espace devient infinie et le temps se fige (ne provenant pas uniquement du fait que toutes les montres soient cassées ! ).

Les trous noirs sont cependant très difficiles à mettre en évidence, car ils ne donnent pas de signes extérieurs. On peut tout au plus étudier la matière qui tombe dans un trou noir et qui émet un rayonnement de haute énergie. Quelques candidats pour ces trous noirs ont été trouvés, cependant il manque pour l’instant des preuves formelles.
 


Quelques unes des constellations actuellement nommées sont connues depuis l’Antiquité, où de nombreux noms ont trouvé leur origine dans la mythologie grecque (Persée, Andromède, Cassiopée et Céphée, Orion et le Scorpion etc.). La plupart des constellations australes et aussi quelques faibles constellations boréales ont cependant été inventées après le Moyen-Age, parmi elles les nombreuses et bizarres constellations australes comme le Télescope et le Microscope ou le Réticule qui représente la grille de visée d’un télescope.

Depuis 1925, le ciel a été découpé en 88 constellations afin d’attribuer tout endroit du ciel à une constellation donnée, dont les limites sont précisément déterminées. Les noms latins ont une validité internationale, de même que l’abréviation en trois lettres issue du mot latin.

Lorsqu’une étoile est indiquée et qu’elle n’est pas identifiée par un nom ou un numéro de catalogue, sa désignation est indiquée d’un caractère grec, nombre ou combinaison de caractères (suivi d’un nombre éventuellement), suivi du génitif latin du nom de la constellation dans laquelle elle se trouve.

Exemples : Alpha Centauri dans le Centaure, Omicron Ceti dans la Baleine, 12 Ursae Majoris dans la Grande Ourse, HS Orionis dans Orion ou V 4711 Cygni dans le Cygne.

1 Andromède  Andromeda  Andromedae  And
2 Machine Pneumatique Antlia   Antliae   Ant
3 Oiseau de Paradis Apus   Apodis   Aps
4 Verseau  Aquarius  Aquarii   Aqr
5 Aigle   Aquila   Aquilae   Aql
6 Autel   Ara   Arae   Ara
7 Bélier   Aries   Arietis   Ari
8 Cocher   Auriga   Aurigae   Aur
9 Bouvier   Bootes   Bootis   Boo
10 Burin   Caelum   Caeli   Cae
11 Girafe   Camelopardalis  Camelopardalis  Cam
12 Cancer   Cancer   Cancri   Cnc
13 Chiens de Chasse Canes Venatici  Canum Venaticorum CVn
14 Grand Chien  Canis Major  Canis Majoris   CMa
15 Petit Chien  Canis Minor  Canis Minoris  CMi
16 Capricorne  Capricornus  Capricorni  Cap
17 Carène   Carina   Carinae   Car
18 Cassiopée  Cassiopeia  Cassiopeiae  Cas
19 Centaure  Centaurus  Centauri  Cen
20 Céphée   Cepheus  Cephei   Cep
21 Baleine   Cetus   Ceti   Cet
22 Caméléon  Chamaeleon  Chamaleonis  Cha
23 Compas  Circinus  Circini   Cir
24 Colombe  Colomba  Colombae  Col
25 Chevelure de Bérénice Coma Berenices Comae Berenicies Com
26 Couronne Australe Corona Australis Coronae Australis CrA
27 Couronne Boréale Corona Borealis  CoronaeBorealis CrB
28 Corbeau  Corvus   Corvi   Crv
29 Coupe   Crater   Crateris   Crt
30 Croix du Sud  Crux   Crucis   Cru
31 Cygne   Cygnus   Cygni   Cyg
32 Dauphin  Delphinus  Delphini  Del
33 Dorade   Dorado   Doradus  Dor
34 Dragon   Draco   Draconis  Dra
35 Petit Cheval  Equuleus  Equulei   Equ
36 Eridan   Eridanus  Eridani   Eri
37 Fourneau  Fornax   Fornacis  For
38 Gémeaux  Gemini   Geminorum  Gem
39 Grue   Grus   Gruis   Gru
40 Hercule   Hercules  Herculis  Her
41 Horloge   Horologium  Horologii  Hor
42 Hydre   Hydra   Hydrae   Hya
43 Hydre mâle  Hydrus   Hydri   Hyi
44 Indien   Indus   Indi   Ind
45 Lézard   Lacerta   Lacertae  Lac
46 Lion   Leo   Leonis   Leo
47 Petit Lion  Leo Minor  Leonis Minoris  LMi
48 Lièvre   Lepus   Leporis   Lep
49 Balance   Libra   Librae   Lib
50 Loup   Lupus   Lupi   Lup
51 Lynx   Lynx   Lyncis   Lyn
52 Lyre   Lyra   Lyrae   Lyr
53 Table   Mensa   Mensae   Men
54 Microscope  Microscopium  Microscopii  Mic
55 Licorne   Monoceros  Monocerotis  Mon
56 Mouche  Musca   Muscae   Mus
57 Règle   Norma   Normae   Nor
58 Octant   Octans   Octantis  Oct
59 Ophiucus  Ophiuchus  Ophiuchi  Oph
60 Orion   Orion   Orionis   Ori
61 Paon   Pavo   Pavonis   Pav
62 Pégase   Pegasus   Pegasi   Peg
63 Persée   Perseus   Persei   Per
64 Phénix   Phoenix  Phoenicis  Phe
65 Peintre   Pictor   Pictoris   Pic
66 Poissons  Pisces   Piscium   Psc
67 Poisson Austral  Piscis Austrinus  Piscis Austrini  PsA
68 Poupe   Puppis   Puppis   Pup
69 Boussole  Pyxis   Pyxidis   Pyx
70 Réticule  Reticulum  Reticuli   Ret
71 Flèche   Sagitta   Sagittae   Sge
72 Sagittaire  Sagittarius  Sagittarii  Sgr
73 Scorpion  Scorpius  Scorpii   Sco
74 Sculpteur  Sculptor  Sculptoris  Scl
75 Ecu de Sobieski  Scutum   Scuti   Sct
76 Serpent   Serpens   Serpentis  Ser
77 Sextant   Sextans   Sextantis  Sex
78 Taureau  Taurus   Tauri   Tau
79 Télescope  Telescopium  Telescopii  Tel
80 Triangle  Triangulum  Trianguli  Tri
81 Triangle Austral Triangulum Australe Trianguli Australis TrA
82 Toucan   Tucana   Tucanae  Tuc
83 Grande Ourse  Ursa Major  Ursae Majoris  UMa
84 Petite Ourse  Ursa Minor  Ursae Minoris  UMi
85 Voiles   Vela   Velorum  Vel
86 Vierge   Virgo   Virginis  Vir
87 Poisson Volant  Volans   Volantis  Vol
88 Petit Renard  Vulpecula  Vulpeculae  Vul

Les constellations sont indiquées dans l’ordre usuel que on trouve dans la littérature et triées d’après leur nom latin. Les numéros sont utilisés dans les fichiers ASCII pour l’attribution des étoiles normales aux constellations.

Il est question de 89 constellations dans certaines publications. Cela provient du fait que la constellation du Serpent (Serpens) est composée de deux parties séparées par Ophiucus (Ophiuchus). La partie Est est la queue (Serpens Cauda), la partie Ouest la tête du serpent (Serpens Caput). Lorsqu’on désigne un objet céleste se trouvant dans l’une de ces parties, on ne précise pas dans laquelle il se trouve. Ainsi on ne dit pas Alpha Serpentis Caputis, mais simplement Alpha Serpentis.
 


La bande lumineuse que on peut observer dans le ciel sombre par beau temps, la Voie Lactée, est la galaxie dans laquelle nous nous trouvons. Elle a un diamètre d’environ 100000 années-lumière et un aspect en forme de disque avec un épaississement au milieu, à peu près comme on peut imaginer une soucoupe volante. Le Soleil se situe environ à 30000 années-lumière du centre de la Voie Lactée, se trouve par conséquent assez loin du centre où les étoiles sont particulièrement concentrées.

La Voie lactée est composée de plusieurs centaines de milliards d’étoiles, qui sont regroupées en partie sous forme d’amas stellaires (ouverts ou globulaires). Par ailleurs se trouvent dans la Voie lactée, comme dans d’autres galaxies, une multitude de poussières et de gaz, qui en certains endroits se concentrent en nébuleuses que on peut observer pour une partie d’entre elles (comme la nébuleuse d’Orion ou la nébuleuse de la Tête de Cheval).

Lorsque on regarde en direction du disque de la Voie lactée, on voit beaucoup plus d’étoiles et d’autres objets célestes que si on regarde dans une direction perpendiculaire au disque. Si on regarde ensuite vers la direction du centre qui se trouve dans la région des constellations du Sagittaire/Scorpion, les objets célestes sont encore plus nombreux. Surtout à côté de la Croix du Sud, mais aussi dans d’autres zones de la Voie lactée, on trouve des nuages sombres dont la lumière a été absorbée par les masses de gaz et de poussières au point de rendre difficile l’observation des étoiles se trouvant derrière. Ces régions sombres se comportent parfois comme de véritables trous dans la Voie lactée.

Les autres galaxies ressemblent énormément à notre Voie lactée dans leur structure, même si leur aspect extérieur est souvent différent (par exemple galaxies irrégulières ou elliptiques, notre galaxie est une galaxie spirale). Vous pouvez observer dans les Nuages de Magellan, surtout dans le Grand Nuage, que des amas ouverts, des nébuleuses diffuses et planétaires etc. s’y trouvent comme dans notre galaxie. La galaxie suivante, la plus ressemblante dans sa forme et sa taille est la Grande nébuleuse d’Andromède, qui, par sa distance d’environ deux millions d’années-lumière est déjà dix fois plus éloignée que nos galaxies voisines, les Nuages de Magellan.
 


La lumière que nous pouvons perçevoir, nous les hommes, est un rayonnement électromagnétique de longueur d’onde ou fréquence tout à fait particulière. Le rayonnement capté par votre radio ou votre antenne de télévision est un rayonnement électromagnétique tout comme la lumière, il a simplement une autre fréquence. Les micro-ondes (issues du four ou du piège radar), les rayonnements de chaleur (lumière infra-rouge), d’ultra-violets (pour bronzer), de rayons X et même de rayons gamma (rayonnement radioactif) sont tous des ondes électromagnétiques, uniquement différenciées par la fréquence ou la longueur d’onde.

Si on observe à présent le ciel sur une autre fréquence que celle de la lumière visible, on peut également perçevoir étoiles et planètes etc., mais cela nécessite des instruments de mesures et d’enregistrements spéciaux. Si on dirige une radio vers le Soleil avec une bonne antenne et à la bonne fréquence ou longueur d’onde, on pourrait entendre le Soleil, on pourrait enregistrer son rayonnement sur ces longueurs d’onde spéciales.

Les radioastronomes observent le ciel dans le domaine radio et peuvent observer presque comme leurs collègues opticiens, toutefois leurs télescopes sont beaucoup plus importants (cent mètres + ou davantage) à cause de la longueur d’onde plus importante, à l’occasion de quoi ils dépensent beaucoup d’énergie pour voir autant de détails.

Beaucoup d’éléments intéressants qui sont visibles dans le ciel optique, sont également un but pour le radioastronome, comme les galaxies, le Soleil, nébuleuses gazeuses etc. Beaucoup de choses apparaissent toutefois différemment que dans la lumière visible, ainsi le Soleil est beaucoup plus grand dans le domaine radio, certaines galaxies semblent subitement se composer de deux parties.

Dans les autres domaines du spectre électromagnétique, on peut également observer les corps célestes, ainsi existe-t-il une astronomie des rayons X et gamma. L’observation de ces domaines s’effectue en général dans l’espace, comme l’atmosphère terrestre (pour notre protection) filtre et avale d’importants domaines du spectre électromagnétique.