L'observation de l'univers (résumé et analyse de l'oeuvre)

« les meilleurs sont localisés en altitude, loin des villes dont les différentes émissions (radio , mais aussi lumière de l'éclairage public et privé ...

) perturbent les observations.

LES LUNETTES ET TtLESCOPES Le télescope et la lunette sont les deux instruments astronomiques utilisés pour recueillir la lumière visible des astres.

Ces instruments fonctionnent avec des dispositifs communs : ils comportent tous deux un objectif et un oculaire.

Le premier collecte les rayons lumineux issus des astres et les concentre en un point, le second fournit une image agrandie de ce point à l'instar d 'une loupe .

La lunette construite en 1609 par Galilée ne peut guère, par son principe , donner naissance à des instruments d'observation puissants .

C'est Johannes Kepler qui a fourni le principe de la lunette astronomique, instrument dit "réfracteur de lumière ».

t:objectif de la lunette est en effet formé par une lentille de verre ; la lumière qui entre dans cette lentille change de milieu de propagation (elle passe de l'air dans le verre ) , donc dévie sa direction : elle est réfractée .

Les objectifs des lunettes actuelles sont formés d'une combinaison de lentilles différentes pour éviter le phénomène appelé " aberration chromatique » (séparation des différentes ondes lumineuses , donc des couleurs , lors de la réfraction par la lentille) .

Les lunettes servent surtout aujourd'hui comme instruments de pointage ou guidage des grands télescopes .

Les télescopes sont les grands collecteurs modernes de lumière .

Leur objectif est constitué d'un miroir qui réfléchit la lumière .

Ainsi , la lumière qui arrive sur le miroir est renvoyée du miroir vers le milieu d'où elle vient.

Les miroirs présentent de nombreux avantages par rapport aux lentilles : il n'existe pas d 'aberration chromatique, les ondes lumineuses qui s'y réfléchissent n 'appartiennent pas seulement au domaine visible, mais aussi aux ultraviolets et à l'infrarouge et leur procédé de fabrication est moins complexe .

Les miroirs des télescopes ne sont pas en général des surfaces planes, ils sont plutôt concaves .

La plupart des miroirs, fabriqués en verres spéciaux ou en céramique, sont recouverts d'une fine couche d'aluminium ou d'argent à laquelle se rajoute souvent une couche protectrice de quartz .

LA RtCEPTION ET L'ENREGISTREMENT DES IMAGES Si l'œil a été longtemps le seul récepteur des images fournies par les lunettes ou les télescopes, il est le plus souvent remplacé aujourd'hui par des détecteurs photographiques , électroniques ou photoélectriques.

La plaque photographique accumule au cours du temps des photons , particules de la lumière.

Au bout de plusieurs heures, on arrive ainsi à enregistrer des images d 'astres invisibles à l'œil nu.

Mais si le flux de lumière est trop faible ou trop intense , il ne s'y imprime rien .

Il existe aussi des détecteurs plus sensibles , les photomètres , enregistrant des flux lumineux .

t:utilisation de dispositifs optoélectroniques a permis d'enregistrer des images de meilleure qualité .

La caméra électronique, le premier de ces appareils, inventée en 1936 , permet de reconstituer une image électronique semblable à l'image lumineuse .

t:utilisation des caméras CCD (Charge Coupled Deviee ) s'est généralisée ces dernières années .

Ces dispositifs à comptage de photons, où la plaque photographique est remplacée par de minuscules photomultiplicateurs , permettent d 'atteindre, dans des temps assez courts , une sensibilité photométrique excellente dans une large gamme de longueur s d'onde .

LA RADIOASTRONOMIE Les rayonnements radio de l'univer s sont captés sur Terre grâce aux radiotélescopes.

Ces derniers fonctionnent à peu près comme les télescopes optiques : les ondes sont captées par une surface réflectrice , appelée miroir, qui les concentre sur une antenne placée en son foyer .

Le rayonnement radio, beaucoup plus faible que les rayons lumineux, est ensuite amplifié avant d'être envoyé sur un récepteur et enregistré .

Les surfaces réflectrices sont le plus souvent de grande dimension et les réflecteurs les plus courants sont paraboliques et orientables.

[!enregistrement simultané par deux réflecteurs (parfois séparés par des milliers de kilomètres) d'ondes radio provenant d'une même source s'appelle l'interférométrie.

Elle permet de localiser avec une précision accrue (proportionnelle à la distance entre les deux télescopes) la source du rayonnement.

La puissance des ordinateurs actuels permet d 'intégrer des données provenant d'un grand nombre de radiotélescopes différents , ce qui accroît la précision dans tous les secteurs célestes.

t:installation dite VLBI (pour Very Long Baseline lnterferometry , interférométrie à base très large) fonctionne sur ce principe.

Elle comprend 18 télescopes répartis sur les cinq continents et dans le Pacifique (îles Hawaii), ainsi qu'un télescope spatial nommé VSOP (pour VLBI Space Observatory System , Système d'observation spatiale du VLBI).

La distance maximale entre deux télescopes ainsi obtenue est de 25 ooo km, ce qui autorise une précision d'un millième de seconde d'arc (la seconde d'arc est la soixantième partie de la minute d'arc , elle-même soixantième partie du degré), 100 fois supérieure à celle du satellite Hubble .

L'ASTRONOMIE DANS L'ESPACE Pour observer les rayonnements qui n 'atteignent pas la surface de la Terre à cause de l'atmosphère , il a fallu installer des instruments astronomiques à bord des ballons stratosphériques , fusées et satellites envoyés dans l'espace depuis les années 1970.

t:observation satellitaire s 'est aussi doublée d 'une observation locale grâce aux sondes et aux robots automatiques envoyés autour ou sur les planètes , comètes , satellites naturels , etc.

Après l'envoi dans l'espace des premiers télescopes optiques tels le télescope Hubble ou le satellite Hipparcos , qui avaient pour objet l'étude des astres très peu lumineux et la mesure des position s des étoiles, des télescopes nouveaux ont été lancés pour observer toutes les sources céle stes de rayonnement gamma, X ou infrarouge .

Les satellites d'observation en rayonnement X Le rayonnement X a pour origine l'interaction d 'électron s de grande énergie avec le milieu environnant : plasma ou champ magnétique (le plasma est un gaz composé d'ions et d'électrons , de très haute température , qui entoure le plus souvent le cœur des étoiles).

Il faut s'élever à au moins 50 km d 'altitude au-dessus de la Terre pour observer sans perturbations les rayons X célestes .

Le choix de l'orbite du satellite d'observation est donc primordial pour éviter qu'il ne se trouve au sein des ceintures de radiations qui entourent la Terre , constituées d 'ions piégés par le champ magnétique terrestre .

Ces particules chargées peuvent en effet endommager les sources d'énergie des instruments embarqués et parasiter le signal enregistré .

Les télescopes qui permettent l'observation des rayons X contiennent des miroirs spéciaux qui sont inclinés de manière à ce que les rayons X ne frappent pas leur surface à angle droit.

En effet , les rayons X ne sont pas réfléchis si leur angle d 'incidence est droit.

!lieur faut une incidence dite rasante .

En 1970 a été lancé le premier satellite d'observation en rayonnement X, SAS-1 Uhuru, par les Ëtats-Unis.

Aujourd'hui deux grands satellites se partagent l'espace d 'observation des rayons X: le premier , Chandra , est américain, le deuxième, XMM (X-ray Multi Mirror), est européen.

Leurs caractéristiques sont complémentaires et les données recueillies sont mises en commun au sein de la communauté scientifique mondiale après un délai d'exclusivité d'un an.

Les satellites d'observation des rayons infrarouges Un fond diffus de rayonnement infrarouge, résidu de sa naissance , emplit l'Univers, et la major ité de la lumière des galaxies distantes nous arrive aujourd'hui dans le domaine de !"infrarouge (ici, vue infrarouge d 'Andromède en fausses couleurs) .

Pour observer ce domaine infrarouge, il a fallu s'affranchir de problèmes techniques liés au bruit thermique des détecteurs du rayonnement : en effet, les détecteurs émettent eux-mêmes du rayonnement infrarouge qu'il faut distinguer de celui que l'on veut étudier.

Le satellite IRAS (lnfrared Astronomical Satellite ), lancé au début des années 1980 , a permis de détecter nombre de galaxies et de corps célestes invisibles dans le domaine optique .

Lancé en 1995, le satellite ISO (lnfrared Space Observatory ) a tout particulièrement exploré les émissions infrarouges plus lointaines.

Les sondes spatiales Entre 1962 et aujourd'hui , toutes les planètes du système solaire , exceptée Pluton , la plus lointaine , ont été survolées par des sondes .

À bord de ces véhicules spatiaux se trouvaient des instruments d 'optique tels que des caméras , des spectromètres, des magnétomètres , etc.

Des sondes sont également passées à proximité de comètes ou d'astéroïdes .

Un des exemples les plus connus est la mission Pathfinder, permettant en 1996 le largage sur Mars d'une sonde qui a pris des photographies de la surface martienne et a étudié de nombreuses propriétés du sol grâce au robot Sojourner .

11ii:lsMw,a Les rayons gamma correspondent à un rayonnement de très faible longueur d'onde m ais d'énergie très élevée.

Ils ne peuvent être détectés qu'en dehors de l'atmo sphère terrestre et le faible flux de rayonnement perçu rend difficile la construction d'instruments adaptés .

t:étude de ces rayons permet, entre autres, de mieux connaître l'origine des particules de très haute énergie, appelées rayons cosmiques , la composition des matér iaux formant les galaxies ou encore les mécanismes de formation des étoiles au cœur de Grâce aux satellites d'observation tels que GRO-Compton (Gamma Ray Observatory) , un phénomène particulier a été découvert : des explosions très brèves et très intenses qui libèrent en une dizaine de secondes autant d'énergie que le Soleil pendant ses 10 milliards d'années de vie.

Ces explosions sont appelées " sursauts gamma ».

Leur origine est encore inconnue mais fait l'objet de recherche s important es.

LA DÉCOUVERTE DE NEPTUNE Après la découverte d'Uranus au XVII' siècle, les scientifiques ont eu du mal à accorder la trajectoire de cette planète avec celle qu'ils avaient calculée grâce aux nouvelles lois de mécanique céleste.

Deux hypothèses émergent alors pour expliquer cette différence : soit la loi de la gravitation n'est pas universelle car elle ne s'applique pas à Uranus, soit un corps massif, proche de la planète , perturbe son orbite.

François Arago (1786·1853), physicien français alors directeur de l'observatoire de Paris, demande à Urbain Le Verrier d'étudier l'orbite d'Uranus.

Ce dernier émet l'hypothèse d'une huitième planète et la situe précisément sur la voûte céleste.

Les Allemands possédant à cette époque une cartographie très précise du ciel, Le Verrier leur demande de rechercher cette planète.

Le 23 septembre 1846, le jour même de la réception du courrier de Le Verrier, Johann Galle découvre la nouvelle planète à l'observatoire de Berlin.

Elle sera baptisée Neptune par le bureau des longitudes de Paris.. »