L’astronomie comme vous ne l’avez jamais vue - Emmanuel Beaudoin

EMMANUEL BEAUDOIN
ILLUSTRÉ PAR EMMANUEL DELORT
L’ASTRONOMIE
COMME VOUS NE L’AVEZ
JAMAIS VUE
Nouvelle édition actualisée

SOMMAIRE
Avant-propos 4
1. NOTRE PLACE DANS L’UNIVERS 7
Naissance et évolution de l’Univers 8
Les échelles de taille 10
Les grandes structures 12
Notre galaxie, la Voie lactée 14
Le Système solaire 16
Le système Terre/Lune 18
2. PREMIERS PAS À L’ŒIL NU 21
Le manège Terre 22
Comprendre l’alternance des saisons 24
Observer le ciel au rythme des saisons 26
Ne pas perdre le Nord 28
Les constellations, fruits de notre imaginaire 30
Les phases de la Lune 32
La Lune, reine de nos nuits 34
Les planètes, ces astres errants 36
Les coordonnées célestes 38
Le ciel dans l’hémisphère sud 40
Traquer les satellites artificiels 42
Photographier le ciel sans télescope 44
3. PREMIERS PAS AVEC UN TÉLESCOPE 47
Que voir dans un instrument d’observation ? 48
Choisir et utiliser des jumelles 50
Choisir un télescope 52
Aligner les miroirs de son télescope 54
Dompter sa monture 56
Préparer une observation 58
Pointer les astres sans embûche 60
Observer comme un pro 62
Observer comme un pro II 64
Observer en France 66
Les grands observatoires mondiaux 68
Photographier les planètes 70
Photographier le ciel profond 72
2

4. À LA DÉCOUVERTE DU SYSTÈME SOLAIRE 75
Dans l’atmosphère de la Terre 76
Le Soleil, notre étoile 78
Zoom sur la Lune 82
Les éclipses 86
Mercure, sous les feux du Soleil 88
Vénus, la fournaise 92
Mars, la planète rouillée 96
Jupiter, le règne des nuages 100
Saturne et ses anneaux 104
Uranus et Neptune, aux confins du Système solaire 108
Les astéroïdes, cailloux du Système solaire 112
Les comètes, ces voyageuses venues du froid 116
5. LE MONDE DES ÉTOILES 121
À quelle distance sont les étoiles ? 122
La vie des étoiles 126
Les couples stellaires 130
Le clin d’oeil des étoiles variables 134
Les nébuleuses, pouponnières d’étoiles 138
Dans la fourmilière des amas d’étoiles 142
Quand les étoiles se meurent 146
6. EN ROUTE VERS LES AUTRES GALAXIES 151
La Voie lactée, notre ville d’étoiles 152
Notre grande voisine Andromède 156
Des galaxies de toutes formes 160
Les collisions galactiques 164
L’amas de galaxies de la Vierge 168
Aux confins de l’Univers 172
7. CARTES CÉLESTES 177
Carte de la Lune 178
Carte du ciel de printemps 180
Carte du ciel d’été 182
Carte du ciel d’automne 184
Carte du ciel d’hiver 186
Bibliographie 188
Index 189
Crédits iconographiques 192
3

AVANT-PROPOS
Quelle mouche nous a piqués de vouloir montrer l’astronomie comme on ne l’a jamais
vue ? L’astronomie, cette science qui donne pourtant déjà tant à lire et à voir !
L’accent particulier mis sur les aspects insolites de l’Univers n’est sans doute pas étranger
à cette ambition. Ici, c’est l’eau liquide, détectée en grande quantité sous un pôle de
Mars. Là, c’est un petit satellite qui allume d’immenses aurores boréales sur Jupiter, à
la seule force de ses volcans. Vous voulez vous étonner ? Voyez à quoi ressemblait notre
galaxie quand elle était beaucoup plus jeune. Vous voulez frissonner ? Découvrez comment
elle va finir percutée par une autre plus grande qu’elle. Vous pensez tout savoir ?
Essayez de faire un sans-faute à tous les quiz proposés à travers le livre !
Ce guide est aussi – pour ne pas dire surtout – un guide visuel. Voyez comment les
coordonnées célestes se superposent au ciel en mouvement ou de quelle manière
les éclipses sont illustrées en un seul grand schéma. Plongez dans le mécanisme du
crépuscule ou des phases de la Lune quasiment en trois dimensions. Les clichés enfin,
des orages de Jupiter par la sonde Juno au selfie du rover Curiosity en pleine tempête
martienne, ne manqueront pas de vous captiver.
Ce guide visuel a pour vocation de vous inciter à passer à l’action et à observer vousmême
le ciel, à l’œil nu, aux jumelles ou même dans un télescope. Nous vous donnons
tous les conseils pour choisir votre matériel, l’utiliser sans peine et regarder les objets
Comment utiliser ce livre ?
Les nombreux schémas de cet ouvrage illustrent de façon simple les différents
astres et phénomènes astronomiques tandis que les textes mettent l’accent sur leurs
facettes les plus remarquables. Dans les chapitres 4 à 6 chaque astre est décrit en
deux doubles pages. La première renseigne sur ses caractéristiques et la seconde
synthétise ce qu’il y a de plus intéressant à observer à l’œil nu, aux jumelles ou au
Diamètre Distance au Soleil Jour Année
Œil nu
Jumelles
Télescope
4

ou les phénomènes les plus spectaculaires. Là encore, vous risquez d’être surpris. Une
fois tous les préparatifs effectués, vous allez vous retrouver pour la première fois dans
un cockpit d’observation, avec toutes les informations sous les yeux – date de visibilité,
grossissement, filtre éventuel – et l’astre en plein hublot !
C’est sûr, l’astronomie comme cela, pour les grands et petits, on ne l’avait jamais vue !
Remerciements
Nous remercions vivement Anne Pompon d’avoir porté ce projet jusqu’à son aboutissement,
ainsi que pour son enthousiasme et ses conseils avisés. Nous remercions
également Sarah Forveille pour son implication, David Fossé pour la relecture de
cette nouvelle édition, ainsi qu’Hervé Dole pour ses précieux conseils sur la doublepage
« Naissance et évolution de l’Univers ». Nous remercions chaleureusement les
photographes qui ont contribué à l’illustration de cet ouvrage, notamment le groupe
d’Atacama Photographic Observatory pour leurs nombreuses images, ainsi que Fabien
Chéreau pour son extraordinaire logiciel Stellarium, sur lequel sont basées les cartes
du ciel de ce livre. Nous remercions enfin Franck Seguin pour sa participation aux
recherches iconographiques.
téle scope. Un tableau de bord d’observation permet de visualiser d’un seul coup d’œil
le lieu d’observation de l’astre (ville ou campagne), la meilleure période de visibilité, le
grossissement idéal et les éventuels filtres à utiliser. Le chapitre 7 regroupe les cartes
utiles à l’observateur : une carte de la Lune et quatre cartes qui couvrent la portion de
la voûte céleste la plus intéressante à observer pour chaque saison.
Le coin des pros
Galaxie Amas ouvert Nébuleuse
Amas globulaire
Bon à savoir…
5

CHAPITRE 1
NOTRE PLACE
DANS L’UNIVERS
Si l’on commençait par planter le
décor ? Visualiser l’évolution de l’Univers
en une frise par exemple, ou
plonger dans les amas de galaxies
avant de voir de plus près à quoi ressemble
la nôtre. Embrasser le Système
solaire d’un seul coup d’œil
et finir blotti contre notre planète
bleue. Si l’on resituait, en somme,
notre place dans l’Univers.

Naissance et évolution de l’Univers
La vie de l’Univers, c’est
un roman de 13,8 milliards d’années ponctué de rebondissements. Ce sont des évènements
qui se bousculent dans les premiers instants. C’est aussi un avenir incertain
qui, dans tous les cas, nous dit que rien n’est éternel.
Big Bang
Lorsque l’on passe le film de l’éloignement des
galaxies à l’envers, on aboutit à un Univers
extraordinairement dense et chaud. On ne sait
pas si cet état constitue l’instant initial, mais on
a la preuve irréfutable de son existence grâce au
rayonnement fossile.
Temps de Planck
En dessous de ce temps extrêmement petit, on ne
sait plus rien : les notions de taille et de température
ne sont plus palpables, les lois de la physique
restent à découvrir. Ce temps est comme un mur
contre lequel se heurtent les théories : on parle de
« mur de Planck ».
Rayonnement fossile
Le rayonnement fossile, ou fond diffus cosmologique,
est la première image que l’on ait de l’Univers,
lorsqu’il est soudain devenu transparent.
Dans ce flot de lumière et de chaleur – la température
était encore de 3 000 degrés Celsius – les
astronomes ont observé de légères fluctuations qui
sont les galaxies en devenir. La meilleure image du
rayonnement fossile a été réalisée avec le satellite
européen Planck en 2013 (image ci-dessous).
BIG BANG
10 -43 s :
temps
de Planck
10 -36 s :
inflation
10 -9 s :
les 4 forces
de la nature
sont séparées
10 -6 s :
premiers
protons
et neutrons
3 min :
nucléosynthèse
primordiale
380 000 ans :
les électrons s’unissent
aux protons, l’Univers
devient transparent
Âges
sombres
8
Inflation
L’Univers passe de la taille d’un proton à celle
d’un terrain de tennis entre 10 -36 et 10 -32 s. Cette
dilatation brutale amplifie les infimes fluctuations
quantiques déjà présentes, qui engendreront la
structure de l’Univers.
Nucléosynthèse primordiale
Entre 3 et 20 minutes après le Big Bang, avant que l’Univers
ne devienne trop froid, protons et neutrons s’associent pour
former de l’hélium, ainsi que quelques traces de béryllium
et de lithium. Tout l’hydrogène et l’hélium de l’Univers
actuel – 98 % de la matière ordinaire tout de même ! – ont
été synthétisés durant ces premières minutes.
Âges sombres de l’Univers
380 000 ans après sa naissance, l’Univers
est capable de laisser passer la
lumière… Sauf qu’il se refroidit rapidement
et que pendant plusieurs centaines
de millions d’années, la matière
n’est pas assez condensée : aucune
étoile ne s’allume, aucun objet ne brille
dans l’Univers !

La physique des particules
à l’aide des astrophysiciens
Pour tenter d’observer ce qu’il se passe dans l’Univers primordial,
on essaye de recréer ses conditions dans les accélérateurs
de particules. Dans le plus puissant d’entre eux,
le LHC – ou grand collisionneur de hadrons – une seule
et unique particule peut acquérir autant d’énergie qu’un
moustique en vol. Il y a encore du travail, puisque pour
approcher le mur de Planck, il faudrait que cette énergie
atteigne celle d’un TGV à pleine vitesse…
300 millions
d’années :
premières étoiles
et galaxies
Ages
sombres
de
l’Univers
9 milliards
d’années :
naissance du
Système solaire
10 milliards
d’années :
premiers êtres
vivants sur Terre
Einstein et l’expansion de l’Univers
13,8 milliards
d’années :
Présent
Avant que les astronomes n’observent
la fuite des galaxies, la
théorie de la relativité générale
prévoyait déjà un Univers
en expansion… Sauf qu’Einstein
était tellement persuadé
d’un Univers stationnaire qu’il
ajouta une constante cosmologique
à ses équations, contrebalançant
cette expansion. Ce fut, d’après ses propres mots,
la plus grande erreur de sa vie.
Futur
20 à 30 milliards d’années
Big Rip
La mystérieuse énergie noire,
responsable de l’accélération
de l’expansion de l’Univers,
prend le dessus sur toutes les
autres forces et détruit rapidement
l’Univers. Elle désintègre
les galaxies, puis les étoiles et
les planètes et finalement les
atomes eux-mêmes. Ce scénario
demeure spéculatif : il n’est pas
sûr, notamment, que la force de
gravitation s’en laisse aussi facilement
conter.
1 000 milliards d’années
Big Freeze
L’expansion de l’Univers se
poursuit indéfiniment, tout en
accélérant. D’ici quelque mille
milliards d’années, les dernières
étoiles finissent de s’éteindre,
dans des galaxies hors de vue
les unes des autres tellement
elles se sont éloignées. Plus
une lueur ne brille dans le ciel
des planètes survivantes de
ce lointain futur. L’Univers est
devenu noir et froid, sans pour
autant disparaître : c’est le Big
Freeze, ou Big Chill (le « Grand
Froid »). Dans l’état actuel de
nos connaissances, ce scenario
est nettement plus probable que
celui du Big Rip… Nous voilà
rassurés !
9

Les échelles de taille
À travers quelques astres choisis, voici un
zoom progressif qui laisse entrevoir la diversité des grandeurs dans l’Univers... et
permet peut-être même de saisir en partie son immensité.
Les objets célestes ont des dimensions
très variées. L’Univers et les galaxies
qui le constituent, sont si vastes que leur
taille n’est pas exprimée en kilomètres,
mais en années-lumière. Une annéelumière
(AL) est la distance parcourue
par la lumière en un an : elle vaut près de
dix mille milliards de kilomètres. Certains
astres sont bien plus petits qu’on pourrait
le penser : le diamètre d’une étoile
à neutrons est le même que celui
de la ville de Paris.
50 milliards d’AL
Univers observable
100 millions d’AL
superamas de galaxies
1,4 million de km
Soleil, étoile ordinaire
1,6 milliard de km
Betelgeuse, grosse étoile
30 milliards de km
Système solaire
380 000 km
distance Terre/Lune
140 000 km
Jupiter, planète géante
12 740 km
Terre, planète tellurique
10

10 millions d’AL
Groupe Local
100 000 AL
Voie lactée : notre galaxie
14 000 AL
Grand nuage de Magellan
3 AL anneau de la Lyre,
vestige d’étoile
24 AL nébuleuse d’Orion,
nuage de gaz
100 AL dentelles du Cygne, vestige
de supernova
900 km
Cérès, astéroïde
30 km
noyau de Hale-Bopp, comète
10 km pulsar du Crabe,
étoile à neutrons
11

Les grandes structures
Il y a encore un siècle, la taille et la structure
de l’Univers nous échappaient complètement. Tout juste venions-nous de comprendre
que celui-ci ne se résumait pas à la Voie lactée. Depuis, notre compréhension
de l’Univers à très grande échelle n’a cessé de croître.
L’Univers à grande échelle ressemble
un peu à une toile d’araignée
: les galaxies n’y sont pas
réparties de façon uniforme,
mais se concentrent le long d’immenses
filaments. Ces derniers
se rejoignent en des régions
denses et lumineuses qui
sont les amas de galaxies. De
grandes zones de vide séparent
les filaments et les amas de
galaxies. L’Univers serait dominé
par une énergie inconnue, appelée
« énergie noire », et par de la
matière invisible. Comme quoi,
il nous reste encore beaucoup
à comprendre.
Laniakea, notre continent
dans l’Univers
En 2014, les astronomes ont découvert
que notre galaxie, la Voie lactée, fait
partie d’un gigantesque superamas de
galaxies qui s’étend sur 500 millions d’années-lumière.
Ils ont appelé cette portion
d’Univers « Laniakea », qui signifie « horizon
céleste immense » en hawaïen. Si l’on
réduisait notre galaxie à une ville d’étoiles,
Laniakea serait un continent, peuplé
de 100 000 autres villes (des galaxies
grosses au moins comme la nôtre) et
d’un million de villages plus petits
(les galaxies naines).
La composition de l’Univers :
Matière
ordinaire
5 %
Matière noire
25 %
Trace
des autres
éléments
Azote
0,1 %
Carbone
0,5 %
Oxygène
1 %
Hélium
24 %
12
Énergie noire
70 %
Hydrogène
74 %
Laniakea
notre
galaxie

Zoom vers notre Galaxie
Lorsque l’on met le cap vers notre Voie
lactée depuis les confins de Laniakea,
on pénètre d’abord dans un ensemble
de galaxies bien délimité : le superamas
de la Vierge. Cette structure – représentée
dans le cylindre en 3D ci-dessous –
regroupe quelques 10 000 galaxies. En
continuant le plongeon vers notre Galaxie,
nous entrons finalement dans un minuscule
groupe de galaxies de seulement 10
millions d’années-lumière de diamètre :
le Groupe local. Deux galaxies dominent
ce petit amas : la galaxie d’Andromède et
notre propre Voie lactée.
Ce que nous apprennent
les simulations
Pour simuler l’Univers, prenez beaucoup
d’énergie noire, un peu de matière noire,
saupoudrez d’un brin de matière visible
et laissez les plus puissants ordinateurs
malaxer tout cela pendant des jours.
Regardez alors l’aspect des galaxies et
amas de galaxies ainsi obtenues. La meilleure
recette, qui nous renseigne sur la
composition de l’Univers, est tout bonnement
celle qui fournit les simulations les
plus proches des observations… voyez
plutôt le fond vertigineux de cette double
page.
En toile de fond, la distribution
de près de 20 millions de galaxies,
obtenue avec la simulation
« Millenium », l’une des plus
complètes et précises jamais
effectuées par les scientifiques.
Quizz • À combien estime-t-on le nombre total de galaxies dans l’Univers ?
Les astronomes avancent le chiffre de 2 000 milliards. Seules 10 % d’entre elles seraient actuellement observables.
13

Notre galaxie, la Voie lactée
C’est l’endroit où nous habitons
dans l’Univers, une immense ville d'étoiles et de lumière, dominée par un trou noir
et dans laquelle, si cette ville avait la taille de New York, le Système solaire ne serait
pas plus grand qu'une tête d'épingle.
75 000 AL
0°
Âge de notre galaxie :
13,2 milliards d'années
60 000 AL
Âge du premier humain :
7 millions d'années
Orbite du Soleil
Diamètre : 100 000 AL
30°
45 000 AL
Nombre d’étoiles : 200 milliards,
26 × la population mondiale
Masse d’étoiles : 50 milliards
de masses solaires
60°
BRAS DU SAGITTAIRE
BRAS 3KPC ÉLOIGNÉ
BRAS 3KPC PROCHE
BRAS DE LA RÈGLE
SOLEIL
90°
BRAS EXTÉRIEUR
B R A S D E
B RAS D’ORION
P E R S É E
Composition de la matière visible
120°
15 000 AL
Poussières
1 %
Gaz
10-15 %
Étoiles
85-90 %
150°
30 000 AL
14
180°

Un trou noir en guise de centre
Le trou noir au cœur de notre Galaxie aurait une masse équivalente
à 4 millions de fois celle du Soleil et tiendrait dans
un espace inférieur à la taille du Système solaire. Il existerait
de tels monstres cosmiques au centre de la plupart
des grandes galaxies.
330°
Des limites diffuses
Les limites de notre Galaxie sont moins nettes que l’on peut
le penser. En particulier, elle est enveloppée de gaz ténu qui
s’étend très loin autour du disque spiral. Les astronomes ont
ainsi remarqué tout autour de la Voie lactée de faibles nuages
appelés « cirrus galactiques ».
BRAS ÉCU-CENTAURE
BRAS DE CARÈNE-SAGITTAIRE
300°
Le centre de l'Univers ?
Au début du xx e siècle, Harlow Shapley a eu l’idée de mesurer
la distance des amas globulaires concentrés tout autour
du centre galactique invisible, pour en déterminer la distance.
Avec une valeur de 26 000 années-lumière, notre
galaxie a soudain pris toute sa dimension, en même temps
que nous avons définitivement perdu notre place centrale
dans l’Univers.
NOUVEAU BRAS EXTÉRIEUR
240°
270°
La course folle du Soleil
dans la Voie lactée
Notre Soleil tourne autour du centre de
la Voie lactée à la vitesse de 250 kilomètres
par seconde. Même à ce rythme,
il ne lui faut pas moins de 200 millions d’années pour boucler
un seul tour. La vitesse des étoiles ne décroît guère quand
on s’éloigne du centre, ce qui suggère que notre Galaxie est
principalement mue par une masse invisible : la matière noire.
Quizz • Savez-vous où se cache la doyenne des étoiles de la Voie lactée ?
210°
La plus vieille étoile connue – HD 140283 – est à rechercher dans la constellation de la Balance. Située à 190 années-lumière, elle
est l’une des premières à s’être allumée dans l’Univers. On la surnomme « l’étoile-Mathusalem ».
15

Le Système solaire
C’est un endroit comme il pourrait y en avoir des
milliards dans la Voie lactée : quelques planètes, blotties à la chaleur d’une étoile
ordinaire, le Soleil. Est-il le seul système stellaire à abriter la vie ?
MERCURE 1
4 879 km
57,6 millions de km
58,6 jours terrestres
87,9 jours terrestres
MARS 4
6 794 km
227,9 millions de km
24 h 36 min
686,9 jours terrestres
Ceinture d’astéroïdes
1 2 3 4 5 6
Soleil
1 392 684 km
VÉNUS 2
12100 km
108,2 millions de km
243 jours terrestres
JUPITER 5
142 984 km
778,4 millions de km
9 h 55 min
224,7 jours terrestres
11,8 ans
TERRE3
SATURNE6
Ceinture d’astéroïdes
‎12 742 km
120 540 km
300 à 600 millions de km
149,6 millions de km
1,4 milliard de km
24 heures
10 h 39 min
365 jours
29,4 ans
16

URANUS 7
51 118 km
Les petites planètes
Tous les astres en orbite autour du Soleil et assez gros pour
être ronds peuvent prétendre au titre de planète, à la condition
expresse d’avoir fait le ménage sur leur orbite. Dans
le cas contraire, les astronomes parlent de planètes naines.
La plus proche de nous est Cérès, seul corps de la ceinture
d'astéroïdes qui soit sphérique. Les deux plus grosses
connues à ce jour sont Éris et Pluton.
2,9 milliards de km
17 h 14 min
84 ans
PLUTON
2 370 km
ÉRIS
2 325 km
5,9 milliards de km
10,1 milliards de km
6,4 jours terrestres
1,1 jour terrestre
247,7 ans
556,4 ans
7 8
Ceinture de Kuiper
Nuage de Oort
NEPTUNE8
49500 km
4,5 milliards de km
16 h 06 min
164 ans
Le nuage de Oort
Le nuage de Oort est une immense sphère remplie de
milliards de petits corps glacés, soumis à l’influence gravitationnelle
du Soleil. Elle s’étend jusqu’à près d’une
année-lumière, soit des milliers de fois la distance de
Neptune au Soleil. La grande majorité des comètes que
nous observons proviennent du nuage de Oort.
Ceinture de kuiper
4,5 à 9 milliards de km
Kepler et le mouvement des planètes
Au début du xvii e siècle, Kepler comprit précisément le mouvement
des planètes autour du Soleil et énonça ses trois lois,
encore utilisées aujourd’hui pour lancer des sondes dans le
Système solaire. Il stipule que les orbites des planètes sont
elliptiques, que ces dernières vont plus lentement quand
elles sont loin du Soleil et que leur période de révolution
augmente alors également. Il avait raison, comme vous pouvez
le vérifier avec les données de notre illustration !
17

Le système Terre-Lune
Parce que la Lune tourne autour de la Terre
sans pouvoir s’échapper, parce qu’en retour notre satellite soulève nos océans et
nos continents, le système Terre-Lune illustre de façon stupéfiante la puissance
de la gravitation.
Lune et Soleil à angle droit
(quadrature) :
marées de mortes-eaux
Lune et Soleil alignés
(conjonction) :
marées de vives-eaux
L’influence de la Lune
sur la Terre
Rien de tel que de regarder monter les
vagues au bord de l’océan un jour de
grande marée pour se rendre compte
de la force d’attraction entre la Terre et
la Lune ! La croûte terrestre se soulève
elle aussi – d’une quarantaine de centimètres
– au passage de notre satellite.
En revanche, puisque la gravitation est
proportionnelle aux masses mises en
jeu, la Lune ne peut avoir d’action sur la
pousse des plantes… qu’on le dise aux
jardiniers ! En outre, la Lune stabilise la
Terre et l’empêche de basculer sur son
axe… en même temps qu’elle ralentit
inexorablement sa rotation.
Terre
Satellites géostationnaires
18

L’influence de la Terre
sur la Lune
Lune et Soleil alignés
(opposition) :
marées de vives-eaux
La Terre ne s’est pas contentée de retenir
la Lune après sa naissance, elle l’a
contrainte à lui montrer toujours la même
face en lui faisant adopter une période de
rotation identique à sa période de révolution.
Après plus de 4 milliards d’années
d’existence, ce système Terre-Lune n’a
toutefois pas encore atteint son point
d’équilibre : notre satellite recule ainsi
de près de 4 centimètres par an sur son
orbite. Bien entendu, la Lune ne pourra
jamais s’échapper pour autant du champ
d’attraction terrestre.
Lune et Soleil
à angle droit
(quadrature) :
marées de
mortes-eaux
Le seul voyage
loin de la Terre
fait par l’humain
Quatre jours seulement pour
parcourir 380 000 kilomètres et
atteindre la Lune. Et au bout du
voyage, le plus périlleux jamais
réalisé, le privilège pour quelques
humains de fouler un sol autre que
celui de leur planète. C’était le 21
juillet 1969 pour la première fois,
il y a 50 ans déjà. La prochaine
étape sera peut-être Mars, quelque
trois cents fois plus éloignée que
la Lune...
Le Soleil est bien plus lourd que la Lune mais beaucoup plus éloigné, si bien
que son influence sur les marées est deux fois plus faible.
12 000 km
Lune
19

CHAPITRE 2
PREMIERS PAS
À L’ŒIL NU
C’est à peine croyable, tout ce qu’il est
possible de voir au-dessus de nos têtes,
juste avec les yeux. De voir mais aussi
de comprendre. Les astronomes n’ont
pas attendu l’invention du télescope
pour saisir les rouages du ciel, de l’alternance
des saisons au mouvement
complexe des planètes. Vous non plus,
n’attendez pas pour faire vos premiers
pas à l’œil nu.

0°
Le manège Terre
Comme tout astre dans l’Univers, notre planète est en
rotation sur elle-même. Le Soleil la journée, les étoiles la nuit, sont les figurants de
cet étourdissant manège qui dure depuis la nuit des temps.
0° Perpendiculaire à l’orbite
0° Perpendiculaire à l’orbite
Jour, nuit… jour, nuit…
La conséquence la plus immanquable de la rotation
de la Terre est l’alternance du jour et de la
nuit, lorsque le Soleil se trouve respectivement
au-dessus et en-dessous de l’horizon. La Terre
tournant sur elle-même d’ouest en est, l’astre du
jour se lève à l’est et se couche à l’ouest. Comme
n’importe quelle étoile dans le ciel en somme.
Obliquité
23,5°
Pôle Nord céleste
Constater la vitesse
de rotation de la Terre
Le meilleur moyen de se rendre compte à quel
point la Terre tourne vite est de regarder avec
quelle rapidité le Soleil se couche, ou bien la pleine
lune surgit à l’horizon. C’est que, mine de rien,
nous sommes entrainés à plus de 1 500 kilomètres
à l’heure par la rotation de la Terre.
Plan de l’écliptique 0°
Nuit
Équateur céleste 23,5°
Équateur
Crépuscule
Entre chien et loup
L’atmosphère de la Terre diffuse les rayons du
Soleil. Grâce à ce phénomène, non seulement le
ciel est bleu la journée, mais, de plus, la nuit ne
s’installe que progressivement une fois le Soleil
couché. Cette période est le crépuscule (ou l’aurore
le matin). Il faut que le Soleil soit à plus de 18°
sous l’horizon pour que la nuit soit parfaitement
noire. Dans l’espace, les astronautes passent sans
transition du jour à la nuit, et vice versa.
18°
Crépuscule astronomique
12°
Crépuscule nautique
6°
Crépuscule civil
22

La grande ronde des astres
Du fait de la rotation de la Terre, aussi bien les étoiles que le Soleil,
les planètes et la Lune tournent d’est en ouest autour des pôles
célestes, seuls points de la voûte céleste où les astres sont immobiles.
Le pôle nord céleste est marqué par l’étoile polaire. Si vous
possédez un appareil photo, songez qu’une photographie à longue
pose dévoilera magnifiquement le mouvement apparent des étoiles.
Culmination du Soleil
Jour
La preuve par le pendule
Pôle Sud céleste
Pourquoi ne ressentons-nous aucune vitesse, pourquoi une
pierre lancée du haut d’une tour tombe-t-elle toujours exactement
à son pied, si la Terre
tourne si vite ? Pour ceux
qui ne croient que ce qu’ils
voient, la preuve irréfutable
de la rotation de la Terre s’est
fait attendre jusqu’en 1851.
Cette année-là Léon Foucault
montra qu’un pendule oscillant
tournait autour de son
point d’ancrage. Cela n’a lieu
d’être… que si la Terre tourne
sur elle-même !
Principe du pendule
de Foucault
1
Mouvement apparent du pendule
2
Oscillation
du pendule
3
4
5 h
23

Comprendre l’alternance des saisons
La magie de l’alternance
des saisons, nous la devons à l’inclinaison de l’axe de rotation de la Terre.
Grâce à elle, l’éclairement des hémisphères terrestres change à mesure que notre
planète parcourt son orbite.
Une année, c’est compliqué
Notre planète boucle un tour complet autour du Soleil en
quelques 365 jours un quart. Puisque nous ne pouvons pas
couper une journée en quatre, nous arrondissons l’année à
365 jours et, tous les quatre ans, lui ajoutons un jour, lors
d’une année bissextile. Ce n’est pas tout, car si l’on veut
que le printemps commence toujours vers le 20 mars malgré
le mouvement de toupie de la Terre (voir ci-après), il
faut raccourcir très légèrement le rythme des années. Pour
cela, une année de début de siècle sur quatre n’est pas
bissextile : les années 1900, 2100, 2200 et 2300 sont communes,
alors que 2000 a été bissextile. Pas simple le calendrier
grégorien !
AUTOMNE
Équinoxe
d’automne
Solstice
d’hiver
Notre planète fait la toupie
Dès l’Antiquité, Hipparque (190-120
avant J.-C.), remarqua que la position
des étoiles changeait lentement
dans le ciel : c’est la précession des
équinoxes. Ce phénomène vient du
fait que la Terre fait la toupie – un
tour en 26 000 ans – si bien que son
axe de rotation change de direction
au fil des siècles. De nos jours, cet
axe pointe vers l’étoile polaire. Mais
au temps d’Hipparque, il n’y avait
aucune étoile brillante pour indiquer
le pôle nord. Et dans 12 000 ans, c’est
l’étoile Véga de la Lyre qui fera office
d’étoile polaire, tandis qu’Orion trônera
dans le ciel d’été. Étourdissant!
Périhélie
distance au Soleil
la plus courte
147 millions de km
HIVER
Équinoxe
de printemps
24

N
N-O
Pôle Nord céleste
N-E
E
O
S-O
ÉTÉ
S-E
Zénith
S
Aphélie
distance au Soleil
la plus longue
Solstice
d’été
Équinoxes
Solstice
d’hiver
La révolution copernicienne
En 1514, Nicolas Copernic (1473-1543) remit au
goût du jour la théorie d’un système dans lequel
tous les astres, Terre comprise, tourneraient
autour du Soleil, à l’exception de la Lune qui tournerait
autour de la Terre. Manifestement intimidé
par l’accueil que pourraient lui réserver aussi bien
l’Église que ses confrères, il ne publia ce Système
solaire qu’aux derniers temps de sa vie, dans son
ouvrage Des révolutions des sphères célestes.
Cette œuvre n’eut pas un retentissement immédiat.
Cependant, un demi-siècle plus tard, la mise en
équation du mouvement des planètes par Kepler
ainsi que leur observation à la lunette astronomique
par Galilée firent triompher le modèle de
Copernic. Les saisons s’expliquent tout naturellement
par le mouvement autour du Soleil de la
Terre, penchée sur son axe.
152 millions de km
Solstice
d’été
PRINTEMPS
Quizz • Les quatre saisons qui rythment une année ont-elles exactement la même durée ?
Non, la plus longue, l’été, dure 4 jours et demi de plus que la plus courte, l’hiver. Cette différence est liée à l’orbite elliptique de la
Terre : notre planète est au plus loin du Soleil en été, et va alors plus lentement.
25

Observer le ciel au rythme des saisons
Selon la position
de notre planète autour du Soleil, nous regardons vers des régions différentes de
notre Galaxie lorsqu’il fait nuit. C’est pour cela que nous observons un ciel étoilé
différent selon les saisons.
Une durée du jour élastique
À cause de la différence de hauteur du Soleil dans
le ciel, la durée du jour varie considérablement
selon les saisons. Nos journées d’été durent près
de 16 heures, contre la moitié seulement en hiver.
L’effet est quasi-inexistant à l’équateur, mais il
devient extrême aux pôles, où il fait jour 6 mois
d’affilée en été puis nuit les 6 mois d’hiver.
Poissons
Verseau
Bélier
CIEL D’AUTOMNE
Taureau
Vierge
CIEL D’HIVER
Lion
Gémeaux
Cancer
Le ciel d’été en regardant vers le sud
Le ciel d’automne en regardant vers le sud
26

Quelle que soit la saison, il faut attendre la fin du
crépuscule pour distinguer parfaitement les étoiles,
mais aussi laisser les yeux s’habituer au moins
15 minutes à l’obscurité: interdiction pendant ce
temps de consulter son portable ! Par ailleurs, les faibles
galaxies et la Voie lactée ne sont visibles que loin de la
pollution lumineuse des villes, les nuits sans Lune.
Capricorne
Balance
CIEL D’ÉTÉ
CIELDE PRINTEMPS
Sagittaire
Scorpion
Un peu de calcul…
La Terre fait un tour sur elle-même en 23h56min04s et une
journée dure 24 heures, de façon à ce que le Soleil passe
toujours au sud à midi, malgré le déplacement de notre
planète sur son orbite. En conséquence, le ciel étoilé se
décale de nuit en nuit : n’importe quelle étoile passe au
sud – au méridien – 4 minutes plus tôt que la veille. En un
mois, cette avance s’élève à deux heures : les constellations
basculent inexorablement vers l’ouest et changent au fil
des saisons.
Qu’est-ce que l’analème ?
On considère que le Soleil est au sud
à midi toute l’année (en retirant une
heure à nos montres en hiver et deux en
été). Or, en y regardant de près, le Soleil
oscille autour de sa position moyenne
au cours de l’année, à cause de l’orbite
elliptique de la Terre. Sur les photos, il
décrit un chiffre 8 dans le ciel, appelé
« analème ». Ces variations entre le midi
« à la montre » et celui « au Soleil », qui
peuvent atteindre une vingtaine de
minutes, compliquent la lecture des
cadrans solaires.
Le ciel d’hiver en regardant vers le sud
Le ciel de printemps en regardant vers le sud
27

Ne pas perdre le Nord
Trouver l’étoile polaire, c’est être sûr de
regarder vers le Nord. Petit résumé de ce que sont les pôles célestes et de la façon
de trouver ce précieux jalon des astronomes qu’est l’étoile du Nord.
Depuis nos latitudes, nous observons
essentiellement l’hémisphère nord céleste.
L’équateur est représenté en rouge.
L’axe de la Terre jusqu’aux étoiles
Il existe dans le firmament deux points invisibles
très particuliers : les pôles célestes. Ils constituent
le prolongement, jusqu’à l’infini, de l’axe de la
Terre. Du fait de la rotation de notre planète, tous
les astres semblent tourner autour d’eux, à l’exception
de ceux situés sur l’équateur céleste, qui
vont en ligne droite dans le ciel. Pour les observateurs
de l’hémisphère boréal, c’est le pôle nord
céleste qui se trouve au-dessus de l’horizon. Savoir
le situer est très utile. D’une part, pour s’orienter,
sur Terre comme dans le ciel. D’autre part, pour
aligner les montures des télescopes.
28

Été
Automne
Printemps
Hiver
5 fois
5 fois
Trouvez le pôle avec la Grande Ourse
Les habitants de l’hémisphère boréal ont de la chance :
l’étoile polaire (Polaris en latin), surnommée poétiquement
« l’étoile du Nord », indique presque exactement le pôle
céleste. Cet astre n’est pas particulièrement lumineux mais
il est facile à trouver. Pour cela, il convient tout d’abord
de débusquer la Grande Casserole, toujours située vers le
nord mais tournée de façon différente au fil des saisons. On
arrive à l’étoile polaire en prolongeant cinq fois le segment
d’étoiles opposé au manche de la Casserole. Le faible écart
entre Polaris et le pôle nord céleste – moins de 1° – est pris
en compte dans les viseurs destinés au réglage précis des
montures de télescopes (p. 56).
Ces étoiles qui ne se couchent jamais
Toutes les étoiles ne se lèvent pas à l’est pour se coucher
à l’ouest. Celles situées près des pôles tournent sans fin
autour de ces derniers, car leur courte trajectoire ne les
amène jamais sous l’horizon : elles définissent les constellations
circumpolaires. Il est possible de suivre leur ronde
toute la nuit, toute l’année. Depuis nos latitudes, la Grande
Ourse et Cassiopée en sont les deux plus beaux exemples.
En Nouvelle Zélande, c’est la Croix du Sud qui est circumpolaire
autour du pôle sud céleste.
Identifiez les points cardinaux…
et plus encore
La ronde immuable des étoiles autour du pôle nord,
capturée au-dessus des menhirs de Carnac.
Le sud, le nord, l’est et l’ouest, sont les quatre points cardinaux.
Le plus simple pour les trouver est de se souvenir
que le Soleil passe au sud vers midi. Le nord se trouve dans
la direction opposée : une fois face au sud, il suffit de faire
demi-tour pour le trouver. La ligne imaginaire reliant le nord
au sud est le méridien. L’est et l’ouest correspondent aux
directions où, respectivement, le Soleil se lève et se couche.
Face au sud, le bras gauche levé indique l’est, le bras droit
l’ouest. Fini la gymnastique ! Enfin, pas tout à fait… si on
lève les yeux tout droit au-dessus de sa tête, on regarde le
zénith, le point le plus haut du ciel.
29

Les constellations, fruits de notre imaginaire
Les constellations ont été inventées par les humains. À partir de groupes d’étoiles
relativement brillantes et proches, ils ont imaginé des dieux, des animaux et des
objets… souvent bien difficilement reconnaissables !
Carte du ciel réalisée par l’astronome hollandais
Frederik de Wit en 1670.
L’héritage grec
La plupart des constellations que nous
connaissons dans l’hémisphère nord ont
été inventées par les Babyloniens et les
Grecs, plusieurs siècles avant notre ère
et se réfèrent à la mythologie. Celles de
l’hémisphère sud sont bien plus récentes,
elles datent de l’époque des explorateurs
et des navigateurs comme La Caille qui
a dénommé pas moins de 15 constellations.
Les changements de noms, ajouts
ou redécoupages ont été incessants
jusqu’à ce que l’UAI mette un terme à
cette frénésie en 1928, en définissant une
bonne fois pour toutes 88 constellations
et leurs limites.
La plus ancienne
représentation du ciel qui
nous soit parvenue, la carte
de Dunhuang (vii e siècle).
Le zoo du zodiaque
Les constellations traversées par le Soleil
et les planètes ont toujours eu une importance
particulière, aussi bien en astronomie
que pour les calendriers ou même
l’astrologie. On les trouve représentées
plusieurs siècles avant notre ère en
Mésopotamie. Laissant la part belle aux
animaux, elles ont été appelées « constellations
du zodiaque ».
Le ciel des Chinois
Le ciel des Chinois s’avère étonnamment
organisé et complexe, un peu comme un
grand État avec provinces, palais, empereurs
et concubines. Il en résulte pas
moins de 283 constellations, sans aucune
ressemblance avec les nôtres.
30

Sachez reconnaître au moins une constellation par saison
En hiver, sachez reconnaître Orion, avec ses trois
astres alignés au milieu d’un grand rectangle d’étoiles
étincelantes. Au printemps, identifiez le Lion et ses
principales étoiles qui dessinent un curieux fer à
repasser. En été, saisissez le Cygne, dont les astres
principaux forment la Croix du Nord. En automne enfin,
repérez Pégase avec son grand Carré.
Quizz • La plus petite constellation du ciel de par sa superficie a élu domicile dans le ciel austral.
De laquelle s’agit-il ?
Il s’agit de la belle Croix du Sud, invisible depuis nos latitudes. Notez que la plus grande constellation est l’Hydre, constituée d’étoiles
peu brillantes et assez difficiles à identifier.
31

Les phases de la Lune
La Lune nous montre toujours la même face,
mais le Soleil n’éclaire pas cette face de la même façon, selon la position de notre
satellite autour de notre planète : il en résulte les phases.
Premier quartier
Lune gibbeuse croissante
Pleine lune
Lune gibbeuse décroissante
Dernier quartier
Débusquez le plus fin croissant de Lune
Les phases de la Lune sont
l’un des spectacles du ciel les
plus faciles à voir à l’œil nu, mais
les choses se compliquent lorsqu’il
s’agit d’observer le plus fin
croissant lunaire. Ce défi peut
être relevé au crépuscule au
printemps, un jour seulement
après la nouvelle lune, ou bien à
l’aube à l’automne, un jour avant
la nouvelle lune. Le croissant
de Lune se trouve alors quasiment
à la verticale du Soleil et
ses petites cornes pointent vers
le haut telle une gondole vénitienne.
Des jumelles facilitent
cette observation, qui doit être
menée dans un ciel très pur.
32

Croissant du soir
Nouvelle lune
Croissant du matin
29,5 jours
Une révolution de la Lune autour de la Terre dure un peu plus de
27 jours. Mais à cause du mouvement du système Terre-Lune autour
du Soleil, l’ensemble des phases – une lunaison - se déroule sur une
durée de 29,5 jours : c’est le mois lunaire.
La lumière cendrée
La lumière cendrée est la faible
clarté émise par la partie de
la Lune plongée dans la nuit,
éclairée seulement par le clair
de Terre. Lorsque la Lune est
en croissant, il est aisé de distinguer
la lumière cendrée à
l’œil nu, durant le crépuscule.
Puisque cette lueur est de la
lumière du Soleil reflétée d’abord
par la Terre, puis par la Lune,
on dit qu’il s’agit du reflet d’un
reflet. C’est Léonard de Vinci
qui comprit le premier le phénomène.
Toutefois, ce dernier
pensait à tort que c’étaient nos
océans terrestres et surtout les
mers lunaires remplies d’eau,
qui avaient le rôle essentiel dans
ce processus de réflexion.
33

La Lune, reine de nos nuits
Visible tout au long de l’année, en
ville comme à la campagne, la Lune est l’astre le plus facile à observer. Même sans
aucun télescope, sa surface criblée de mers de lave sombre mérite un regard attentif.
Reconnaissez les mers
lunaires à l’œil nu
Les mers lunaires, formées par des
impacts d’astéroïdes il y a 3,9 milliards
d’années, sont parfaitement visibles
à l’œil nu. À la pleine lune, on les voit
toutes d’un coup. Le meilleur moment
pour les observer est au crépuscule,
lorsque notre satellite n’est pas encore
éblouissant. Reconnaîtrez-vous le « lapin »
dans la Lune cher aux poètes, ou encore
la déesse Yumigami ?
G Mer des Pluies
H Océan des Tempêtes
G
H
Le mythe de la super Lune
I
Superlatif et intrigant, le terme de super
lune laisse présager une pleine lune bien
plus grosse qu’à l’accoutumée, car notre
satellite est alors au plus près de la Terre.
C’est oublier un peu vite que l’excentricité
de l’orbite lunaire, c’est-à-dire son
écart à un cercle parfait, demeure faible.
D’ailleurs, à l’œil nu, il est impossible de
constater un quelconque changement
de taille. En revanche, la pleine lune
nous paraît toujours plus grosse près
de l’horizon, comme le Soleil d’ailleurs,
par effet d’optique.
I Mer des Connaissances
L Mer des Humeurs
L
K Mer des Nuées
K
34

Observez la mer des Crises
changer de position
Mer du Froid F
F
J
E
Mer des Vapeurs J
D
C
Mer de la Sérénité E
B
A
Mer des Crises A
Mer de la Tranquillité D
Mer de la Fécondité B
Bien que la Lune nous montre toujours la
même face, des changements de vitesse
liés à son orbite elliptique l’amènent à
dévoiler régulièrement un peu de ses
entournures et une petite partie de sa
face cachée : c’est ce que l’on appelle les
« librations ». La petite mer des Crises, au
nord-est de la Lune, est un repère idéal
pour constater ce discret phénomène de
balancement : sa position par rapport au
limbe lunaire varie au fil d’une lunaison.
Lire à la lumière de la Lune
La pleine lune éclaire suffisamment
la nuit pour qu’elle permette de lire le
journal à sa simple lumière, en pleine
campagne. En utilisant des termes de
spécialistes, la quantité de lumière qu’elle
envoie est de 0,5 Lux. L’éclairage public
émet plutôt 50 lux : c’est beaucoup trop !
Marchez avec la Lune
C’est une expérience amusante : marcher
en forêt, la nuit, et constater que la Lune
avance avec nous, qu’elle nous accompagne
partout ! Pourquoi elle ? C’est vrai
aussi pour tous les astres, infiniment
éloignés par rapport aux arbres… mais
comme la Lune est très brillante, c’est elle
qui crée l’effet le plus saisissant.
Mer du Nectar C
35

Les planètes, ces astres errants
Parmi les huit planètes du
Système solaire, cinq sont bien visibles à l’œil nu : Mercure, Vénus, Mars, Jupiter
et Saturne. Leur déplacement devant les constellations du zodiaque est connu
depuis l’Antiquité.
La route des planètes
Les planètes ont leur orbite quasiment
dans un même plan, appelé le « plan du
Système solaire ». Ainsi, on ne les rencontre
pas n’importe où : elles suivent la
même route à travers le ciel que le Soleil
et la Lune, que l’on appelle l’« écliptique ».
Lors de ce que l’on appelle une « conjonction
», plusieurs de ces astres paraissent
proches du fait de la perspective.
Limite de sensibilité
de l’œil nu
Portion de ciel le plus couramment
observé à l’œil nu
10 9 8 7 6 5 4 3 2 1 0 -1 -2 -3 -4 -5 -6 -7 -8 -9
MERCURE
VÉNUS
MARS
JUPITER
SATURNE
36

Les planètes inférieures
Mercure et Vénus ont des orbites plus
proches du Soleil que celle de la Terre.
Dans notre ciel, elles sont animées d’un
curieux mouvement lié à la perspective
: elles semblent osciller de part et
d’autre du Soleil, prisonnières de ce dernier.
Continuellement, elles s’en écartent
jusqu’à un angle limite – l’élongation
maximale – puis reviennent vers lui et
changent de côté.
Planètes visibles le soir
Horizon
Horizon
MERCURE
VÉNUS
Planètes visibles le matin
TERRE
Les planètes supérieures
Les planètes supérieures font lentement
le tour du ciel, dans un mouvement
d’ouest en est. Toutefois, elles réalisent
une drôle de pirouette au moment de
leur opposition, c’est à dire lorsque la
Terre les double à la corde. Ce mouvement
rétrograde, naturel dans le système
héliocentrique, a été un casse-tête
à l’époque du système géocentrique :
il fallait recourir à des épicycles
pour le décrire !
Horizon
MARS
JUPITER
SATURNE
Aspect des planètes à l’œil nu
-10 -11 -12 -13 -14 -15 -16 -17 -18 -19 -20 -21 -22 -23 -24 -25 -26 -27 -28 -29
Les planètes ont l’aspect de points
brillants à l’œil nu, parfois légèrement
colorés et qui ne scintillent pas, contrairement
aux étoiles. Notre graphique
indique la teinte et la gamme de magnitude
apparente de chaque planète
(variable selon sa position et sa distance
à la Terre), comparativement au Soleil et
à la Lune. Il y a un rapport 100 de luminosité
pour un écart de 5 magnitudes. Un
écart d’une magnitude correspond donc à
un rapport de brillance de 2,5 fois.
37

Les coordonnées célestes
Pour mieux se repérer à travers la
voûte céleste, les astronomes l’ont quadrillée en lignes imaginaires. Elles définissent
un véritable système de coordonnées permettant d’identifier la position
de n’importe quelle étoile.
Les coordonnées équatoriales
Ces coordonnées sont un peu la projection
dans le ciel des coordonnées
terrestres (GPS) que vous connaissez
tous : longitude et latitude. Sur la sphère
céleste, la première devient l’ascension
droite et la seconde est la déclinaison.
Ascension droite
Déclinaison
Zénith
Sens de rotation
de la voûte céleste
Vers
l’étoile
polaire
S
O
E
Horizon
N
Équateur céleste
Nadir
Contrairement à la déclinaison, l’ascension
droite n’est pas comptée en degrés
(°), minutes d’arc (’) et secondes d’arc
(’’), mais en heures (h), minutes (min) et
secondes (s)… de temps ! L’équivalence
entre les deux est relativement simple :
tout comme un cadran de montre, un tour
entier du ciel se subdivise en 24 heures
mais aussi en 360 degrés. Rappelez-vous
donc qu’un astre se déplace de 15 degrés
vers l’ouest en une heure de temps.
NB : 1° = 60’ d’arc et 60’’ = 1’ d’arc
Complètement azimuté…
L’altitude et l’azimut d’un astre est un système de coordonnées
intuitif mais guère utilisable en astronomie car ces
grandeurs changent en continu du fait de la ronde apparente
des astres. Lorsqu’un astre passe plein sud, il est à
l’azimut 180°. C’est à ce moment-là que son altitude – sa
hauteur par rapport à horizon – est la plus grande.
Le zéro de déclinaison est l’équateur céleste,
d’où le nom de coordonnées équatoriales.
Il traverse le célèbre baudrier d’Orion. Le zéro
d’ascension droite passe, quant à lui, le long du
côté est du grand carré de Pégase. Repérez ces étoiles
sur nos cartes de saison.
38

N
Étoile polaire
E
Grande Ourse
Déclinaison
O
Ascension droite
Équateur céleste
Grande Ourse
25 °
1 ° 5 ° 10 °
S
15 °
10 °
15 °
Horizon
5 °
25 °
Les angles dans le ciel
Les tailles apparentes des astres
sont exprimées en degrés pour les
objets les plus étendus et les constellations,
en minutes d’arc pour les
astres de taille intermédiaire (nébuleuses
et galaxies) et en secondes
d’arc pour les objets les plus petits
(planètes, étoiles doubles). Ainsi, la
Grande Casserole mesure 20°, l’amas
des Pléiades 1°, la Lune et le Soleil
30’ d’arc et Jupiter 45’’ d’arc. Comme
le montre notre dessin, utilisez
votre main pour mesurer des angles
de plusieurs degrés.
39

Le ciel dans l’hémisphère sud
Il regorge de constellations éclatantes
et contient des amas et des nébuleuses si brillants qu’ils portent des lettres
grecques comme les étoiles. Le ciel austral est l’eldorado des astronomes !
Des idées d’observations à l’œil nu
• Sirius, Canopus : étoiles les plus éclatantes des
deux hémisphères.
Licorne
• Nuages de Magellan : galaxies les plus étendues
des deux hémisphères.
Sirius
• Sac à Charbon près de la Croix du Sud : nuage
obscur le plus dense des deux hémisphères.
Grand Chien
• Eta de la Carène : nébuleuse la plus brillante des
deux hémisphères.
Sextant
Hydre Femelle
Boussole
Poupe
• Omega du Centaure : amas globulaire le plus
étendu des deux hémisphères.
Machine
Pneumatique
Voiles
Canopus
• Centre de la Voie lactée : au zénith depuis le tropique
du Capricorne.
Coupe
Poisson Volant
Carène
Caméléon
Mouche
Croix du Sud
Deux étonnants nuages célestes
Les nuages de Magellan sont les deux plus grosses
galaxies satellites de notre Voie lactée. À l’œil
nu, ils possèdent une luminosité comparable à
cette dernière et dévoilent déjà leur différence
d’étendue et d’aspect. Le Grand Nuage mesure
près de 10 degrés, l’équivalent de 20 pleines
lunes bout à bout ! Le petit nuage est environ
trois fois plus petit.
Vierge
Corbeau
Balance
Centaure
Loup
Oiseau de Paradis
Triangle Austral
Compas
Scorpion
Règle
Autel
Antarès
Serpentaire
40

Les astres, la tête en bas
Ne soyez pas surpris en regardant le ciel depuis
l’hémisphère sud. D’une part, le Soleil et les
planètes culminent plein nord. De plus, l’orientation
se trouve inversée par rapport à l’hémisphère
boréal : de la Lune à Orion, les astres et les
constellations se retrouvent à l’envers, comme si
on les regardait la tête en bas. Qu’on se rassure, il
n’y a ni haut, ni bas, dans l’Univers !
Colombe
Lièvre
Éridan
Ce que l’on voit dans
l’hémisphère nord.
Burin
Fourneau
Baleine
Peintre
Dorade
Horloge
Réticule
Table
Hydre Mâle
Phénix
Ce que l’on voit dans
l’hémisphère sud.
Octant
Toucan
Sculpteur
Paon Indien
Télescope
Couronne australe
Grue
Poisson austral
Microscope
Capricorne
Verseau
Ne perdez pas… le Sud !
Aucune étoile polaire n’est présente au voisinage
du pôle sud céleste. Pour avoir une idée
de son emplacement au-dessus de l’horizon, il
convient de prolonger la direction indiquée par
le grand segment de la Croix du Sud, comme le
montre notre schéma.
Sagittaire
Croix du Sud
Écu de Sobieski
4,5 fois
Pôle sud
céleste
41

Traquer les satellites artificiels
Toute l’année, même pendant
les longs crépuscules d’été, amusez-vous à suivre les satellites artificiels.
Il est facile de reconnaître les plus brillants d’entre eux, Internet permettant même
d’anticiper leurs passages.
Les différentes orbites
Selon son altitude, un satellite est en
orbite basse (cas de l’ISS ou du télescope
spatial), moyenne (satellites GPS)
ou haute (satellites géostationnaires).
Retrouvez ces orbites à l’échelle sur notre
schéma de bas de page.
Près de 1500 satellites opérationnels.
40 pays ont (ou ont eu)
au moins un satellite en orbite.
Les satellites Iridium
Ces satellites de télécommunication en
orbite basse à 800 km comptent parmi
les plus spectaculaires à l’œil nu : leurs
panneaux solaires provoquent des flashs
lumineux de quelques secondes aussi
éblouissants qu’un quartier de Lune
(magnitude -8). Dépêchez-vous de les
observer : la seconde génération – Iridium
Next – ne possède pas des panneaux
aussi réfléchissants.
L’espace poubelle
Le nombre de débris spatiaux est
effrayant : il y aurait 30 000 morceaux de
plus de 10 cm en orbite autour de la Terre
et dix fois plus d’objets de plus d’un centimètre.
Lancés à 25 000 km/h, ils sont
autant de projectiles potentiellement destructeurs
pour les satellites en activité. Le
film Gravity a de quoi donner froid dans
le dos aux astronautes…
215 km : premier satellite artificiel (Spoutnik 1)
350 km : Station spatiale internationale
600 km : télescope Hubble
780 satellites artificiels en orbites basses
TERRE
Rayon = 6 378 km
2 000 km
Entre 700 et 1 700 km : satellites en orbite polaire
42
Orbite
basse
Orbite
moyenne

En de rares occasions, il est possible de voir l'ISS passer devant
la Lune. La voyez-vous sur cette image ?
Jeux de lumière au crépuscule
Un satellite est visible lorsqu’il reflète
la lumière du Soleil vers l’observateur
terrestre, ce qui se produit durant
le crépuscule. Ne confondez pas ce
point lumineux en mouvement avec un
avion, qui clignote, ou une étoile filante,
bien plus véloce.
Regardez passer l’ISS
La Station spatiale internationale, de
son acronyme anglo-saxon ISS, est le
plus gros objet que l’humain ait jamais
placé dans l’espace. Ce mastodonte de
plus de 400 tonnes en orbite basse subit
encore les frottements de la thermosphère,
si bien que son orbite doit être
rehaussée régulièrement. Lorsque ses
2 500 m 2 de panneaux solaires reflètent
la lumière du Soleil vers une région de la
Terre, l’ISS brille deux fois plus fort que la
planète Vénus.
Internet pour traquer
les satellites
Les sites Heavens above, Spot the Station
ou Calsky (en anglais) permettent de prévoir
les flashs d’Iridium et le passage des
satellites comme l’ISS. Certaines applications
créent également des alertes :
Station Spatiale ISS Detector (en français)
sous Android ou ISS Finder chez Apple.
133 satellites en orbite moyenne MEO (Medium Earth Orbit) 506 satellites en orbite géostationnaire
Satellites de télécommunication et météorologie
35 786 km
ORBITE GÉOSTATIONNAIRE
Vers la Lune
( 384 000 km )
Orbite
haute
43

Photographier le ciel sans télescope
Un appareil reflex,
quelques objectifs et un trépied photo. Vous voilà paré pour la photographie de
paysages nocturnes. Ici, peu de technique ou de traitements fastidieux : c’est l’œil
du photographe qui prime.
Photographiez le ciel en ville
Les photographes citadins peuvent s’atteler à photographier la Lune et les
planètes, en mouvement et parfois proches, sans compter les éclipses. Un
monument peut constituer un beau premier plan. La pollution lumineuse limite
fortement les temps de pose : inutile d’investir dans un objectif très lumineux
ou dans un capteur ultra-sensible. Une image bien exposée ne nécessite pas
de traitement postérieur.
Photographiez le ciel à la campagne
Sans pollution lumineuse, il devient également possible de s’attaquer aux
constellations, aux étoiles filantes et bien entendu à la Voie lactée. Là encore
un cadrage incluant un beau premier plan donne une dimension artistique supplémentaire.
Le temps de pose pour avoir des étoiles ponctuelles étant limité par
la rotation de la Terre, un objectif lumineux (f/2.8 ou moins) devient avantageux.
Ce temps de pose maximal vaut empiriquement 200/f secondes (avec f la focale
de l’objectif). Vous pourrez combiner quelques images réalisées les unes à la
suite des autres avec le logiciel Sequator. Celui-ci repositionne indépendamment
les étoiles et les éléments du premier plan terrestre afin que les uns et les autres
demeurent nets.
Les rapprochements planétaires, comme ici Mars et
Saturne dans le Scorpion (à gauche), sont faciles à
saisir en ville comme à la campagne. Ils offrent une
thématique sans cesse renouvelée.
44

Le déroulé d’une éclipse de Lune peut être
enregistré selon une technique proche d’une
circumpolaire, en espaçant le délai et en ajustant
le temps de pose entre chaque prise de vue.
Ce filé d’étoiles a été réalisé à partir de 120 poses
individuelles de 30 secondes. Dans toute image de
paysage nocturne, il est souhaitable que le premier plan
apparaisse correctement exposé dès la prise de vue.
La Lune constitue un sujet intéressant en
toute circonstance. N’hésitez pas à
la surexposer pour faire ressortir le paysage...
et même capturer son reflet (photo ci-dessous).
Utilisez une monture de voyage
Il existe des systèmes qui compensent la rotation
de la Terre avec un moteur et se fixent entre l’appareil
et le trépied photo. Cela permet de réaliser
des poses de quelques minutes avec des étoiles
ponctuelles. La Voie lactée, notamment, devient
magnifique. Mais attention, si un paysage terrestre
se trouve dans le champ, c’est lui qui
devient flou !
Réalisez une « circumpolaire »
Les images montrant la rotation des étoiles autour
du pôle céleste sont souvent spectaculaires mais
la technique pour les réaliser n’est pas immédiate.
Lors de la prise de vue tout d’abord, qui dure typiquement
une heure, il convient d’enchaîner des
poses de quelques dizaines de secondes sans
aucune interruption : utilisez pour cela un déclencheur
souple. La série d’images obtenues sera
traitée par ordinateur avec un logiciel spécialisé,
comme Starmax (gratuit).
45

CHAPITRE 3
PREMIERS PAS
AVEC UN TÉLESCOPE
Avez-vous déjà regardé les cratères
lunaires, les anneaux de Saturne ou les
étoiles multicolores à travers un télescope
? Mieux vaut être assis, tant la
vision est stupéfiante ! Mais pour être
ainsi ébloui, quel instrument faut-il
choisir, comment l’installer et faire les
bons réglages ? Vous saurez tout ce
qui est utile pour devenir un pro de
l’observation, aux jumelles comme au
télescope.

Que voir dans un instrument d’observation ?
Qu’est-ce qu’un instrument d’observation – œil nu inclus – est capable de dévoiler ?
Éléments de réponse ! Retrouvez la position des astres non familiers – et même souvent
leur photo – en tapant leur nom dans le logiciel Stellarium.
Données théoriques Sur la Lune Sur les planètes
Œil nu
Magnitude limite : 6
Pouvoir séparateur : 2 ’’
Nombre d’étoiles : 6 000
Nombre de galaxies : 3
Phases, principales mers,
lumière cendrée.
Planètes ponctuelles,
déplacement devant
les étoiles.
Jumelles
10 × 50
Magnitude limite : 10
Pouvoir séparateur : 15 ’’
(limité par le faible
grossissement)
Nombre d’étoiles : 300 000
Nombre de galaxies : 300
Petites mers, traînées
rayonnantes , chaînes de
montagne, gros cratères
(plus de 150 km).
Mercure, Mars, Saturne et
Uranus ponctuelles, disque
de Jupiter, fin croissant
de Vénus.
Neptune à la limite de la
visibilité (ponctuelle).
Lunette
60 mm
Magnitude limite : 11
Pouvoir séparateur : 2 ’’
Nombre d’étoiles : 600 000
Nombre de galaxies : 1 000
Innombrables cratères,
Mur droit, vallée des Alpes,
Messier A et B, rainure
d’Hyginus, plissements
dans les mers de basalte…
Phases de Vénus, calottes
et grandes formations
martiennes, principales
bandes nuageuses sur
Jupiter, nuances de teinte
des anneaux de Saturne,
disque d’Uranus.
Télescope
115 mm
Magnitude limite : 12,4
Pouvoir séparateur : 1’’
Nombre d’étoiles : 2 300 000
Nombre de galaxies : 1 800
Failles de Triesnecker et
de Cauchy, petits cratères
dans Clavius et à l’ouest
de Copernic, faille à l’est
du Mur droit…
Phases de Mercure, petites
formations martiennes et
tempêtes de poussières,
nuances dans les bandes
de Jupiter, division de
Cassini, bandes nuageuses
sur Saturne, disque de
Neptune.
Télescope
200 mm
Magnitude limite : 13,6
Pouvoir séparateur : 0,6 ’’
Nombre d’étoiles : 5700000
Nombre de galaxies : 4 000
Cratères et failles
volcaniques dans Alphonse
et Fracastor, craterlets
dans Ptolémée, dômes
volcaniques de Cauchy…
Détails élusifs sur
Mercure, nuages de Vénus
(filtre violet), évolution
des calottes, brumes
martiennes et canal
Socrates (Valles Marineris),
détails dans les régions
polaires de Jupiter, anneau
de Crêpe sur Saturne.
Télescope
400 mm
Magnitude limite : 15,1
Pouvoir séparateur : 0,3 ’’
Nombre d’étoiles : 30 000 000
Nombre de galaxies : 10 000
Réseaux de faille et
craterlets dans de
nombreux gros cratères,
faille au centre de la vallée
des Alpes et de la vallée
de Schröter…
Craquelures dans les
calottes, volcans martiens,
division d’Encke dans
les anneaux de Saturne,
tempêtes sur le disque,
4 satellites d’Uranus,
Triton (satellite de Neptune),
Pluton (ponctuelle).
48

Les amas et nébuleuses les plus brillants du ciel sont recensés dans un catalogue établi par Charles
Messier au xviii e siècle. Il s’agissait alors d’éviter une confusion entre ces astres diffus et les comètes
que l’astronome traquait sans relâche. Vous retrouverez un certain nombre de ces objets dans le
tableau ci-dessous ainsi que dans les doubles pages d’observation, sous la dénomination « M » pour
Messier, suivie du numéro de l’objet. Un autre catalogue nettement plus étoffé a été proposé par
John Dreyer un siècle plus tard : le New General Catalogue (NGC en abrégé).
Sur les nébuleuses Sur les amas Sur les galaxies
Une ou deux nébuleuses
perceptibles (M42 d’Orion,
M8 Lagune).
Quelques grands amas :
Hyades, Pléiades…
Nuages de Magellan,
galaxie d’Andromède (M31).
Couples M8-M20 et
M16-M17 dans le
même champ. Grandes
nébuleuses (America,
Rosette…), nébuleuses
planétaires M27 (Dumbbell)
et NGC 7293 (Helix).
Forme de certaines
nébuleuses du catalogue
Messier (M8, M17, M27,
M57…), nébuleuses
planétaires petites et
brillantes comme des
étoiles floues (Saturne, le
Clignotant, l’Oeil de chat…).
Détails sur certaines
nébuleuses du catalogue
Messier (lobes de M27,
anneau de M57…).
Plusieurs nébuleuses
diffuses du catalogue de
Dreyer accessibles (NGC
2024, NGC 2359…).
Nombreux amas ouverts
et globulaires de Messier
visibles mais non résolus.
Quelques amas ouverts
montrent déjà des étoiles
(M7, M39, M25, M44,
M45…).
Amas ouverts du catalogue
Messier magnifiques à
faible grossissement (M34,
M36, M38, M41 …), amas
globulaires non résolus
(hormis M4 près d’Antarès).
La plupart des amas
ouverts lumineux et bien
séparés en étoiles, gros
amas globulaires résolus en
périphérie (M13, M22…).
Nombreuses galaxies de
Messier, forme de certaines
perceptible sans détail
(M51, M65, M66, M81,
M99…).
Forme de nombreuses
galaxies de Messier, bien
que leur contraste demeure
faible.
Renfort de luminosité
du bulbe dans plusieurs
galaxies de Messier,
plusieurs centaines de
galaxies du catalogue
NGC visibles, certaines
remarquablement définies
(NGC 253, NGC 4565…).
Structure des nébuleuses
diffuses du catalogue
Messier même sans filtre
(Sablier sur M8, Trèfle
sur M20…), coloration
de certaines nébuleuses
planétaires (L’Emeraude,
Saturne…).
Amas ouverts du catalogue
Dreyer (NGC 7789, NGC
6811, NGC 6939…),
nombreux amas globulaires
en partie résolus en étoiles
(M2, M3, M5, M10, M15…).
Noyau ponctuel de
certaines galaxies de
Messier, une poignée
de galaxies (M51, M82,
M99, M104…) dévoilent
quelques détails :
amorce de bras, bande
d’absorption…
Faibles nébuleuses
diffuses du catalogue
NGC et même IC, détails
sur certaines nébuleuses
(filaments dans les
Dentelles du Cygne,
sur l’œil de Chat…),
étoile au centre de M 57
par faible turbulence.
Grands amas ouverts
méconnaissables
(débordent du champ),
faibles amas résolus (NGC
2158 à côté de M35), amas
globulaires résolus parfois
jusqu’au centre.
Structure spirale de
plusieurs galaxies de
Messier (M61, M 83, M100,
M101…), quasi-totalité
des galaxies du catalogue
NGC, lointains amas de
galaxies (amas Coma,
amas d’Hercule…).
49

Choisir et utiliser des jumelles
Une paire de jumelles permet
d’observer une image à l’endroit avec les deux yeux ouverts. Ses cibles de prédilection
sont aussi bien la Voie lactée que les éclipses. Voici ce qu’il faut savoir sur cet
indispensable compagnon de voyage des observateurs du ciel.
Choisir ses jumelles
Les deux chiffres situés près des oculaires
indiquent respectivement le grossissement et le
diamètre des objectifs. Par exemple, des jumelles
8 × 32 ont un grossissement de 8 fois et des objectifs
de 32 mm. Plus les jumelles ont de petits objectifs
et grossissent peu, plus il est aisé d’observer
sans fatiguer ni trembler… mais moins on voit
de choses dans le ciel ! Un grand classique en
astronomie est le modèle 10 × 50, encore utilisable
à main levée : à conseiller sans modération. Les
modèles plus puissants doivent être installés sur
un trépied.
Bague de correction dioptrique
10 × 50
15 × 70
Régler ses jumelles
Le réglage des jumelles sera effectué de jour sur
un objet lointain ou de nuit sur une étoile brillante
ou la Lune, en suivant les indications des schémas.
Il convient de régler l’écartement des oculaires
pour que l’image ne soit pas dédoublée. On effectue
ensuite une mise au point fine pour chaque œil
(en cachant l’autre) : œil gauche avec la molette
de mise au point 1 puis œil droit avec l’oculaire
réglable 2 . En l’absence de défaut de vision, il
suffit de positionner la graduation de cet oculaire
sur zéro. La dernière étape est la mise au point, les
deux yeux ouverts.
20 × 80
25 × 100
L’écartement
des oculaires
Le réglage
de dioptrie
La mise
au point
1 2
50

Observer sans fatiguer
Oculaires
Prisme en toit
Trajectoire
de la lumière
Les jumelles à prisme
en toit (ci-dessus) sont plus
compactes et légères que
celles à prisme de Porro
(ci-contre), mais elles sont
plus chères.
Lorsque l’on observe à main levée dans des
jumelles, même légères, on tremble toujours un
peu et on finit par fatiguer. Pour éviter cela, il ne
faut pas hésiter à prendre appui sur une table ou
à fixer ses jumelles sur un trépied photo. Hélas,
les astres hauts dans le ciel font alors se tordre le
cou. Pour les regarder, une chaise-longue convient
mieux. Un fauteuil relax permet de changer aisément
d’inclinaison. Les plus bricoleurs envisageront
de fixer leurs jumelles au dossier, comme sur
notre dessin par exemple, afin de ne pas trembler…
Le grand luxe !
Bague de mise au point
Prisme de Porro
Il existe d’étonnantes jumelles appelées
« yeux de hibou ». Ne grossissant que 2 ×,
leur champ est comparable à celui de l’œil
nu, mais elles captent 4 fois plus d’étoiles.
La vision de la Voie lactée à travers un tel instrument
vous fera hululer de plaisir.
Objectifs
51

Choisir un télescope
Acheter une lunette ou un télescope, c’est souvent
casser sa tirelire. Pour faire le bon choix, mieux vaut connaître à l’avance ses
avantages et ses inconvénients et avoir une idée de son fonctionnement.
Lunette
Dans une lunette (appelée « réfracteur »),
les rayons lumineux traversent un objectif
qui les concentre directement vers un oculaire.
Une idée reçue consiste à affirmer
que la lunette est le meilleur instrument
qui soit. Cela est plus compliqué car à prix
constant, on peut acheter un télescope de
diamètre nettement plus grand qu’une
lunette, avec, du coup, une meilleure définition
et une meilleure luminosité.
• Qualité des images bonne
(lunette achromatique) ou excellente
(lunette apochromatique).
• Contraste supérieur à un télescope
de même diamètre
(pas de miroir secondaire).
• Alignement des optiques définitif
(sauf chute ou coup sur l’instrument).
• Sensible à la buée
(nécessite un pare-buée).
• Chromatisme résiduel avec lunettes
achromatiques.
• Encombrement et poids importants
au-delà d’une focale de 800 mm.
Trajectoire
de la lumière
Télescope de Newton
Ce télescope a été le premier inventé (par
Newton en 1671) et demeure l’un des
plus utilisés par les amateurs. La lumière
est réfléchie par un miroir principal (primaire)
de forme parabolique, puis déviée
latéralement par un miroir secondaire
plan. La lumière ne traversant pas de lentille,
on parle de réflecteur. L’idée reçue
selon laquelle ces télescopes ne sont pas
de bonne qualité est simplement fausse.
Bague de
correction
dioptrique
• Pas de défaut de chromatisme
(pas de lentille).
• Prix très compétitif.
• Moins lourd qu’une lunette à
diamètre équivalent.
Trajectoire
de la lumière
• défauts optiques résiduels (coma),
corrigibles avec un correcteur
de coma.
• Opération d’alignement des deux
miroirs assez complexe.
52

• Compacité et légèreté (le trajet
des rayons lumineux est replié
sur lui-même). Un instrument de
200 mm demeure facile à déplacer.
• Bon rapport qualité/prix.
• Sensible à la buée (nécessite un
pare-buée).
• Alignement optique requérant
une grande précision et pouvant
se dérégler.
Télescope
Schmidt-Cassegrain
Un tel télescope est constitué de trois
éléments optiques : un miroir principal
sphérique, un miroir secondaire convexe
et une lame de fermeture corrigeant les
défauts du miroir principal. L’idée reçue
selon laquelle ces télescopes sont mal
adaptés à l’observation des nébuleuses et
galaxies n’est pas vraie si on les équipe
d’un réducteur de focale (p.64).
Télescope
Maksutov-Cassegrain
Ce type de télescope, communément
appelé « Maksutov », est équipé d’une
lame de fermeture plus épaisse et
de forme plus simple que son cousin
Schmidt-Cassegrain. L’idée reçue selon
laquelle cette formule optique est meilleure
que celle des autres télescopes
vient surtout du fait que l’alignement des
optiques est très stable, si bien que les
performances sont toujours optimales.
• Bonne qualité optique
• Alignement optique stable
(absence de réglage dans les petits
diamètres)
À quel prix
Matériel
Diamètre
(mm)
Pointage
• Sensible à la buée
• Champ réduit
• Instrument lourd et cher au-delà
de 150mm de diamètre
Exemple de modèle et tarif
Lunette 80 Manuel Skywatcher AZ 3, 210 € env.
Maksutov 90 Automatique Skywatcher AZ SynScan, 450 € env.
Newton 114 Manuel Starblast Orion, 250 € env.
Newton 200 Assisté SkyQuest XT 8 Orion, 780 € env.
Diamètre et focale
Le diamètre de l’optique dicte en grande
partie les performances. La capacité
à distinguer de fins détails augmente
proportionnellement à ce diamètre et
la capacité à amplifier la lumière croît
même comme son carré. Bien entendu,
le poids et l’encombrement augmentent
aussi avec le diamètre et plutôt là encore
comme son carré ! La focale va définir
le grossissement ainsi que le champ du
télescope. Elle s’avère moins déterminante
en observation qu’en photographie,
car il existe des accessoires pour
la modifier (p. 64).
53

Aligner les miroirs de son télescope
Un télescope ne
délivre des images nettes que lorsque les miroirs sont parfaitement alignés. Leur
réglage, appelé « collimation », n’est pas très difficile. Il suffit de prendre le temps et
d’y aller pas à pas. Faisons-le ensemble.
Miroir primaire
Oculaire de collimation
Miroir secondaire
Vis poussante
Barillet
Vis tirante
1 2 3
Aucun miroir
aligné
Miroir secondaire aligné avec
l’oculaire de collimation
Miroir primaire aligné avec
l’oculaire de collimation
Télescope de Newton
Effectuez l’alignement de jour, en regardant une
zone uniformément éclairée (mur, ciel) à travers
le télescope muni d’un oculaire de collimation
Cheshire (environ 40 euros).
1 Les deux miroirs sont déréglés. Agissez sur
les trois vis du miroir secondaire (en rose) pour
amener l’image du miroir principal (en bleu) en
plein centre du miroir secondaire.
2 L’étape (1) est réussie, le miroir secondaire est
aligné. L’image du support du miroir secondaire
n’apparaît pas au centre du miroir primaire.
Agissez sur les vis du miroir primaire
jusqu’à ce que cela soit le cas. Attention : ne
serrez pas une vis tirante sans avoir desserré
la vis poussante attenante.
3 Les miroirs sont alignés, tous les disques sont
concentriques et centrés sur la mire de l’oculaire
de collimation.
54

C dans le sens
des aiguilles
d’une montre
A dans le sens
inverse des aiguilles
d’une montre
C
B
B dans le sens
des aiguilles
d’une montre
Télescope Schmidt-Cassegrain
Seul le miroir secondaire est réglable,
mais son alignement doit être très précis.
Faites donc la collimation directement
de nuit sur une étoile observée avec
un grossissement moyen, voire fort (1 ×
à 2 × diamètre en mm). Défaites légèrement
la mise au point jusqu’à ce que
l’étoile prenne l’aspect d’un tout petit
anneau. Si celui-ci n’est pas parfaitement
symétrique, agissez sur les trois
vis de réglage du miroir secondaire – par
toutes petites touches ! – comme indiqué
sur le schéma.
A
B dans le sens
inverse des aiguilles
d’une montre
C dans le sens
inverse des aiguilles
d’une montre
A dans le sens
des aiguilles
d’une montre
Vue de Saturne (à gauche), d’une étoile focalisée
(au centre) et d’une étoile défocalisée (à droite) :
en haut, dans un télescope non collimaté
et en bas, dans un télescope bien collimaté.
Un collimateur laser (à partir de
50 euros) permet un alignement
précis des télescopes de Newton.
Un œillet doit être présent au
centre du miroir principal (vous pouvez
le coller vous-même), sans quoi le procédé
n’a que peu d’intérêt. On agit sur
l’orientation du miroir secondaire pour
amener le point du laser au centre de
l’œillet, puis sur le miroir primaire pour
que le faisceau laser revienne exactement
au centre d’une mire. Nous déconseillons
cet accessoire aux plus jeunes à cause
des dangers du faisceau laser.
55

Dompter sa monture
Azimutale ou équatoriale, la monture est le
support de l’instrument, elle permet de le diriger vers les étoiles et en assure la stabilité.
Petit passage en revue des spécificités de chacune et des conseils d’utilisation.
Monture azimutale
Télescope Dobson
L’instrument est parfaitement équilibré
et les mouvements très doux, si bien
qu’il n’y a même pas de freins de blocage.
Le pointage et le suivi de l’astre
se font à la main, en manœuvrant délicatement
le tube optique.
Monture azimutale
La monture azimutale (ou alt-azimutale) est très
simple à installer. Cependant, il faut manœuvrer
les deux axes à la fois pour compenser la rotation
de la Terre. Sur certaines montures motorisées et
GOTO, deux moteurs se chargent automatiquement
de ce travail.
Montage
1 Régler la hauteur et l’horizontalité du trépied.
2 Fixer la monture sur le trépied.
3 Serrer les freins des deux axes.
1
2
1’
Utilisation
Pointage sans moteur : desserrer les freins,
dirigez l’instrument vers l’objet voulu,
resserrer les freins.
Suivi sans moteur : utilisez les deux flexibles
d’axes en même temps.
Pointage avec moteur : étalonner
l’orientation de la monture comme indiqué
dans la notice. Utiliser uniquement
les moteurs pour pointer l’astre.
4 Fixer l’instrument sur la monture.
2’ Suivi avec moteur : automatique.
56

Monture équatoriale
Monture équatoriale
La monture équatoriale est plus compliquée à installer
que la monture azimutale, il faut notamment
l’orienter vers le pôle céleste et l’équilibrer. Une
fois cette opération effectuée, le suivi des astres
est facile, même sans motorisation, puisqu’il s’effectue
avec un seul axe.
1
Montage
Fixer la monture sur le trépied, axe de
contrepoids dirigé vers le sol.
5
6
Équilibrer l’axe d’ascension droite en déplaçant
le contrepoids le long de sa tige (frein desserré,
l’instrument ne doit pas pivoter).
Équilibrer l’axe de déclinaison en déplaçant le
tube optique dans son collier (idem ci-dessus).
Utilisation
1 Desserrez les freins des deux axes.
2
Dirigez l’instrument vers l’objet voulu
(attention à ce que le tube optique ne bute
pas contre le trépied).
2
3
Régler la latitude, orienter l’axe polaire vers le
nord (boussole de jour, viseur polaire de nuit).
Installer le contrepoids en bout de tige,
resserrez la vis antichute.
3 Serrez les freins et commencez le suivi :
Sans moteur : tournez uniquement la molette
d’ascension droite.
4 Fixer le tube optique sur la monture.
Avec moteur : le suivi est automatique.
57

Préparer une observation
Un randonneur ne part pas sans avoir
consulté la météo, étudié son parcours et revêtu une tenue adaptée. Eh bien, c’est la
même chose lorsque l’on va se promener dans les étoiles, au risque de ne pas aller loin.
Vérifiez la météo
Pour connaître la météo de la nuit, utilisez des
sites internet fiables comme Météoblue (www.
meteoblue.com) ou Sat24 (https://fr.sat24.com/fr/
fr) par exemple. Le premier fournit des prévisions
de turbulence et le second des images satellites
en direct qui permettent de savoir ce qui se trame
aux alentours.
Prenez soin de vous
Si une petite laine suffit généralement pour rester
dehors en été, il ne faut pas hésiter à revêtir
un véritable équipement de skieur pour affronter
les nuits d’hiver. Pensez aussi à la pause encas
et boissons chaudes (sans alcool qu’on se le dise,
sauf à vouloir démultiplier les étoiles !).
Soignez votre matériel
Quelques poussières sur les optiques ne gênent
en rien la vision. Si elles deviennent trop nombreuses,
utilisez une soufflette ou une bombe de
gaz dépoussiérante pour vous en débarrasser. Il se
peut que les optiques s’encrassent de façon plus
sévère. Pour nettoyer la lentille d’œil d’un oculaire,
exposée aux cils notamment, envoyez de la buée
dessus (et non des postillons !) et essuyez aussitôt
avec du papier optique. Un stylo nettoyeur
spécial optique convient également. Le cas des
objectifs et des miroirs est plus délicat. L’idéal
consiste à les poser verticalement et à pulvériser
contre leur surface de l’eau déminéralisée, d’abord
avec une goutte de détergent, puis pure, avant
de laisser sécher (vous n’avez ainsi jamais à frotter
ni essuyer). Un matériel stocké à l’abri de la
poussière ne sera nettoyé qu’une fois toutes les
quelques années.
58

Sachez utiliser Stellarium
Stellarium est un logiciel planétarium à
la fois convivial, précis et esthétique. Il
permet de préparer une observation
dans ses moindres détails. Donnez-lui la
date et l’heure pour laquelle vous voulez
connaître l’aspect du ciel 1 . Pour rechercher
un astre, entrez tout bonnement son
nom 2 . Il est possible de zoomer fortement
à l’aide des touches ctlr + flèche
haut (ctrl + flèche bas pour dézoomer).
Vous finirez alors par obtenir fidèlement
l’aspect des planètes pour le moment
choisi 3 , ou avoir une belle photo s’il
s’agit d’une nébuleuse ou d’une galaxie.
3
1
1
2
2
Pensez à ce que vous allez observer
Regardez avec Stellarium si une ou plusieurs
planètes sont visibles dans de
bonnes conditions le soir de vos observations,
car dans ce cas un coup d’œil s’impose.
Faites-vous un parcours de visite de
cibles amusantes – à partir des exemples
que nous vous délivrons tout au long du
livre – et vérifiez pour quelle heure ces
astres sont les mieux placés dans le ciel.
Si vous partez à la chasse aux astres faiblement
lumineux (amas, nébuleuses,
galaxies), assurez-vous que la Lune ne
soit pas dans le ciel.
59

Pointer les astres sans embûche
À cause du grossissement,
viser un astre directement à travers un télescope n’est pas une mince affaire. Pour
faciliter cette tâche, il est possible d’utiliser un viseur équipé d’une mire lumineuse
ou bien un chercheur. Voici comment ça marche.
Réglez votre chercheur
ou votre viseur point rouge
1
1
Avant la nuit, pointez une cible lointaine
immobile (par exemple un détail en haut d’un
toit) à travers le télescope équipé du plus petit
grossissement, sans vous soucier de la vision
dans le chercheur (1).
2
Resserrez les freins de la monture et n’y
touchez plus.
3
Avec un viseur point rouge : la vision n’est
pas inversée et un point lumineux (parfois une
mire) indique la direction visée (3a). Réglez
la luminosité au maximum. Tournez les deux
vis de réglage du support (haut/bas et droite/
gauche) jusqu’à ce que le point soit en plein
sur la cible (3b).
3a
3b
4
Avec un chercheur : la vision est inversée et la
mire (appelée « réticule ») indique la direction
visée (4a). Amenez la cible au centre de cette
croix en agissant sur les trois vis du support
(quelques chercheurs ont deux colliers et 6
vis) (4b). Il convient de desserrer doucement
une vis tout en serrant une autre : au final,
toutes les vis doivent être en appui contre le
corps du chercheur.
Décentré
Centré
Comment identifier des étoiles
quand on n’y connaît rien ?
4a
4b
Savez-vous qu’il est possible de pointer un astre
sans aucun viseur et de savoir en plus exactement
ce que c’est ? Vous n’avez besoin pour cela
que de votre smartphone et d’une application
(par exemple SkyMap). Braquez le téléphone vers
l’astre qui vous intrigue et vous le retrouverez –
si les gyroscopes du téléphone fonctionnent – au
milieu du dessin du ciel sur votre écran, avec son
nom indiqué. Autant vous dire toutefois que la
vision est plus belle à l’oculaire d’un télescope !
Décentré
Centré
60

Pointez avec un viseur point rouge
Ce dispositif est idéal pour pointer facilement un
instrument vers la Lune, les planètes et les étoiles
brillantes, mais pas vers les objets invisibles à l’œil
nu. Le point rouge se projette fixement sur le ciel
que votre œil bouge ou non, ce qui est très pratique.
Après avoir mis grossièrement l’instrument
dans la bonne direction, amenez le point lumineux
pile sur l’astre en utilisant les mouvements fins de
la monture. Vous pouvez parfaitement garder les
deux yeux ouverts pendant toute l’opération.
Attention au Soleil !
Le Soleil ne se pointe jamais au chercheur,
ni au viseur point rouge, sous peine de
perdre la vue. Utilisez l’ombre que le tube optique
projette sur le sol : celle-ci doit dessiner un ovale
le plus petit possible.
Viseur point rouge
Pointez avec un chercheur
Le chercheur est une véritable petite lunette avec
un réticule (une croix), qui grossit entre 5 et 10 fois
et permet de viser des astres invisibles à l’œil nu.
Pour la phase d’approche, nous vous conseillons
de regarder dans l’alignement des vis de réglage,
les deux yeux ouverts. Pour gagner du temps,
manœuvrez l’instrument avec les freins de la monture
desserrés. Lorsque vous constatez que l’astre
apparaît dans le chercheur, serrez les freins, approchez
votre œil directeur et positionnez l’astre pile
dans la croix à l’aide des mouvements fins de la
monture. Si vous oubliez que la vision est inversée
par rapport aux mouvements, celle-ci aura tôt fait
de se rappeler à vous !
Monture motorisée
Raquette
Oculaire
Pointez avec un télescope GO-TO.
Un GO-TO permet de pointer les astres automatiquement,
après étalonnage. Pour cela, après avoir
renseigné le lieu, la date et l’heure dans la raquette
de commande, vous allez viser successivement
deux étoiles brillantes et rentrer leurs noms (sauf
avec le système SkyAlign qui les reconnaît). Vous
pourrez ensuite demander au système de pointer
un astre ou utiliser la fonction « Tour », qui
passe en revue les plus beaux objets du moment.
Attention : le système ignore la qualité de votre
ciel et ne rechignera pas à pointer de faibles nébuleuses
en pleine ville. Derniers conseils : évitez de
sauter directement d’un bout du ciel à l’autre et
commencez toujours par regarder au plus faible
grossissement.
61

Observer comme un pro
L’alignement optique a été soigné, la soirée
d’observation bien préparée. Il n’y a donc plus qu’à mettre l’œil à l’oculaire ! Pas si
vite… Une fois l’instrument dehors, quelques petites précautions s’imposent encore.
Mettez l’instrument à
bonne température
Même si l’atmosphère est parfaitement
stable au-dessus de votre tête, un télescope
donnera des images floues s’il n’est
pas exactement à la même température
que l’air extérieur. En effet, des turbulences
invisibles se formeront alors à
l’intérieur et au-dessus du tube optique.
Pour les éviter, il est préférable de sortir
l’instrument dehors dès le début du
crépuscule. Si pour une raison ou une
autre vous ne pouvez sortir votre télescope
qu’une fois la nuit installée, comptez
environ une heure de mise en température,
surtout en hiver.
Bien voir la nuit
L’œil est notre plus précieux capteur pour
voir les étoiles. Pour passer en mode nuit,
il active des cellules sensibles de la rétine,
les bâtonnets, qui ne sont pleinement
opérationnels qu’au bout d’une vingtaine
de minutes. Inutile de pointer une faible
nébuleuse juste après être sorti d’une
pièce éclairée ! Une fois vos yeux accoutumés,
n’allumez que des lampes de très
faible intensité et bannissez les écrans.
Les observateurs expérimentés utilisent
la vision décalée pour regarder les astres
les moins lumineux : en regardant légèrement
à côté, leur lumière est mieux captée
par les bâtonnets, situés en périphérie
de la rétine. Essayez donc pour voir !
62

Prévenir la buée
La nuit, l’humidité de l’air a tendance à
se déposer au sol sous forme de rosée. Il
faut l’empêcher de recouvrir les optiques,
car cette buée assombrit les images. Un
pare-buée est donc indispensable pour
de nombreux instruments (p. 52). Si les
nuits sont très humides (en bord de mer
par exemple), cet accessoire peut s’avérer
insuffisant, surtout lorsque l’on vise
haut dans le ciel. Investissez dans ce cas
dans une résistance chauffante souple.
C’est extrêmement efficace, mais il faut
l’alimenter avec une source de courant.
Pensez par ailleurs que les oculaires ne
sont pas épargnés : il ne faut pas les laisser
posés sans un cache dessus.
Guérir la buée
Si vous voyez vos images s’assombrir
alors qu’il n’y a pas un nuage dans le ciel,
vous êtes sûrement victime de la buée !
Comme nous l’avons vu, cela peut arriver
même avec un pare-buée. Pour un
verdict définitif, éclairez la lentille avant,
de biais : un léger dépôt de rosée se voit
immédiatement. Vous pouvez l’enlever en
tamponnant doucement (sans aucun mouvement
sur le verre) avec du tissu pour
les optiques où, à défaut, un mouchoir en
papier neuf. Aux grands maux les grands
remèdes : si vous disposez d’une prise
électrique, vous pouvez chasser la buée
avec un sèche-cheveux. Cette opération
s’avère très efficace et sûre car on ne
touche jamais la lentille : vous pouvez la
renouveler autant de fois que nécessaire,
sans aucun risque.
63

Observer comme un pro II
Quelle vision a-t-on dans un télescope
? Quel grossissement faut-il utiliser pour bien voir ? Faut-il utiliser un filtre ?
Autant de questions légitimes qui n’amènent pas une seule réponse. Tout dépend
du sujet et de l’instrument.
Calculez le grossissement
Le grossissement détermine le rapprochement que
l’on a des astres : un grossissement de 100 fois
signifie qu’ils apparaissent 100 fois plus gros dans
l’oculaire qu’à l’œil nu. C’est déjà énorme quand
on y pense !
Pour calculer ce grossissement, divisez la longueur
focale de l’instrument (F) par celle de l’oculaire (f) :
G = F ∕ f .
Par exemple, un télescope de focale F = 900 mm
muni d’un oculaire de focale f = 9 mm délivre un
grossissement G = neuf-cent ∕ neuf = cent fois.
G = D / 2
G = D
G = 2 × D
G = D / 2
G = D
G = 2 × D
Utilisez le bon grossissement
Le grossissement idéal varie en fonction de la
nature de l’astre observé et mérite d’être comparé
au diamètre de l’instrument D, exprimé en
millimètres.
Vous regardez une planète, pouce en l’air pour
G = D : le grossissement idéal se situe autour de
50 × pour une lunette de 50 mm, 150 × pour un
télescope de 150 mm, etc.
Attention, ces indications ne sont valables que
lorsque l’air est parfaitement pur et stable. En
pratique, commencez par l’oculaire de plus
longue focale, puis augmentez progressivement
le grossissement.
G = D ∕ 4
G = D ∕ 2
G = D
Changez radicalement le grossissement
En fonction de la focale de l’instrument, il peut être
difficile d’obtenir des grossissements forts, ou au
contraire très faibles, sans multiplier les oculaires
ni investir une fortune dans des modèles spécialisés.
Pour les forts grossissements, pensez à une
lentille de Barlow, qui doublera le grossissement de
tous vos oculaires d’un seul coup. Pour les faibles
grossissements, il existe au contraire des réducteurs
de focale, permettant de diviser le grossissement
pratiquement par deux.
64

Comprendre l’orientation
des images
Les miroirs, lentilles et autres renvois
coudés modifient l’orientation des images.
Certes, il n’y a ni haut ni bas dans l’Univers,
mais autant ne pas être complètement
désorienté, l’œil à l’oculaire. Voici
ce à quoi vous attendre pour 4 cas classiques
: 1 jumelles ; 2 lunette ou
télescope Mak et Schmidt-Cassegrain
sans renvoi coudé ; 3 mêmes instruments
avec cette fois renvoi coudé et
enfin 4 télescope de Newton.
Vu à l’œil nu
1 2 3 4
Pensez aux filtres
Filtrer pour mieux voir, c’est possible. Des
filtres colorés renforcent la visibilité de certains
détails à la surface des planètes. D’autres,
comme le modèle UHC (pour Ultra High
Contrast), atténuent la pollution lumineuse et
permettent de bien mieux discerner les nébuleuses.
Pour savoir quel filtre convient le mieux
en fonction de chaque astre, rendez-vous dans
le cockpit d’observation.
Aspect d’une planète
sans et avec filtre coloré
Aspect d’une nébuleuse
sans et avec filtre UHC
65

Observer en France
Plusieurs centres d’observation garantissent
tout au long de l’année des animations par des équipes passionnées
avec des télescopes puissants. Pour une liste exhaustive, consultez
https://www.afastronomie.fr/structures
GRANDE-BRETAGNE
1
Planétarium Ludiver
École d’astronomie de la Manche
1700 route de la Libération
Tonneville
50460 LA HAGUE
http://www.ludiver.com
1
L A M A N C H E
Rouen
2
Perche Astronomie
École d’astronomie de la Sarthe
9 rue Ledru Rollin
72400 La Ferté Bernard
Brest
Rennes
Caen
2
4
Paris
3
http://percheastronomie.fr
Orléans
3
Centre d’Astronomie
Jean-Marc Salomon
Île de loisirs de Buthiers
73 Rue des Roches
77760 Buthiers
Nantes
http://www.planete-sciences.org/astro/
Poitiers
4
Planète Sciences - École d’astronomie
d’Essonne et de Seine-et-Marne
16 Place Jacques Brel
91130 Ris Orangis
http://www.planete-sciences.org/astro
OCÉAN ATLANTIQUE
Limoges
5
Uranoscope de l’Île de France
Allée Camille Flammarion
Face à la M. C. L., Avenue
d’Armainvilliers
77220 Gretz-Armainvilliers
Golfe de Gascogne
Bordeaux
9
http://uranoscope.free.fr/
10
Toulouse
6
Astrap
Bracou
63270 Isserteaux
66
http://www.astrap.org
ESPAGNE
ANDORRE

7
Club d’Astronomie de Lyon Ampère
(CALA)
Bât. Planétarium
Place de la Nation
69120 Vaulx-en-Velin
8
Observatoire Astronomique de la Lèbe
Le puy des barres - Chemin des étoiles
01260 Sutrieu
http://www.astroval-observatoire.fr
Lille
BELGIQUE
http://www.cala.asso.fr
ALLEMAGNE
9
La Ferme des étoiles
Au moulin du Roy
32500 Fleurance
http://www.fermedesetoiles.fr
5
Reims
14
Metz
LUXEMBOURG
10
Balcon des étoiles - Les Pléiades
Village de Latrape
Grand Rue
31310 Latrape
http://www.les-pleiades.asso.fr
Strasbourg
11
Observatoire des Baronnies
Provençales - Ecole d’astronomie des
Hautes-Alpes
Dijon
Besançon
Le Mas des Grès
05150 Moydans
http://www.obs-bp.com
6
Clermont
Ferrand
7
Lyon
8
Genève
SUISSE
12
Centre d’Astronomie de Saint-Michel
l’Observatoire - Ecole d’astronomie
des Alpes de Haute-Provence
Plateau du Moulin à Vent
04870 Saint-Michel l’Observatoire
http://www.centre-astro.fr
Grenoble
13
Astrorama
11
ITALIE
https://www.astrorama.net/
14
Observatoire des Côtes de Meuse
15
12
13
http://observatoiret83.weebly.com/
Montpellier
Perpignan
Marseille
Nice
Bastia
L’Étoile Cévenole
50 rue Marcel Pagnol
30100 Alès
https///www.afastrono:ie.fr/structures/
l-etoile-cevenole
CORSE
MER MÉDITÉRANNÉE Ajaccio
67
15

Les grands observatoires mondiaux
Voyez d’un seul regard
où se trouvent les dix plus grands télescopes optiques et les dix plus grands radiotélescopes
du monde. Au cas où vous ne passiez pas loin un jour, sachez qu’il est
souvent possible de visiter leurs installations.
1
Keck 1 et Kech 2
GROENLAND
2
1 miroir de 10 m chacun
www.keckobservatory.org
ALASKA
3
Gemini North
1 miroir de 8,1 m
https://www.gemini.edu/
C
CANADA
ISLANDE
VII
4
5
6
7
Subaru
1 miroir de 8,2 m
https://subarutelescope.org/
Large Binocular Telescope
2 miroirs de 8,4 m
www.lbto.org/
Hobby-Eberly Telescope
1 miroir de 9,2 m
https://
mcdonaldobservatory.org/
research/telescopes/HET
Gran Telescopio Canarias
1 miroir de 10,4 m
2
1
3
4
MEXIQUE
5
I
II
6
ÉTATS-UNIS
B
III
VÉNEZUELA
COLOMBIE
ÉQUATEUR
PÉROU
8
IV
BRÉSIL
7
VI
8
www.gtc.iac.es/
Very Large Telescope
4 miroirs de 8,2 m
www.eso.org/public/
france/teles-instr/paranal-
9
CHILI
URUGUAY
ARGENTINE
observatory/vlt/
9
10
68
Gemini South
1 miroir de 8,1 m
https://www.gemini.edu/
South Africa Large
Telescope
1 miroir de 9,2 m
https://www.salt.ac.za/
Le télescope optique qui délivre les plus fines images ne
mesure que 2,4 m de diamètre. Placé en orbite à près de
600 km d’altitude, il est le seul débarrassé de toute nuisance
atmosphérique : vous l’avez deviné, il s’agit du télescope
spatial Hubble. Son successeur, le télescope de 6,5 m
James Webb, devrait être lancé en 2021… à 1,5 million
de km de la Terre !

Télescopes optiques Télescopes radio Télescopes à ondes gravitationnelles
I
II
III
Very Large Array
27 antennes de 25 m
www.vla.nrao.edu/
Green Bank
1 antenne de 100 m – http://
greenbankobservatory.org/
Arecibo
1 antenne de 305 m
www.naic.edu ao/?q=landing
IV
ALMA
NORVÈGE
66 antennes de 12 m
www.almaobservatory.org/
FINLANDE
SUÈDE
RUSSIE
V
en/home/
MeerKAT
64 antennes de 13,5 m
KAZAKHSTAN
MONGOLIE
www.ska.ac.za/gallery/
meerkat/
A
VIII
CHINE
JAPON
VI
Nancay
1 antenne 300 × 35 m
https://www.obs-nancay.fr/
INDE
PHILIPPINES
VII
Effelsberg
1 antenne 100 m – https://
www.mpifr-bonn.mpg.de/
MALAISIE
INDONÉSIE
PAPOUASIE
NOUVELLE-GUINÉE
VIII
GMRT
30 antennes de 45 m
10
V
MADAGASCAR
AFRIQUE DU SUD
IX
AUSTRALIE
X
NOUVELLE-
ZÉLANDE
IX
X
www.gmrt.ncra.tifr.res.in
ASKAP
36 antennes de 12 m
www.atnf.csiro.au/projects/
askap/index.html
Parkes
1 antenne de 64 m
www.parkes.atnf.csiro.au/
A
Virgo
2 bras de 3 km de long
http://public.virgo-gw.eu/
virgo-en-bref/
B
C
LIGO (Hanford et Livingston)
2 bras de 4 km – https://
www.ligo.caltech.edu/
69

Photographier les planètes
La photographie de la Lune et des
planètes est passionnante : grâce à elle, il est possible de suivre et conserver une
trace aussi bien des phases lunaires que de la rotation des planètes ou des phénomènes
à l’œuvre dans leur atmosphère.
Où s’installer ?
La pollution lumineuse des villes ne gêne en rien :
des clichés très précis sont couramment réalisés
en plein centre de Paris. À part dans le bassin parisien,
la stabilité de l’air est parfois bonne le long
des côtes maritimes (hors zones très venteuses)
ainsi qu’en altitude. De là à déménager…
Quel type de détecteur ?
Il est possible de faire quelques photos derrière
un oculaire avec un smartphone, mais seule une
petite caméra vidéo délivre des images vraiment
précises (on n’utilise pas d’oculaire dans ce cas).
Pour débuter, misez sur un capteur couleur de
petit format. Un capteur noir et blanc de grande
taille est parfait pour photographier la Lune, mais
il requiert un ordinateur assez puissant. La firme
ZWO commercialise des caméras avec rapport
qualité/prix tel que les amateurs ne jurent quasiment
plus que par elles. Comptez tout de même
sur un prix à partir de 200 euros.
Quel type de télescope ?
Bonne nouvelle, tout type de télescope convient
pour la photo de la Lune et des planètes.
L’important est d’amener votre instrument au
bon rapport focale/diamètre (p. 53), afin d’obtenir
des astres ni trop petits ni trop agrandis. Si vous
utilisez une caméra équipée de pixels très petits,
autour de 2,5 microns, visez un rapport F/D entre
10 et 15 (Barlow 2 × avec télescope initialement à
F/5 par exemple). Cette valeur sera doublée si les
pixels font autour de 5 microns, au besoin à l’aide
de deux Barlow successives.
1b
70

1a
2a
Principe de prise de vue
Centrez d’abord la planète dans un oculaire, puis
installez à sa place la caméra, reliée à votre ordinateur
équipé d’un logiciel d’acquisition (celui
livré avec la caméra ou encore Genika). Faites la
mise au point et réglez l’exposition et le gain de la
caméra de manière à ce que l’astre n’apparaisse ni
trop sombre, ni surexposé. Filmez alors la planète
une ou deux minutes, en l’ayant bien à l’œil : si elle
bouillonne complètement, c’est que la turbulence
est trop forte, inutile dans ce cas d’insister.
Caméra planétaire
De 100 g à 200 g
Quel logiciel de pré-traitement
Ce que les amateurs appellent le « pré-traitement » est l’étape de
transformation du film initial, contenant des milliers d’images, en
une seule image « brute » plus du tout granuleuse que vous traiterez
dans une seconde étape (1a et 1b). Pour ce faire, le logiciel gratuit
Autostakkert (AS!3) est incontournable. Laissez ses paramètres par
défaut, donnez-lui votre film, dites-lui de positionner ses points d’alignement
automatiquement… il ne mettra que quelques minutes à faire
le travail.
2b
Quel logiciel de traitement
L’étape finale de traitement consiste principalement à accentuer
les fins détails contenus dans l’image brute mais encore invisibles.
Plusieurs logiciels d’astronomie, notamment Registax, Iris ou
Astrosurface, contiennent une fonction « ondelettes » idéale pour cela.
Pousser les différents curseurs en alternance jusqu’à ce que le résultat
vous convienne (2a et 2b). Notons que dans Registax ces « ondelettes
» sont associées à une fonction de réduction du bruit ajustable
et efficace.
71

Photographier le ciel profond
La photographie des amas, nébuleuses
et autres galaxies est nettement plus difficile que celle des planètes. Mais
elle révèle la splendeur colorée de ces astres, qui autrement ne sont que de faibles
lueurs grisées à l’oculaire.
Où s’installer ?
Un ciel sans pollution lumineuse sera l’élément clé
de votre réussite : astronomes citadins, fuyez votre
ville, de préférence vers le sud. Un exemple et non
des moindres, le halo de Paris est encore nettement
visible à 150 km à la ronde… Un ciel sans
brume ni voile nuageux et une bonne stabilité de
l’air constituent également des atouts.
Quel type de détecteur ?
Un appareil reflex numérique est intéressant
pour commencer, car la mise au point se fait en
mode live-view et un ordinateur n’est pas nécessaire
pour l’acquisition. Comptez un budget à
partir de 300 euros. Pour capter les astres faibles
de façon optimale, les photographes optent
pour une caméra CCD avec un capteur noir et
blanc, refroidi par effet Peletier afin de réduire
nettement le bruit. Il faut alors plutôt compter
1000 euros au minimum et l’on entre dans un
domaine de spécialistes.
1
2
3
Quel type de télescope ?
Un téléobjectif monté sur un reflex numérique est
parfait pour commencer. Dans un second temps,
vous pourrez essayer d’utiliser votre télescope. Le
rapport focale sur diamètre, toujours lui, est déterminant
: plus il est petit, plus les temps de pose
sont réduits, ce qui est un gros atout. En revanche,
un correcteur de champ s’avère nécessaire si l’on
ne veut pas des étoiles déformées. Un kit de guidage,
véritable second petit instrument à lui tout
seul, s’avère par ailleurs quasi-indispensable
(Lacerta MGEN par exemple).
4
72

Reflex
numérique
Entre 600 g
et 1 200 g
CCD
Principe de prise de vue
Fixez le boîtier photo ou la caméra CCD directement
sur le télescope à l’aide d’un adaptateur. La
mise au point avec une caméra CCD peut être
d’abord dégrossie sur une étoile brillante. Une
fois votre cible centrée, lancez le système d’autoguidage
et fignolez la mise au point. Vous êtes
prêt à lancer une série d’images, exposées typiquement
quelques minutes chacune. Réalisez pour
finir quelques darks, avec le même temps de pose
mais cache sur l’instrument, afin d’enregistrer les
parasites (les pixels « chauds ») du capteur.
Quel logiciel de pré-traitement ?
Le principe du pré-traitement consiste une fois
de plus à combiner l’ensemble des images individuelles
1 en une seule, nettement plus riche
en information mais aussi débarrassée des pixels
chauds 2 . Parmi les logiciels à disposition, Deep
Sky Stacker (DSS) séduit par sa simplicité d’utilisation.
Laissez les paramètres par défaut, chargez
vos images ainsi que vos darks et le tour sera joué
en quelques minutes. Avec une CCD noir et blanc,
il faut aussi réaliser une image couleur avec trois
clichés à travers des filtres bleu, vert et rouge 3 .
Quel logiciel de traitement ?
Les nébuleuses et galaxies étant des astres
très faibles, le traitement de l’image consiste
notamment à accentuer leur luminosité et leur
contraste, jusqu’au résultat escompté 4 . Un
logiciel de traitement d’images classique comme
Photoshop (payant) ou GIMP (gratuit mais simplifié)
convient, notamment en jouant sur le curseur
des « niveaux ». Les utilisateurs de CCD préfèrent
les fonctions plus poussées des logiciels astronomiques
comme Iris et Siril (gratuits) ou Pixinsight
(payant).
73

CHAPITRE 4
À LA DÉCOUVERTE
DU SYSTÈME SOLAIRE
Vous êtes fasciné par le Système solaire
et avez l’envie de voir de plus près les
anciens canyons asséchés sur Mars, les
aurores de Jupiter ou les couleurs des
planètes lointaines. Vous vous demandez
aussi à quoi ressemblent ces astres
depuis la Terre, vus à l’oculaire d’un
petit instrument. Alors, en route pour
une exploration des planètes, aussi
bien à travers les clichés stupéfiants
des sondes spatiales que l’œil rivé à un
télescope.

Dans l’atmosphère de la Terre
Certains des plus beaux spectacles
astronomiques se produisent à seulement quelques dizaines de kilomètres
au-dessus de nos têtes, dans la haute atmosphère terrestre. Dès que des particules
petites ou grosses la percutent, elle se met à briller.
Les étoiles filantes
Une étoile filante est le phénomène lumineux
qui se produit quand un petit caillou du
Système solaire percute l’atmosphère de la Terre.
L’échauffement au passage du débris rocheux
crée cette étincelle lumineuse au mouvement très
rapide, qui surprend toujours. On a nettement plus
de chance d’observer quelques étoiles filantes
lorsque la Terre croise l’orbite d’une comète, car
cette dernière a semé derrière elle une grande
quantité de débris. On parle alors d’essaim
d’étoiles filantes. Il en existe plus d’une douzaine,
le plus célèbre étant celui des Perséides vers le 12
août. Le nom des essaims est lié à la constellation
dans lequel se trouve le point de départ des étoiles
filantes, appelé le « radian ». Faites un vœu !
Exosphère
Station Spatiale Internationale : 350 km
Thermopshère
Navette spatiale
Mésosphère
Étoiles filantes
Essaim
Maximum d’activité
Constellation
du radian
Stratosphère
Quadrantides 3 – 4 janvier Bouvier
Lyrides 21 – 22 avril Hercule
Eta Aquarides 5 – 6 mai Verseau
Perséides 11 – 13 août Persée
Orionides 20 – 21 octobre Orion
Léonides 16 – 17 octobre Lion
Géminides 12 – 13 décembre Gémeaux
Troposphère
Mont Everest : 8 848 m
76

Satellite Jason 3 : 1 300 km
10 000 km
700 km
Les aurores boréales
Les minuscules ions et électrons arrachés à notre
étoile lors des éruptions solaires vont eux aussi
faire briller notre atmosphère : lorsqu’ils entrent
en collision avec cette dernière, ils engendrent des
aurores boréales. Ces aurores se forment autour
des pôles magnétiques terrestres, si bien qu’il faut
voyager pour en voir, par exemple en Laponie ou
en Islande depuis l’Europe. On assiste alors au
spectacle d’immenses draperies vertes qui se
déplacent et ondulent à la manière d’un voilage
agité par le vent. Depuis la latitude de la France,
les aurores sont très rares et forment de discrètes
lueurs rouges à l’horizon nord. Ces couleurs vert
et rouge sont liées à la fluorescence de l’oxygène
de l’atmosphère.
Aurores boréales
Trafic aérien commercial
80 km
50 km
11 km
Surveillez l’activité aurorale
Il est possible de suivre l’activité des
aurores et d’avoir des prévisions sur ces
phénomènes, en consultant notamment
le site internet www.spaceweather.com. Les deux
cartes extraites de ce site indiquent une activité
modérée au 8 juillet 2018… et montrent aussi que
seul le cercle polaire sud bénéficie de nuits noires
à ce moment de l’année !
77

Le Soleil, notre étoile
Vu de l’extérieur du Système solaire, le Soleil
n’est qu’une étoile ordinaire parmi les milliards de la Voie lactée. Mais pour nous qui
sommes en orbite autour, cet astre est unique.
Un énorme réacteur
nucléaire…
Le cœur du Soleil est une formidable
machine thermonucléaire qui transforme
chaque seconde 700 millions de tonnes
d’hydrogène en 695 millions de tonnes
d’hélium. Quid de la différence ? Les
5 millions de tonnes perdus sont transformés
en lumière, ces particules que
l’on appelle des « photons ». Les photons
vont mettre près de 200 000 ans à traverser
le manteau du Soleil et atteindre sa
surface, avant de pouvoir nous éclairer
et nous réchauffer.
NOYAU :
140 000 km de diamètre
15 000 000 °C
ZONE RADIATIVE :
350 000 km d’épaisseur
10 000 000 à 2 000 000 °C
1
2
4
Le Soleil en coupe est ici superposé – à l’échelle
– à une vue de la couronne solaire par le satellite
SOHO. Ce satellite utilise un cache, visible
sous la forme d’un large disque, qui masque les
régions trop lumineuses.
Taches solaires
de 1 000 à 50 000 km
4 000 °C
…qui s’arrêtera un jour
Les réserves d’hydrogène du Soleil sont
suffisantes pour encore près de 5 milliards
d’années. Ensuite, notre étoile évoluera
en une géante rouge, tandis que son
noyau se contractera pour amorcer de
nouvelles réactions nucléaires, moins
efficaces et plus brèves. Le Soleil aura
alors enflé jusqu’à l’orbite de Vénus et
sa chaleur aura depuis longtemps rendu
toute vie sur Terre totalement impossible.
Il sera alors près de s’éteindre lentement.
ZONE DE CONVECTION :
210 000 km d’épaisseur
2 000 000 °C à 5 500 °C
Neptune Uranus Saturne Jupiter Mars Terre Vénus Mercure
3
78

Le champ magnétique fait sa loi
Le champ magnétique du Soleil prend naissance sous la surface,
dans la zone de convection, par un effet semblable à celui d’une
dynamo de vélo. Des milliers de fois plus intense que celui de la
Terre, il dessine l’aspect de notre étoile. Il donne ainsi naissance
aux taches solaires en surface, aux belles protubérances dans l’atmosphère
ou encore aux multiples filaments de la couronne solaire.
Au final, le Soleil s’apparente à un aimant, avec un pôle nord et un
pôle sud. Mais à un aimant qui inverse ses pôles tous les 11 ans. À
ces moments-là, le nombre de taches et d’éruptions s’envole : c’est
le maximum d’activité solaire. Notre étoile crache alors des flots de
particules qui provoquent de magnifiques aurores boréales (p. 79)
mais peuvent endommager les satellites et les systèmes de communication.
Prochain maximum prévu vers 2024.
3
2
1
5
Protubérance :
jusqu’à 200 000 km de long
6
COURONNE SOLAIRE :
100 000 à 2 000 000 °C
5
CHROMOSPHÈRE :
2 000 km d’épaisseur
4 000 à 100 000 °C
Champ magnétique solaire
4
PHOTOSPHÈRE :
500 km d’épaisseur
5 500 à 4 000 °C
Les températures correspondent respectivement au début et à la fin de
la zone, par éloignement au centre du Soleil.
Quizz • L’hélium, second élément le plus abondant dans l’Univers, a été découvert dans le Soleil
grâce à une technique très utilisée en astronomie, laquelle ?
L’hélium a été observé pour la première fois en 1868 par l’astronome français Janssen, grâce à la spectroscopie. Son nom vient du
grec Helios, qui signifie Soleil. On ne découvrira sa présence sur Terre – en très petite quantité – qu’une trentaine d’années plus tard.
79

DE LOIN
Disque du Soleil – de même taille apparente que celui de la Lune – à
travers des lunettes spéciales «éclipse » (disponibles dans le commerce
pour un coût modique). La vision d’une grosse boule jaune lumineuse
fait se rendre compte à quel point le Soleil est une étoile proche.
Pas idéales pour l’observation du Soleil, car il est fastidieux d’y adapter
des filtres sur chacun des objectifs.
L60
Assombrissement notable
du bord du disque solaire,
rotation des taches
solaires et évolution de leur
structure en quelques jours.
T 115
Facules brillantes en
bord du disque solaire,
distinction ombre/
pénombre dans les taches
solaires, granulation solaire
légèrement visible.
T 200
Structure en filament de
la pénombre des taches
solaires, granulation solaire
à fort grossissement (par
faible turbulence).
Soleil au télescope
QUAND OBSERVER
OÙ OBSERVER
De mars à septembre
(Soleil plus haut dans le ciel)
80

Les taches solaires
Les taches solaires sont des zones
où le champ magnétique piège le gaz
à la surface du Soleil, qui se refroidit
alors de plus de 1 500 degrés.
Cette différence de température
suffit à ce que le centre des taches,
appelé l’« ombre », paraisse noir
par contraste, avec un pourtour
plus grisé appelé « pénombre ». La
vision des taches solaires change
en permanence. D’une part, les
taches naissent, se déforment
puis finissent par disparaître,
généralement en quelques jours.
D’autre part, la rotation de notre
étoile les entraîne imperturbablement
d’est en ouest. Les périodes
de maximum d’activité solaire permettent
d’en voir beaucoup, alors
qu’elles peuvent être totalement
absentes de la surface solaire lors
des minima d’activité.
DE PRÈS
Deux photos d’un groupe de taches ayant évolué en seulement deux jours
GROSSISSEMENT
Soleil à l’œil nu
Comment voir les « flammes » du Soleil
Avec un filtre spécifique appelé
« H-alpha », adaptable sur votre
lunette, il est possible d’observer
la basse atmosphère du Soleil, la
chromosphère. On y distingue facilement
les protubérances, qui sont
des éjections de gaz autour du Soleil.
Elles forment tantôt de magnifiques
boucles, tantôt de véritables flammes
qui semblent crachées par un chalumeau.
Les plus calmes peuvent rester
en place plusieurs jours alors que les
plus vives s’échappent en quelques
heures. Lorsqu’elles sont devant le
disque solaire, les protubérances
apparaissent en ombre chinoise.
MAX -> ø × 2
FORT -> ø × 1
MOYEN -> ø × ½
FILTRE
Filtre solaire OBLIGATOIRE
FAIBLE -> ø / 4
81

Zoom sur la Lune
Alors qu’elle semble aujourd’hui si paisible dans
notre ciel, la Lune possède une histoire d’une violence inouïe, où collision est le
maître-mot. Une succession d’impacts l’a créée et a modelé son visage.
Née d’une collision avec la Terre…
La Lune s’est formée il y a 4,53 milliards d’années,
très peu de temps après la Terre. Elle résulte vraisemblablement
d’une collision entre notre planète
encore brûlante et un objet deux fois plus petit
qu’elle, appelé « Théia ». Le choc a été tel que les
débris des deux astres ont été expulsés dans l’espace,
puis ils se sont accolés pour donner naissance
à notre satellite naturel.
GRAVITÉ : 0,17
GLOBE
Noyau solide, fer
Noyau externe
partiellement fondu
Lithosphère
Croûte
3 m 17,36 m
Terre
Lune
- 175 à
+ 125 °C
1 JOUR, 1 ANNÉE
LUNAIRE
27,32 jours
29,5 jours
82
LUNE
MERCURE VÉNUS TERRE
MARS JUPITER SATURNE URANUS NEPTUNE

… façonnée par
les astéroïdes
Quelques 600 millions d’années après
cette naissance dans la douleur, la Lune
encore jeune est percutée par plusieurs
gros astéroïdes, qui la défigurent en creusant
d’immenses bassins. Peu après ce
bombardement, une énorme météorite
d’une centaine de kilomètres la percute,
ce qui crée une véritable hémorragie :
le magma, situé 150 kilomètres sous
la croûte lunaire, remonte à la surface.
Cette lave remplit les grands bassins
puis se solidifie, ce qui donne naissance
aux mers lunaires.
DIAMÈTRE : 3 474 km
SOIT 0,27 ×
CELUI DE LA TERRE
Et criblée de cratères
La plupart des cratères lunaires se sont
formés il y plus de 3 milliards d’années,
à une époque où le Système solaire était
encore chargé de gros débris rocheux.
Sans atmosphère pour freiner leur chute,
chaque caillou percutant la Lune creuse
un cratère dont le diamètre peut atteindre
20 à 50 fois celui du projectile. Les plus
beaux spécimens mesurent ainsi plus de
100 km de diamètre. Sur Terre comme
sur la Lune, les chutes de grosses météorites
sont devenues à présent extrêmement
rares. Le titre du grand cratère
le plus jeune revient certainement à
Giordano Bruno. Situé sur la face cachée
de la Lune et d’un diamètre de 22 km, il
serait au moins dix fois plus récent que
l’impact du Chicxulub sur Terre, qui a
provoqué l’extinction des dinosaures et
des trois quarts des espèces vivantes,
il y a 66 millions d’années.
Quizz • Dénuée d’activité volcanique depuis des centaines de millions d’années, la Lune est-elle
vraiment un astre mort ?
Pas tout à fait, puisque son refroidissement n’est pas terminé. Ce phénomène l’amène encore à légèrement se contracter, ce qui
engendre une petite activité tectonique.
83

DE LOIN
Phases, lumière cendrée, mers de basalte (voir Chapitre II).
Mers, gros cratères et montagnes au terminateur, Golfe des Iris, traînées
rayonnantes à la pleine lune (Tycho, Proclus).
L60
Innombrables cratères,
principales failles et
glissements de terrains
(Mur droit, Hyginus, Vallée
des Alpes), plissements
dans les mers au
terminateur.
T 115
Pic centraux des cratères
(Tycho, Copernic,
Théophile), nombreuses
failles (Treisnecker, Cauchy),
volcans lunaires
(Arago, Marius).
T 200
Réseaux de failles dans
de nombreux cratères
(Gassendi, Posidonius),
petits impacts en bol
résolus (Linée), lever de
Soleil en quelques minutes
au terminateur.
Lune au télescope
QUAND OBSERVER
OÙ OBSERVER
Toute l’année
Premier quartier plus haut au printemps
Dernier quartier plus haut à l’automne
84

La visibilité des cratères
Puisque nous observons la Lune
de face, la visibilité des cratères et
autres reliefs lunaires dépend essentiellement
des ombres que ceux-ci
projettent sur le sol. Ces ombres
sont les plus grandes à la limite entre
le jour et la nuit lunaire, au niveau
du terminateur. C’est non loin de
cette frontière que les cratères
apparaissent le mieux, lorsqu’ils
sont éclairés de biais par la lumière
solaire. À l’approche de la pleine
lune, les ombres disparaissent avec
l’éclairage oblique du Soleil et avec
eux les reliefs. Les parois des beaux
cratères s’élèvent à plusieurs milliers
de mètres d’altitude et ils peuvent
projeter de belles ombres pendant
plusieurs jours. Mais les reliefs
modestes comme les volcans ou,
mieux encore, les plissements dans
les mers, s’évanouissent quelques
heures seulement après que le Soleil
s’est levé dessus.
DE PRÈS
1 2 3
Le cratère Tycho, 1 au niveau du terminateur : on ne voit pas l’intérieur du cratère 2
non loin du terminateur : la vision est optimale (sol et pic central bien visibles) 3 loin du
terminateur : on ne voit plus le relief, mais on peut s’intéresser aux traînées rayonnantes.
GROSSISSEMENT
Lumière cendrée
aux jumelles
Les traînées rayonnantes
Lors d’un impact de météorite, un
cratère se forme et des poussières
de roches pulvérisées retombent très
loin autour de celui-ci, du fait de la
faible gravité lunaire. Ces projections
apparaissent à la pleine lune autour
des plus jeunes cratères, comme
Tycho (109 millions d’années). On les
appelle des « traînées rayonnantes ».
Ces stries lumineuses témoignent
de la belle teinte claire du sol lunaire
lorsqu’il est « frais »... Elles révèlent
aussi que le reste du sol de notre
satellite, en regard plus sombre, n’a
cessé de se ternir, à cause notamment
du rayonnement solaire. À
quand une sonde nettoyeuse pour
lustrer la Lune et lui redonner son
éclat d’antan ?
MAX -> ø × 2
FORT -> ø × 1
MOYEN -> ø × ½
FILTRE
Neutre si luminosité gênante
FAIBLE -> ø / 4
85

Les éclipses
Les plus beaux spectacles astronomiques mettent en scène
les trois astres qui nous sont les plus familiers : le Soleil, la Lune et notre planète, à
travers de stupéfiantes parties de cache-cache céleste.
Les éclipses de Soleil
86
Lorsque la Lune cache le Soleil
Les éclipses de Soleil sont le fruit d’une heureuse
coïncidence qui veut que la Lune soit à la
fois 400 fois plus près de la Terre que le Soleil
et 400 fois plus petite que lui : elle a la même
taille apparente dans le ciel. De fait, lorsque
notre satellite est exactement interposé entre
nous et le Soleil, il masque la surface de notre
étoile. Si l’éclipse est totale, on ne voit plus que
l’atmosphère du Soleil. Ce spectacle rare et
grandiose ne dure que quelques minutes et se
produit sur une zone très étroite du globe terrestre,
appelée « bande de totalité ». Il peut être
regardé à l’œil nu, aux jumelles ou au télescope,
sans aucun filtre (alors que les phases partielles
en requièrent un).
Date
Lieu
14 décembre 2020 Argentine, Chili
4 décembre 2021 Antarctique
8 avril 2024 États-Unis, Mexique
12 août 2026
Prochaines éclipses
totales de Soleil
Espagne, Islande,
Groenland

Les éclipses de Lune
Date
26 mai 2021
16 mai 2022
8 novembre 2022
Prochaines éclipses
totales de Lune
Lieu
Amériques, Australie,
Pacifique
Europe, Amériques,
Afrique
Asie, Australie,
Pacifique
14 mars 2025 Amériques
La Lune rouge sang
Une éclipse totale de Lune a lieu lorsque notre
satellite est entièrement caché des rayons du
Soleil par la Terre qui fait écran. Bien que ne recevant
plus de lumière directe du Soleil, la Lune
ne disparaît pas complètement car elle est éclairée
par l’auréole rouge intense de l’atmosphère
terrestre. Une éclipse totale de Lune peut durer
presque deux heures, le temps que notre satellite
traverse l’ombre arrondie de la Terre. Elle peut
être observée aussi bien à l’œil nu qu’aux jumelles
ou au télescope, depuis n’importe quel endroit où
la Lune est visible dans le ciel.
87

Mercure, sous les feux du Soleil
Elle détient deux records.
Celui de la planète la plus petite du Système solaire tout d’abord – elle est même
moins grosse que certains satellites de Jupiter ou Saturne – et celui de la planète la
plus proche du Soleil.
Une planète brûlée…
Conséquence directe de ses records de taille et
de proximité au soleil, Mercure ne peut pas avoir
d’atmosphère. Sans cette couche protectrice,
sa surface subit des variations de température
extrêmes. Ses paysages désertiques ressemblent
à ceux de la Lune. Lors de son refroidissement, il
y a 4 milliards d’années, Mercure se serait contractée
de près de 14 kilomètres : ce phénomène
extrême a engendré la formation d’innombrables
crêtes montagneuses.
GRAVITÉ : 0,38
3 m 7,8 m
Terre
Mercure
GLOBE
Noyau solide, fer
Noyau externe
partiellement fondu
Croûte
1 JOUR, 1 ANNÉE
MERCURIENNE
58,65 jours
87,97 jours
- 170 à
+ 430 °C
… mais avec de la glace aux pôles
La sonde Messenger, qui a cartographié Mercure
entre 2011 et 2015, a détecté de grandes quantités
d’eau gelée aux pôles. Il faut dire que dans
ces régions qui ne reçoivent jamais la lumière du
Soleil, la température est en permanence voisine
de -220 °C. Comme sur Terre, cette eau a pu être
apportée par des comètes et des météorites.
La nuit éternelle
au pôle nord de
Mercure, vue par
Messenger.
88
MERCURE VÉNUS TERRE MARS JUPITER SATURNE URANUS NEPTUNE

Des centaines de cratères
La surface de Mercure est criblée d’innombrables
cratères de toutes tailles. La
plus grosse cicatrice est le bassin d’impact
Caloris, d’un diamètre de 1500 kilomètres.
À y regarder de près, les flancs
des cratères de Mercure ne sont pas aussi
beaux que ceux des cratères lunaires. La
faute à la gravité, deux fois et demi plus
forte sur la petite planète, qui empêche
les éjectas de s’envoler bien loin. De
plus, ces cratères sont grignotés par un
curieux phénomène d’érosion, qui provoque
des effondrements de plusieurs
dizaines de mètres de profondeur. Il faut
dire qu’avec des températures au Soleil
bien supérieures à celles nécessaires pour
faire fondre le plomb, le sol est soumis à
rude épreuve !
ATMOSPHÈRE
Oxygène 42 %
Sodium 29 %
Hydrogène 22 %
Autres gaz 7 %
DIAMÈTRE : 4 879 km
LÉGÈREMENT PLUS GRAND
QUE CELUI DE LA LUNE
Pourquoi un si gros noyau ?
Mercure possède en proportion de sa
taille le plus gros noyau du Système
solaire. Composé principalement de fer, il
occupe plus de 40% du volume de la planète,
alors que pour la Terre par exemple,
ce chiffre n’est que de 17 %. On surnomme
ainsi Mercure « la planète métallique
». Pourquoi un noyau aussi énorme ?
Les astronomes n’ont pas encore la
réponse, mais ils espèrent bien le savoir
grâce à la mission Bepi-Colombo et à ses
deux sondes. Mise en orbite autour de
Mercure en 2025.
Quizz • Au cours d’une même journée, quelle trajectoire peut suivre le Soleil dans le ciel de Mercure ?
Le Soleil peut se lever, grimper jusqu’au sud… puis repartir en arrière. Il peut aussi se lever et se coucher plusieurs fois par jour. Ces
effets sont liées à la durée d’une journée et d’une année, ainsi qu’à l’orbite très elliptique de Mercure.
89

DE LOIN
Joli point doré lors des élongations maximales si l’atmosphère
est pure. À rechercher environ trois quart d’heure après le coucher
du Soleil ou avant son lever.
Attention : variations rapides de magnitude (de - 1,5 à + 2,5).
Astre plus brillant qu’à l’œil nu, mais aucun détail supplémentaire.
L60
Phases : premier ou dernier
quartier particulièrement
accessibles (correspondent
à une élongation maximale).
T 115
Ensemble des phases
par faible turbulence.
Observation possible
en plein jour.
T 200
Nuances d’albédo à
la surface lorsque les
conditions sont excellentes.
Mercure au télescope
QUAND OBSERVER
OÙ OBSERVER
2020 : 10/02 (soir) et 10/11 (matin)
2021 : 17/05 (soir) et 25/10 (matin)
2022 : 29/04 (soir) et 08/10 (matin)
2023 : 11/04 (soir) et 22/09 (matin)
2024 : 24/03 (soir) et 05/09 (matin)
90

Des zones sombres sur le sol
Les premières observations de la surface
de Mercure ont eu lieu à partir
de la fin du xix e siècle. L’astronome
français Eugène Antoniadi a ainsi
noté que des nuances de luminosité
sur le disque pouvaient apparaître
lorsque les conditions sont exceptionnelles.
Ces zones traduisent des
différences de pouvoir réfléchissant
du sol, de la même manière que sur
Mars notamment. Un télescope de
200 mm, armé d’un grossissement
de 200 × et d’un filtre rouge, paraît
être un minimum pour les distinguer.
Les astrophotographes arrivent à
les capturer, notamment à l’aide
d’un filtre infrarouge.
DE PRÈS
Mercure devant le Soleil
Lorsqu’elle navigue entre nous et
notre étoile, Mercure passe presque
toujours un peu au-dessus ou en-dessous
de celle-ci. Toutefois, en de rares
occasions, l’alignement est parfait : il
est alors possible de voir défiler cette
petite planète en ombre chinoise
devant l’énorme disque solaire. Un
tel transit permet de constater en
instantané le mouvement de la planète
la plus rapide sur son orbite
et de saisir la distance qui nous en
sépare. Le minuscule disque de
Mercure est reconnaissable dans une
lunette de 60 mm équipée d’un filtre
solaire. Après le dernier passage du
11 novembre 2019, il va maintenant
falloir attendre novembre 2032 !
Mercure à l’œil nu
(en haut), en compagnie
de Vénus (en bas).
Un transit de Mercure devant le Soleil peut durer plus de 7 heures.
GROSSISSEMENT
MAX -> ø × 2
FORT -> ø × 1
MOYEN -> ø × ½
FILTRE
Rouge
FAIBLE -> ø / 4
91

0
20
40
60
80
Vénus, la fournaise
On l’a appelée la « sœur jumelle de la Terre », du
fait de ses mensurations et de sa relative proximité. Mais à mieux la connaître, Vénus
ressemble finalement autant à l’enfer que notre planète bleue au paradis.
Une atmosphère suffocante…
Derrière le nom de « déesse de l’amour »,
se cache une planète particulièrement
inhospitalière. L’atmosphère de Vénus
est saturée en dioxyde de carbone et
serait parfaitement irrespirable. Pire,
ses nuages ne sont pas constitués de
vapeur d’eau mais de gouttelettes
d’acide sulfurique. Au sol, il règne une pression près
de 100 fois supérieure à celle de la Terre, à laquelle
les sondes soviétiques Venera, lancées dans les
années 1970, n’ont survécu que quelques heures.
Pour couronner le tout, un effet de serre infernal fait
régner – de jour comme de nuit – la température la
plus élevée du Système solaire.
3 m 3,3 m
Terre
GRAVITÉ : 0,9
Vénus
1 JOUR, 1 ANNÉE
VÉNUSIENNE
243,02 jours
224,701 jours
VENTS : 100 m/s
ATMOSPHÈRE
CO 2
96 %
Azote 3 %
Autres gaz 1 %
Nuages
d’acide sulfurique
100
…et des volcans par milliers
Si des astronautes parvenaient malgré tout à se
poser sur Vénus, ils découvriraient de magnifiques
volcans à perte de vue. Ce volcanisme, très récent
à l’échelle du Système solaire, aurait commencé il
y a quelque 500 millions d’années et serait peutêtre
encore actif par endroits : attention à ne pas
mettre les pieds dans une coulée de lave !
Les volcans
de Vénus,
photographiés
par le radar de la
sonde Magellan.
PRESSION
ATMOSPHÉRIQUE :
90 × CELLE
DE LA TERRE
92
MERCURE VÉNUS TERRE MARS JUPITER SATURNE URANUS NEPTUNE

Les stries brillantes, liées
à des soulèvement du sol,
sont l’une des conséquences
les plus étonnantes de l’activité
volcanique de Vénus.
+ 465 °C
GLOBE
Noyau solide, fer
Noyau externe
partiellement fondu
Croûte
DIAMÈTRE : 12 100 km
LÉGÈREMENT PLUS PETIT
QUE CELUI DE LA TERRE
Une rotation à deux vitesses
Le sol et l’atmosphère de Vénus ont une rotation
complètement indépendante l’un de l’autre. Alors
que la seconde planète du Système solaire tourne
très lentement sur elle-même, son atmosphère
va 60 fois plus vite et boucle un tour en 4 jours !
De plus, leur rotation s’effectue dans le sens des
aiguilles d’une montre (le sens rétrograde), à
l’inverse de la plupart des autres planètes. Les
raisons de ces particularités sont mal connues :
peut-être qu’un choc a ralenti et inversé la rotation
de Vénus par le passé, ou bien est-ce simplement
un effet de marée lié à l’atmosphère très visqueuse
de cette planète. Quoi qu’il en soit, il est étourdissant
d’imaginer que les couches nuageuses de
Vénus font 30 fois le tour complet de leur planète
dans une seule journée.
Quizz • L’atmosphère de Vénus a été découverte en 1761, savez-vous à quelle occasion ?
Elle a été découverte lors d’un transit de Vénus devant le Soleil : elle se voit comme un anneau lumineux contre le bord du Soleil,
en tout début ou fin de ce phénomène.
93

DE LOIN
Improprement nommée « étoile du Berger », la planète Vénus est l’astre
ponctuel le plus éclatant du ciel. Elle brille d’un éclat blanc immaculé
dans les lueurs du crépuscule ou de l’aube.
Le fin croissant vénusien peut être reconnu facilement dans des
petites jumelles.
L60
Ensemble des phases
visibles. L’irisation en bas
et en haut de la planète
ne provient pas forcément
d’un défaut de l’objectif :
elle peut être engendrée
par la faible hauteur de
Vénus sur l’horizon.
T 115
Nuages dans l’atmosphère
de Vénus avec un filtre
violet par faible turbulence.
T 200
Rotation de l’atmosphère
en 4 jours en imagerie avec
un filtre UV (comme Charles
Boyer qui a découvert cette
rotation en 1957).
Vénus au télescope
94
OÙ OBSERVER
2020 : janvier
à avril (le soir) et
juillet à octobre
(le matin)
2021 : août
à novembre (le
soir)
QUAND OBSERVER
2022 : février à
mai (le matin)
2023 : avril
à juillet (le soir)
et septembre
à décembre
(le matin)
2024 : janvier à
février (le matin)
et septembre à
décembre (le soir)

Les phases de Vénus
Vénus possède une orbite située
entre le Soleil et notre planète, si
bien que notre vision de sa surface
éclairée change en permanence : il
en résulte les phases. Galilée les
a découvertes avec sa lunette en
1610, faisant ainsi un argument fort
en faveur du modèle héliocentrique.
La distance de Vénus à la Terre
variant considérablement, la taille
apparente de cette planète change
en même temps que sa phase évolue.
À l’opposé du Soleil, Vénus est
presque ronde et son diamètre apparent
demeure modeste. Elle grandit
ensuite en se rapprochant de la Terre,
devient ovale puis prend la forme
d’un quartier à son élongation maximale.
Vénus se montre finalement en
croissant, de plus en plus grand et fin,
avant de devenir invisible lorsqu’elle
passe entre notre planète et le Soleil.
DE PRÈS
L’ensemble des phases de Vénus, observées et dessinées par Galilée.
GROSSISSEMENT
Vénus à l’œil nu
avec la Lune
Vénus en plein jour
Saviez-vous que Vénus est parfaitement
visible à l’œil nu en pleine
journée, lorsque ciel est pur ? Le problème
est de la trouver, car elle est
cachée dans le bleu du ciel comme
une aiguille dans une botte de foin.
Tentez votre chance quand un croissant
de Lune en conjonction avec
elle sert de repère.
MAX -> ø × 2
FORT -> ø × 1
MOYEN -> ø × ½
FILTRE
Violet
FAIBLE -> ø / 4
95

Mars, la planète rouillée
La planète rouge nourrit notre imagination
depuis toujours : inquiétante divinité de la guerre pour les Romains, peuplée de
petits êtres verts au siècle dernier, elle est désormais le nouveau monde à conquérir.
Vapeur…
L’atmosphère de Mars contient de la vapeur d’eau.
Bien que sa proportion soit moindre que sur Terre,
il y a assez d’humidité pour avoir fait complètement
rouiller le sol martien : des oxydes de fer
donnent maintenant à Mars sa couleur rouge.
En hiver, la vapeur d’eau peut se condenser en
nappes de brouillard et envelopper les pôles d’une
immense écharpe nuageuse.
GRAVITÉ : 0,38
3 m 7,89 m
Terre
Mars
ATMOSPHÈRE
CO 2
95 %
Azote 3 %
Argon 1,5 %
Autres gaz 0,5 %
… et glace d’eau
Sur Mars, l’eau se trouve principalement sous
forme de glace, notamment dans les calottes
polaires. Ces dernières, recouvertes de neige carbonique,
s’étendent et se rétractent en alternance
au rythme des saisons, qui durent deux fois plus
longtemps que sur Terre. Mais alors finalement,
quid de l’eau liquide ? Elle s’est massivement
évaporée il y a 3,5 milliards d’années, mais il en
resterait dans le sous-sol, à l’instar du lac souterrain
repéré par la sonde Mars Express sous le pôle
Sud. De là à se mouiller à dire que la vie ait pu y
apparaître…
Glace d’eau
dans un
cratère près
du pôle nord,
capturée
par Mars
Express.
Panoramique
du robot
Curiosity
montrant la
diffusion par
la brume.
– 55 °C
1 JOUR, 1 ANNÉE
MARTIENNE
24 h 37 m
0 20 40 60 80 100
686,98 jours
PRESSION
ATMOSPHÉRIQUE :
0,006 × CELLE
DE LA TERRE
96
MERCURE VÉNUS TERRE MARS JUPITER SATURNE URANUS NEPTUNE

Selfie réalisé par le robot Curiosity en
pleine tempête de sable en mai 2018.
L’exploration martienne
Parce qu’elle est une destination relativement
proche, parce que l’eau liquide a existé en abondance
à sa surface par le passé, Mars est la destination
favorite des missions spatiales : depuis
les années 60, plus d’une quarantaine de robots
en tous genres ont été envoyés vers la planète
rouge ! Les prochaines sondes, comme ExoMars
ou Mars2020, vont se concentrer sur la recherche
de traces de vie et la collecte d’échantillons en
vue de leur retour sur Terre. Dans le même temps,
des hommes et des femmes s’enferment pendant
des mois dans des bidons pour simuler un voyage
vers Mars… Au cas où, dans un futur proche, la
réalité d’un vol habité vers Mars rejoigne enfin
la science-fiction.
Phobos est un ancien astéroïde d’une
bonne vingtaine de km de diamètre.
Phobos
GLOBE
Noyau interne solide
Noyau externe liquide
fer et soufre
Deimos
Manteau
Croûte
DIAMÈTRE : 6 794 km
UN PEU PLUS DE LA MOITIÉ
QUE CELUI DE LA TERRE
Déimos ressemble
à une cacahuète de 15 × 12 × 10 km
Quizz • Mars possède plusieurs immenses volcans. Quelle hauteur atteint Olympus Mons, le plus
haut de tout le Système solaire ?
Olympus Mons s’élève à 21 kilomètres d’altitude et mesure plus de 650 kilomètres de diamètre. Des chiffres tout bonnement
impossibles à atteindre sur Terre à cause de la gravité plus importante.
97

DE LOIN
Couleur orangée prononcée (les Anciens y ont vu la planète
de la guerre), fort déplacement apparent lors des oppositions
(boucle rétrograde).
Les jumelles n’offrent pas une vision plus précise que celle à l’œil nu.
L60
Couleur orangée du sol,
principales zones brunâtres
au sol (Syris Major, Mare
Acidalum, Mare Cimmerium),
calottes polaires blanches.
T 115
Petites formations (Sinus Meridiani,
Solis Lacus, Hellas), rotation
de Mars au cours d’une nuit,
évolution des calottes polaires
au fil des semaines.
T 200
Canal Coprates (Valles Marineris),
volcans accrochés par les nuages,
phénomènes atmosphériques
(tempêtes de sable, brouillards ou
nuages aux limbes et dans les plaines),
fracture des calottes glaciaires.
Mars au télescope
QUAND OBSERVER
OÙ OBSERVER
2020 : septembre à décembre
2021 : pas d’opposition
2022 : novembre et décembre
2023 : janvier et février
2024 : pas d’opposition
98

Les oppositions martiennes
Mars passe à l’opposition – elle est
à l’opposé du Soleil dans le ciel –
tous les deux ans et deux mois. Il
s’agit du moment idéal pour observer
notre petite voisine au télescope,
puisqu’elle se trouve alors également
au plus près de la Terre. Toutefois,
l’orbite fortement elliptique de Mars
fait que toutes les oppositions ne
se valent pas en qualité. Lors des
oppositions aphéliques, appelées
ainsi car la planète rouge est loin
du Soleil, la distance entre notre
planète bleue et Mars demeure voisine
de cent millions de kilomètres.
En revanche, cette distance peut
devenir inférieure à 60 millions
de kilomètres lors des meilleures
oppositions, dites « périhéliques »,
comme ce fut le cas en 2018.
DE PRÈS
Mars
16 janvier 2025
8 décembre 2022
82,3 millions de km
96,5 millions de km
19 février 2027
101,7 millions de km
Terre
13 octobre 2020
62,7 millions de km
GROSSISSEMENT
Mars à l’œil nu,
avec Saturne
dans le Scorpion
Voir Mars tourner sur elle-même
La planète Mars tourne sur ellemême
en 24 heures et 37 minutes,
soit à peine moins vite que la Terre.
Cette rotation peut être remarquée
au cours d’une seule nuit en période
d’opposition martienne. Il faut pour
cela repérer une formation près d’un
limbe et l’observer à environ une
heure d’intervalle : elle aura légèrement
pivoté durant ce laps de temps.
La rotation de Mars se voit également
au fil du temps, puisqu’une région
donnée de Mars passe au méridien
avec un retard de 40 minutes d’une
nuit à l’autre. En moins d’un mois,
c’est ainsi la totalité de la surface
martienne qui peut être observée
dans un télescope d’amateur.
MAX -> ø × 2
FORT -> ø × 1
MOYEN -> ø × ½
FAIBLE -> ø / 4
FILTRE
Orange
Rouge
99

Jupiter, le règne des nuages
Jupiter est la plus grosse planète du
Système solaire et la première à s’être formée autour du Soleil. Il ne lui aurait manqué
qu’un peu d’embonpoint pour devenir une étoile.
Tout sauf gazeuse…
Bien que Jupiter soit appelée planète gazeuse,
son atmosphère ne représente qu’une couche
de trois mille kilomètres d’épaisseur. En dessous,
l’hydrogène est liquide, puis métallique du fait
de l’énorme pression qui augmente à mesure
que l’on s’enfonce. Au centre, le cœur solide de
Jupiter est toujours en train de refroidir. Du coup,
la planète géante émet plus d’énergie qu’elle
n’en reçoit du Soleil.
GRAVITÉ : 2,4
3 m 1,29 m
Terre
Jupiter
GLOBE
Noyau
Hydrogène métallique
Hydrogène liquide
Hydrogène gazeux
Nuages
… mais une formidable
atmosphère tout de même
Aussi fine soit-elle, l’atmosphère jovienne est
la plus incroyable du Système solaire : dans les
bandes nuageuses aplaties par la vitesse de
rotation, s’agitent d’innombrables cyclones et
anticyclones, tempêtes et autres tornades, dévoilées
récemment avec luxe de détails par la sonde
Juno. Attention : la fusion de deux tempêtes
peut libérer des éclairs mille fois plus puissants
que sur notre planète !
ATMOSPHÈRE
Hydrogène 90 %
Hélium ~ 10 %
Autres gaz < 1 %
– 160 °C
Les orages de
Jupiter vus par
la sonde Juno.
1 JOUR, 1 ANNÉE
JOVIENNE
9 h 55 m
11,86 ans
PRESSION
ATMOSPHÉRIQUE :
5 × CELLE
DE LA TERRE
100
MERCURE VÉNUS TERRE MARS JUPITER SATURNE URANUS NEPTUNE

Les aurores de Jupiter
Jupiter possède le champ magnétique
le plus puissant du Système
solaire. Celui-ci engendre des aurores
boréales des dizaines de milliers de
fois plus intenses que sur Terre. Mais
d’où proviennent les particules à l’origine de ces
magnifiques lumières violettes autour des pôles ?
Pas seulement du Soleil, mais aussi des volcans
du satellite Io, le plus proche de Jupiter ! Ces derniers,
au nombre de 400, crachent des panaches de
soufre à plusieurs centaines de kilomètres d’altitude.
Lorsque ces particules ionisées sont captées
par la planète géante, elles entrent en collision
avec son atmosphère et l’électrisent.
DIAMÈTRE : 142 984 km
Anneaux Gossamer
Anneau principal
A
Io B Ganymède C Europe D Callisto
A
B
C
D
1
3
4
2
Metis
2
Adrastea
3
Amathea
4
Thebe
Quizz • L’eau sous forme liquide est une denrée rare ailleurs que sur Terre. Sur quel satellite de
Jupiter en trouve-t-on en grande quantité ?
Il s’agit d’Europe, où un océan contenant deux fois plus d’eau liquide que sur Terre aurait élu domicile sous une croûte de glace de
10 à 30 kilomètres d’épaisseur.
101

DE LOIN
Astre éclatant de couleur jaunâtre, déplacement parmi les étoiles au fil
des semaines.
Satellites galiléens, disque minuscule (jumelles sur trépied).
L60
Deux bandes équatoriales (bande
sud plus claire et irrégulière),
assombrissement sensible aux pôles,
aplanissement du globe,
ronde des satellites,
éclipses des satellites par l’ombre
de Jupiter.
T 115
Tache rouge, perturbations dans la
bande équatoriale sud, festons le
long de la bande équatoriale nord,
rotation rapide de la planète,
ombre des satellites sur le globe.
T 200
Tache rouge hétérogène, suivi de la
météo jovienne,
évolution des festons le long
des bandes équatoriales,
fusion d’ovales clairs dans les
régions polaires,
disque des satellites galiléens.
Jupiter au télescope.
QUAND OBSERVER
2020 : juin à août
2021 : juillet à septembre
2022 : août à octobre
2023 : septembre à décembre
2024 : octobre à décembre
OÙ OBSERVER
102

Les satellites galiléens
Galilée a découvert les quatre principaux
satellites de Jupiter en 1610
et constaté leur ronde autour de la
géante, démontrant par là même
que tout ne tournait pas autour de
la Terre comme le voulait le modèle
géocentrique. Par ordre de distance à
Jupiter, on trouve Io, avec ses volcans
en activité, Europe, qui possède un
océan souterrain à même d’abriter la
vie, Ganymède, le plus gros satellite
du Système solaire et enfin Callisto,
dont la surface sombre est criblée de
cratères. Dans leur mouvement autour
de Jupiter, ces quatre satellites galiléens
passent en alternance devant et
derrière leur planète. Dans le premier
cas, ils projettent leur petite ombre sur
les nuages, provoquant là-bas d’innombrables
éclipses totales de Soleil.
Dans le second, ils disparaissent pour
quelques temps derrière la géante ou
même son ombre, ce qui est spectaculaire
même dans une petite lunette.
DE PRÈS
Le petit satellite Europe projette son ombre non loin de la grande tache rouge.
GROSSISSEMENT
Jupiter à l’œil nu,
avec Vénus
à sa gauche.
La grande tache rouge rétrécit
C’est la grande curiosité de Jupiter :
un anticyclone grand comme deux
fois la Terre, immuable depuis sa
découverte il y a 350 ans. Immuable ?
pas tout à fait : en un siècle, sa longueur
est passée de 40 000 à seulement
16 000 km et au rythme
actuel, elle risque d’avoir disparu
d’ici 20 ans ! Des petits tourbillons
internes pourraient être à l’origine de
ce phénomène d’essoufflement.
MAX -> ø × 2
FORT -> ø × 1
MOYEN -> ø × ½
FILTRE
Jaune
FAIBLE -> ø / 4
103

Saturne et ses anneaux
Parmi les planètes géantes, Saturne ne se
classe qu’au second rang par ordre de taille, après Jupiter. En revanche, grâce à
ses splendides anneaux, elle remporte haut la main le titre de plus belle planète
du Système solaire.
Une géante…
L’atmosphère de Saturne, comme
celles des planètes géantes, est essentiellement
constituée d’hydrogène et
d’hélium. Cependant, des molécules
d’ammoniac lui confèrent une teinte
jaune exceptionnelle. Son atmosphère
n’est calme que vue de loin : sur le
boulevard des tempêtes, des tourbillons
s’étendent parfois sur des centaines de
milliers de kilomètres, portés par des
vents de vitesse supersonique. Inutile
de chercher refuge aux pôles, où ont
élu domicile d’immenses ouragans aux
formes étranges et dont l’origine demeure
mystérieuse.
DIAMÈTRE : 120 000 km
SOIT 9 × CELUI DE LA TERRE
GRAVITÉ : 1,1
3 m 2,86 m
Terre
Saturne
- 190 °C
ATMOSPHÈRE
96 % Hydrogène
3 % hélium
1 % Autres gaz
1 JOUR, 1 ANNÉE
SATURNIENNE
…qui flotterait sur l’eau
Malgré sa taille gigantesque, Saturne
est la seule planète du Système solaire
plus légère que l’eau : sa densité vaut à
peine 0.7, contre 1 pour l’eau. Du coup,
s’il existait un océan assez vaste pour
poser la planète aux anneaux dessus, elle
flotterait dessus aussi bien qu’une coque
de noix !
10 h 39 min
29,46 ans
DISTANCE MOYENNE
SATURNE/SOLEIL : 9,54 AU
SOIT 9,5 × LA DISTANCE
TERRE/SOLEIL
GLOBE
Noyau interne
Silicates, Ferhélium
Noyau externe
Eau, Méthane,
glaces d’ammoniac
Manteau
Hydrogène métallique
104
MERCURE VÉNUS TERRE MARS JUPITER SATURNE URANUS NEPTUNE

MASSE : 568,46 × 10 24 kg
SOIT 95,2 ×
CELLE DE LA TERRE
L’origine des anneaux toujours mystérieuse
Les anneaux de Saturne sont constitués d’innombrables blocs de glace et
de poussières qui tournent autour de la planète géante. Ils sont si grands
qu’ils logeraient tout juste entre la Terre et la Lune, alors que leur épaisseur
ne dépasse pas quelques dizaines de mètres ! Malgré la visite des
sondes spatiales et les simulations sur ordinateur, les astronomes ne
savent toujours pas avec certitude si ces anneaux proviennent d’un
satellite qui se serait désagrégé en s’approchant trop près de Saturne
ou si, au contraire, il s’agit de rochers qui n’ont jamais pu s’agglomérer
pour former un corps plus gros. Une chose est certaine : ces anneaux sont
en train de s’évaporer et pourraient avoir complètement disparu d’ici
100 millions d’années.
Division Cassini
Intervalle
de Colombo
Intervalle
de Maxwell
Intervalle
de Huygens
Intervalle
de Encke
Intervalle
de Keeler
Anneau
D
Anneau
C
Anneau
B
Anneau
A
74 500 km 92 000 km 117 580 km 122 200 km 136 780 km
140 220 km
Un cortège de 62 lunes
140 220 km
2,3 Rs
178 500 km
3 Rs
Anneau F G Anneau E
478 500 km
8 Rs
Titan
20,3 Rs
Janus
Mimas
Encelade
Hypérion
24,6 Rs
Iapetus
59,1 Rs
1 RS : RAYON DE SATURNE = 60 000 KM
Limite de roches
Téthys
Dioné
Rhéa
Les plus gros satellites de Saturne représentés à l’échelle. Leur distance est également
indiquée en nombre de fois le rayon de Saturne (Rs).
Phœbe
214,9 Rs
Quizz • Titan, le plus gros satellite de Saturne – et le second plus gros de tout le Système solaire
– est unique par rapport aux autres satellites : à quel point de vue ?
Titan est le seul doté d’une véritable atmosphère. Très riche en azote, elle ressemble à celle de la Terre primitive : il n’est pas exclu
qu’une vie microbienne ait pu voir le jour sur ce satellite.
105

DE LOIN
Planète bien visible, teinte légèrement jaune, lent déplacement
parmi les étoiles.
Rien de plus que l’œil nu (tache lumineuse légèrement ovale lorsque
les anneaux sont très ouverts).
L60
Nuance de luminosité
entre les deux
anneaux principaux,
couleur jaune du globe,
1 satellite (Titan).
T 115
Division de Cassini
dans les anneaux,
bandes équatoriales,
aplanissement aux pôles,
5 satellites.
T 200
Anneau intérieur ténu
(anneau de crêpe),
division d’Encke,
tempêtes atmosphériques;
7 satellites. Saturne au télescope
QUAND OBSERVER
OÙ OBSERVER
2020 : juin à août
2021 : juillet à septembre
2022 : juillet à septembre
2023 : août à octobre
2024 : août à octobre
106

Le basculement des anneaux
Puisque l’axe de rotation de Saturne
est incliné par rapport au plan de
son orbite, les anneaux, situés dans
le plan équatorial de la planète, sont
aussi penchés. En conséquence, à
mesure que Saturne parcourt son
orbite, notre angle de vision sur ses
magnifiques anneaux change : nous
avons l’impression qu’ils s’ouvrent
et se referment en alternance. En les
observant d’une année sur l’autre,
il est actuellement facile de les voir
se refermer lentement. En 2025, ils
apparaitront exactement de profil.
Étant donné leur épaisseur minuscule,
ils sembleront alors disparaître
pendant quelques semaines.
DE PRÈS
2025
2029
2009
2018
L’apparence des anneaux de Saturne dépend de sa position autour du Soleil.
Saturne à l’œil nu,
dans le Scorpion.
La luminosité de Saturne à l’œil nu
Malgré une distance à la Terre relativement
constante, la luminosité de
Saturne peut varier considérablement.
La faute aux brillants anneaux
et à la façon dont ils sont orientés
par rapport à nous. C’est logique,
plus ils sont ouverts, plus Saturne
semble brillante. Mais un autre phénomène,
plus étonnant, entre en
jeu : les cailloux qui constituent ces
anneaux projettent des ombres les
uns sur les autres. Cela fait nettement
chuter leur éclat en dehors des
périodes d’opposition.
GROSSISSEMENT
MAX -> ø × 2
FORT -> ø × 1
MOYEN -> ø × ½
FILTRE
Jaune
FAIBLE -> ø / 4
107

Uranus et Neptune, aux confins du Système solaire
Trop lointaines pour être détectables à l’œil nu, Uranus et Neptune n’ont été découvertes
qu’après l’invention du télescope. Si les deux dernières planètes du Système
solaire se ressemblent, l’atmosphère de Neptune réserve toutefois quelques surprises.
De belles couleurs…
Les atmosphères des planètes
géantes renferment principalement
de l’hydrogène et de
l’hélium, les deux éléments
les plus abondants de l’Univers.
Toutefois, quelques traces
d’autres éléments chimiques
suffisent à leur donner leur
teinte unique. Le méthane
serait ainsi le principal responsable
des belles colorations vert
jade d’Uranus et bleu océan
de Neptune.
ATMOSPHÈRE
Uranus
Hydrogène 83 %
Hélium 15 %
Méthane 2,5 %
GRAVITÉ : 0,9
3 m
3,3 m
– 215 °C
Terre
Uranus
DIAMÈTRE : 51118 km
…et des turbulences
Alors que l’atmosphère d’Uranus
est plutôt calme, il en va autrement
de celle de Neptune, qui
est animée des vents les plus
violents du Système solaire :
leur vitesse avoisine 2 000 km/h !
De plus, d’immenses ouragans,
comme ceux photographiés par
Voyager 2 lors de son passage en
1989, s’y forment fréquemment.
Les astronomes se demandent où
la dernière planète du Système
solaire puise sa force pour s’agiter
de la sorte et produire deux
fois plus d’énergie qu’elle n’en
reçoit de la part du Soleil.
DIAMÈTRE : 49500 km
ATMOSPHÈRE
Hydrogène 80 %
Hélium 19 %
Méthane 1 %
GRAVITÉ : 1,1
3 m
2,55 m
– 220 °C
Terre
Neptune
Neptune
108
MERCURE VÉNUS TERRE MARS JUPITER SATURNE URANUS NEPTUNE

À gauche, anneaux
et satellites
d’Uranus vus par le
télescope Hubble ;
à droite, la grande
tempête de Neptune
photographiée
par Voyager 2.
1 JOUR, 1 ANNÉE
URANIENNE
17 h 24 m
GLOBE
84 ans
Noyau
Mélange liquide
eau, méthane,
ammoniaque sous forme
de glace.
Hydrogène gazeux
Les anneaux ténus
des géantes
Toutes les planètes géantes ont
des anneaux, toutefois seuls ceux
de Saturne sont bien visibles,
car ils reflètent intensément la
lumière du Soleil. Ceux d’Uranus
et Neptune, comme ceux
de Jupiter, sont constitués de
matière très sombre qui les rend
difficilement détectables. Ils ont
été découverts de manière indirecte
dans les années 1970-80,
lorsqu’ils ont caché des étoiles en
arrière-plan. La sonde Voyager 2
a ensuite pu les scruter plus en
détail. Il s’avère qu’Uranus possède
une bonne douzaine d’anneaux
bien distincts et Neptune
cinq. Ces anneaux sont jeunes
à l’échelle de la vie du Système
solaire. Ils proviendraient de la
collision et de la fragmentation
de petits corps.
1 JOUR, 1 ANNÉE
NEPTUNIENNE
Satellites d’Uranus (total 27)
Miranda
Ariel
Umbriel
9 h 55 m
165 ans
Titania
Obéron
GLOBE
Noyau
Hydrogène liquide
Hydrogène gazeux
Nuages
Satellite de Neptune (total 14)
Triton
Quizz • Sous les nuages d’Uranus et de Neptune, il pourrait flotter sur un océan liquide d’étranges
corps… de quoi s’agit-il ?
Non loin du noyau de ces deux planètes, il flotterait des icebergs de diamants. N’essayez surtout pas d’aller les chercher : la pression
vous écraserait instantanément, vous et votre vaisseau.
109

DE LOIN
Uranus visible en théorie mais noyée parmi la multitude d’étoiles faibles,
Neptune invisible.
Légère teinte verte d’Uranus, Neptune impossible à discerner d’une étoile.
L60
Petit disque d’Uranus,
Neptune faible et
quasiment ponctuelle.
T 115
Disque d’Uranus bien défini,
petit disque de Neptune
Uranus au télescope
T 200
Disques d’Uranus et Neptune
bien définis,
Triton par conditions
exceptionnelles,
photo de l’atmosphère de ces
planètes dans l’infrarouge :
bandes parallèles d’Uranus et
tempêtes de Neptune.
Neptune au télescope
QUAND OBSERVER
OÙ OBSERVER
Uranus entre 2020 et 2024 :
octobre à décembre
Neptune entre 2020 et 2024 :
août à octobre
110

Uranus aux jumelles
Dans un ciel pur à la campagne,
Uranus apparaît comme un petit
point dans des jumelles. Mais comment
l’identifier parmi les étoiles ? Le
plus efficace consiste tout d’abord à
guetter dans les éphémérides une
date où cette planète se trouve en
conjonction avec la Lune. Les deux
astres peuvent alors tenir facilement
ensemble dans le champ de
vision. En plus de sa teinte verdâtre,
la lointaine planète découverte par
Herschel en 1781 est trahie par une
autre caractéristique : son éclat fixe.
En effet, même si elle est minuscule,
sa nature planétaire fait qu’elle scintille
nettement moins que les étoiles.
Vous voilà armés pour identifier
Uranus dans des jumelles !
DE PRÈS
GROSSISSEMENT
Uranus et Neptune par
les sondes Voyager.
Observez la couleur des planètes lointaines
Il est amusant de noter la différence
de couleur entre les planètes lointaines,
pourtant toutes dotées d’une
atmosphère d’hydrogène et d’hélium :
du jaune pour Saturne, très facile à
observer, du vert pour Uranus et du
bleu pour Neptune ! La dominante
gris-vert d’Uranus est décelable aux
jumelles et apparaît assez clairement
dans un télescope de 100mm de diamètre,
au plus faible grossissement.
Cette couleur ressort lorsqu’on la
compare avec celle des étoiles avoisinantes.
Neptune, six fois plus faible
qu’Uranus mais aussi plus basse sur
l’horizon, réserve la vision de sa couleur
bleutée à des télescopes deux
fois plus puissants.
MAX -> ø × 2
FORT -> ø × 1
MOYEN -> ø × ½
FILTRE
FAIBLE -> ø / 4
111

Les astéroïdes, cailloux du Système solaire
Les astéroïdes sont de gros rochers dont la taille varie de quelques mètres à près
d’un millier de kilomètres. Certains d’entre eux ont une trajectoire qui croise celle
de notre planète. Par Toutatis, le ciel pourrait-il nous tomber sur la tête ?
Des millions de débris entre
Mars et Jupiter…
Un grand nombre d’astéroïdes – sans doute plus d’un million
– se trouve cantonné dans la ceinture d’astéroïdes, une
zone de 300 millions de kilomètres de large située entre
Mars et Jupiter. Ces cailloux sont des petits morceaux de
planètes en devenir, appelés « planétésimaux », qui n’ont
jamais pu s’agréger à cause de la proximité trop perturbante
de Jupiter... À moins qu’ils aient été amenés là par la planète
géante ! Par ailleurs, Jupiter en a coincé quelques milliers sur
son orbite, autour de points de stabilité appelés « point de
Lagrange ». Ces derniers forment la famille des astéroïdes
troyens.
Mercure
Ceinture principale d’astéroïdes
Astéroïdes Troyens
… et cent fois plus
au-delà de Neptune
Il existe un autre endroit peuplé de cailloux de toutes tailles,
situé au-delà de l’orbite de Neptune : la ceinture de Kuiper.
On ne connaît pas encore bien cette région très éloignée et
donc quasiment pas éclairée par le Soleil. Les astronomes
pensent qu’elle pourrait être cent fois plus peuplée que la
ceinture entre Mars et Jupiter. Elle contient aussi quelques
petites planètes célèbres, comme Eris et surtout… Pluton.
112

Les géocroiseurs
Une poignée d’astéroïdes – quelques milliers tout de même
– ont une orbite qui croise celle de notre planète, d’où leur
nom de « géocroiseurs ». On ne peut s’empêcher de penser
à un risque de collision, comme celle qui a provoqué
l’extinction des dinosaures il y a 65 millions d’années. Les
astronomes, inquiets, ont même conçu plusieurs télescopes
qui scrutent le ciel en permanence afin de détecter toute
menace. Rien en vue pour l’instant, mais quelques belles
frayeurs tout de même : certains géocroiseurs passent régulièrement
en trombe entre la Terre et l’orbite de la Lune. Il
est parfois possible de les voir traverser le ciel en quelques
heures dans de simples jumelles ! Pour savoir quel est le
client du jour, rendez-vous sur le site www.minorplanetcenter.net/dayliminorplanet.
Vénus
Terre
Mars
Astéroïdes Troyens
La forme exacte de l’un des plus
dangereux géocroiseurs, Apophis,
ne restera plus inconnue longtemps :
le 13 avril 2029, il va passer à
38 000 km de la Terre : une bonne
occasion de lui tirer le portrait...
et «même pas peur !».
Jupiter
Quiz • Pourquoi les astéroïdes font-ils autant rêver les astronomes que les industriels ?
Parce qu’ils sont riches en métaux précieux, présents même à leur surface. Un « petit » astéroïde de 300 mètres de rayon aurait une
valeur commerciale de 5000 milliards d’euros !
113

DE LOIN
Un ou deux astéroïdes de magnitude inférieure à 6 lors de l’opposition,
toutefois très difficiles à identifier parmi les étoiles. Possibilité de voir
exceptionnellement un géocroiseur tomber, comme ici dans le hublot
celui de Tcheliabinsk en 2013.
Suivi possible d’une bonne dizaine d’astéroïdes aux jumelles.
Repérage et suivi d’un grand nombre d’astéroïdes (ci-dessous
le déplacement de Junon observé à 21 heures d’intervalle).
35 de ces astres atteignent une magnitude inférieure à 9 et
sont visibles dans une lunette de 60 mm. Des centaines accessibles
dans un télescope de 200 mm.
Déplacement de l’astéroïde
Junon au télescope.
QUAND OBSERVER
OÙ OBSERVER
Toute l’année :
consultez les éphémérides (https://
in-the-sky.org/data/asteroids.php)
114

Le déplacement d’un astéroïde
Les astéroïdes jouent les caméléons
au milieu des étoiles en imitant leur
aspect ponctuel. Ils sont toutefois
trahis par leur mouvement propre,
guère plus lent que celui de la planète
Mars. Une fois l’un d’eux localisé
à l’aide d’éphémérides, il ne
faut plus le lâcher d’une semelle.
Sa configuration avec les étoiles
avoisinantes change de nuit en nuit
dans des jumelles et même d’heure
en heure à l’oculaire d’une petite
lunette. Bien entendu, ce déplacement
est bien plus rapide dans le cas
d’un astéroïde géocroiseur.
DE PRÈS
Déplacement de 2014 JO25, passé à 1.8 million de km de la Terre le 19 avril 2017,
capturé sur une seule et même image.
GROSSISSEMENT
Chute de l’astéroïde
de Tcheliabinsk.
Déterminez la taille des astéroïdes
Bon nombre d’astéroïdes ont une
forme et une taille qui restent à préciser.
Vous pouvez contribuer à les
mesurer ! Comment ? Il arrive que
ces gros cailloux passent exactement
devant des étoiles, provoquant
leur extinction pendant quelques
secondes. Ces occultations permettent
de préciser les caractéristiques
de ces petits corps, grâce au
recoupement d’observations faites
depuis différents lieux. Pour participer,
il suffit d’un petit télescope, d’un
chronomètre et d’un œil aiguisé. Le
site www.euraster.net centralise les
observations depuis l’Europe.
MAX -> ø × 2
FORT -> ø × 1
MOYEN -> ø × ½
FILTRE
FAIBLE -> ø / 4
115

Les comètes, ces voyageuses venues du froid
Passant la plupart de leur existence dans les contrées reculées et glacées du Système
solaire, les comètes n’ont pratiquement pas évolué et nous renseignent sur nos
origines. Lorsqu’elles plongent vers le Soleil, elles se subliment et créent souvent
de merveilleux spectacles.
Des corps gelés…
Les comètes sont des petits corps qui mesurent de
quelques centaines de mètres à quelques dizaines
de kilomètres. Elles sont composées en majorité
de glace, mais aussi de roches et leur surface est
aussi noire que de la suie. On pense que ce sont
elles qui, en percutant la Terre il y a des milliards
d’années, ont pu apporter l’eau sur notre planète.
Nuage de Oort
Trajectoire de la comète
… qui viennent se brûler au Soleil
Les comètes ont cette particularité d’adopter
des trajectoires très elliptiques, qui les amènent
à parcourir d’immenses distances. Lorsqu’elles
s’approchent du Soleil, leur surface passe de -200
à +100 degrés Celsius et elles libèrent alors de la
poussière et du gaz, via de puissants geysers disséminés
à leur surface. Il ne ferait pas bon se trouver
à proximité de l’un d’entre eux ! Ces composés
envoyés dans l’espace demeurent dans le sillage
de la comète et créent de magnifiques panaches
– les queues – qui s’étendent parfois sur des millions
de kilomètres.
La plus célèbre des comètes,
Halley, en plein dégazage
à l’approche du Soleil.
Image prise par Giotto en 1986,
la première sonde à avoir
rendu visite à une comète.
Champs électromagnétiques
Vent solaire
Onde de choc
Création
de la queue
de plasma
116

La périodicité des comètes
Qui dit trajectoire elliptique dit période, ce qui
représente la fréquence à laquelle l’astre passe
près du Soleil. C’est Edmond Halley qui a découvert
la périodicité des comètes, grâce à la comète
qui a hérité de son nom. Lorsque la période est
inférieure à 200 ans, il s’agit d’une comète à
courte période. De tels corps sont originaires de
la ceinture de Kuiper, située au-delà de Neptune.
Les comètes à longue période sont originaires du
nuage de Oort, une coquille sphérique contenant
des milliards d’individus et nichée aux confins du
Système solaire. De telles comètes ne peuvent
venir se chauffer au Soleil qu’une fois tous les dix
ou cent mille ans. De très rares objets – comme
l’astéroïde Oumuamua ou la comète 2l/Borisov –
viennent quant à eux… d’autres étoiles !
Ceinture de Kuiper
Neptune
Le site d’arrimage du rover
Philae sur la comète Tchouri,
photographié par la sonde
Rosetta en 2014.
Quiz • Quelle comète kamikaze est venue percuter Jupiter en juillet 1994, après s’être fragmentée
sous l’effet de l’attraction de la planète géante ?
Il s’agit de Shoemaker-Levi, dont les impacts ont créé d’énormes taches brunâtres, visibles dans une petite lunette d’amateur. Notons
qu’il n’est pas rare qu’une comète se fragmente, le plus souvent à cause de l’attraction du Soleil.
117

DE LOIN
Comètes étendues (exemple : Hyakutake en 1996 a atteint 100°
de long).
Meilleur instrument pour observer les belles comètes.
Forme de la coma,
scission éventuelle du
noyau (imprévisible)
détails dans les queues
(très variable en
fonction des comètes).
Utiliser un oculaire à
grand champ délivrant
un faible grossissement.
Comète Hyakutake
au télescope.
QUAND OBSERVER
OÙ OBSERVER
Lors du périgée et du périhélie
de la comète
118

Sachez distinguer les différentes parties d’une comète
La partie la plus brillante d’une
comète est sa coma. Il s’agit de l’atmosphère
qui entoure le noyau. Ce
dernier, caché par la coma et très
petit, ne peut pas être observé directement.
Lorsque la comète passe
assez près du Soleil, elle laisse dans
son sillage du gaz et des poussières.
La queue de gaz, constituée d’éléments
très légers, est rectiligne et étirée
dans la direction opposée au Soleil.
Elle apparaît bleu-vert sur les clichés
car le gaz est ionisé (comme dans les
nébuleuses). La queue de poussière
s’incurve en éventail et marque la
trajectoire de la comète. Elle peut
refléter intensément la lumière du
Soleil et n’a pas de couleur marquée.
Lorsque les deux queues existent
en même temps, elles prennent des
orientations diverses en fonction de la
perspective.
DE PRÈS
La comète Hale-Bopp et ses deux queues disctinctes, au printemps 1996.
GROSSISSEMENT
Comète Lovejoy,
vue depuis l’ISS.
Imprévisibles visiteuses
Le comportement des comètes est
difficile à prévoir, notamment à
l’approche du Soleil. Lisez les éphémérides
avec prudence, qu’elles
soient optimistes ou pessimistes.
Un sursaut d’activité peut créer
une belle surprise. En octobre 2007
par exemple, l’éclat de la comète
17P/Holmes a augmenté de façon
totalement inattendue de près d’un
million de fois. Inversement, certaines
comètes n’atteignent pas
la brillance escomptée. La comète
ISON, attendue aussi brillante que
la pleine lune fin 2013, ne vous dit
déjà plus rien ? C’est normal, elle
s’est volatilisée à l’approche du Soleil.
Vous voilà prévenus !
MAX -> ø × 2
FORT -> ø × 1
MOYEN -> ø × ½
FILTRE
Éventuellement filtre Swan Band Comet
FAIBLE -> ø / 4
119

CHAPITRE 5
LE MONDE
DES ÉTOILES
Les étoiles, petites chandelles lointaines
scintillant dans le silence de
la nuit, ont longtemps gardé leurs
mystères. Mais nous avons fini par
apprendre beaucoup sur elles : où
elles naissent, pourquoi elles n’ont
pas toutes la même couleur, comment
elles meurent… Le monde des étoiles
s’offre désormais à nous, étourdissant
de beauté et de démesure.

À quelle distance sont les étoiles ?
En moyenne, plusieurs
dizaines d’années-lumière nous séparent des étoiles visibles à l’œil nu. Et ce n’est
rien : l’écrasante majorité des étoiles de la Galaxie se trouve bien plus loin, à des
dizaines de milliers d’années-lumière.
Mesurer la distance des étoiles
La plupart des distances d’étoiles mesurées dans la
Voie lactée sont obtenues par parallaxe : les astronomes
mesurent leur infime oscillation dans le ciel au cours d’une
année, du fait de la rotation de la Terre autour du Soleil.
Cette méthode requiert une très grande précision : actuellement,
le satellite européen Gaia mesure la distance de
plus d’un milliard d’étoiles, grâce à une résolution angulaire
de 0,3 millième de seconde d’arc (deux cent fois meilleure
que celle du télescope Hubble). Les astronomes savent également
mesurer la distance de quelques étoiles variables
particulières – Céphéides ou RR Lyrae – à partir de leurs
variations régulières d’éclat.
Kapteyn’s Star
G51-15
Procyon
Ross 128
Wolf 359
Sirius
270 °
Situé au point de Lagrange L2,
le satellite Gaia tourne
en même temps que la Terre
autour du Soleil.
Distance à la Terre
(années-lumière)
Magnitude apparente
Magnitude absolue
ε Eridani
Soleil 0,000015 -26,7 (éblouissant) 4,8
Alpha Centaure 4,4 0 4,4
Sirius 8,6 -1,5 1,4
L372-58
Véga 25,0 0 0,6
Étoile polaire 433 2,0 -3,7
Rigel (Orion) 860 0,1 -7,0
Magnitudes apparente et absolue de quelques étoiles célèbres, classées par ordre d’éloignement.
La magnitude absolue d’un astre est sa luminosité si on le plaçait à 33 années-lumière de la Terre.
122

Lalande 21185
10 années-lumière
Struve 2398
Étoile de Barnard
Groombridge 34
61 du Cygne
90 °
61 du Cygne, l’étoile de Bessel
61 du Cygne peut être considérée comme
l’une des étoiles les plus importantes du
ciel : elle est la toute première dont on
ait pu évaluer la distance. Dès 1804, l’astronome
Giuseppe Piazzi avait remarqué
que cet astre se déplaçait rapidement
dans le ciel, ce qui signifiait qu’il devait
être particulièrement proche de nous. Dès
lors, les astronomes cherchèrent à détecter
son mouvement de parallaxe. C’est
l’astronome prussien Frederic Bessel qui
réussit le premier cet exploit. La distance
qu’il trouva, 10,3 années-lumière, est
très proche de celle admise actuellement
(11,4 années-lumière). Ce chiffre donna
par ailleurs au firmament une profondeur
totalement inattendue : 11 années-lumière,
c’est plus de cent mille milliards
de kilomètres ! L’étoile de Bessel est une
superbe étoile double, à observer absolument
dans une petite lunette.
Ross 154
0 °
Vers le centre de la Galaxie
Centauri
Ross 248
Proxima
L726-8
L789-6
τ Ceti
ε Indi
Lacaille 9352
L725-32
L’étoile de Bessel.
Quiz • À quelle distance se trouve l’étoile de la Voie lactée la plus lointaine jamais détectée à ce
jour (elle est située dans le halo et non dans le disque) ?
La plus lointaine étoile de la Voie lactée, ULAS J074417.48+253233.0, est une géante rouge située à 900 000 années-lumière ! Il existe
en effet des étoiles en orbite tout autour de la Voie lactée, très loin du disque principal.
123

DE LOIN
Nul besoin d’un télescope pour appréhender la profondeur du firmament.
3 000 étoiles à l’œil nu dans un ciel noir. La plupart des étoiles brillantes
sont à moins de 100 années-lumière de la Terre, seules quelques rares
supergéantes visibles jusqu’à 1000 années-lumière sans télescope.
Étoiles proches brillantes : Sirius (hiver) 8,6 AL, Procyon (hiver) 11,5 AL,
Altaïr (été) 16,7 AL, Véga (été) 25 AL, Arcturus (printemps) 37 AL.
Étoiles brillantes de distance intermédiaire : Aldebaran (hiver) 67 AL,
Mizar (printemps) 78 AL, Alpheratz (automne) 97 AL,
Spica (printemps) 250 AL.
Étoiles lointaines brillantes : étoile polaire (toute l’année) 430 AL, Antarès
(été) : 553 AL, Rigel (hiver) 860 AL, Deneb (été) 2500 AL.
Véga
Deneb
Altaïr
Étoiles à l’œil nu
dans le ciel d’été.
QUAND OBSERVER
OÙ OBSERVER
Toute l’année
124

Le podium des étoiles les plus
proches visibles à l’œil nu
DE PRÈS
L’étoile la plus proche de nous est
le système compliqué d’Alpha du
Centaure, à 4,37 années-lumière. Cet
astre qui resplendit dans l’hémisphère
sud est constitué d’une belle
étoile double et d’un troisième compagnon
faible – une naine rouge appelée
« Proxima » – située à seulement 4,22
années-lumière. Depuis nos latitudes,
Sirius du Grand Chien mérite une
attention particulière : il s’agit de la
seconde étoile la plus proche visible à
l’œil nu – 8,6 années-lumière – et de la
plus lumineuse du ciel. Juste au pied
du podium des étoiles proches à l’œil
nu se trouve Procyon, l’étoile principale
du Petit Chien, à 11,5 annéeslumière.
Plus d’une douzaine d’étoiles
faibles, notamment des naines rouges,
sont plus proches que Procyon mais
on ne peut les voir qu’à travers un
télescope.
Et le record de la plus lointaine
L’étoile la plus éloignée décelable à
l’œil nu est r de Cassiopée, située à
10 000 années-lumière. Cet astre 450
fois plus gros et un million de fois
plus lumineux que le Soleil, est une
hypergéante jaune, un type d’étoiles
si rare qu’on n’en connaît pas plus
d’une douzaine dans toute la Voie lactée.
Rho Cassiopée est une candidate
sérieuse au titre de prochaine supernova
dans la Voie lactée. D’ailleurs,
puisque sa lumière met 10 000 ans à
nous parvenir, peut-être a-t-elle déjà
explosé ! Cette étoile, discrète mais
bien perceptible à l’œil nu dans un
ciel noir, se trouve non loin de η de
Cassiopée, qui marque l’extrémité du
célèbre « W » de Cassiopée.
Étoiles à toutes
distances au
télescope (région
de pgc226974).
GROSSISSEMENT
L’étoile Rho de Cassiopée (en haut de l’image).
MAX -> ø × 2
FORT -> ø × 1
MOYEN -> ø × ½
FILTRE
FAIBLE -> ø / 4
125

La vie des étoiles
Les étoiles peuvent vivre de quelques millions à plusieurs
dizaines de milliards d’années, selon leur taille initiale. Et ce faisant, elles
passent parfois par toutes les couleurs.
Du chaud vers le froid…
Après son allumage au sein d’une nébuleuse, une
étoile consomme son hydrogène pour vivre. Tandis
que ses réserves de carburant nucléaire baissent
lentement, la température de sa surface diminue.
Une conséquence très spectaculaire de ce refroidissement,
outre le fait que l’étoile grossisse pour
garder son équilibre, est que l’astre change de
couleur. Du bleu pour une étoile jeune et chaude
vers le rouge pour une vieille étoile froide : les
astres ne peuvent pas dissimuler leur âge.
… à des vitesses différentes
selon la taille !
Cela peut paraître étonnant : plus une étoile dispose
de réserves d’hydrogène importantes au
départ, plus elle va brûler la chandelle par les deux
bouts car ses réactions nucléaires seront d’autant
plus efficaces. Une petite étoile économe comme le
Soleil peut vivre facilement 10 milliards d’années.
Au contraire, l’espérance de vie d’une étoile supergéante
vingt fois plus massive que lui ne dépasse
pas 10 millions d’années.
Étoiles sombres Étoiles brillantes
Supergéantes bleues
Naines blanches
Étoiles chaudes
Altaïr
Deneb
La vie des étoiles peut être résumée en une
carte de leur luminosité en fonction de leur
température de surface : c’est le diagramme
Hertzsprung-Russell.
126

Les géantes rouges comme Bételgeuse
sont si grosses que leur surface peut
être observée depuis la Terre.
Bételgeuse
La vie morne des étoiles naines
Beaucoup d’étoiles n’acquièrent finalement jamais
une belle teinte bleue car elles sont trop petites
pour s’échauffer suffisamment : elles demeurent
naines rouges toute leur longue et morne vie.
Certaines autres plus petites encore, quasiment
du gabarit de Jupiter, sont même incapables de
maintenir dans le temps leurs réactions nucléaires
faute d’une température assez élevée. Ces étoiles
avortées, appelées « naines brunes », n’émettent
qu’un faible rayonnement infrarouge. Les étoiles
naines – rouges ou brunes – représentent tout de
même plus de 80 % de la population stellaire.
Géantes rouges
Soleil
Proxima du centaure
Naines rouges
Étoiles froides
Quiz • Pourquoi n’existe-t-il pas d’étoiles vertes alors que ces astres passent par toutes les couleurs
de l’arc-en-ciel au cours de leur vie ?
Le fait est qu’une étoile ne rayonne pas dans une seule couleur. Même si son maximum d’intensité lumineuse se trouve dans le vert,
il résultera une teinte blanche de la superposition avec les autres couleurs présentes.
127

DE LOIN
Quelques étoiles colorées (nécessite de l’attention) : Bételgeuse et
Antarès orangées, Arcturus jaune, Rigel et Spica bleutées.
Couleurs des étoiles brillantes amplifiées, étoile Grenat (Mu Céphée)
orangée, couleur jaune de Kochab (Bêta de la Petite Ourse)
et de plusieurs étoiles de l’amas des Hyades.
L60
Couleur de nombreuses étoiles assez
lumineuses. Astuce : dérégler légèrement
la mise au point pour transformer l’étoile
en petit disque, sur lequel la couleur est
plus facile à voir.
T 115
Couleur de nombreuses étoiles
de luminosité intermédiaire,
géantes rouges du double amas
de Persée, étoiles carbonées à leur
maximum d’éclat :
R du Lièvre au sud de Rigel,
T de la Lyre à l’ouest de Véga.
T 200
Couleur des étoiles faibles,
étoiles carbonées à leur minimum d’éclat ,
géantes jaunes et orangées dans plusieurs
amas d’étoiles (M35, M44).
Étoiles des Pléiades,
mise au point déréglée.
QUAND OBSERVER
OÙ OBSERVER
Toute l’année
Ciel d’hiver plus riche
en étoiles lumineuses
128

La couleur des étoiles d’Orion à l’œil nu
Notre œil ne voit pas bien la couleur
des astres, surtout sans l’aide
d’un télescope. Toutefois, il est possible
de discerner à l’œil nu celle
de quelques étoiles, notamment
dans Orion. Amusez-vous à fixer
Bételgeuse, en haut à gauche de
la constellation puis Rigel, dans le
coin opposé. La première est une
supergéante rouge qui s’est dilatée
jusqu’à atteindre 1 200 fois la taille
du Soleil. Elle apparaît orangée à
l’œil nu. Rigel est également une
étoile géante, certes bien moins
volumineuse que Bételgeuse – 80
fois la taille du Soleil « seulement » –
mais très jeune et 17 fois plus massive.
Elle brille d’un magnifique
éclat blanc-bleuté. La différence de
couleur entre ces deux astres apparaît
facilement lorsqu’on les regarde
en alternance.
DE PRÈS
L’étoile la plus colorée du ciel
L’une des étoiles les plus colorées
du ciel se niche dans la constellation
du Lièvre, non loin au sud de Rigel.
Il s’agit de R du Lièvre, plus connue
sous le nom d’« étoile cramoisie de
Hind ». Cet astre d’un rouge particulièrement
intense appartient à la
catégorie des étoiles carbonées. Il
s’agit d’étoiles qui ont fabriqué plus
de carbone que d’oxygène au cours
de leur vie. Cet élément agit comme
un filtre qui ne laisse passer que
la lumière rouge. La magnitude de
l’étoile de Hind varie entre 5,5 et 11,5
avec une période de 14 mois. Elle est
bien visible aux jumelles lors de son
maximum d’éclat, mais elle prend
alors plutôt une teinte orange. Plus
l’étoile faiblit, plus sa couleur rouge
sang se renforce.
Couleur des
étoiles d’Orion
à l’œil nu.
GROSSISSEMENT
L’étoile R du Lièvre en gros plan.
MAX -> ø × 2
FORT -> ø × 1
MOYEN -> ø × ½
FILTRE
FAIBLE -> ø / 4
129

Les couples stellaires
Même si notre Soleil est un célibataire endurci,
la majorité des étoiles vivent en couple. La force de gravitation retient les deux étoiles
comme des patineurs se tenant par les mains, parfois avec un peu trop de vigueur.
des couples ordinaires…
Près de huit étoiles sur dix vivent en
couple. Et pas question de divorcer : les
deux astres sont liés pour toujours par
la gravitation. Cela dit, tout se passe
bien dans la plupart des cas. Les deux
étoiles passent leur existence à danser,
en tournant imperturbablement autour
d’un centre de gravité commun. Un tour
dure typiquement quelques centaines
d’années, mais peut se compter en jours
pour les couples les plus proches, ou au
contraire en milliers d’années.
… et d’autres exotiques
Plus un couple est fusionnel, plus il
peut y avoir de problèmes. Par exemple,
les naines blanches ont une fâcheuse
tendance à faire du cannibalisme et se
nourrir de l’atmosphère de leurs proches
compagnons ! Il s’ensuit parfois des
indigestions qui mènent à des sursauts
d’éclat appelés « novae ». Bien pire encore,
les astres peuvent être devenus deux
trous noirs et finissent par fusionner :
le phénomène est si violent qu’il émet
des ondes gravitationnelles à travers
tout l’Univers.
Cygnus-X1 : un trou noir aspire
la matière de l’étoile géante avec qui
il a partagé la vie. Cet astre est
le plus brillant du ciel, vu en rayons X.
130

Surveillez la ronde des étoiles doubles
Dès la fin du xviii e siècle, William
Herschel a compris la nature des
étoiles doubles en remarquant
que certains de ces astres tournaient
lentement. Depuis, des
milliers de systèmes binaires
ou même multiples ont été
identifiés. Malgré tout, il reste
aux astronomes du travail. En
effet, il est encore difficile
Orbite de l’étoile 70 Ophiucus,
premier système double
dont Herschel ait remarqué le
mouvement (1779).
d’établir avec certitude l’orbite
des étoiles dont la période
se chiffre en milliers d’années
et qui n’ont pratiquement pas
bougé depuis deux siècles. Si ce
domaine vous intéresse, de nombreuses
étoiles à surveiller vous
attendent sur le site (en anglais)
de l’observatoire de la marine
des Etats-Unis : http://www.
usno.navy.mil/USNO/astrometry/
optical-IR-prod/wds.
Quiz • Quand a-t-on détecté pour la première fois des ondes gravitationnelles, émises lors de la
fusion d’un couple de trous noirs ?
C’est en septembre 2015 que l’équipe de LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) détecta pour la première fois
ces oscillations de l’espace-temps, prédites il y a plus d’un siècle par Einstein.
131

DE LOIN
Rares étoiles doubles largement espacées : Mizar et Alcor dans la Grande
Ourse, Epsilon de la Lyre (difficile).
Quelques dizaines d’étoiles doubles, beaucoup à la limite de la
résolution à cause du faible grossissement : les jumelles doivent être
fixées sur un support.
L60
Nombreux couples stellaires
jusqu’à 2’’ d’arc de séparation
angulaire. 4 étoiles dans
le trapèze (centre de la
nébuleuse d’Orion).
T 115
Couples jusqu’à 1’’ d’arc de
séparation. La double-double
Epsilon Lyrae est résolue. 5 étoiles
dans le trapèze d’Orion.
T 200
Couples jusqu’à 0,6’’ d’arc de séparation.
6 étoiles dans le trapèze d’Orion.
Trapèze d’Orion au télescope.
QUAND OBSERVER
OÙ OBSERVER
Toute l’année
132

Voir la couleur d’une étoile double
Si les deux constituants d’une
étoile double naissent nécessairement
ensemble, ce sont de
faux jumeaux qui n’ont aucune
raison d’avoir la même masse initiale.
Or, plus une étoile est massive,
plus elle vieillit rapidement.
Conclusion ? Lorsque les deux
composants n’ont pas la même
luminosité, ils n’ont souvent pas
non plus la même couleur. Vérifiezdonc
cela avec Albireo, visible
à l’œil nu à la pointe de la Croix
du Cygne. La plus petite lunette
d’amateur transforme cette étoile
anodine en l’une des plus belles
étoiles doubles du ciel, où un
astre jaune-orangé éclatant côtoie
un autre plus petit habillé d’une
magnifique robe bleue.
DE PRÈS
Une étoile double séparée à l’œil nu
S’il faut presque toujours un télescope
pour reconnaître les étoiles binaires,
quelques rares spécimens peuvent
être dédoublés à l’œil nu. C’est le cas
du couple Mizar et Alcor, au milieu
du manche de la Casserole. La séparation
entre les deux astres équivaut
au tiers du diamètre de la pleine
Lune. Alcor est assez faible et il faut
une vue relativement bonne pour la
distinguer. Ces deux soleils liés par
la gravitation sont espacés d’une
demi-année-lumière et se trouvent à
80 années-lumière de la Terre.
Albiréo au télescope.
GROSSISSEMENT
Gros plan sur le couple Mizar et Alcor.
MAX -> ø × 2
FORT -> ø × 1
MOYEN -> ø × ½
FILTRE
FAIBLE -> ø / 4
133

Le clin d’œil des étoiles variables
En changeant d’éclat
apparent, les étoiles variables nous font de sympathiques clins d’œil à travers
la voûte céleste. Les mécanismes à l’origine de ces clignements peuvent être
de natures très différentes.
Une question d’équilibre…
Les grosses étoiles n’arrivent à conserver leur équilibre
qu’au prix d’amples pulsations, liées au fait que leur
atmosphère piège une partie du rayonnement émis par le
cœur. Cette surpression les surchauffe et les fait gonfler 1 .
L’expansion de l’astre permet alors son refroidissement, si
bien qu’il désenfle 2 . Mais l’atmosphère n’est pas devenue
plus transparente pour autant, si bien que le cycle
recommence ! Celui-ci peut durer de quelques jours à plusieurs
années. Par ailleurs, ces fluctuations peuvent être
parfaitement régulières ou au contraire très chaotiques.
Radiations
2
… ou un jeu de cache-cache
L’autre grande classe d’étoiles variables contient toutes
celles dont la luminosité chute simplement à cause du
passage d’un compagnon devant l’astre le plus lumineux.
Ces variables « à éclipse » sont tout bonnement des étoiles
doubles très rapprochées, dont le plan de l’orbite est exactement
dans notre ligne de visée.
1
134

2
Radiations
Pression
Gravité
1
Radiations
Les Céphéides, balises du ciel
Les Céphéides sont des étoiles géantes qui présentent
des variations extrêmement régulières
de taille et d’éclat, comprises entre 1 et 135 jours.
Elles jouent le rôle de balises célestes, dans la
mesure où l’on sait déterminer précisément leur
distance à partir du rythme avec lequel elles
varient. Ces étoiles ont largement contribué
à la compréhension de notre place dans l’Univers.
Harlow Shapley les a utilisées pour définir
la forme de notre Voie lactée et conclure que le
Soleil n’en était pas le centre (cf p. 16). Observées
par Edwin Hubble dans la galaxie d’Andromède,
elles ont également permis de confirmer l’existence
des autres galaxies et d’appréhender ainsi
l’immensité de l’Univers.
Quiz • Quelle galaxie a-t-elle permis d’établir une relation entre la période et la luminosité des
Céphéides ?
Il s’agit du Grand Nuage de Magellan, dans lequel Henrietta Lewitt observa plusieurs de ces étoiles variables au début du XXème
siècle. Elle constata que les plus lumineuses sont également celles dont la période est la plus lente.
135

DE LOIN
Plusieurs étoiles variables : Algol de Persée (variable à éclipses)
Mira de la Baleine (à son maximum), Sheliak de la Lyre (variable à
éclipses), Delta de Céphée (Céphéide), Mu de l’Aigle (Céphéide)…
Suivi plus précis qu’à l’œil nu des étoiles variables brillantes, RR de la
Lyre (courte période), grand nombre d’étoiles variables accessibles.
Un télescope n’est pas indispensable pour débuter (le champ restreint
ne facilite pas la comparaison d’éclat avec des étoiles avoisinantes).
Accès cependant à d’innombrables variables de faible éclat, notamment
les étoiles carbonées (couleur rouge spectaculaire).
Changement d’éclat d’Algol.
QUAND OBSERVER
OÙ OBSERVER
Toute l’année
Liste de 79 étoiles variables sur
http://www.astrosurf.com/luxorion/
variables-liste.htm
136

Algol, l’étoile effrayante
Algol est la tête de file des étoiles
variables à éclipses. Les Égyptiens
avaient déjà noté que l’éclat de
cette étoile, facile à voir à l’œil nu,
changeait de façon régulière. Ces
clignements, inquiétants au milieu
d’une « sphère des fixes » censée
être immuable, valurent à cet astre
d’être assimilé à l’œil de la Méduse
mythologique, qui change en pierre
quiconque la regarde ! Une éclipse se
produit tous les 2 jours et 21 heures.
Algol perd alors un facteur trois de
brillance, passant en 5 heures d’une
magnitude de 2 à 3,5, puis regagne
son éclat initial durant le même laps
de temps. Cette baisse de luminosité
peut être constatée en utilisant
comme témoin l’étoile voisine
Almach d’Andromède, de magnitude
constante égale à 2.
DE PRÈS
Mira, la merveilleuse
Découverte à la Renaissance, à une
époque où les changements dans
le ciel étaient vus d’un meilleur œil
que dans l’Antiquité, Mira la merveilleuse
est la représentante des
vieilles étoiles rouges et froides qui
varient sur de longues périodes. Le
Soleil deviendra une étoile de ce type
à la fin de sa vie. La luminosité de
Mira varie de plus d’un facteur mille
entre son minimum et son maximum
d’éclat, sur une période de 332
jours. C’est l’une des seules étoiles
de ce type facile à voir à l’œil nu au
maximum de son éclat (magnitude
autour de 3). Il est préférable que ce
maximum se produise en automne
ou en hiver, car la constellation de
la Baleine culmine au plus haut à
cette période : c’est le cas plusieurs
années autour de 2020.
Constellation
de Persée
avec Algol (flèche).
GROSSISSEMENT
L’étoile Mira vue au télescope.
MAX -> ø × 2
FORT -> ø × 1
MOYEN -> ø × ½
FILTRE
FAIBLE -> ø / 4
137

Les nébuleuses, pouponnières d’étoiles
La recette pour
fabriquer des étoiles est toute simple. Prenez un nuage d’hydrogène et d’hélium.
Agitez-le un peu : vous obtiendrez rapidement des boules de gaz bien chaudes.
Lorsque celles-ci se mettent à briller, c’est gagné !
Une étoile naît…
Les étoiles naissent à l’intérieur des
galaxies, dans de vastes concentrations
de gaz et de poussières. Gravitation et
turbulences se chargent de faire s’effondrer
ces nébuleuses en de multiples
petites boules qui deviennent autant
de protoétoiles. Celles-ci ne cessent
de s’échauffer à mesure que la gravité
précipite la matière vers leur centre. Si
la température y atteint plus de 10 millions
de degrés, les noyaux d’hydrogène
vont se mettre à fusionner : ces objets
deviennent alors des étoiles.
… et un nuage s’illumine
Lorsqu’un nuage de gaz engendre
quelques très grosses étoiles, un étonnant
phénomène se produit: le rayonnement
ultraviolet de ces mastodontes
excite les atomes du nuage, qui se
met à briller. Cette fluorescence obéit
aux lois de la mécanique quantique :
elle ne se produit qu’à des longueurs
d’ondes très précises, offrant les belles
couleurs visibles sur les photographies.
En quelques millions d’années,
les étoiles géantes ont vieilli et ne
sont plus capables d’irradier la nébuleuse,
qui a été de plus dispersée par
leur puissant souffle.
Enveloppe de poussière
138

Flot bipolaire
Proto-étoile
Disque circumstellaire
Les nébuleuses obscures
La plupart des nuages de gaz et de poussière
sont invisibles car ils ne contiennent
aucune étoile lumineuse capable de les
irradier. Ces régions sombres sont trahies
par le fait qu’elles masquent les étoiles
en arrière-plan : on les appelle des « nébuleuses
obscures ». Elles ont été étudiées
et répertoriées par Edward Barnard au
début du xx e siècle. L’une des plus célèbres,
le Sac à Charbon, se trouve tout près de
la Croix du Sud. La poussière qui constitue
les nébuleuses obscures est fabriquée
dans les étoiles et n’existait pas dans la
prime jeunesse de l’Univers. Imaginez
alors la vision de notre toute jeune Voie
lactée, laissant entrevoir son noyau
central éblouissant, au lieu de le cacher
comme elle le fait maintenant.
Mécanisme de formation d’une étoile, illustré ici
au centre de la nébuleuse de la Lagune.
Quiz • Avez-vous une idée du nombre d’atomes contenu dans un dé à coudre que l’on remplirait
du gaz d’une nébuleuse ?
Il y aurait moins de mille atomes. Pour comparaison, ce même dé à coudre rempli d’air que l’on respire, contiendrait cent milliards
de milliards d’atomes !
139

DE LOIN
Quelques nébuleuses faiblement visibles (Lagune (M8), Orion (M42),
Eta Carène (dans hémisphère Sud), nébuleuse obscure de la Pipe.
M8, M42 bien définies, nébuleuses très étendues (America (NGC 7000),
Rosette (NGC 2244)) dans un ciel parfait, nombreuses nébuleuses
obscures du catalogue de Barnard, le long de la Voie lactée d’été.
L60
Reconnaissance de la forme
des nébuleuses brillantes
(Lagune (M8), Omega (M17),
couleur verdâtre de M42).
T 115
Forme des nébuleuses même
moyennement contrastées
(Messier 78, nébuleuse variable
de Hubble (NGC2261),
Tache d’encre (nébuleuse obscure
Barnard 86)).
Messier 16 au télescope.
T 200
Bande de poussière (Aigle (M16),
Trifide (M20), Rosette (NGC 2238)),
soupçon de teinte de certaines
nébuleuses (partie nord de M20),
forme en chauve-souris de
la Tache d’Encre.
Barnard 142 et 143 aux jumelles.
QUAND OBSERVER
OÙ OBSERVER
Toute l’année
Nébuleuses plus nombreuses dans
le ciel d’été et d’hiver
140

Une immense nébuleuse obscure à l’œil nu
La nébuleuse de la Pipe est l’un des
plus vastes nuages de poussières
interstellaires connu. Dans un ciel
sans Lune à la campagne, on distingue
sa forme en ombre chinoise
devant la Voie lactée, avec le manche
de la Pipe horizontal et la fumée qui
s’en élève. Cette région semble bien
morne en regard des nébuleuses
chatoyantes de la Voie lactée, mais
elle attend simplement son tour. En
effet, les astronomes ont détecté
que le nuage a commencé à s’effondrer
sur lui-même et à chauffer : d’ici
quelques millions d’années, toute
cette zone brillera certainement en
une immense nébuleuse constellée
d’étoiles étincelantes.
DE PRÈS
La nébuleuse de la Pipe en photographie à longue pose
GROSSISSEMENT
Nébuleuse au télescope
(région de IC2944)
La couleur de la nébuleuse d’Orion
Notre œil distingue mal les couleurs
la nuit et la plupart des nébuleuses
apparaissent grises à l’oculaire des
télescopes. La grande nébuleuse
d’Orion est si contrastée qu’elle
fait exception à cette règle : il est
possible d’observer son étonnante
coloration verte dans une petite
lunette, au plus faible grossissement.
Cette couleur provient de
l’oxygène contenu dans la nébuleuse.
L’hydrogène y est bien plus
abondant, mais il brille dans le
rouge, à une longueur d’onde à
laquelle notre œil est insensible la
nuit. Les photographies permettent
d’enregistrer toutes ces teintes
de façon magnifique.
MAX -> ø × 2
FORT -> ø × 1
MOYEN -> ø × ½
FILTRE
Filtre UHC (Ultra High Contrast) :
augmente le contraste
et réduit la pollution lumineuse
FAIBLE -> ø / 4
141

Dans la fourmilière des amas d’étoiles
Certaines étoiles
vivent ensemble et forment de véritables colonies. On classe ces groupes selon leur
densité de population : les amas ouverts peu peuplés d’un côté, et de l’autre les amas
globulaires, bien plus riches.
Des colonies d’étoiles à
l’origine commune…
Les étoiles naissent par paquets à partir de l’effondrement
de nuages d’hydrogène. Il y a des milliards
d’années, notre galaxie contenait de telles
quantités de gaz que des dizaines de milliers
d’étoiles pouvaient se former en même temps :
cela a donné naissance aux amas globulaires. Ces
amas sont si gros qu’ils ont adopté une forme
sphérique et vécu leur propre vie autour de la Voie
lactée. Les réserves de gaz ont nettement faibli
et ne permettent plus à présent de former que
quelques centaines – tout au plus quelques milliers
– d’astres en même temps: ces petits groupes
d’étoiles sont les amas ouverts.
L’amas R136, dans la nébuleuse
géante de la Tarentule,
montre de façon spectaculaire
comment les étoiles sont engendrées
par grappes entières.
… mais au destin différent
Dans un amas, les étoiles sont assez nombreuses
et proches les unes des autres pour que la gravitation
maintienne une cohésion d’ensemble.
Toutefois, ces objets sont malmenés dans leur
ronde autour du centre de la galaxie et des forces
de marée s’emploient à les disloquer. La clé de
leur survie réside dans leur compacité : plus ils
sont denses, plus ils résistent. Un amas globulaire
peut rester intact plusieurs dizaines de milliards
d’années, tandis que l’espérance de vie d’un amas
ouvert ordinaire est mille fois plus courte. Le Soleil
a lui aussi appartenu à un amas ouvert dans sa
jeunesse, mais il est désormais bien trop tard pour
espérer retrouver la trace de sa fratrie.
142

Vivre dans un amas globulaire
Dans les amas globulaires, les étoiles sont si tassées
qu’elles peuvent se bousculer un peu comme
aux auto-tamponneuses. Les planètes en orbite
autour de ces étoiles risquent donc parfois d’être
éjectées de leurs orbites et leurs habitants vivent
dangereusement. En guise de compensation, leur
voûte étoilée est d’une beauté féérique, constellée
des étoiles voisines qui brillent par centaines
aussi intensément que Vénus dans notre ciel.
Hélas, le firmament de telles planètes est trop
lumineux pour permettre de distinguer la Voie lactée
et les autres galaxies. Pour les habitants des
amas globulaires, l’Univers tout entier se limite à
leur groupe d’étoiles !
Quiz • Vers quel amas d’étoiles un message a-t-il été envoyé en 1974 depuis le radiotélescope
d’Arecibo, à destination d’une éventuelle civilisation extraterrestre ?
Il s’agit de l’amas d’Hercule, Messier 13. Une bonne façon de toucher près d’un million d’étoiles – et peut être autant de planètes
– d’un coup ! Si des extraterrestres captent ce message, nous pourrons écouter leur réponse dans 50 000 ans compte-tenu
de la vitesse de la lumière.
143

DE LOIN
Amas des Hyades, amas des Pléiades, double amas χ et h de Persée
allongé mais non résolu, amas de la Ruche (M44) perceptible.
Étoiles de quelques grands amas ouverts (Pléiades, Rosette,
double amas de Persée, M44, M47), totalité des amas ouverts et globulaires
du catalogue de Messier visibles mais en général non résolus.
L60
Amas ouverts du catalogue
de Messier au moins en partie
résolus (M23, M25, M36,
M38), renfort de luminosité
au centre de nombreux
amas globulaires (M3, M10,
M13, M15).
T 115
Amas ouverts de Messier
largement résolus (M11, M37, M46,
M52), pourtour des gros amas
globulaires résolu en étoiles (M3,
M5, M13, M22).
Messier 13 au télescope.
T 200
Amas ouverts du catalogue
« New General Catalog » résolus
(NGC 7789), gros amas globulaires
résolus en étoiles jusqu’au cœur,
amas globulaires lointains visibles
(NGC 2419 : vagabond intergalactique).
Double amas de Persée au télescope.
QUAND OBSERVER
OÙ OBSERVER
Toute l’année
Amas ouverts plus nombreux
dans le ciel d’été et d’hiver
Amas globulaires plus nombreux
dans le ciel d’été
144

L’amas des Pléiades
Les cinq astres principaux des
Pléiades dessinent une réplique
miniature de la Petite Ourse perceptible
à l’œil nu même dans un ciel
lumineux de banlieue urbaine. Avec
un ciel noir et une vue excellente, il
est possible de dénombrer jusqu’à
9 astres, nommés selon les « sept
sœurs » de la mythologie et leurs
parents Atlas et Pléione. Cet amas
est splendide dans des jumelles, où
les astres brillants semblent se détacher
en avant plan des plus faibles.
Les Pléiades sont âgés de 100 millions
d’années et leurs étoiles – au
nombre d’un millier – se seront entièrement
répandues dans l’espace d’ici
250 millions d’années. Les nébulosités
bleues qui nimbent cet amas ont
croisé sa route par hasard, car celles
qui lui avaient donné naissance ont
été soufflées depuis belle lurette.
DE PRÈS
La Grande Ourse, un amas stellaire
Beaucoup d’étoiles de la Casserole
appartiennent à ce que les astronomes
appellent le « courant de la
Grande Ourse ». Il s’agit d’un groupe
d’une quinzaine d’astres, nés il y a
près de 500 millions d’années et
qui ont passé toute leur vie au sein
d’un amas ouvert. Cet amas a fini
par se disperser complètement, mais
ses étoiles ont conservé un certain
mouvement d’ensemble : elles filent
toutes avec la même vitesse en
direction du Sagittaire. La plupart
d’entre elles sont à une distance de
80 années-lumière. Du fait de ce mouvement
propre, le dessin du Grand
Chariot est éphémère : il deviendra
méconnaissable d’ici une centaine
de milliers d’années… une paille à
l’échelle des temps cosmiques.
Amas des Pléiades
au télescope.
GROSSISSEMENT
La Casserole à l’œil nu.
MAX -> ø × 2
FORT -> ø × 1
MOYEN -> ø × ½
FILTRE
FAIBLE -> ø / 4
145

Quand les étoiles se meurent
La mort des étoiles est comme un
feu d’artifice, au cours duquel elles ensemencent l’espace des atomes qu’elles ont
fabriqués. Autant de graines de vies pour d’autres étoiles et planètes… comme pour
nous, enfants des étoiles.
Hydrogène, hélium
Hélium, azote
Hélium, carbone, Néon
Oxygène, carbone
Oxygène, néon, magnésium
Silicium, Soufre
Noyau fer, nickel
Hydrogène 15 000 000 °C Élément formé : hélium
Hélium 100 000 000 °C
Éléments formés : carbone et
oxygène
Carbone 1 000 000 000 °C
Éléments formés : sodium, néon,
manganèse
Oxygène 2 000 000 000 °C
Silicium 3 000 000 000 °C
Éléments libérés très nombreux :
silicium, phosphore, soufre,
chlore, etc…
Eléments formés : tous les
autres éléments jusqu’au fer
La mort lente des étoiles ordinaires…
À la fin de sa vie, une étoile a consommé tout l’hydrogène
de son cœur. Elle peut encore survivre
quelques temps en brûlant l’hélium qu’elle y a
fabriqué, mais après ? Si sa masse est inférieure à
8 fois celle du Soleil, autant dire dans la quasi-totalité
des cas, les réactions nucléaires s’arrêtent là :
l’astre est en arrêt cardiaque. Dans le même temps,
son atmosphère chaude est soumise à des spasmes
successifs et intenses au cours desquels elle va
se répandre dans l’espace. Ce gaz éjecté va être
irradié par le cœur de l’étoile mis à nu : une nébuleuse
planétaire va se former. Le centre de l’étoile,
devenu naine blanche, se refroidira lentement
pour finir par s’éteindre.
146

… et la fin cataclysmique des étoiles massives
À leur mort, le cœur des grosses étoiles ne s’arrête pas
brusquement, au contraire il s’emballe. Il s’échauffe
sans fin et engendre la fusion d’éléments de plus en
plus lourds, sur des périodes de plus en plus brèves.
L’atmosphère de l’étoile se structure en couches successives,
comme un oignon (voir figure p. 146). La
catastrophe se produit lorsque le noyau amorce la
fusion du fer, l’élément le plus stable. Cette réaction
n’émet pas de chaleur mais en consomme, si bien
que la gravité l’emporte soudainement : en quelques
secondes, toute l’étoile s’effondre. La matière se
heurte au noyau et rebondit avec une violence inouïe.
Il en résulte une terrible explosion, appelée « supernova
». Le cœur des plus grosses étoiles peut devenir
si compact qu’il retient même sa propre lumière :
il devient un trou noir.
Débris stellaires
Jet
Pulsar
Anneau
Ondes de chos
Quiz • Combien de temps reste-t-il à vivre au Soleil, sachant qu’il est environ à la moitié
de son existence ?
Le Soleil va expulser son atmosphère et finir sa vie en naine blanche d’ici 5 à 6 milliards d’années. Pas sûr que les humains soient
capables de conserver leur planète aussi longtemps…
147

DE LOIN
Pas de nébuleuse planétaire ni de reste de supernova visible.
Dumbbell (M27), dentelles du Cygne dans un ciel noir (NGC 6960-6992,
reste supernova).
L60
Nébuleuse du Crabe,
(M1, reste supernova),
nébuleuses planétaires M27 (Dumbbell)
et M57 (anneau de la Lyre).
T 115
Helix (NGC 7293), Hibou (M97),
structure de M27 et M57,
petites nébuleuses planétaires
(L’Emeraude (NGC 6572),
nébuleuse Saturne (NGC 7009),
l’œil de Chat (NGC 6543),
L’Eskimo (NGC 2393).
Messier 1 au télescope.
T 200
Coloration bleu-vert des petites
nébuleuses planétaires,
extensions de la nébuleuse Saturne,
naine blanche au centre de Helix,
filaments dans les dentelles du Cygne.
NGC 2392 au télescope.
QUAND OBSERVER
OÙ OBSERVER
Toute l’année
148

L’anneau de la Lyre
Messier 57, l’anneau de la Lyre, est
l’une des nébuleuses planétaires
les plus représentatives, et aussi
l’une des plus faciles à observer. On
peut la reconnaître même dans un
ciel de banlieue. Cette nébuleuse
se trouve presque au milieu du segment
formé par les deux étoiles au
sud du quadrilatère de la Lyre. Elle
est bien visible dans une lunette de
60 mm et un télescope de 100 mm
permet d’observer sa structure
annulaire. La naine blanche qui
brille faiblement au centre n’est
visible qu’à travers de gros télescopes
et par faible turbulence. Sa
température de surface avoisine
les 100 000 degrés !
DE PRÈS
Messier 57 par le télescope Hubble.
GROSSISSEMENT
Nébuleuse au télescope
(région de NGC7293).
La nébuleuse du Crabe
Messier 1 est le vestige de la supernova
observée par les Chinois en 1054,
si brillante qu’elle demeura visible
à l’œil nu deux années durant.
L’explosion a laissé place à un nuage
de gaz qui s’étend à 1 500 kilomètres
par seconde dans l’espace. Même des
photographies d’amateur révèlent
cette expansion rapide. Messier 1
apparaît comme un petit nuage gris
bien délimité dans une lunette de
60 mm, juste au-dessus de la corne
sud du Taureau. Un télescope de 100
à 200 mm révèle sa forme en « S ». En
revanche, les filaments à l’origine du
surnom de cette nébuleuse n’apparaissent
qu’à l’oculaire de télescopes
nettement plus puissants.
MAX -> ø × 2
FORT -> ø × 1
MOYEN -> ø × ½
FILTRE
filtre UHC (Ultra High Contrast) :
augmente le contraste
et réduit la pollution lumineuse
FAIBLE -> ø / 4
149

CHAPITRE 6
EN ROUTE VERS
LES AUTRES GALAXIES
Les galaxies sont les villes de l’Univers
à l’intérieur desquelles grouillent des
milliards d’étoiles. Elles sont cependant
si éloignées que leur lumière ne nous
parvient que faiblement, après des
millions, voire des milliards d’années
de voyage. Essayons malgré tout de
décrypter cette lumière, car y parvenir,
c’est comprendre l’architecture de tout
l’Univers.

La Voie lactée, notre ville d’étoiles
Même s’il est difficile
d’étu dier une galaxie de l’intérieur, notre compréhension de la Voie lactée n’a cessé
de s’améliorer. Il est bien loin, le temps où Aristote la décrivait comme un phénomène
atmosphérique…
À l’intérieur d’une galaxie spirale…
La Voie lactée est une immense galaxie spirale de 100 000 années-lumière
de diamètre. Depuis notre belvédère terrestre, nous l’observons
de l’intérieur et en avons donc une vue bien particulière :
elle forme une bande vaporeuse qui fait tout le tour du ciel !
Cette écharpe faiblement lumineuse est constituée de plus de
200 milliards d’étoiles, presque toutes trop lointaines pour être
visibles à l’œil nu. Seules 6 000 d’entre elles – hémisphère nord
et sud confondus – peuvent être discernées à l’œil nu dans un
ciel parfaitement noir. La vue de profil que nous avons sur notre
galaxie complique beaucoup l'étude de ses bras, ces régions de
formation d'étoiles en forme de "S" que l'on retrouve dans toutes
les galaxies de type spirale.
… en perpétuelle évolution
À sa naissance, la Voie lactée était plutôt de forme sphérique.
Elle se serait aplatie il y a quelques 9 milliards d’années.
À cette époque, elle contenait beaucoup de gaz et
formait des étoiles à un rythme cent fois plus élevé que celui
d’aujourd’hui, estimé à 4 ou 5 étoiles nouvelles chaque année
seulement. Ces jeunes étoiles très lumineuses suffisent toujours
à donner la coloration bleutée aux bras de notre galaxie.
Mais dans quelque 10 milliards d’années, notre Voie lactée ne
formera plus aucune étoile : elle deviendra alors uniformément jaune,
à l’image du bulbe central (cf p. 154), et perdra inexorablement son
éclat.
152

Une spirale barrée
En 1991, une équipe d’astronomes a découvert que notre
galaxie n’était pas une spirale simple, mais qu’elle possédait
une courte barre d’étoiles de part et d’autre du bulbe.
Près de 15 ans plus tard, des observations dans l’infrarouge
par le satellite Spitzer ont confirmé cette hypothèse
et même démontré que cette barre était plus proéminente
qu’on ne l’imaginait. Nous vivons donc bien dans une spirale
barrée, la plus belle catégorie de galaxies qui soit…
Dommage que nous ne puissions faire un petit voyage pour
aller l’admirer de l’extérieur !
Cette extraordinaire vue de la Voie lactée par le satellite Gaia,
publiée au printemps 2018, est la plus précise jamais réalisée :
on y recense 1,7 milliard d'étoiles individuelles.
Quiz • Quel célèbre astronome a vu pour la première fois que la Voie lactée était constituée
d’étoiles, trop faibles pour apparaître individuellement à l’œil nu ?
C’est bien entendu Galilée, grâce à sa lunette astronomique, qui fit cette découverte majeure en 1610.
153

DE LOIN
Voie lactée dans son ensemble, dans le ciel d’été et d’hiver
(plus faible en hiver).
Vision magnifique des nuages de la Voie lactée d’été.
L60
Certaines régions de la
Voie lactée d’hiver au moins
partiellement résolues
en étoiles (200 000 étoiles).
T 115
Voie lactée lumineuse,
partiellement résolue en étoiles
en de nombreux endroits
(1 million d’étoiles visibles).
T 200
Nuages sombres et lumineux
bien définis, innombrables étoiles
dans la Voie lactée (20 millions).
Voie lactée à l’œil nu.
QUAND OBSERVER
OÙ OBSERVER
Toute l’année
154

Plongée dans la Voie lactée d’été
Allongez-vous dans un champ lors
d’une nuit d’été à la campagne, alors
que la Lune est absente du firmament.
Une fois votre œil acclimaté,
vous serez stupéfait par la vision
de notre Voie lactée. Cette rivière
céleste, comme l’évoquent certaines
légendes, prend sa source au nord,
vers le W de Cassiopée. Elle grimpe
à travers le ciel et se scinde en deux
au niveau du Triangle d’été, sous
l’effet d’une immense bande de
poussières qui nous en masque en
partie la vision : le Grand Rift. Enfin,
elle poursuit sa course vers le sud et
devient particulièrement lumineuse
au niveau du Sagittaire, où se niche
le coeur de notre galaxie.
DE PRÈS
Le bulbe de la Galaxie
Dans le plan de notre galaxie, les
nuages de poussière obscurcissent
tellement la vision qu’il est impossible
d’observer le cœur de la Voie
lactée à travers les plus puissants
télescopes, alors qu’il aurait en théorie
la luminosité d’un croissant de
Lune. Le bulbe galactique, cette vaste
zone sphérique autour du centre dans
laquelle brillent des millions d’étoiles,
échappe en revanche assez bien à cet
obscurcissement. Dans le Sagittaire,
ce bulbe apparaît à l’œil nu sous la
forme d’un vaste nuage lumineux.
Vous rêvez d’embrasser des millions
d’étoiles d’un seul regard ? Pointez un
puissant télescope vers cette région,
vous serez ébahi !
Voie lactée
aux jumelles.
GROSSISSEMENT
Bulbe de la Galaxie au télescope.
MAX -> ø × 2
FORT -> ø × 1
MOYEN -> ø × ½
FILTRE
FAIBLE -> ø / 4
155

Notre grande voisine Andromède
Il faut parcourir 2,5 millions
d’années-lumière pour arriver à la plus proche galaxie spirale. Voyez un peu : la
lumière qui nous parvient aujourd’hui a été émise à une époque où la Terre était
encore peuplée d’australopithèques.
Une immense galaxie…
Messier 31, la galaxie d’Andromède, est la grande sœur
de la Voie lactée : elle est deux fois plus grande et deux
fois plus peuplée. À la différence de notre galaxie, elle ne
possède pas de barre d’étoiles : c’est une spirale ordinaire.
En revanche, le trou noir au centre de cette galaxie serait
monstrueux, puisque sa masse équivaudrait à lui seul à
200 millions de masses solaires !
… au cœur du Groupe local
La galaxie d’Andromède et la Voie lactée sont les
deux membres principaux d’un petit groupe d’au
moins soixante galaxies maintenues par la gravitation,
appelé le « Groupe local ». Cet ensemble
s’étend sur 10 millions d’années-lumière. La
plupart des membres du Groupe local sont des
galaxies naines, en orbite soit autour de notre
Voie lactée, soit autour de la galaxie d’Andromède.
156

Messier 31 fonce sur nous !
Malgré l’expansion de l’Univers, la gravitation qui règne
localement dans les groupes de galaxies comme le nôtre
peut amener ces astres à se croiser et même se télescoper.
C’est ainsi que Messier 31 fonce vers nous à 100 km/s
et nous percutera de plein fouet dans environ 4,5 milliards
d’années. Les habitants de ces galaxies ne risquent
rien dans l’histoire, ils auront même alors droit à un ciel
d’une époustouflante beauté, dans lequel s’étendront les
écharpes lumineuses distordues de deux Voies lactées.
Quiz • Qui a mesuré le premier la distance de la galaxie d’Andromède et en a conclu qu’elle était
trop éloignée pour appartenir à la Voie lactée ?
C’est Edwin Hubble qui, en y observant des étoiles variables de type Céphéides, s’est rendu compte de la distance faramineuse de
la « nébuleuse d’Andromède ».
157

DE LOIN
Grande tache diffuse allongée dans un ciel noir. Dans un ciel de
banlieue, ne subsiste que le bulbe, compact et circulaire.
Magnifique dans un ciel noir, le disque s’étend sur 3°, l’équivalent de
six pleines lunes mises bout à bout.
L60
Disque allongé,
bulbe plus lumineux,
une galaxie satellite
proche (M32).
T 115
Petit noyau, bulbe ovale,
une bande de poussière,
forme différente des
deux galaxies satellites M32
(ronde) et M110 (allongée).
T 200
Noyau ponctuel éclatant,
bulbe irrégulier,
deux bandes de poussières,
nodosités en bord du disque
(en particulier amas NGC 206).
Messier 31 aux jumelles.
QUAND OBSERVER
OÙ OBSERVER
Automne
158

L’inclinaison du disque spiral
Notre grande voisine se présente de
trois quarts profil, si bien que son
disque apparaît nettement étiré.
Cela se voit très bien à l’œil nu ! Une
telle inclinaison permet d’observer
au télescope les nuages de poussières
qui obscurcissent ce disque.
En revanche, les bras spiraux
deviennent nettement moins faciles
à discerner que dans les galaxies
vues de face. Les astronomes ont
tout de même réussi à déterminer
qu’il s’agit d’une galaxie de type
SAb (lire page 160), aux bras peu
déployés. L’immense fuseau de la
galaxie d’Andromède est le plus
beau dans des jumelles lumineuses,
car un télescope ne permet généralement
pas de le contenir en entier
dans le champ.
DE PRÈS
Disque de Messier 31 au télescope.
GROSSISSEMENT
Messier 31 par Hubble.
Les galaxies satellites
Deux galaxies satellites, parmi une
vingtaine au total, apparaissent tout
près de la galaxie d’Andromède.
Il s’agit de deux elliptiques naines
au profil différent, avec M32 toute
ronde et M110 bien plus allongée.
La première peut être entrevue aux
jumelles et la seconde dans un télescope
de 10 cm d’ouverture, lorsque
le ciel est sombre. M110 mesure
12 000 années-lumière. Elle contient
de jeunes étoiles engendrées à la
suite d’interactions avec sa grande
voisine. M32, plus petite de moitié,
pourrait être une ancienne spirale,
dépouillée de son disque par un passage
à travers la galaxie d’Andromède
il y a 200 millions d’années.
MAX -> ø × 2
FORT -> ø × 1
MOYEN -> ø × ½
FILTRE
FAIBLE -> ø / 4
159

Des galaxies de toutes formes
Les galaxies ont des formes
diverses et celles-ci ne sont pas figées. Ces immenses ensembles d’étoiles se déforment,
grossissent ou même disparaissent, au gré d’interactions et même de collisions
avec leurs voisines.
NGC 1494 (M104)
Irrégulières…
La majorité des galaxies ne sont pas assez massives pour
avoir une forme bien définie, on les appelle des « galaxies
irrégulières ». Pour vous donner une idée de leur proportion,
il y en a au moins une douzaine en orbite rien qu’autour de
notre Voie lactée. Ces galaxies naines sont parfois englouties
corps et biens par les plus grosses.
Spirales…
Les galaxies les plus complexes sont les spirales. Aplaties
par leur vitesse de rotation, elles sont classées selon le
degré d’enroulement de leurs bras spiraux (dénomination
SAa, très enroulés, à SAd, peu enroulés), ainsi que par la
présence ou non d’une barre d’étoiles (SA, sans, et SB, avec
barre). Deux tiers des galaxies spirales en contiendraient
une, mais cette barre est parfois très discrète. Fait curieux,
les bras spiraux tournent moins vite que les étoiles.
… ou encore elliptiques
La troisième grande catégorie comprend les galaxies plus
ou moins sphériques, lenticulaires (S0 et SB0) et surtout
elliptiques (E0 à E7, par étirement croissant). On en trouve
d’énormes au centre des amas de galaxies, qui résultent
de la fusion de plusieurs galaxies spirales. Ces galaxies ne
contiennent plus de gaz et ne créent donc plus d’étoiles :
elles ont une couleur jaune.
Un aspect changeant
Une galaxie conserve rarement le même aspect durant
toute sa vie. Pour seuls exemples, les Nuages de Magellan
en orbite autour de notre Voie lactée sont d’anciennes
galaxies spirales barrées tiraillées par notre galaxie au
point d’en être devenues irrégulières. Quant à notre Voie
lactée, elle deviendra une galaxie elliptique après avoir
fusionné avec sa grande voisine Andromède. Qui a dit que
les cieux étaient immuables ?
Galaxies elliptiques
Galaxies irrégulières
NGC 3773
SAap
NGC 584
NGC 1482
NGC 3265
NGC 855
E4
E
NGC 1404
SA0
NGC 4552 (M89)
E1
NGC 5866 (M102)
E0
E6p
S0
NGC 4125
SB0
NGC 1377
NGC 1266
NGC 3034 (M82)
DDO 154
NGC 2915
I0
I0
DDO 053
NGC 6822
IBm NGC 5408
Im
NGC 1705
Am
Ho II
Im
DDO 165
M 81 DwB
160

NGC 7331
NGC 2841
NGC 5055 (M63)
NGC 4254 (M99)
NGC 628 (M74)
NGC 7793
NGC 3190
NGC 4826 (M64)
SAab
SAb
SAbc
NGC 5033
NGC 24
SAc
SAcd
SAd
Galaxies spirales
NGC 4736 (M94)
NGC 3938
NGC 7552
NGC 2976
NGC 5474 NGC 3621
Faible renflement
NGC 3031 (M81)
NGC 3521
NGC 4321 (M100)
NGC 3184
NGC 4579 (M58)
NGC 4450
NGC 4725
Fort renflement
Fort renflement
NGC 1316
NGC 5713
SABbcp
SAB0
SABab SABb SABb SABbc SABcd
NGC 2798
SBa
NGC 1291
SBm
IC 4710
SABm
NGC 4569 (M90)
NGC 3627 (M66)
NGC 3049
NGC 4559
NGC 1566
SAB0p NGC 2403
NGC 4536
NGC 5194/5 (M51)
NGC 3351 (M95)
NGC 337
NGC 3198
SBab
SBd
SBb
SBc
NGC 1512
NGC 1097
NGC 4631
NGC 4625
NGC 6946
NGC 925
SABd
Faible renflement
NGC 3598/Tol 89
SBdm
NGC 4236
Galaxies spirales barrées Galaxies spirales intermédiaires
IC 2574
SABmp
Quiz • Pourquoi une galaxie spirale a-t-elle parfois l’aspect d’un long fuseau lumineux dans le ciel
plutôt que celui d’un disque ?
Les galaxies étant distribuées dans tous les sens dans l’Univers, certaines galaxies spirales sont vues de face, d’autres de profil. Dans ce
dernier cas, elles prennent effectivement l’aspect d’un fuseau allongé. On les distingue des galaxies lenticulaires, elles aussi allongées,
grâce à leur bande de poussière en ombre devant le bulbe.
161

DE LOIN
Forme des Nuages de Magellan (hémisphère sud),
M31 allongée (page 157).
Différence d’orientation de M31 et de M33,
structure des Nuages de Magellan.
L60
Différence d’aspect entre
galaxies elliptiques et spirales
du catalogue de Messier.
Différence d’orientation de
quelques galaxies spirales
du catalogue de Messier.
T 115
Différence d’aspect et
d’orientation des galaxies
du catalogue de Messier,
bulbe central de ces galaxies.
T 200
Structure des galaxies brillantes
du catalogue de Messier, différence
d’aspect et d’orientation de nombreuses
galaxies du catalogue NGC.
Messier 33 au télescope.
QUAND OBSERVER
OÙ OBSERVER
Toute l’année
162

Spirale et irrégulière : le couple M81 et M82
Pour voir deux galaxies de nature différente
dans un même champ de télescope,
rendez-vous auprès de M81 et
M82, dans la Grande Ourse. Dans une
petite lunette, la première apparaît
comme un bel ovale, classique des spirales,
tandis que la seconde étire son
fuseau irrégulier du nord au sud. M82,
la galaxie du Cigare, laisse par ailleurs
échapper un énorme jet de gaz, conséquence
d’une collision entre les deux
galaxies vieille déjà de 600 millions
d’années, mais qui continue d’avoir
des conséquences aujourd’hui.
DE PRÈS
Vue à champ large du couple M 81 – M 82.
GROSSISSEMENT
Le Petit nuage
de Magellan
au télescope.
Elliptique : la galaxie du Sombrero
L’une des galaxies elliptiques les
plus étonnantes est Messier 104, le
sombrero. Ce mastodonte de plus
de mille milliards d’étoiles pourrait
être né de la fusion de galaxies
spirales, en témoigne son gigantesque
disque de poussière. Cette
galaxie brillante est déjà visible aux
jumelles, à la pointe d’un groupe
d’étoiles dessinant une tour Eiffel
miniature. Sa forme ovale apparaît
dans une lunette de 80 mm, mais
sa bande d’absorption demeure discrète
: il faut un télescope d’au moins
200 mm de diamètre pour distinguer
son sillon à travers le bulbe lumineux.
MAX -> ø × 2
FORT -> ø × 1
MOYEN -> ø × ½
FILTRE
FAIBLE -> ø / 4
163

Les collisions galactiques
Les interactions et les collisions qui
déforment les galaxies, ou même les font fusionner, ont lieu un peu partout dans l’Univers,
sous nos yeux. Cannibalisme, flambées d’étoiles… attention, scènes violentes !
Quand la gravitation dicte sa loi…
L’Univers est en expansion et à son échelle
les galaxies s’éloignent les unes des autres.
Cependant, ces astres sont regroupés en amas
dans lesquels la gravitation intervient parfois
en les lançant les uns contre les autres.
Les galaxies concernées peuvent juste se frôler
en s’arrachant quelques millions d’étoiles,
comme elles peuvent se percuter de plein
fouet et fusionner.
… les gros mangent les plus petits
Bras écartelés, étoiles arrachées, les galaxies ressortent
défigurées par ces interactions… Quand
elles ne sont pas tout bonnement cannibalisées
lorsqu’elles ont la mauvaise idée de passer trop
près d’une consœur beaucoup plus grosse. Avezvous
entendu parler de l’amas globulaire Omega
du Centaure ? Il serait le squelette d’une ancienne
galaxie, recrachée par notre Voie lactée après avoir
été dépouillée d’une partie de ses étoiles.
Gros plan sur le couple de galaxies des Antennes,
par le télescope Hubble : leur collision a déclenché
de spectaculaires flambées d’étoiles.
164

Feux d’artifices d’étoiles
Les étoiles sont tellement éloignées les unes des autres
qu’elles ne risquent rien lors d’une collision entre
galaxies. En revanche, le choc suffit à faire s’effondrer
la plupart des nuages de gaz présents dans ces objets,
ce qui engendre la formation d’étoiles nouvelles à un
rythme fou : on parle de flambées d’étoiles. Il se produit
de telles flambées également lors de simples interactions
entre les galaxies, à l’instar de ce qu’il se passe
dans les Nuages de Magellan par exemple, tiraillés
par notre galaxie. La nébuleuse de la Tarentule dans
le Grand Nuage, s’avère l’une des plus actives connues
dans l’Univers.
Quiz • Quelle particularité possède l’étoile Arcturus, qui resplendit d’un bel éclat orangé dans
le ciel de printemps ?
Sa trajectoire laisse penser qu’elle proviendrait d’une galaxie étrangère, capturée par notre Voie lactée. Son mouvement propre dans
le ciel est par ailleurs l’un des plus élevés parmi toutes les étoiles.
165

DE LOIN
Nuages de Magellan en interaction avec notre Voie lactée
(hémisphère sud).
Nuages de Magellan, forme allongée de M51 (la galaxie du Tourbillon).
L60
Aspect déformé
des Nuages de Magellan et
nébuleuse de la Tarentule
en bord du Grand Nuage,
M51 dédoublée.
T 115
Deux noyaux de M51,
galaxies du Cocoon
(NGC 4485-90),
les Antennes (NGC 4038-39).
T 200
Début de bras de M51,
nature double des galaxies Antennes
et des Frères Siamois (NGC 4567-68).
Grand nuage de Magellan aux jumelles.
QUAND OBSERVER
OÙ OBSERVER
Toute l’année
166

La galaxie du Tourbillon
Dans la galaxie du Tourbillon, une
galaxie spirale a tellement déformé
son petit compagnon que les astronomes
ont maintenant du mal à
déterminer la morphologie de ce
dernier. Un pont de matière semble
relier les deux objets, mais c’est un
effet de perspective : la petite galaxie
se trouve à quelques centaines de
milliers d’années-lumière derrière
la grande. Ce couple de galaxies
en interaction est facile à voir. Des
jumelles grossissant 10 fois permettent
déjà de deviner deux minuscules
taches accolées et une lunette
de 80 mm suffit à séparer les deux
astres diffus. Dans un télescope de
200 mm, les noyaux des deux galaxies
sont brillants et on commence juste à
deviner les bras spiraux.
DE PRÈS
Les Antennes
Le duo NGC 4038 et NGC 4039 nous
dévoile en direct ce qu’est un choc
entre galaxies. On assiste à un véritable
feu d’artifice allumant des milliers
de nébuleuses et de jeunes amas
d’étoiles. En outre, le choc a projeté
deux immenses jets d’étoiles et de
gaz, qui ont valu son surnom à ce
couple céleste fusionnel. Les deux
galaxies se seront fondues en une
seule galaxie elliptique d’ici 400 millions
d’années. En attendant, on peut
observer les deux astres dans un
télescope de 80 à 100 mm, comme une
tache diffuse de forme légèrement
triangulaire. Avec un télescope de
200 mm, il est possible de reconnaître
la nature double des Antennes, à leur
aspect en V. Les extensions sont en
revanche réservées aux photographes.
Galaxie du Tourbillon
au télescope.
GROSSISSEMENT
Vue à champ large des Antennes.
MAX -> ø × 2
FORT -> ø × 1
MOYEN -> ø × ½
FILTRE
FAIBLE -> ø / 4
167

L’amas de galaxies de la Vierge
À « seulement » 50 millions
d’années-lumière, se trouve une impressionnante concentration de 2 000 galaxies
spirales et elliptiques. Cet amas, point dominant de Laniakea, nous fait subir son
énorme attraction gravitationnelle.
Elliptiques au centre, spirales à la périphérie
Le cœur des gros amas de galaxies comme celui de la Vierge est
dominé par des galaxies elliptiques géantes. Constituées de centaines
de milliards d’étoiles, elles résultent de la fusion d’anciennes
galaxies spirales, irrémédiablement amenées à se télescoper du fait
de leur trop grande proximité. Autour du centre, les galaxies spirales
se font plus nombreuses et plus belles et commencent à se répartir
le long des fameux filaments que l’on observe partout à grande
échelle.
Plongée dans le coeur de l’amas de la
Vierge avec la galaxie M87 et son jet
de plasma, photographiés avec luxe
de détails par le télescope Hubble.
La plus grosse galaxie de l’Univers ?
Tapie au cœur de l’amas de la Vierge, M87 est une galaxie elliptique
géante qui pèserait 200 fois notre galaxie ! Elle est la plus grosse
galaxie à des dizaines de millions d’années-lumière à la ronde et
sans doute l’une des plus massives de l’Univers. En son centre, la
matière s’enroule autour d’un gigantesque trou noir et se retrouve
éjectée à une vitesse proche de celle de la lumière, sous forme
d’un impressionnant jet de plasma.
168

La toute première image d’un trou noir
Publiée en avril 2019, cette image d’un trou noir, en apparence
un peu floue, est tout simplement la plus précise jamais réalisée
en astronomie. Elle a été prise à l’aide d’un réseau de radiotélescopes
étendu sur 10 000 km à la surface de la Terre : l’Even Horizon
Telescope (EHT). On y voit parfaitement l’ombre du trou noir au
centre de M87, entouré d’un anneau de matière lumineuse déformé
par la présence du monstre. La théorie avait exactement prédit que
l’on verrait cela !
Décalage vers le rouge ou vers le bleu
La lumière d’un objet en mouvement rougit lorsqu’il s’éloigne rapidement
et bleuit lorsqu’il s’approche : c’est l’effet Doppler. Le décalage
vers le rouge – le redshift – des galaxies de l’amas de la Vierge
indique que celui-ci s’éloigne de nous à 1 200 km/s, ce qui témoigne
de l’expansion de l’Univers. Quelques galaxies au cœur de l’amas
ont toutefois un comportement étonnant puisque leur lumière nous
apparaît bleuie. Comment cela est-il possible ? Ces astres, comme
la galaxie M86 par exemple, sont animés de mouvements si rapides
autour du centre de l’amas qu’ils semblent temporairement foncer
vers nous !
Quiz • Par quoi sommes-nous reliés à l’amas de la Vierge, cette région la plus spectaculaire
de Laniakea ?
Par la force de gravitation d’une part, mais aussi par un grand filament de galaxies. L’une de ces galaxies est le Sombrero,
Messier 104 (page 163).
169

DE LOIN
L’amas de la Vierge est invisible à l’œil nu.
Une douzaine de galaxies, elliptiques (M84, M86, M87…) et spirales
(M88, M90, M91, M99, M100…), comme des taches très petites.
L60
Une trentaine de galaxies observables.
Différence d’aspect et de contraste
entre les galaxies elliptiques et spirales.
T 115
Environ 80 galaxies observables.
Différence d’allongement
entre galaxies elliptiques
(M86 plus allongée que M84),
bulbe de galaxies spirales.
T 200
Près de 150 galaxies dans l’amas.
Noyau brillant des grosses galaxies
elliptiques, amorce de structure spirale
de quelques galaxies (M99, M100).
Vue à champ large de l’amas de la Vierge.
QUAND OBSERVER
OÙ OBSERVER
Printemps
170

Le cœur de Laniakea aux jumelles
Observer l’amas de la Vierge, c’est
en quelque sorte voir le cœur de
Lanieakea. Cette observation peut
être faite avec une simple paire
de jumelles. Balayez doucement le
champ quasiment vide d’étoiles à
mi-chemin entre Denebola du Lion
et Vindemiatrix de la Vierge. Trois
minuscules flaques de lumière grisée
apparaissent : ce sont les trois plus
grosses galaxies au centre de l’amas,
M84, M86 et M87. Les deux premières
sont nettement plus éloignées
dans l’espace que la perspective ne le
laisse croire, sans quoi elles auraient
fusionné du fait de la gravité.
DE PRÈS
La chaîne de Markarian
La chaîne de Markarian est un arc de
galaxies qui prend naissance dans le
cœur de l’amas de la Vierge. Il contient
une majorité de galaxies lenticulaires,
vues sous différents angles. On y
rencontre également deux galaxies
spirales, NGC 4435 et NGC 4438, qui
illustrent le piteux état de ces objets
pour peu qu’ils subsistent encore au
centre de tels amas. L’ensemble de
ce joli filament de galaxies peut tenir
en entier dans le champ d’un instrument
de 100 mm d’ouverture, au plus
faible grossissement. Un télescope
plus puissant révèle les différences de
forme des galaxies qui le composent.
Vue de l’amas de la
Vierge au télescope.
GROSSISSEMENT
Zoom sur le couple NGC 4435- NGC 4438.
MAX -> ø × 2
FORT -> ø × 1
MOYEN -> ø × ½
FILTRE
FAIBLE -> ø / 4
171

Aux confins de l’Univers
Comme les explorateurs des mers il y a
cinq siècles, on ne sait pas encore ce qu’il y a au bout de l’océan céleste, ni même
s’il y a un bout. Pour autant, nous arrivons déjà à voir loin, très loin dans l’Univers.
Remonter le temps…
La vitesse finie de la lumière – 300 000 km/s dans
le vide – implique l’une des choses les plus fantastiques
de l’astronomie : plus on regarde loin, plus
on lit dans le passé. En dehors de Laniakea, notre
continent de galaxies, on observe d’autres superamas
: ils nous apparaissent tels qu’ils étaient il y
a des milliards d’années du fait de leur distance.
Les plus lointains sont situés à près de 12 milliards
d’années-lumière.
13,8 milliards d’années
13,8 milliards d’années
L’Univers réel est bien plus vaste
que l’Univers observable. Il est même
peut-être infini.
0
Notre galaxie
… jusqu’aux premières galaxies
Si les superamas n’existaient manifestement pas
encore dans les deux premiers milliards d’années
de l’Univers, il y avait déjà des galaxies
isolées. Le télescope spatial Hubble en a capturé
à plus de 13 milliards d’années-lumière. À
quoi ressemblent-elles ? Elles sont très rouges,
bien entendu, à cause de leur vitesse d’éloignement
proche de celle de la lumière, qui entraîne
un énorme décalage spectral. Mais surtout, ces
jeunes galaxies sont plus petites et plus dissymétriques
que les actuelles. Elles se sont sans
doute formées à partir de petits « grumeaux »
dans l’Univers, ces hétérogénéités que l’on
retrouve dans la première lumière de l’Univers,
le fond diffus cosmologique (p. 10).
Galaxies visibles par nous
172

Galaxies visibles
par notre voisine
0
Univers fini ou infini ?
Puisque la lumière voyage à une vitesse limitée et
que l’Univers n’existe pas depuis toujours, nous
ne pouvons pas observer des astres plus éloignés
que 50 milliards d’années-lumière (en tenant
compte de l’expansion de l’Univers pendant ses
13,8 milliards d’années d’existence). Non pas qu’il
n’y ait rien plus loin, mais plutôt que la lumière
des galaxies plus éloignées n’a pas encore pu
nous parvenir. L’Univers observable, comme l’appellent
les cosmologistes, est donc une sphère de
taille finie centrée sur la Terre. Oui, mais le vrai
Univers ? Tout dépend de sa courbure : au pire,
elle est nulle et l’Univers est tout bonnement
infini ! Au mieux, cette courbure est très faible
et l’Univers a une taille finie. Mais même dans ce
cas, l’Univers observable ne représenterait que
quelques 2% de l’Univers total.
Galaxie voisine
Galaxies visibles
par nous et
par notre voisine
Quiz • Quel âge a la plus vieille galaxie observée ?
La galaxie la plus lointaine – et donc la plus vieille – jamais observée serait GN-z11 dans la constellation de la Grande Ourse. Située
à 13,4 milliards d’années-lumière, elle se serait formée seulement 400 millions d’années après le Big Bang, tout de suite après
les âges sombres.
173

DE LOIN
Aucun astre lointain visible à l’œil nu, fond diffus cosmologique en partie
détectable avec un poste radio ou de télévision.
Aucun astre visible au-delà de Laniakea.
L60
Idem jumelles.
T 115
Idem jumelles.
T 200
Un ou deux amas de galaxies en dehors
de Laniakea, à la limite de visibilité (amas
de Coma notamment), plusieurs galaxies
lumineuses (quasars) jusqu’à 4 à 5 milliards
d’années-lumière de distance.
L’amas de Coma au télescope.
QUAND OBSERVER
OÙ OBSERVER
Toute l’année
174

Étranges quasars
Certaines galaxies lointaines
brillent très intensément grâce à
l’énergie d’un trou noir central particulièrement
actif. On les appelle des
« quasars » (quasi stellar objects), du
fait de leur aspect ponctuel. Le plus
brillant d’entre eux, 3C 273 dans
la constellation de la Vierge, se
trouve à 2,44 milliards d’années-lumière,
soit mille fois plus loin que
la galaxie d’Andromède (p. 156).
Il peut être vu dans un télescope
de 200 mm, comme un petit point
bleuté. Lorsque le trou noir de
3C 273 aura fini son repas d’étoiles,
cet astre cessera d’être visible
d’aussi loin. Mais pour l’instant,
approchez cet astre à la distance de
Véga de la Lyre et il deviendra plus
éblouissant que le Soleil !
DE PRÈS
Gros plan sur le quasar 3C 273 par le télescope Hubble.
GROSSISSEMENT
Lointain amas de galaxies
(région de Abell 1689).
Écoutez le fond diffus cosmologique
La première lumière de l’Univers,
le fond diffus cosmologique, a été
enregistrée par hasard pour la première
fois en 1965 par Penzias et
Wilson, grâce à une antenne radio.
Peut-on le saisir nous aussi ? La
réponse est oui ! Allumez votre télévision
(reliée à une antenne râteau)
ou votre poste radio et déréglez-le
de façon à ne plus avoir que du
« bruit ». Un à deux pour cent des
points blancs de la télé ou du grésillement
du poste radio peut provenir
du rayonnement fossile de l’Univers.
Vous voilà face au plus vieux signal
captable dans tout l’Univers.
MAX -> ø × 2
FORT -> ø × 1
MOYEN -> ø × ½
FILTRE
FAIBLE -> ø / 4
175

CHAPITRE 7
CARTES CÉLESTES
Vous avez besoin d’une première
assistance à la navigation, aussi bien
pour arpenter la surface de notre
satellite que la voûte céleste selon
les saisons ? Les cartes suivantes
sont faites spécialement pour vous !
Vous y retrouverez la localisation
de nombreuses formations lunaires
et objets célestes mentionnés dans
cet ouvrage, ainsi que l’ensemble des
constellations.

Carte de la Lune
Pythagore
Eudoxe
Aristote
Atlas
Hérodote
Aristarque
OCÉAN DES
TEMPÊTES
Kepler
Hevetius
Grimaldi
Golfe de
la Rosée
jura
CARPATES
MER DES
ÎLES
Rheinold
Érathostène
MER DU FROID
Platon
Marais des
Épidémies
Golfe
Torride
Golfe du
Millieu
Lansberg
Apollo 12
Apollo 14
MER DE LA Ptolémée
CONNAISSANCE
Alphonse
alpes
GOLFE
DES IRIS
Cassini
MER DES PLUIES
Aristillus
Archimède
Bulliades
Copernic
Arzachel
apennins
MER DES
VAPEURS
caucase
Apollo 15
Jules César
Lac de
la Mort
Lac des
Songes
MER DE LA
SÉRÉNITÉ
Apollo 17
Apollo 11
Pline
Golfe des
Apollo 16 Aspérités
Théophile
Cyrille
Albategnius
MER DU
Catherine NECTAR
Marais du
Sommeil
MER DE LA
TRANQUILLITÉ
Endymion
pyrénées
Hercules
Macrobius
MER DES
CRISES
MER DE LA
FÉCONDITÉ
Cléomèdes
Cassendi
MER DES
HUMEURS
Marais de la
Putréfaction
Lac de la
Perfection
MER DES
NUÉES Pitatus
Langrenus
Schickard
Petarrius
Fracastor
Schiller
Longomontanus
Tychos
Clavius
Stofler
Piccolomini
Jansen
178

D’Alembert
Rowland
Campbell
Birkoff
Kovalevskaya
Larmor
MER DE
MOSCOVIE
Mach
Joule
Mendeleiev
Spencer Jones
Papaleski
Anderson
Sharonov
Hertzprung
Tsiolkovski
Chaplygin
Gagarine
Keeler
Heaviside
Dédale
Korolev
Icare
Galois
Aitken
MER
ORIENTALE
Pavlov
Van de Graaff
MER DE
L’INGÉNUITÉ
Leibnitz
Apollo
Oppenheimer
Jules Verne
Poincaré
Planck
Schrödinger
179

M56
M57
LYRE
Véga
PETITE OURSE
M51
M92
M63
M94
DRAGON
M101
Mizar et Alcor
M13
HERCULE
M13
COURONNE
BORÉALE
M63
BOUVIER
AMAS DE
LA VIERGE
M3
M51
M63
LION
M94
M106
CHEVELURE
DE BÉRÉNICE
SERPENTAIRE
TÊTE DE
SERPENT
Arcturus
M53
M64
M100
M90
M86
M87
M5
M49
M10
M104
VIERGE
3c273
M12
M10
Han
M107
M14
M107
BALANCE
Spica
M104
CORBEAU
CORBEAU
M68
SE
M83
180
Carte du ciel de printemps

COCHER
M38
M82
M36
M81
M37
M1
LYNX
M35
GRANDE OURSE
LION
LION
Pollux
GÉMEAUX
PETIT LION
CANCER
M44
Bételgeuse
M49
M61
M66
M65
LION
M96
régulus
M67
PETIT CHIEN
Procyon
M104
SEXTANT
M48
LICORNE
M50
Procyon
COUPE
CORBEAU
M46
M47
M48
NGC4038-39
M68
HYDRE FEMELLE
SO
181

M52
CÉPHÉE
LÉZARD
M39
Deneb
PEGASE
CYGNE
M29
Véga
LYRE
M56
M57
M15
M27
M71
Albireo
FLÈCHE
PETIT CHEVAL
Altaïr
M2
AIGLE
VERSEAU
M30
M73
M72
CAPRICORNE
M75
M11
ÉCU DE
SOBIESKI
M16
M17
M18
M25
M24
M28
M22
Carte du ciel d’été
SE
M55
SAGITTAIRE
182

GRANDE OURSE
Mizar et Alcor
M106
DRAGON
M101
M51
M94
M63
CHIEN DE CHASSE
CHEVELURE
DE BÉRÉNICE
M92
HERCULE
BOUVIER
M3
M64
M100
M13
M53
M87
M86
COURONNE
BORÉALE
Arcturus
M49
SERPENT
(TÊTE)
SERPENTAIRE
M5
VIERGE
M12
M14
M10
M107
BALANCE
M23
M21
M20
M7
Pipe
M6
M9
Antares
M80
M19
M4
M62 SCORPION
SO
183

Castor
GÉMEAUX
Capella
M35
M37
M36
M38
M103
CASSIOPÉE
ρ Cas
M1
PERSÉE
Algol
M34
M31
M32
M110
Bételgeuse
Aldébaran
TAUREAU
Pléiades
M45
TRIANGLE
BÉLIER
M33
ORION
M74
POISSONS
Cursa
Rigel
M77
Mira
Rigel
BALEINE
ÉRIDAN
SE
Carte du ciel d’automne
184

HERCULE
M52
CÉPHÉE
LION
Véga
LYRE
M39
Deneb
CYGNE
M74
LÉZARD
M29
PETIT RENARD
M56
Albireo
M27
FLÈCHE
M71
DAUPHIN
AIGLE
PÉGASE
M15
Altaïr
COUPE
PETIT CHEVAL
M2
AIGLE
VERSEAU
M77
M32
CAPRICORNE
Dabih
POISSON AUSTRAL
M30
SCULPTEUR
Fomalhaut
SO
185

M94
GRANDE OURSE
M82
M65
M66
M65
M106
LION
M96 M95
PETIT LION
M44
M67
CANCER
M44
M81
LYNX
Castor
Pollux
GÉMEAUX
NGC362
M67
PETIT CHIEN
M61
M48
Procyon
HYDRE FEMELLE
M48
LICORNE
M47
M46
M50
M47
M46
M93
GRAND CHIEN
M41
M93
Sirius
186
Carte du ciel d’hiver
SE

CASSIOPÉE
M103
M31
M110
M32
PÉGASE
M34
Capella
PERSÉE
Algol
M33
M38
M35
M36
M37
M1
COCHER
Pléiades
M45
M74
POISSON
TAUREAU
Aldébaran
Betelgeuse
M78
ORION
M77
Mira
M42
Rigel
BALEINE
R Leporis
LIÈVRE
ÉRIDAN
M79
S0
187

BIBLIOGRAPHIE
Ouvrages généraux sur l’astronomie et beaux livres
Bell J., Le beau livre de l’astronomie, Dunod, 2013.
Bond P., L’exploration du Système solaire, De Boeck, 2015.
Brahic Bradfort Smith A., Terres d’ailleurs, Odile Jacob, 2015.
Fossé D., Manchu, Exoplanètes, Belin, 2018.
Frankel C., L’aventure Apollo, Dunod, 2018.
Hawking S., Sur les épaules des géants, Dunod, 2014.
Henarejos P., Ils ont marché sur la Lune, Belin, 2018.
Lecavelier des Étangs A., Martin E., Le ciel et les étoiles sans complexe, Hugo
et compagnie, 2009.
Luminet J.-P., Lachièze-Rey M., De l’infini, Dunod, 2019.
Nazé Y., Les couleurs de l’Univers, Belin, 2005.
Paul J., Robert-Esil J.-L., La fabuleuse histoire de l’Univers, Dunod, 2019.
Reeves H., L’Univers expliqué en images, Seuil, 2012.
Astronomie pratique
Cannat G., Le ciel à l’œil nu, amds édition.
Cannat G., Le guide du ciel, amds édition.
Lecureil P., Photographier le ciel de jour comme de nuit, Axilone, 2016.
Masson C. et J.-M., Copains du ciel, Milan, 2013.
Pellequer B., Petit guide du ciel, Points Science, 2014.
Du même auteur
101 Merveilles du ciel qu’il faut avoir vues dans sa vie (2 e éd.), Dunod, 2016.
À la découverte du ciel (3 e éd.), Dunod, 2019.
Avec Beaudoin C., Petites expériences insolites pour découvrir l’Univers, Dunod, 2015.
Photographier les astres en toutes saisons, Dunod, 2007.
188

INDEX
A
Âges sombres 8
Albireo 133
Algol 137
Altitude 38
Amas des Pléiades 145
Amas d’étoiles 142
Amas globulaires 142
Amas ouverts 142
Amas de la Vierge 168
Analème 27
Angle 39
Anneau de la Lyre 149
Anneaux de Saturne 105
Année-lumière 10
Ascension droite 38
Astéroïdes 112
Aurores boréales 77, 101
Azimut 38
B
Bessel (étoile) 123
Big Bang 8
C
Ceinture de Kuiper 112
Céphéides 135
Chaîne de Markarian 171
Circumpolaire 29, 45
Collimation 54
Collisions galactiques 164
Coma 119
Comètes 116
Constellations 30
Coordonnées équatoriales 38
Copernic 25
Couronne solaire 79
Crabe (nébuleuse) 149
Cratères 83, 85, 89
Crépuscule 22
Cygne 31
D
Déclinaison 38
Degrés 39
Diagramme Hertzsprung-
Russell 126
E
Éclipses 86
Écliptique 36
Einstein 9
Essaim 76
Étoile de Bessel 123
Étoiles 122
Étoiles carbonées 129
Étoiles doubles 131
Étoiles filantes 76
Étoiles variables 134
Event Horizon Telescope
(EHT) 169
F
Filtre 65
Focale 53
Fond diffus cosmologique 8, 175
Foucault 23
G
Gaia 122
Galaxie d’Andromède 156
Galaxie du Sombrero 163
Galaxie du Tourbillon 167
189

Galaxie elliptique 160
Galaxie(s) spirale(s) 152, 160
Galaxies irrégulières 160
Géocroiseurs 113
Grande Ourse 145
Grossissement 64
Groupe local 156
H
Halley 117
Hipparque 24
I
Inflation 8
Iridium 42
ISS 43
J
Jumelles 50
Jupiter 100
K
Kepler 17
L
La Caille 30
Laniakea 12, 168, 171
Lion 31
Lumière cendrée 33
Lune 18, 82
Lunette 52
M
Magnitude apparente 37
Marée 18
Mars 96
Mer des Crises 35
Mercure 88
Mers lunaires 34
Mira 137
Mizar et Alcor 133
Monture azimutale 56
Monture équatoriale 57
N
Naines brunes 127
Naines rouges 127
Nébuleuse de la Pipe 141
Nébuleuse de la Tarentule 165
Nébuleuse d’Orion 141
Nébuleuse du Crabe 149
Nébuleuse planétaire 146
Nébuleuses 138
Nébuleuses obscures 139
Neptune 108
Nuage de Oort 17, 117
Nuages de Magellan 40
Nucléosynthèse primordiale 8
O
Observatoire 68
Omega du Centaure 164
Ondes gravitationnelles 130
Opposition 37, 99
Orion 31, 129
P
Pégase 31
Phases 95
Phases de la Lune 32
Planète 36
Planètes inférieures 37
190

Planètes supérieures 37
Pôles célestes 28
Précession des équinoxes 24
Protoétoile 138
Protubérances 79
Q
Quasars 175
R
Rayonnement fossile 8
Rho Cassiopée 125
Rotation de la Terre 22
S
Saisons 24
Satellites artificiels 42
Satellites galiléens 103
Saturne 104-105
Soleil 78
Stellarium 59
Supergéante 126
Supernova 147
Système solaire 16
T
Tache rouge 103
Taches solaires 79, 81
Télescope 52
Télescope de Newton 52
Télescope Dobson 56
Télescope GO-TO 61
Télescope Maksutov- Cassegrain 53
Télescope Schmidt- Cassegrain 53
Télescope spatial Hubble 68
Temps de Planck 8
Terre 18
Traînées rayonnantes 85
Transit 91
Trou noir 147
U
Univers 12, 172
Uranus 108
V
Vénus 92
Virgo (amas) 168, 170-171
Viseur point rouge 61
Voie lactée 14, 152
Volcans 92
Z
Zodiaque 30
191

CRÉDITS ICONOGRAPHIQUES
Nous avons fait notre possible pour identifier tous les ayants-droits des images. Toute omission qui nous serait signalée sera corrigée lors
de la réimpression de l’ouvrage.
Photographies de première de couverture (de gauche à droite et de haut en bas) : © Emmanuel Beaudoin ; © Nasa/JPL-Caltech/SwRI/MSSS/
Bjorn Jonsson ; © Event Horizon Telescope Collaboration ; photographies de quatrième de couverture (de gauche à droite et de haut en bas) :
© Emmanuel Beaudoin ; © NASA/ESA/and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA) ; © Emmanuel Beaudoin ; © T Demange/R Galli/T Petit/
Atacama Photographic Observatory ; p. 8 : ESA/Planck Collaboration ; p. 9 : CERN ; p. 10-11 : (de gauche à droite et de bas en haut) : ESA/
Planck Collaboration ; Rogélio Bernal Andreo ; ESO ; Serge Brunier ; Yuri Beletsky/ESO ; Hubble Space Telescop ; Terry Hancock ; NASA/
ESA ; NASA ; F. Espenak ; NASA/SDO ; JPL/Nasa ; NASA/ESA/A. Simon ; NASA ; NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA ; NASA ; NASA/
HST/ASU/J. Hester et al. (optical), NASA/CXC/ASU/J. Hester et al. (X-ray) ; Image de fond : NASA/JPL-Caltech/UCLA ; p. 12-13 : Cosmic
Flows (p. 12) ; Andrew Z. Colvin (p. 13); Image de fond : MPA ; p. 14-15 : Image fond : NASA/JPL-Caltech ; NASA/SDO (p. 15) ; p. 16-17 :
Soleil : NASA/SDO ; Mercure, Vénus : NASA/JPL ; Terre : NASA ; Mars : NASA/JPL ; Saturne : NASA/The Hubble Heritage Team (STScI/
AURA) ; Uranus : ESA/Hubble &NASA, L. Lamy/Observatoire de Paris ; Neptune : NASA/JPL ; Pluton : NASA ; Eris : W. M. Keck Observatory ;
p. 18-19 : Emmanuel Delort ; NASA ; p. 22-23 : Emmanuel Delort ; Astroghost-Francois ; p. 27 : Emmanuel Delort ; p. 29 : Emmanuel Beaudoin ;
p. 30 : D.-R. ; p. 31 : Emmanuel Beaudoin ; p. 32-33 : Lune : NASA, Soleil : NASA/SDO ; images bas : Emmanuel Beaudoin ; p. 34 : Super
Lune : J.-B. Feldmann ; Lune « Lapin » : DR ; Image fond : NASA ; p. 35 : Libration +Lune bas : Emmanuel Beaudoin ; p. 36 : Emmanuel
Beaudoin ; p. 38-39 : Image fond : DR ; p. 40 : ESO/C. Malin ; p. 42 : NASA ; p. 43 : NASA/Joel Kowsky ; p. 44-45 : Emmanuel Beaudoin ;
p. 48-49 : Emmanuel Beaudoin ; p 50 : DR ; p. 51 : haut : Emmanuel Beaudoin ; bas : ESO/S. Brunier ; p. 64 : Emmanuel Beaudoin ; p. 65 :
DR (haut) ; Emmanuel Beaudoin (bas) ; p. 69 : ESA/Hubble, NASA ; p70-71 : Emmanuel Beaudoin ; p. 72-73 : Emmanuel Beaudoin ; p. 76 :
Emmanuel Beaudoin ; p. 77 : Stéphane Vetter ; p. 78-79 : SOHO (ESA/Nasa) ; p. 80-81 : (de gauche à droite) : Gérard Thérin ; DR ; Emmanuel
Beaudoin ; p. 81 : Emmanuel Beaudoin ; p. 82 : NASA/JPL-Caltech ; p. 83 : Haut : Emmanuel Beaudoin ; bas : NASA ; p. 84-85 : Emmanuel
Beaudoin ; p. 86 : Total Solar eclipse : NASA/Aubrey Gemignani ; p. 87 : Dr F. Diego/University College London ; p. 88-89 : NASA/Johns
Hopkins ; p. 90-91 : Emmanuel Beaudoin ; ESA/NASA/SOHO (droite) ; p .92-93 : (de gauche à droite) : NASA/JPL ; ISAS/JAXA ; p. 94-95 :
Emmanuel Beaudoin ; p. 96-97 : (de gauche à droite) : NASA/JPL- Caltech/MSSS ; ESA ; NASA/JPL - Caltech/Malin ; NASA/JPL - Caltech/
USGS ; NASA/JPL- Caltech/MSS ; NASA/JPL-Caltech/University of Arizona ; p. 98-99 : Emmanuel Beaudoin ; p. 100-101 : (de gauche à
droite) : NASA/JPL-Caltech/SwRI/JunoCam ; NASA/ESA/A. Simon (GSFC) ; NASA/JPL-Caltech/SwRI/MSSS/Gerald Eichstad/Sean Doran ;
Smithsonian Astrophysical Observatory Chandra X-Ray Center ; NASA/JPL/University of Arizona ; USGS Astrogeology Science Center/
Wheaton/NASA/JPL-Caltech ; NASA/JPL/DLR ; NASA/JPL/Cornell University ; NASA/JPL/Galileo Project/(NOAO) ; p. 102-103 : Emmanuel
Beaudoin ; p. 104-105 : NASA/JPL/Space Science Institute ; p. 106-107 : Emmanuel Beaudoin ; ESO ; p. 108-109 : (de haut en bas) : NASA/
JPL/STScI ; NASA/JPL ; Lawrence Sromovsky/University of Wisconsin-Madison/W.W. Keck Observatory ; NASA/JPL ; p. 110-111 : Emmanuel
Beaudoin ; NASA/ JPL ; p. 112-113 : NASA/JPL-Caltech ; p. 114-115 : (de gauche à droite) : Emmanuel Beaudoin ; DR ; Frank Tyrlik ; p. 116-
117 (de gauche à droite) : ESA/MPAE ; NASA/ESA/H. Weaver (JHU/APL) ; ESA/Rosetta/MPS ; p. 118-119 : (de gauche à droite) : Emmanuel
Beaudoin ; NASA ; Daniel Schechter ; p. 122-123 : ESA–D. Ducros ; photo (p. 123) : Emmanuel Beaudoin ; p. 124-125 : Emmanuel Beaudoin ;
T Demange/R Galli/T Petit/Atacama Photographic Observatory (milieu) ; p. 126 : R. Gendler ; NASA/JPL/Caltech/Steve Golden ; p. 127 :
ALMA (ESO/NAO/NRAO)/E. O’Gorman/P. Kervella ; p. 128-129 (de gauche à droite) : DR ; Emmanuel Beaudoin ; Digitized Sky Survey ; p. 130-
131 : NASA/CXC ; NASA/CXC/M. Weiss (image fond) ; p. 132-133 : Emmanuel Beaudoin ; Digitized Sky Survey (droite); p. 134 : Emmanuel
Beaudoin ; p. 136-137 : Emmanuel Beaudoin ; Digitized Sky Survey (droite); p. 138-139 : NASA/ESA/STScI ; p. 140-141 (de gauche à droite) :
Emmanuel Beaudoin (haut et bas) ; T Demange/R Galli/T Petit/Atacama Photographic Observatory ; ESO/Yuri Beletsky ; p. 142-143 : NASA/
ESA/P. Crowther (University of Sheffield); p. 144-145 : de gauche à droite : Emmanuel Beaudoin ; ESO/Hubble/De Martin (milieu) ; p. 146-147 :
Image fond : NASA/ESA ; NASA/ESA/VLA/NRAO/AUI/NSF/Chandra/CXC/Spitzer/JPL-Caltech/Hubble/STScI (p. 147) ; p. 148-149 (de gauche
à droite) : Emmanuel Beaudoin (haut et bas) ; T Demange/R Galli/T Petit/Atacama Photographic Observatory ; NASA/ESA/and the Hubble
Heritage Team (STScI/AURA) ; p. 152-153 : ESA/Gaia/DPAC ; p. 154-155 : Emmanuel Beaudoin ; ESO/Digitized Sky Survey 2 (droite); p. 156-
157 : NASA/JPL-Caltech (image fond) ; NASA, ESA, Z. Levay et R. van der Marel (STScl), et A. Mellinger ; p. 158-159 : Emmanuel Beaudoin ;
NASA, ESA, and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA) (milieu) ; p. 160-161 : NASA/JPL-Caltech/STScI ; p. 162-163 (de gauche à droite) :
Emmanuel Beaudoin ; T Demange/R Galli/T Petit/Atacama Photographic Observatory ; Digitized Sky Survey ; p. 164-165 : NASA/ESA/Hubble
Heritage Team (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration ; p. 166-167 : Emmanuel Beaudoin ; Digitized Sky Survey (droite) ; p. 168-169 :
NASA/ESA, and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA) ; Event Horizon Telescope Collaboration (bas droite) ; p. 170-171 (de gauche à
droite) : Emmanuel Beaudoin ; NASA/ESA/ESO/NAOJ/G. Paglioli ; ESO ; p. 173 : NASA/ESA, and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA) ;
p. 174-175 : Emmanuel Beaudoin (gauche) ; NASA/ESA/and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA).
© Dunod, 2018, 2020 pour la présente édition
11 rue Paul Bert, 92240 Malakoff
www.dunod.com
EAN : 9782100812110