astronomie (suite)

L’avènement de la radio-astronomie

Cette période débute avec l’introduction des méthodes de la radio-astronomie, c’est-à-dire de l’observation des astres sur des longueurs d’onde très différentes de celles de l’optique classique : longueurs d’onde centimétriques, décimétriques, métriques et même décamétriques. La difficulté vient alors de l’interprétation des résultats obtenus, qui se présentent simplement sous la forme d’un enregistrement graphique des intensités observées. Un exemple caractéristique est fourni par les observations faites sur le disque solaire : la densité électronique varie régulièrement, mais considérablement suivant la position de la couche réfléchissante à la surface du Soleil, et cette densité électronique définit la longueur d’onde du rayonnement émis. Comme on est maître de la longueur d’onde sur laquelle on reçoit, on peut différencier les couches du Soleil d’où provient le rayonnement reçu. Si l’on dispose d’un récepteur permettant de « balayer » les différentes longueurs d’onde possibles, on peut reconstituer le trajet d’une cause perturbatrice qui, en provenance du noyau central du Soleil, parcourt les couches concentriques. Les différentes sortes de rayonnement solaire et leurs perturbations, appelées « sursauts », ont pu être ainsi connues de façon très satisfaisante. D’autre part, les très grandes dimensions que l’on peut réaliser avec les radiotélescopes (jusqu’à 75 m de diamètre) et l’emploi d’observations interférométriques (alignement de très nombreux radiotélescopes de moyennes dimensions) ont permis d’améliorer considérablement le pouvoir séparateur de ces instruments, qui est en principe inversement proportionnel à la longueur d’onde observée. Pour certaines observations, on a même pu associer deux radiotélescopes situés à plus de 100 km l’un de l’autre.

Le proche avenir

Celui-ci s’inscrit avec les observations astronomiques faites en dehors des limites de l’atmosphère terrestre, dans des observatoires orbitaux permanents. En effet, le plus gros obstacle dans ce domaine est l’absorption atmosphérique, absorption globale et absorption sélective (avec modification des longueurs d’onde). De même, il faudra éliminer l’absorption galactique qui est loin d’être négligeable.

Astrométrie

C’est la partie de l’astronomie qui étudie les astres et leurs mouvements (plus particulièrement leurs mouvements apparents), c’est-à-dire les variations de leurs coordonnées, dans des systèmes étroitement rattachés aux données des points d’observation terrestres.

L’outil mathématique le plus fréquemment utilisé est la trigonométrie sphérique, qui ne fait intervenir que de manière exceptionnelle les distances des astres, utilisant seulement leurs projections sur une sphère de rayon indéterminé, ainsi que leurs mouvements, dans différents systèmes de coordonnées (un système de coordonnées est défini par un plan de référence, une direction prise dans ce plan, un sens positif de rotation pour cette direction et l’arc polaire correspondant à ce plan).

• L’astronomie de position a pour objet de déterminer les coordonnées des étoiles sur la sphère céleste à partir d’observatoires terrestres de positions connues. Par une application caractéristique de la méthode des approximations successives, on peut également déterminer les coordonnées géographiques de points terrestres non connus, en partant d’observations faites sur un certain nombre d’étoiles dont les coordonnées célestes ont été déterminées par des observations antérieures : c’est le problème de la navigation astronomique et de l’astronomie géodésique.

• La détermination d’un temps astronomique uniforme, ainsi que sa diffusion aussi large que possible sur tous les points du globe terrestre, est un problème essentiel de l’astrométrie. Cette diffusion s’effectue de nos jours par voies radiotélégraphiques. La conservation du temps ainsi diffusé pendant un temps plus ou moins long est assurée par des horloges astronomiques, dont les modèles les plus récents sont constitués par des horloges atomiques.

L’étude des diverses variations dans la valeur des coordonnées apparentes des étoiles permet de préciser un certain nombre de phénomènes importants. Ce sont :
— la réfraction, qui est introduite par l’atmosphère terrestre ;
— les aberrations de la lumière, qui sont introduites par les déplacements dans l’espace de l’observateur terrestre ;
— les phénomènes de précession et de nutation (ce dernier étant particulièrement complexe), qui correspondent aux déplacements dans l’espace des plans fondamentaux ;
— les phénomènes de parallaxes stellaires (toujours inférieurs à une seconde), dus au fait que les dimensions de l’orbite terrestre ne sont pas absolument négligeables par rapport aux distances des étoiles les plus proches.

• L’étude des astres du système solaire (notamment des planètes) permet de préciser les lois de la mécanique céleste, dont la connaissance a atteint de nos jours un très haut degré de perfection. Les données actuelles ne permettent plus d’ignorer les théories de la relativité générale, qui ne considère la loi de l’attraction universelle de Newton que comme une loi de première approximation.

• Les masses d’un nombre élevé d’étoiles se trouvent déterminées lorsque ces étoiles appartiennent à un système d’étoiles doubles (ou multiples). Cette détermination s’effectue grâce à l’étude des mouvements orbitaux de ces étoiles par rapport à leur centre commun de masses.

• L’étude des éléments d’une rotation galactique a été rendue possible par la détermination des distances d’un nombre de plus en plus élevé d’étoiles.

Astrophysique

Les découvertes et les progrès de la physique contemporaine ont permis de remarquables progrès dans notre connaissance de l’Univers. Les principales données utilisées concernent : l’emploi généralisé de la photographie ; l’analyse spectrale des étoiles ; la photométrie stellaire ; la radio-astronomie.