Le passage de Vénus observé depuis l’île de la Réunion

    Le 6 juin 2012, la planète Vénus a passée devant le Soleil. La classe de science, du Lycée Pierre Legourgue à l île de la Réunion, a suivie ce passage depuis le lever du Soleil à 6h47min jusqu’à 8h52min.Le site d’observation était dégagé du coté EST et le ciel était clair et complètement favorable à l’observation de ce transit. En collaboration avec l’observatoire des MAKES, des lunettes et télescopes sont installées sur place pour faciliter et sécuriser l’observation. Sur une lunette de 84cm de distance focale, l’animateur Bruno Payet a ajouté un écran de projection. «C’est qu’il ne faut jamais observer le Soleil directement dans l’objectif d’une lunette ou d’un télescope, la lumière solaire est concentrée à l’objectif et peut détruire la rétine» explique l’animateur. «La projection du disque solaire sur un écran permet aussi à un groupe d’observer ensemble» ajoute-til. Le télescope C8 de diamètre 21 cm est aussi équipé d’un filtre solaire et permet aux élèves d’observer le soleil, tour à tour, en toute sécurité. Des lunettes à éclipses sont aussi distribuées gracieusement aux présents. Tout était préparé pour observer un petit disque noir (Vénus) sur un disque, un peu plus grand et jaunâtre : le Soleil. Ce transit de Vénus est un phénomène  stronomique à la fois simple, rare et utile.

D’abords, il faut se rappeler que toutes les planètes tournent autour du Soleil ,sur presque un même plan et sur des orbites quasi-circulaires dites elliptiques. Elles sont, par ordre de distance au Soleil:Mercure,Venus,La Terre,Mars,Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune. Les deux premières (Mercure et Venus) sont dites inférieurs car leurs trajectoires sont à l’intérieur de celui de la Terre. Les autres sont dites supérieurs.

D’autre part, les périodes de révolutions autour du Soleil sont de plus en plus grandes ( 3 mois pour Mercure, 7 mois pour Venus , une année(365,25 jours) pour la Terre , deux ans pour Mars etc…). Observées depuis la Terre, les planètes inférieurs sont susceptibles de passer devant le Soleil et c’est le cas de Venus le 6 juin 2012.

Ensuite, l’alignement Soeil-Venus-Terre ne se fait pas à chaque révolution terrestre(365,25jours) ou vénusienne(243 jours) mais en une combinaison de 587 jours dite révolution synodique. A cela, s’ajoute, le fait que les plans des deux planètes ne sont pas confondus, des conditions de passages plus strictes et des fréquences moins élevées. Le dernier passage a eu lieu le 4 juin 2004 mais le prochain n’aura lieu qu’en 2117.L’animateur Bruno Payet exprime cela par «La rareté du phénomène fait qu’en 2117, aucune personne,sur Terre, n’aurait vu de passages de Venus! »

Enfin, l’utilité d’une telle observation n’est pas à démontrer. «En tout cas pour les astronomes du 18 et 19 ième siècle», Madame Corine Chion Hock, professeur de mathématiques et passionnée d’astronomie rappelle que «ce passage de Venus leurs a permis de mesurer la distance du Soleil à la Terre, distance dite l’unité astronomique égale à 150 millions de Km». En effet, observer Venus, au même instant et de deux lieux très éloignés, par exemple de Tunis et de la Réunion, permet , par effet de parallaxe, d’avoir deux photos superposables et exploitables: connaissant la distance des deux villes et moyennant un calcul simple et de la géométrie, on peut déterminer la distance entre le Soleil et la Terre en kilomètres. Deux lunettes équipés ,l’une d’un appareil photo et l’autre d’une web camera ont filmées tout le passage et seront exploitées par les élèves lors des séances d’astronomie.

Les élèves de la classe science , du Lycée Pierre Legourgue, ont 3 heures par semaine d’astronomie. Quatre professeurs , de maths, de physique,des sciences de la vie et de la Terre et de l’ingénierie, abordent l’astronomie d’un point de vue spécifique à chaque discipline. Le tout est de rapprocher la science de l’univers aux lycéens et lycéennes et « de les susciter a observer le ciel au lieu de la TV » ajoute, en souriant, notre professeur de mathématique.

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Article : 50 ans de vols spatiaux habités

  Déjà, on fête 50 ans de vols spatiaux habités. Le 12 avril 1961, Youri Gagarine fait le tour de la Terre en 1 h 48 minutes. Pour commémorer l’événement, la semaine de l’espace 2011 lui sera consacrée.

En 1959, la Russie a entamé un projet secret et a commencé à sélectionner des pilotes de l’armée de l’air. À cette époque, Youri Gagarine, né en 1934 à Klouchino, une petite ville du nord-ouest de la Russie, était un pilote junior avec 250 heures de vol sur MiG 15. Les recrutés doivent mesurer moins de 1,78 m et Youri mesure 1,58 m, il fût alors choisi. Le secret du programme fait que Youri  ne doit divulguer, quoique ce soit, sur sa sélection. La Russie était en train de mettre au point un vaisseau spatial nommé Vostok

Au cosmodrome de Baikonour, le 12 avril 1961 à 5 h 30 du matin, Youri Gagarine se lève, puis des techniciens l’aident à mettre sa combinaison spatiale orange. Pour rassurer Gagarine, Sergei  Korolev, responsable du programme spatial habité soviétique, lui dit  » j’espère te  voir un jour marcher sur la lune! ». À 6 h 7 GMT, instant de départ de Vostok1, le pouls de Gagarine s’accélère, mais il exprime ses sentiments en criant << Et s’est parti!>>.

Après 11 minutes du lancement, Vostok1 va effectuer le tour de la Terre en 1 h 48 sur une ellipse de périgée 180 km et d’apogée 327 km, remportant ainsi le premier Homme dans l’espace. Le rêve, du fondateur de l’astronautique moderne, Constantin Tsiolkovski, qu’un russe ira le premier, dans l’espace, est devenu une réalité. Youri Gagarine inaugure une nouvelle ère, l’ère des vols spatiaux habités.

À fin de célébrer ces 50 ans de vols, la Cité des Sciences à Tunis organise les 7, 8 et 9 octobre 2011, des ateliers et conférences grands publics, sur le thème de l’astronautique.   Pour plus d’informations, à vos claviers : http://www.cst.rnu.tn

Eclipse totale de la Lune du 15 juin 2011

Après une soirée pleine de joie et de savoir, plusieurs personnes m’ont demandé de leur fournir plus d’information sur l’éclipse de la Lune. Voici donc l’exposé complet de l’éclipse totale de la Lune du 15 juin 2011.

Eclipse de Lune du 15 juin 2011

Bonne vision.

Le solstice d’été à la Cité

 

                Le mardi 21 juin 2011, le jour le plus long de l’année 2011 sera célébré à la Cité des sciences de Tunis.Le soleil se lèvera du côté nord-est, culminera aux alentours de13 h et se couchera du côté nord-ouest. Le trajet apparent du soleil c.-à-d. la durée du jour sera longue. Les anciens le savaient. Ils ont profité de cette journée particulière pour mesurer la taille de la Terre.

                Eratosthène (-284  -192) astronome, mathématicien et  directeur de la bibliothèque d’ Alexandrie, a lu qu’à Syan au sud de l’Égypte, au jour du solstice, le fond d’un puits est illuminé. En mesurant la longueur de l’ombre d’un bâton (un « gnomon » disent les astronomes) , il a pu déterminé le périmètre de la Terre et donc son rayon.  La cité des sciences offre à son public l’occasion de refaire cette expérience simple et d’autres ateliers similaires parmi celles de l’école d’Eratosthène.

                Le projet de l’école d’Eratosthène  se compose d’un ensemble de 16 activités astronomiques destinées à des élèves et leurs professeurs. Partant de connaissances mathématiques connues et vues en classes, ces activités mènent les élèves, à réfléchir et à appliquer leurs connaissances, dans des situations pratiques et simples. Ces situations ont été analysées par des astronomes et des mathématiciens célèbres. Elles mettent en valeur l’histoire des sciences et montrent le génie de l’Homme tout au long des siècles passés.

                Trois catégories d’activités sont développées: d’abord les 5 premières qui abordent la notion de distance en astronomie utilisent la géométrie dynamique comme support de vulgarisation. Cette approche géométrique met en relief l’histoire de l’astronomie telle qu’elle a été pratiquée par les Grecs. Ensuite, les 6 secondes activités abordent la notion d’angle et de parallaxe, elles utilisent des maquettes et des outils de mesure que les élèves et professeurs réalisent et apprennent à manipuler. Enfin, les 5 dernières abordent la notion de temps et sa mesure en exploitant des logiciels pédagogiques libres.

                Un atelier est un ensemble d’activités, choisis parmi toutes les activités de l’école d’Ératosthène suivant le niveau des élèves et la durée de la séance. Pour concevoir une séance d’astronomie ,le professeur aborde un thème  bien défini, emploie  les moyens adéquats et disponibles dans son école et les ressources pédagogiques fournies lors des formations

                 Le solstice d’été, célébré partout dans le monde, est l’occasion de pratiquer l’astronomie avec juste un gnomon. Toutes les mesures faites à la Cité des Sciences de Tunis seront publiées au site du projet international  eaae-astronomy.org

Un ciel numérique pour tous.

 

La photographie du ciel étoilé et des galaxies est passée à l’ère du numérique haute résolution. Des astronomes, des informaticiens et des documentalistes, travaillent, jours et nuits, pour nous offrir des données astronomiques vastes et précises qui couvrent pratiquement tout le ciel.

            

                    Depuis plus de 10 ans, le programme Sloan Digital Sky Survey (SDSS),  utilisant un télescope optique dédié de 2,5 mètres de diamètre situé à l’observatoire d’Apache Point au Nouveau-Mexique, photographie des objets célestes et les publie par lots de données à toute la communauté scientifique internationale.

                En janvier 2011,suite aux succès des projets sdss1 et 2 précédents, le sdss3 (projet 2008-2014) publie la data release 8 (DR8), lors de la réunion annuelle de la société Américaine d’Astronomie qui s’est tenue à Seatle le 11 janvier 2011.

                Le sdss3, consiste en 4 relevés (APOGE,BOSS MARVELS et SEGUE-2) exécutés simultanément sur le même télescope et ont pour but l’étude de 4 thèmes fascinants et toujours d’actualité en astronomie : l’énergie sombre, la géométrie de l’espace, les exoplanètes et la structure fine de notre galaxie,la Voie lactée.

                D’abord BOSS , ce relevé se focalise, sur une grande carte du ciel.Elle représente la distribution spatiale des galaxies lumineuses rouges  et des quasars. Son but est de détecter l’échelle caractéristique ,imprimé par les oscillations baryoniques acoustiques, dans l’Univers primitif. Les ondes sonores qui se propagent dans l’Univers primitif comme des vaguelettes impriment, sur le  fond cosmique , des fluctuations visibles dans le vide des galaxies d’aujourd’hui. La distance angulaire, mesurée entre ces galaxies, va permettre de mesurer le taux d’expansion de l’univers  (H (z)) avec une précision de 1 à 2 %  et de tester les théories de l’énergie noire et la géométrie de l’espace.

                Ensuite APOGEE et SEGUE-2   utilisent la spectroscopie à haute résolution pour pénétrer la poussière qui obscurcit l’intérieur de notre galaxie. Il relève 100 mille étoiles géantes rouges dans toute la gamme du bulbe galactique, sa barre , son disque et son halo. Les vitesses radiales précises (erreur =0,5 km/s) de ces étoiles et les abondances chimiques des éléments fourniront un aperçu sans précédent de la dynamique et l’histoire chimique de notre Voie lactée.

                Enfin MARVELS  recherche des exoplanètes autour d’étoiles proches.

Le relevé digital (DR8) est un ensemble de données photométriques,d’images aux formats FITS et de spectres.Il contient 260 millions d’étoiles , 210 millions de galaxies et 12 mille autres objets célestes.Ces images sont prises en 5 couleurs (longueurs d’onde) notées u g r i et z dont chaque pixel représente à lui seul une région du ciel de 0,396 seconde d’arc.Les spectres d’étoiles aux nombres de 600 milles, de galaxies principales (778 milles), de galaxies lumineuses rouges LRG  (106 milles), de galaxies normales( 952 milles) et de quasars QSO  (130 milles) sont pris dans des longueurs d’onde variant entre 3800 et 9200 Angstrom, et  couvrent une aire de 9274 degrés carrés du ciel.

 Une fois l’observation terminée, les informations collectées sont stockées dans des centres de données astronomiques tel le CDS de Starsbourg. Là, elles sont analysées via un large panel de logiciels afin d’en obtenir des mesures photométriques et spectroscopiques utilisables par les astronomes professionnels ou amateurs.

                Crée en 1972, le centre des données de Strasbourg, a pour mission de << collecter l’information utile sur les objets astronomiques (étoiles , galaxies …), sous forme électronique, de l’organiser et de distribuer les résultats à la communauté internationale afin de produire des recherches utilisant ces données>>  précise Francoise Genova, Astronome et Directrice du centre CDS Strasbourg.

 << nos services, poursuit  Francoise  Genova, regroupent donc en particulier des informations sur les objets astronomiques : Simbad, la base de données de référence pour la nomenclature et la bibliographie des objets astronomiques (hors système solaire), le Dictionnaire de nomenclature des objets astronomiques, et VizieR, service en ligne donnant accès aux catalogues astronomiques et aux tables de données publiées dans les journaux académiques d’astronomie>>.

L’équipe du CDS regroupe des astronomes, des documentalistes et des ingénieurs informaticiens qui assurent les différents aspects du travail : d’une part, la construction du contenu des bases de données à partir de diverses sources (articles dans les journaux académiques, listes des observations conservées dans des archives, images de référence…) ; d’autre part, la programmation informatique nécessaire à la mise en place des bases de données, des pages web pour l’interrogation des bases, etc.

                Le contexte scientifique et technique en perpétuelle évolution,dans lequel le centre CDS est confronté, lui impose un suivi, au jour le jour, des avancées  scientifiques en astronomie pour assurer la pertinence du contenu des bases de données et des fonctions offertes par les services : par exemple,nous dit Francoise Genova,<< lorsque la première planète extrasolaire a été découverte, il a fallu créer un nouveau type d’objets dans Simbad, appelé en anglais ‘Extra-solar Planet Candidate’, et discuter de la manière dont il fallait faire apparaître ces objets dans les bases de données : via le nom de l’étoile autour de laquelle ces planètes orbitent, en tant qu’objets séparés, ou bien une combinaison des deux ?>>

                Le SDSS rend les données accessibles gratuitement via internet. Le SkyServer fournit une gamme d’interfaces permettant d’accéder à une base de données Microsoft SQL Server. Moyennant un formulaire de SkyServer, toutes les données de l’objet que vous cherchez sont affichées en ligne et pratiquent en  instantané. Quant aux spectres et les images, elles sont accessibles par ce moyen, et les interfaces sont conçues pour être aussi faciles à utiliser (moyennant de comprendre les bases du MySQL). Il est possible d’obtenir un renseignement sur un objet uniquement en fournissant ses coordonnées(ascension droite et déclinaison) ou son identifiant unique ObjID.En se basant sur le sdss, des projets collaboratifs, invitant, les amateurs à contribuer réellement à la recherche scientifique ont vu le jour. GalaxyZoo en est un exemple.

                Pour les amateurs d’astronomie comme les professionnels,le SDSS met  au bout de leurs clicks, une gigantesque base de données : images , spectres et tables, qui forme un nouveau ciel numérique pour tous,un observatoire virtuel  accessible de partout le monde!

La Rotation de la Galaxie est remise en questions.

 

Introduction

Dés  l’antiquité, les philosophes tentèrent de saisir la nature de la bande lumineuse connue sous le nom de « Voie lactée ».C’est Galilée en 1610, qui fut le premier à découvrir qu’elle était une énorme collection  d’étoiles et de taches nébuleuses. Le traité d’Emmanuel Kant en 1755, spécule que notre voie lacté était une des nébuleuses de l’Univers. Ainsi l’Univers tout entier est composé de multitude d’Univers-iles ou galaxies dont l’une d’elle, là notre, noté la Galaxie, est vue de l’intérieur en perspective comme une bande blanchâtre « la Voie lactée ». La recherche de la forme et la position du Soleil au sein de cette galaxie à été lancé. William Herschel en 1785 compta le nombre d’étoiles dans différentes directions et fit un diagramme dont le Soleil est proche du centre. En 1920, Harlow Shapley trace une image de la Galaxie en positionnant les amas globulaires : la Galaxie est un disque plat et le Soleil est au bord de la Galaxie. L’étude des amas ouverts, des nébuleuses elliptiques et spirales ainsi que des sources ponctuelles ont confirmés les hypothèses de Kant. En 1920, Edwin Hubble, en étudiant les nébuleuses spirales et des étoiles dites céphéides dont la période de variation de leur luminosité est fonction de leurs distances, a confirmé que ces nébuleuses étaient des galaxies hors la voie lactée. En 1936, Hubble établie une classification de ses galaxies en elliptiques (25 %) , spirales(70 %)  et irrégulière(5 %).

Dans la thématique globale de la dynamique des disques galactiques la communauté des scientifiques est assez grande nous déclare Mr Arnaud Siebert, astronome adjoint a l’observatoire de Strasbourg depuis 2007. Mr Arnaud Siebert : «  Ma recherche est centrée sur la Voie Lactée: formation, cinématique et dynamique. Je suis principalement un modélisateur, c’est à dire que je confronte des théories aux observations soit pour affiner des paramètres de ces théories soit pour valider ou invalider certains aspects. A un niveau plus observationnel, je suis très implique dans le relevé spectroscopique RAVE (http://rave-survey.org) sur lequel je travaille depuis 2003 et a moindre échelle dans la préparation de la mission Gaia. Localement mes collaborateurs sont Benoit Famaey et Olivier Bienayme (tous deux impliqués dans RAVE) ainsi que Rodrigo Ibata. Hors de France j’ai des collaborateurs un peu partout, surtout au niveau du projet RAVE. »

Comment expliquer que 70 % des galaxies sont spirales ?

C’est une question compliquée mais en gros les galaxies spirales sont des galaxies qui n’on pas eu d’interaction forte avec d’autres galaxies depuis un certain temps ce qui a permis au gaz de se condenser en un disque qui forme les étoiles. Si 70% des galaxies sont spirales dans l’univers local, c’est que l’univers local n’est plus assez dense et donc que les interactions entre galaxies sont plus espacées dans le temps pour permettre cela. Par exemple, il faudra encore attendre 3 milliards d’années pour que la Voie Lactée entre en collision avec la galaxie d’Andromède et perde sa forme spirale pour former une galaxie elliptique.

Structure de la galaxie ?

  

 

 

 

 

 

 

M31 La galaxie d’Andromède

L’observation des galaxies spirales en général nous montre qu’elles peuvent être caractérisées par 4 principaux aspects.

– Une structure aplatie : les galaxies spirales sont des systèmes dits à disque. C’est à dire que les constituants (étoiles, gaz, poussières) de la galaxie (hors des parties centrales où se trouve le bulbe) se distribuent de manière privilégiée dans un disque dont l’épaisseur est très inférieure à son diamètre.

– Une composition riche en gaz : contrairement aux galaxies elliptiques les galaxies spirales sont riches en gaz, poussières et étoiles jeunes.

– Des bras spiraux : les galaxies spirales présentent des zones de sur-densité du gaz où se forment en grande partie des étoiles de toutes masses (dont des étoiles massives et chaudes). Ces sur-densités tracent les bras spiraux.

– Un système en rotation : les galaxies spirales sont en rotation. Tous les objets du disque sont en rotation autour du centre de la galaxie. Cette rotation suit une loi de vitesse (courbe vitesse en fonction de la distance au centre nommée courbe de rotation) de forme bien particulière correspondant à une rotation dite différentielle.

 

 

Quelle est la forme ou l’allure de cette rotation ?

 

 

 

 

 

La courbe de rotation d’un corps décrit la variation de vitesse linéaire (ou angulaire) des points (ou constituants) de ce corps en fonction de la distance au centre (ou l’axe) de la rotation. Sur la figure  ci-dessus , on montre la courbe de rotation de différents « corps ».

En rouge est représentée la courbe de rotation d’un corps solide (type DVD en rotation dans le lecteur). La courbe est une droite traduisant une croissance de la vitesse des points avec la distance au centre.

En bleu vert est représentée la courbe de rotation du système solaire. On voit une décroissance de la vitesse des planètes quand on s’éloigne du Soleil (centre de rotation du système).Ce type de courbe de rotation est dite « décroissance képlérienne » (car elle provient directement de la 3e loi de Kepler).

Enfin, on trouve la courbe de rotation en bleu foncé des galaxies spirales. Elle se caractérise par une croissance rapide près du centre de la galaxie (de type corps solide) et un long plateau. Ce type de courbe est dite « courbe de rotation différentielle ».

Pour les galaxies spirales, la forme de la courbe de rotation est croissante dans les régions centrales puis atteint un plateau qui reste plus ou moins stable plus loin que le rayon optique et même radio (le disque de gaz est 2 a 4 fois plus étendu que le disque optique compose d’étoiles). Donc a partir d’un certain rayon la masse dynamique croit proportionnellement avec la distance au centre. C’est le problème de la matière noire car si l’on somme toutes les contributions visibles en masse, il n’est pas possible d’avoir cette croissance linéaire de la masse avec le rayon. Intégré sur l’ensemble de la galaxie, il manque ~90% de la masse pour que la masse visible soit égale a la masse dynamique.

Déterminer la rotation de la Voie Lactée n’est pas une chose facile. Les études les plus précises utilisent la raie a 21cm de l’hydrogène (donc des observations radio) pour mesurer la vitesse du gaz froid le long des lignes de visée. Si l’on connait ensuite la distance soleil-centre Galactique et si l’on fait des hypothèses sur la forme de la Galaxie, on peut reconstruire la courbe rotation de la Galaxie. Cette méthode est valide pour l’intérieur de la Galaxie, pour les régions plus éloignées que le soleil on utilise d’autres sources (masers, amas stellaires pour lesquels on peut mesurer une distance) et l’on combine les mesures de vitesse sur la ligne de visée (vitesse radiale) aux mesures de mouvement propres (mesure du décalage angulaire ne fonction du temps) pour remonter a l’information sur la vecteur vitesse. Il faut noter que ces mesures (plus loin que le soleil) sont bien moins précises et donc la courbe de rotation pour la Voie Lactée n’est bien connue que pour la partie centrale (a l’intérieur de rayon du soleil). Les instruments utilises par les astronomes pour ce genre d’études sont divers et varies, camera CCD grand champs pour les mesures de mouvements propres, spectromètres pour les mesures de vitesse radiales etc. On notera que mesurer les courbes de rotation pour les galaxies extérieures est plus aise car on voit l’ensemble de la galaxie. Néanmoins il faut connaître l’inclinaison du disque de cette dernière.

 

Qu’infirment exactement les nouvelles mesures de cette recherche ?

 

 

 

 

 

 

Les mesures que nous avons effectuées, nous dit Mr Arnaud Siebert, sont des mesures de la vitesse perpendiculaire a la direction de la rotation. Dans une galaxie axisymétrique stationnaire, cette vitesse (moyenne sur de petites zones) est sensé être nulle. Hors nous avons découvert que, dans la direction du centre Galactique et le quatrième quadrant en général, plus l’on s’approche du centre Galactique plus cette vitesse moyenne diffère de 0 dans l’échantillon qui sonde a peu prêt ¼ de la distance Soleil-centre Galactique. L’écart au modèle axisymétrique stationnaire est d’autant plus grand que l’on s’éloigne du soleil. Donc nous avons montre que l’amplitude des perturbations non-axisymétriques (qui étaient jusque la négligées) sont plus importante que prévu.

Qu’est ce que l’onde de densité ? Comment influe-t-elle le mouvement des étoiles ?

L’analogie courante de l’onde de densité est un camion qui génère un ralentissement sur une autoroute. Les voitures qui arrivent dans le ralentissement en sortent au bout d’un moment alors que le ralentissement lui persiste. L’onde de densité est le ralentissement, ce n’est pas quelque chose de matériel comme un mur mais localement dans le ralentissement la densité est plus importante. Le voitures elles par contre ne peuvent pas être associées a ce ralentissement, elles ne passent qu’un temps plus ou moins long dans le ralentissement mais elles en sortent, c’est juste la densité de voiture qui trace l’onde de densité, pas les voitures elles-mêmes.

Les étoiles jeunes sont les plus affectés par l’onde de densité explique Mr Arnaud., elles ont une dispersion de vitesse plus faible que les étoiles vieilles. Elles sont donc plus concentrées dans le plan Galactique et subissent plus l’effet d’une onde de densité. Par contre il est faux de penser que les étoiles vieilles ne subissent pas l’onde de densité. Elles ont été jeunes et donc ont subit les même effets. Le fait que l’on trouve des zones de formation stellaire dans les bras spiraux, et donc des étoiles jeunes, est du a la compression du gaz par l’onde de densité qui génère localement des flambées de formation stellaires.

Les bras spiraux et de la barre centrale ont des effets sur le mouvement des étoiles. Tout d’abord elles ont des résonances qui sont probablement a l’origine des courants d’étoiles détectés dans l’espace des vitesses comme Hercule (du a la barre) ou encore les Hyades et Pléiades (pas les amas stellaires qui sont différents) qui sont probablement du a une résonance des bras spiraux. Pour les bras spiraux, Lin et Chu ont montre qu’ils ont également un effet sur le mouvement global des étoiles et sont sans doute à l’ origine de l’effet que nous avons détecté. Cependant, pour en être sur il nous faut encore confirmer la mesure en allant plus profond et plus proche du plan afin d’avoir une cartographie plus claire du champs de vitesse et donc pouvoir vérifier quel phénomène est a la source de ce que l’on observe.

Conclusion

La courbe de rotation  demeure inchangée, le  résultat de cette recherche porte sur les mesures de vitesse perpendiculaire a la rotation. La généralisation à toutes les étoiles de la galaxie est très difficile à faire car il faut mesurer la vitesse radiale des étoiles dans le plan Galactique (lieu où se trouvent les perturbations). Hors le plan Galactique contient du gaz qui absorbe le rayonnement et rend donc les étoiles plus faibles dans les longueurs d’onde optique qui sont généralement utilisées pour ce type de mesure. Il faut donc un télescope plus grand (qui permet donc de capter plus de photons) mais plus le télescope est grand, plus le champ de vue est petit et donc il devient difficile de faire un relevé systématique.

Cette recherche ne met pas en cause l’existence du trou noir central de la Voie Lactée qui est très bien établi et  on a même les orbites « complètes » des étoiles proches du trou noir qui permettent de mesurer précisément sa masse.

Le calendrier astronomique



Dans ce qui suit, est présentée une méthode de conversion de dates données dans le calendrier Julien ou le calendrier Grégorien, vers le nombre Jour  Julien correspondant, et vice versa.

Généralités

1.        Le jour julien (JJ) est un compte continu de jours et de fraction de jours depuis le début de l’année -4712. Par tradition et pour des raisons astronomiques, le JJ commence à minuit Greenwich, c.-à-d. à 12h temps Universel.

2.       Le calendrier julien a été établit par l’empire romain par Jules César en l’an -45 et arrivé à sa forme finale aux  alentours de l’an +8. Nous suivons la pratique des astronomes qui consiste à extrapoler le calendrier julien indéfiniment au passé. Dans ce système, on peut parler, par exemple, d’une éclipse solaire du 28 Août de l’année -1203, bien qu’en ce temps là l’empire romain n’était pas fondé, encore moins le mois d’Août qui n’était pas conçu !

3.       Dans la méthode décrite ci-dessous, la réforme grégorienne est prise en compte ; c.-à-d. le jour suivant le 4 Octobre 1582 (Calendrier Grégorien). Pour des recherches historiques il faut garder à l’esprit que cette réforme n’a pas était adopter officiellement par tous les pays en même temps. Elle n’entra en vigueur en 1582 qu’en Italie, en Espagne et au Portugal. La France ne l’adopta que deux ans plus tard, la Grande-Bretagne en 1752, et les autres pays d’Europe progressivement tout au long des siècles suivants.

4.       Il y’a désaccord entre astronomes et historiens sur la manière de compter les années précédent l’année 1. Dans ce qui suit, les années avant  Jésus-Christ seront comptés astronomiquement. Ainsi, l’année avant l’année +1 est l’année zéro, celle d’avant est l’année -1. L’année que les historiens appellent 585 av JC est l’année -584 astronomique.

5.       Le calcul arithmétique est le moyen le plus convenable pour le calcul astronomique. Ainsi le Jour Julie (JJ) permet de calculer facilement le nombre de jours entre deux dates aussi bien négatives que positives, de calculer les phases de la Lune, de situer sur un graphique un phénomène évoluant sur une longue période de temps, de révéler les années bissextiles, ou de déterminer le jour de semaine d’une date donnée…etc.

Le Calcul astronomique

6.       Pour calculer ce jour julien, je vous passe l’adresse de l’institut de mécanique céleste et de calcul des éphémérides (IMCCE) à la page Calcul du Jour Julien, il suffit de faire entrer la date et de cliquer sur calcul pour avoir le résultat. Et pour calculer ce jour julien, ou pour le programmer par vous-même, veuillez voir les points 7 et 8 suivants.

 

7.       La méthode de calcul du Jour Julien.

a.       Soit A l’année, M le mois et J le Jour avec ses décimales de la date à convertir en jour julien.

b.      Si M=1 ou 2 alors remplacer A par A-1 et M par M+12.

c.       Dans le calendrier Grégorien (date à partir du 15/10/1582), calculer a=Int( A / 100) et b= 2-a +Int(a/4)

d.      Dans le calendrier Julien, prendre b=0.

e.      Le Jour Julien cherché est

 JJ=Int (365.25 (A+4716))  + Int (30.6001 (M+1)) + J + b-1524.5

Exemple : Calculer le Jour julien correspondant au 1 er Janvier 2000.

Réponse JJ=2451544.5.

8.       Calcul de dates à partir de jours juliens.

a.       Ajouter 0.5 à JJ et prendre z sa partie entière et f sa partie fractionnaire (décimale)

b.      Si  z < 2299161 alors prendre a = z

Sinon calculer al = Int ((z – 1867216.25) / 36524.25)

Et a = z + 1 + al – Int (al / 4)

c.       Calculer

 b = a + 1524

c= Int ((b-122.1) / 365.25)

d= Int (365.25 c)

e= Int ((b-d) / 30.6001)

d.       La date cherchée est

J= b-d-Int ( (30.6001 e) + f)

Si e<14 alors M=e-1 sinon M=e-13

Si M>2 alors A=c-4716 sinon A=c-4715.

Exemple : Calculer la date correspondante au jour julien JJ=2440424

Réponse : J=21.5, M=7 et A=1969, il s’agit du 21 Juillet 1969, date du premier débarquement humain sur la Lune.

Les applications :

9.       Calcul du nombre de jours écoulés  entre deux dates.

La Comète Halley a passé au périhélie(le point le plus proche du soleil) le 20 Avril 1910 et le 9 février 1986, combien de jours se sont écoulés entre ces deux passages.

Réponse :   20 Avril 1910   — >                  JJ =2418781.5

                      9 février 1986  —- > JJ=2446470.5

La différence est 27689 jours

 10.      Trouver la date exacte, 10 000 jours après le 21 Mars 1996.

Réponse : 21 Mars 1996 —- > JJ=2450163.5

On ajoute 10 000 jours  on trouve JJ=2460163.5

Qui correspond à  7 Août 2023.

 

11.   Calcul du jour de la semaine.

A partir de la date (à 0 h), calculer le jour julien JJ,  ajouter 0.5 et diviser par 7. Le reste de la division indiquera le jour de la semaine comme suit :

 0 pour Lundi, 1 Mardi, 2 Mercredi, 3 Jeudi,  4 Vendredi, 5 Samedi  et 6 pour Dimanche.

Exemple : 21 Décembre 2010 —- > JJ= 2455551.5

Jour de la semaine = (2455551.5+0.5) mod  7 = 1 ; c’est un Mardi.

Référence :

Jean Meeus, Astronomical algorithms,Ed Willman-Bell 1991, p.59-66.

http://www.imcce.fr/fr/grandpublic/systeme/promenade/pages2/278.html

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