module 2 : distances

L'ASTRONOMIE À VERSAILLES

Uranie et Melpomène© Château de Versailles, Dist. RMN / © Jean-Marc Manaï

AUTOFORMATION À DISTANCE

LA MESURE DES DISTANCES

BIENVENUE DANS LE MODULE N°2

À la fin de ce module, un quiz vous permettra d'évaluer vos connaissances

BONNE FORMATION !

Dans ce module, nous aborderons :

Quart de cercle dans Mesure de la Terre, Jean Picard, 1671, © BNF Gallica

Le développement de l'instrumentation au XVIIe siècle
La naissance d'une science : la géodésie
Les progrès en cartographie
L'aventure de la méridienne de France
La mesure de la distance des planètes et des étoiles depuis le XVIIe siècle

Début

La mesure des distances

QUIZModule 2

RESSOURCESPour aller plus loin

MODULE 2

Séquence 4 De Mars aux étoiles

Séquence 3De la forme de la Terre au mètre

Séquence 2La triangulation d’Ératosthène à Picard

Séquence 1Principes de mesuredes distances

LA MESURE DES DISTANCES

Séquence 1Principes de mesuredes distances

Dès qu'il s'est sédentarisé, l'homme a été confronté à la nécessité de mesurer des longueurs et des distances, longueur d'une pièce d'étoffe ou d'une poutre, taille d'un champ. Il a inventé des instruments pour mesurer, et des unités pour comparer les mesures et les consigner.

Pour mesurer la distance entre deux lieux, on peut aussi reporter bout à bout un objet de longueur donné. Ainsi le bématiste parcourait-il l'Égypte d'une foulée régulière et mesurait les distances en comptant ses pas. Mais comment mesurer la distance d'un objet inaccessible ou la taille de la Terre voire la distance de la Lune ou d'une étoile ? Là, il faut faire appel à la mesure d'angles et à la géométrie.

Plusieurs méthodes peuvent être utilisées pour mesurer une longueur. Tout d'abord, la méthode directe, à l'aide d'un instrument gradué. Elle fonctionne bien pour de petits objets mesurables avec une règle divisée en pouce ou le bornage d'une parcelle à l'aide d'une corde à nœuds ou d'une chaîne d'arpenteur graduée en pieds ou en coudées.

Observations astronomiques et physiques faites en l'isle de Caïenne, Jean richer, 1679.© BNF Gallica

C ?

Le principe de triangulation consiste à résoudre un triangle à partir de la mesure de deux angles et de la longueur du troisième côté. La triangulation fait appel à des formules élémentaires de géométrie et de trigonométrie, en particulier : - La somme des angles d’un triangle est égal à 180° : - La loi des sinus : Cette méthode est, semble-t-il, utilisée dès le VIe siècle par Thalès de Millet (-625 ?, -547 ?) pour déterminer la distance d’un bateau même si les sources indirectes sont peu fiables. Toujours est-il que les notions de géométrie nécessaires à cette opération sont déjà connues à cette époque.

Base

b ?

a ?

Une fois la distance entre les deux instruments de visée mesurée, les instruments sont utilisés pour mesurer les angles entre la base et un point situé de l'autre côté du cours d'eau. La distance de ce point peut alors être calculée avec un peu de trigonométrie élémentaire.

La base de triangulation est mesurée avec une toise en bois.

Theoria et praxis quadrantis geometrici & c., Levin Hulsius, 1594. © domaine public

Gravure du XVIe siècle illustrant la mesure de la distance d'un point de l'autre côté de la rive d'un fleuve par triangulation.

Ordres de grandeur :Sur Terre, un degré de latitude correspond à 111 km et une minute de latitude vaut 1852 m et définit le mille marin ou mille nautique.La Lune a un diamètre angulaire d'environ 0,5°, soit 30' ou 1800", pour un diamètre physique de 3474 km.

30'

20'

10'

3000 km

2000 km

1000 km

0,5° soit 30'

=3474 km

- La résolution de l'œil est de l'ordre de 1' ; le plus petit détail visible à l'œil nu sur la Lune est donc de l'ordre de 110 km. - La turbulence atmosphérique limite la résolution des instruments à 1" ; le plus petit détail visible avec télescope ou une lunette sur la Lune a donc une taille de l'ordre de 1,8 km.

Unités :Le cercle (un tour complet) = 360°.1° = 60' (60 minutes)1' = 60" (60 secondes) et 1°=60'=3600"Pour des angles plus petits, on utilise les fractions décimales de la seconde : dixième 0,1", millième 0,001", millionième de seconde 0,000001, etc.

L'astrométrie à travers les âges © ESA

Au fur et à mesure que la précision mécanique et optique des instruments s'améliore, des angles de plus en plus petits sont mesurables avec une exactitude croissante et de nouvelles découvertes deviennent accessibles.

LA MESURE DES DISTANCES

Séquence 2La triangulationd'Ératosthène à Picard

Graphomètre à pinnules vers 1749 © Observatoire de Paris

Fac simile d'un bâton de Jacob © Observatoire de Paris

Quadrant horaire XIVe-XVe siècle © Museo Galileo

Astrolabe persan fin XVIIe siècle © Observatoire de Paris

Depuis l'antiquité, les astronomes ont imaginé des instruments pour mesurer les angles entre des directions sur terre ou dans le ciel.D'abord assez basiques, les instruments se sont améliorés tout au long du Moyen-Âge et de la Renaissance.

Tropique du Cancer

Équateur

Ératosthène est directeur de la bibliothèque d’Alexandrie. Il a l’idée d’estimer la circonférence terrestre en observant la hauteur du Soleil à Syène (actuelle Assouan) et à Alexandrie.Il sait qu’à Syène, le jour du solstice d’été, le soleil passe à la verticale car il éclaire le fond des puits. À Alexandrie, Ératosthène mesure l'ombre d'un gnomon (peut-être un obélisque) le jour du solstice et en déduit l'angle (ABO).Les deux villes sont situées à peu près sur le même méridien. Le Soleil est suffisamment loin pour que ses rayons nous arrivent parallèles.Les angles (SCA) et (ABO) sont alors égaux. Or (SCA) est la différence de latitude entre les deux villes. Ératosthène l'estime à 1/50 de cercle.

Alexandrie : vue de l'obélisque appelée Aiguille de Cléopâtre et de la tour des RomainsF.-C. Cécile, (1766-1840) © BNF Gallica

5000 stades

Ératosthène connaît, par ailleurs, la valeur de la distance entre Alexandrie et Syène. Elle est mesurée par des bématistes qui l'estiment à 5000 stades. La différence de latitude des deux villes étant de 1/50 tour, la circonférence de la Terre vaut alors 50x5.000 soit 250.000 stades et le rayon de la Terre un peu moins de 40.000 stades. Supposons qu’il s’agisse du stade itinérant de 157,5 mètres, on obtient la valeur de 6300 km incroyablement proche de la valeur réelle.Ératosthène était conscient de l’imprécision de sa méthode. En prenant en compte les approximations de la méthode, l'erreur sur le rayon terrestre est de l'ordre de 10 %, ce qui est tout autant extraordinaire. La plus grande incertitude vient de la valeur du stade utilisé par Ératosthène, plusieurs valeurs étant possibles.

Quart de cercle de Langlois (1730)© Observatoire de Paris

De gauche à droite : Picard, La Hire, Cassini et Huygens © Château de Versailles

Quart de cercle dans Mesure de la Terre, Jean Picard, 1671, © BNF Gallica

En vingt siècles, la connaissance du rayon de la Terre va peu évoluer. Au XVIe siècle, Rudolphe Snell (1580-1626), "l'Ératosthène batave" tel qu'il se nomme lui-même, effectue la triangulation d'un réseau de 14 villes se déployant sur un degré de méridien du sud au nord de la Hollande. Mais la précision de son quart de cercle à pinnules n'est pas suffisante pour améliorer sensiblement la valeur du rayon de la Terre d'Ératosthène.En se munissant d'un quart-de-cercle et d'une lunette pourvue d'un réticule en 1667, Jean Picard (1620-1682) et Adrien Auzout (1622-1691) vont changer la donne.Au printemps 1669, Jean-Dominique Cassini se joint à l’Académie et travaille à l’Observatoire. Les horloges à pendule dont Huygens a su régulariser le mouvement, combinées aux éphémérides de Cassini et au quart-de-cercle de Picard, vont être à l’origine du développement de l’astronomie géodésique et de la cartographie.

Picard mesure ensuite treize triangles entre la ferme de Malvoisine, près de la Ferté-Alais et Sourdon, près d’Amiens. En déterminant la différence de leurs latitudes, il conclut qu’un arc d'un degré de méridien mesure 57 060 toises de 1,949 m, soit environ 111,2 kilomètres, et en déduit le rayon de la Terre à un millième près de la valeur actuelle ! Isaac Newton reprendra cette valeur en 1684 dans ses travaux sur la gravitation universelle.

Mesure de la terre (par l'abbé Picard) 1671 ©BNF Gallica

Sitôt l'Académie créée, Picard, Auzout, Huygens et Roberval inscrivent à son programme la détermination de la longueur du rayon terrestre utile à la géographie, la navigation et l’astronomie. Entre 1669 et 1670, après avoir présenté à l’Académie son grand quart-de-cercle avec lunette et réticule, l’Abbé Picard mène une grande campagne de triangulation marquant par cela la naissance d'une nouvelle science, la géodésie.Picard mesure d'abord une base de 11 km entre Villejuif et Juvisy :

Niveau à lunette, dans Mesure de la terre, Jean Picard, 1671, © BNF Gallica

À plusieurs reprises, les astronomes seront sollicités pour d’autres opérations de même nature à Versailles. Ainsi Philippe de La Hire achèvera le nivellement des étangs de la plaine de Versailles et proposera en 1685 de détourner l'Eure pour alimenter Versailles, projet qui ne verra jamais le jour.

En 1674, Picard étudie l’alimentation en eau du château de Versailles, alors en construction. Il démontre l'infaisabilité du projet de Riquet d'amener à Versailles les eaux de la Loire. Il conduit avec Olaus Rømer des opérations de nivellement et d’hydraulique qui contribuent largement à l’aménagement des bassins, fontaines et grandes eaux de Versailles.

LA MESURE DES DISTANCES

Séquence 3De la forme de laTerre au mètre

C'est grâce à ses tables des satellites de Jupiter établies en Italie en 1668 à partir d'observations de Galilée, Peiresc et Gassendi que Jean-Dominique Cassini est invité à l'Académie royale des sciences.

Parallèlement à la mise au point des techniques précises et fiables de topographie, la détermination précise des latitudes et longitudes est indispensable à l'élaboration de cartes.Les satellites de Jupiter vont s'avérer précieux pour la détermination des longitudes. Après l'arrivée de Cassini, l’observation des satellites de Jupiter est systématisée à l’Observatoire pour parfaire la détermination des longitudes, développer l’astronomie géodésique et la cartographie. Cassini publiera en 1693 de nouvelles tables, bien supérieures aux précédentes.

La Carte de France corrigée par ordre du Roy est publiée par La Hire en 1693 avec surimpression de la meilleure des cartes antérieures : l'écart de longitude entre Paris et Brest est réduit de plus d’1° 16’ – soit quelque 130 km - ! La surface du royaume se trouvant réduite d'un cinquième, Louis XIV se serait plu à dire qu'il était mal récompensé de la sollicitude qu'il portait à ses astronomes…

Colbert marque dès 1663 son désir d’améliorer les cartes du royaume, alors très imprécises. Entre 1676 et 1681, Picard et La Hire se rendent ainsi en Bretagne, puis en Guyenne, afin de déterminer les coordonnées géographiques (latitudes et longitudes) des côtes du royaume. Avec Cassini resté à Paris, ils observent les éclipses des satellites de Jupiter pour déterminer la longitude de différents lieux des côtes françaises par rapport au méridien de Paris.

méridienne de France

Premier canevas de la future carte des Cassini, 1744. © BNF Gallica

En 1681, Jean Picard présente à l’Académie « un projet pour faire un châssis géographique pour toute la France… présenté à Monseigneur Colbert ». Sa colonne vertébrale est constituéee par la méridienne de France qui suit le méridien de Paris de Dunkerque au Pic du Canigou en passant par l'axe de l'Observatoire de Paris. Des lignes de triangles est-ouest, ou longeant les côtes, la complètent.Jusqu'à la fin du XVIIIe siècle, la France va se couvrir de triangles et les cartes se succéder jusqu'à la grande carte des Cassini, commandée par Louis XV en 1744, qui comprendra 182 feuilles au 1/86400ème et ne sera achevée qu'au début du XIXe siècle.

Carte des provinces de France traversées par la méridienne de Paris suivant la détermination astronomique et géométrique de l'Académie royale des sciences, Berey, Claude-Auguste, Cassini de Thury, César-François, vers 1780.Passer la souris sur la carte pour l'agrandir.

La mesure de la méridienne de France va connaître une histoire mouvementée. En 1683, Cassini part vers le sud, et La Hire vers le nord. En septembre 1683, alors que La Hire atteint Béthune, Colbert meurt. Louvois (1641-1691) le remplace et le projet est abandonné pour celui du futur canal de l'Eure qui devait alimenter Versailles en eau et qui ne sera jamais achevé. Les travaux reprennent en 1700... mais les crédits sont coupés sitôt déclarée la guerre de succession d’Espagne, en 1701. En 1718, l’équipe composée de Jacques Cassini (1677-1756, fils de Jean-Dominique Cassini), de Gabriel Philippe de La Hire (1677-1719, fils de Philippe de La Hire) et de Jacques Philippe Maraldi (1655-1729) termine le tracé de la Méridienne. Jacques Cassini constate que le degré est plus grand au nord qu'au sud de la France. La Terre paraît allongée comme un ballon de rugby contrairement à ce que prévoit Newton et en accord avec la théorie concurrente des tourbillons de Descartes à laquelle les Cassini père et fils adhèrent.

Pierre Louis Moreau de Maupertuis et Charles Marie de la Condamine, © Observatoire de Paris

La triangulation de Maupertuis en Laponie dans La figure de la terre, Maupertuis, Celsius..., 1738, © Wellcome collection

Pour trancher sur la forme de la Terre, l’Académie envoie en 1735 deux expéditions mesurer un arc de méridien près du pôle et près de l’équateur. Pierre Louis de Maupertuis (1698–1759), newtonien convaincu depuis un voyage à Londres en 1728, part en Laponie et achève rapidement sa tâche. Il présente, en août 1736, la comparaison de ses mesures avec l’arc de méridien de Picard : le degré est plus grand près du pôle, la Terre est bien aplatie. La seconde expédition, dirigée de facto par Charles de La Condamine (1701–1774), connaît de nombreuses vicissitudes. Les résultats ne sont présentés qu’en 1743, sept ans après ceux de Maupertuis, et ne font que confirmer ce que l’on sait déjà. La théorie des tourbillons est définitivement abandonnée et la théorie de la gravitation de Newton triomphe.

Portraits © Observatoire de Paris

N. L. de la Caille

P. Méchain (1744-1804)

J.-B. Delambre (1749-1822)

En 1739-1740, La Caille, Cassini III et Maraldi II reprennent la mesure de la méridienne de France avec de nouveaux instruments toujours plus précis et la prise en compte de l'aberration de la lumière. La Caille réalise l'essentiel des calculs et César François Cassini de Thury (Cassini III) publie les résultats en 1744. Les nouvelles mesures confirment à elles seules l’aplatissement de la Terre.La méridienne de France, prolongée pendant la révolution française jusqu’à Barcelone par Méchain et vérifiée à Dunkerque par Delambre, sert alors d’étalon pour le nouveau système métrique.Le décret du 18 germinal an 3 (7 avril 1795) définit le mètre dans son article 5 : « On appellera : Mètre, la mesure de longueur égale à la dix-millionième partie de l'arc du méridien terrestre compris entre le pôle boréal et l'équateur ».

DÉFI : Cliquer sur la carte ci-dessous. Naviguer dans la fenêtre Google Maps pour retrouver le nom actuel de la route en ligne droite qui relie Villejuif à Juvisy. À l'aide de Google Street View, chercher aux extrémités de la route les deux pyramides de Cassini (déplacer la petite figure jaune sur la carte pour avoir des photos de la rue).

Les deux pyramides de Jacques Cassini construites en 1742 à Villejuif et 1756 à Juvisy.

La base de triangulation du degré de Picard puis de la méridienne de France est réalisée le long d'une route pavée en ligne droite entre Villejuif (Villejuive au XVIIe siècle) et Juvisy. Lorsque Jacques Cassini remesure la base en 1740, il prévoit d'ériger deux pyramides aux extrémités pour servir de références ultérieures. Ces deux pyramides existent toujours et la route qui les relie est une portion d'une des plus mythiques routes de France.

LA MESURE DES DISTANCES

Séquence 4De Mars aux étoiles

Il envoie Jean Richer à Cayenne tandis que lui-même reste à Paris. Chacun mesure la position de Mars par rapport aux étoiles.

En 1672, Cassini va utiliser la nouvelle valeur du rayon de la Terre de Picard pour mesurer la taille du Système solaire.

Position de Mars observée par Cassini à Paris

Cayenne

Position de Mars observée par Richer à Cayenne

Paris

Mars

Terre

De retour à Paris, les deux astronomes comparent ces positions qui forment un angle de 15". Ils connaissent donc les trois angles du triangle (Paris, Cayenne, Mars). La distance Paris-Cayenne est obtenue en mesurant les coordonnées géographiques des deux villes et en utilisant la valeur du rayon terrestre donné par Picard. La parallaxe de Mars vue depuis Paris et Cayenne est ensuite ramenée à une valeur de la parallaxe horizontale de 25,5".

Orbites et positions de la Terre et de Mars en septembre 1672. On constate que l'orbite de Mars est très décentrée par rapport à celle de la Terre. Comme indiqué dans le texte ci-contre, le modèle de Kepler (ou Tycho-Brahé) donne à cette date une distance Terre-Soleil deux fois et demie plus grande que la distance Terre-Mars. Avec une mesure de la parallaxe de Mars égale à 25,5" Cassini en déduit une parallaxe du Soleil de 9,5" correspondant à une distance Terre-Soleil de 21600 rayons terrestres à 2000 ou 3000 rayons terrestres près. La valeur réelle est 23455, en parfait accord. C'est la première fois de l'histoire que l'on détermine une valeur correcte de la distance Terre-Soleil !

Les Élémens de l'astronomie vérifiez par M. Cassini par le rapport de ses Tables aux observations de M. Richer faites en l'isle de Caïenne. Avec les observations de MM. Varin, Des Hayes et de Glos faites en Afrique et en Amérique. 1684.© BNF Gallica

Soleil

Mars

Terre

En 1677, l’astronome anglais Edmond Halley (1656-1742) imagine une méthode pour déterminer la parallaxe du Soleil, en observant un passage de Vénus devant le Soleil en différents lieux. Malheureusement pour lui, les passages de Vénus devant le Soleil sont des phénomènes rares, deux passages séparés de 8 ans ne se répètent qu'au bout de plus d'un siècle. Un premier passage a été observé en 1639 sans résultat. Les deux suivants doivent se produire en 1761 et en 1769, après la mort d'Halley. Le passage de 1761 donne lieu à une grande campagne d’observations internationales en pleine guerre de Sept Ans. Bien que 120 astronomes de tous pays répartis en 61 lieux observent ou tentent d'observer le phénomène, chaque camp le fait séparément. Ainsi, Guillaume Le Gentil (1725-1792) doit faire demi-tour en mer à cause du blocus anglais de Pondichéry où il devait observer le passage. De même un groupe d'Anglais mené par James Bradley (1693-1762) doit renoncer à observer depuis Bencoolen à Sumatra, la ville étant tombée aux mains des Français ! L’expérience acquise lors de ces observations permet d’améliorer les méthodes d’observation pour le passage de 1769.

La mesure des instants précis du début et de la fin d'un passage de Vénus et de sa trajectoire devant le Soleil permet de calculer la parallaxe de Vénus et de remonter à sa distance.

30’

Demi-grand axe de l'orbite terrestre(ou distance Terre-Soleil)

La distance des planètes occupe l'esprit des astronomes depuis l'Antiquité. Les Grecs inventent des méthodes pour mesurer les distances de la Lune et du Soleil, mais seule celle de la Lune est correctement estimée par comparaison de sa taille à celle de l'ombre de la Terre pendant une éclipse. Le Soleil est vu 20 fois plus proche qu'il n'est en réalité. Il faut attendre Cassini et Richer au XVIIe siècle pour que l'on connaisse les dimensions de notre Système solaire. Depuis, les techniques et méthodes de mesure de distance évoluent, d'abord en mesurant la parallaxe d'astéroïdes qui passent proche de la Terre comme Éros, puis en utilisant des lasers ou des radars ou en utilisant les sondes interplanétaires.

La parallaxe annuelle (ou trigonométrique) est calculée en mesurant le demi-grand axe de l'ellipse du mouvement réflexe de l’étoile dû à la rotation de la Terre autour du Soleil. La parallaxe est le seul moyen direct de mesurer la distance d’une étoile. Les angles étant très petits, la distance d'une l'étoile est égale à 1 UA divisée par sa parallaxe.

La distance de la Terre au Soleil, ce que les astronomes appellent l'unité astronomique, peut à son tour servir de base de triangulation pour déterminer la distance d'étoiles proches en mesurant leur parallaxe annuelle (figure ci-contre). Mais les étoiles sont lointaines. La plus proche, Proxima du Centaure, située à 4,2 années lumière, a une parallaxe annuelle de seulement 0,77". Il faut attendre les années 1840 pour que les instruments atteignent la précision suffisante pour mesurer précisément de si petits angles. En 1838, Friedrich Bessel (1784-1846) mesure la parallaxe d’une étoile, 61 Cygni : 0,3136’’. Parallèlement, Friedrich Georg Wilhelm von Struve (1793-1864) mesure celle de Véga et Thomas Henderson (1798-1844) celle de α du Centaure. La mesure des parallaxes trigonométriques ouvre la voie à l’astrophysique. En effet, sans distance, impossible de savoir si un astre est brillant intrinsèquement ou parce qu’il est proche.

La parallaxe en seconde p permet de calculer directement la distance D en parsecs selon la formule très simple : D = 1/pAinsi, une étoile située à 10 parsecs a une parallaxe de 0,1 seconde, une étoile située à 1000 pc a une parallaxe d'un millième de seconde, etc.

Une fleur sur Mars : un millionième de seconde : 0,000.001"

Un homme sur la Lune : un millième de seconde, 0,001"

La lune dans le ciel : 0,5° = 30' = 1800"

Quelques unités utiles Vitesse de la lumière c c = 299 792,458 km/s (exactement) L’année-lumière AL 1 AL ≈ 9,5 x 1012 km L’unité astronomique UA Définie initialement comme le demi grand-axe de l'orbite de la Terre, l'Union astronomique internationale en a maintenant fixé la valeur : 1 UA = 149 597 870,61 km 149 597 870 700 m Le parsec pc C’est la distance d’une étoile dont la parallaxe trigonométrique est d'une seconde de degré. 1 pc ≈ 206 264,806 UA ≈ 3,1 x 1013 km ≈ 3,26 AL

Pour étudier la Galaxie, les astronomes ont besoin de mesurer la distance des étoiles qui sont en moyenne très lointaines. La parallaxe d'une étoile située à 100 parsecs, ce qui est donc très proche du Soleil à l'échelle de la Galaxie, est de seulement 0,01". Pour déterminer des distances directement, il est donc nécessaire de mesurer des angles aussi petits que le millième voire le millionième de seconde. Le seul moyen est d'envoyer des satellites pour s'affranchir de l'atmosphère dont les turbulences brouillent trop les images. Hipparcos lancé en 1989 a permis d'atteindre le millième de seconde pour 120000 étoiles et 20 ans plus tard, Gaia, lancé en 2013 est en train de bouleverser notre connaissance de la Galaxie avec une précision de quelques millionièmes de secondes pour un milliard et demi d'étoiles.

30 kpc = 100.000 al

≈ 200 milliards d’étoiles

Schéma des principales composantes de notre Galaxie, la Voie lactée (ici représentée par NGC 6744 © ESO) telle qu'on la verrait de l'extérieur. Le Soleil est situé à environ 8.500 parcsecs du centre de la Voie lactée dont le diamètre est de 30.000 parsecs ou 100.000 années-lumière.

disque

halo sphéroïdal

bulbe

bras spiraux

Soleil

Le satellite européen Gaia a été lancé depuis Kourou en décembre 2013. Il doit recenser plus d’un milliard d’étoiles de la Voie lactée et mesurer leurs positions, distances, mouvements et propriétés physiques avec une précision inégalée.En tournant sur lui-même, le satellite balaye le ciel et observe en continu deux champs de vue à l'aide de la plus grande caméra jamais construite de plus d'un milliard de pixels ! Gaia est en train de révolutionner notre connaissance de la Galaxie en permettant une étude détaillée de sa structure en trois dimensions, de sa cinématique, de son origine et de son évolution et apporte une contribution majeure à la détermination de l’échelle des distances extragalactiques et à la physique fondamentale.

Carte du ciel tracée à partir des positions, éclats et couleurs des étoiles de la première partie du troisième catalogue Gaia, observées par le satellite entre juillet 2014 et mai 2017. Cette image n'est pas une photographie du ciel mais bien la superposition de 1,8 milliards de points représentant chacun une étoile observée par Gaia.

L'extraordinaire précision de Gaia - de l'ordre de 10 millionièmes de degré pour les étoiles les plus brillantes - permet de déterminer la distance d'une étoile au centre de la Voie lactée avec une précision de quelques pourcents seulement. Le satellite devrait encore observer pendant quelques années et les catalogues se succéder, dans des versions toujours plus précises, exactes et homogènes jusqu'en 2030. L'Observatoire de Paris est l'un des établissements européens les plus impliqués dans cette mission. L'aventure de l'astrométrie à l'Observatoire de Paris, entamée par Picard et Cassini dès sa fondation en 1667 n'est pas prête de s'arrêter, et les découvertes astrophysiques qui en découleront n'ont pas fini de nous émerveiller.

Sitographie

L'Observatoire de Paris est riche de ressources qu'il n'est pas forcément facile de retrouver. Les collections muséales de l'Observatoire sont accessibles via le portail COSMOS (COllections Scientifiques et Muséales de l’Observatoire de PariS) de la bibliothèque. Les documents numérisés (imprimés, manuscrits, iconographie…) et les expositions en ligne sont disponibles à partir du portail web bibnum. L'ensemble des collections de la bibliothèque de l'Observatoire de Paris peut également être consulté à partir du portail unique Télescope.En particulier, vous trouverez des expositions monographiques sur les grandes figures de l'Observatoire évoquées dans ces pages : l'abbé Jean Picard, Nicolas-Louis Lacaille, Philippe de La Hire, Jean-Dominique Cassini. Le site pour tout savoir sur le satellite Gaia.Des vidéos sur les jardins de Versailles ou les cartes des Cassini.Rien de mieux que de remonter directement aux sources de tous ces travaux. La Bibliothèque nationale de France, par l'intermédiaire de son site Gallica, met à disposition de nombreux ouvrages écrits par les acteurs de ces trois siècles et demi de mesure de distances. Citons en particulier les ouvrages de Picard, Cassini I, II et II, Lacaille dont les illustrations égayent ces pages. Vous les retrouverez aisément à partir du formulaire de recherche de Gallica.

Sitographie :L'Observatoire de Paris est riche de ressources qu'il n'est pas forcément facile de retrouver. Les collections muséales de l'Observatoire sont accessibles via le portail COSMOS (COllections Scientifiques et Muséales de l’Observatoire de PariS) de la bibliothèque. Les documents numérisés (imprimés, manuscrits, iconographie…) et les expositions en ligne sont disponibles à partir du portail web bibnum. L'ensemble des collections de la bibliothèque de l'Observatoire de Paris peut également être consulté à partir du portail unique Télescope.En particulier, vous trouverez des expositions monographiques sur les grandes figures de l'Observatoire évoquées dans ces pages : l'abbé Jean Picard, Nicolas-Louis Lacaille, Philippe de La Hire, Jean-Dominique Cassini. Le site pour tout savoir sur le satellite Gaia.Des vidéos sur les jardins de Versailles ou les cartes des Cassini.Rien de mieux que de remonter directement aux sources de tous ces travaux. La Bibliothèque nationale de France, par l'intermédiaire de son site Gallica, met à disposition de nombreux ouvrages écrits par les acteurs de ces trois siècles et demi de mesure de distances. Citons en particulier les ouvrages de Picard, Casssini I, II et II, Lacaille dont les illustrations égayent ces pages. Vous les retrouverez aisément à partir du formulaire de recherche de Gallica.

module 2 : distances

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