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Observer

Crédit : Maarten Roos - LightCurveFilms

Observer "+ loin"

Crédit : Bibliothèque / Observatoire de Paris

Observer "+ loin encore"

Crédit : Gabriel ACOCA - Photographe

Observer du sol, encore "+ loin"

Crédit : ESO

Observer de l'espace, encore "+ loin"

Crédit : CNES

Objectif de cette vidéo poétique sur le concept de la lumière : donner envie d’en savoir plus, de se poser des questions, de s’intéresser aux sciences ...

Ce site accompagne les vidéos "Lumière !" et "Faire parler la lumière - La spectroscopie". Vous y trouverez le texte énoncé par l'astronome, un glossaire des mots utilisés : ils sont indiqués par les mots bleus, des références bibliographiques et webographiques et des QCM et exercices d'auto-évaluation (avec correction).

La lumière "ne se voit pas", c’est ce qui permet à nos yeux de découvrir le monde par son interaction avec les choses autour de nous.

Elle est source de vie, elle illumine nos jours. Le soleil, source de lumière la plus importante, a longtemps été vénéré comme un dieu dans de nombreuses civilisations.

Décomposition "naturelle" de la lumière par les gouttes d'eau dans l'atmosphère : Arc en ciel sur l'Île de Tatihou, Normandie

Crédit : Philippe Denis - photographe

Décomposition de la lumière par un prisme de verre

Crédit : Maarten Roos, LightCurveFilms

La nature qui nous entoure et la composition de la lumière

Un objet a-t-il une couleurquand on ne le regarde pas ?

Spectre électromagnétique

Le domaine visible des ondes électromagnétiques ne représente qu'une partie infime du spectre électromagnétique de l' ultraviolet à l' infrarouge (de 400 nm à 700 nm). Le rayonnement à d'autres longueur d'onde ( < 400nm et > 700nm) n'est pas détecté par nos yeux (pas vu).

Crédit : CETI/Observatoire de Paris

Depuis toujours l’homme s’est interrogé sur la nature de la lumière.

Newton

Isaac Newton 1642 – 1727 )

Crédit : Bibliothèque/Observatoire de Paris

Au 17ème siècle Newton et Huygens proposent deux interprétations différentes.

Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica

Philosophiae naturalis principia mathematica (Principe mathématiques de philosophie naturelle). L'ouvrage se compose de 3 livres : Les "Pincipia"

Crédit : BNF

Pour Newton la lumière est constituée de corpuscules.

Huygens

Bibliothèque/Observatoire de Paris

Pour Huygens elle est comme une onde.

Il faudra attendre le début du 20ème siècle pour que cette question soit résolue grâce aux avancées de la physique qui permettront de montrer la double nature de la lumière, onde et particule.

Astronome du moyen âge

Crédit : Bibliothèque de l'Observatoire de Paris

Contrairement aux autres scientifiques qui disposent de leur objet d’étude a portée de main,

Les astronomes pour étudier les astres élaborent des instrument qui permettront de dépasser les capacités d'observation de leurs yeux.

Crédit : Collection particulière D Briot/Observatoire de Paris

L’astronome ne dispose que de ses yeux pour recevoir la lumière des astres et tenter de comprendre ce qu’il voit dans le ciel.

Observation à la lunette Arago

Crédit : mfl/Observatoire de Paris

Les yeux de l'astronome

Crédit : Maarten Roos - LightCurveFilms

Principe de la lunette, schéma du haut. Principe du télescope, schéma du bas.

Crédit : CETI/Observatoire de Paris

Trois types de télescope.

Crédit : Astrophysique Sur Mesure/Observatoire de Paris

capteur CCD dans l'objectif de la caméra

Crédit : CETI/Observatoire de Paris

Grille de Bayer

Crédit : Mathieu Puech/Observatoire de Paris

À partir du 17Ème siècle, l’utilisation de la lunette (dont l'objectif est constitué d'une lentilles) , puis de télescopes de plus en plus grands, a permis d'accéder à accès a des objets de plus en plus faibles.

A la fin du 19 ème siècle la photographie, très sensible, a remplacé l’oeil.

Et puis les caméras CCD au 20 ème siècle ont permis d’enregistrer la lumière d’objets trop faibles pour être détectés par nos yeux. Le CCD est un semi-conducteur sensible à la lumière, il "transforme " les photons en électrons. Il n'est sensible qu'à l'intensité de la lumière, pas à sa couleur. Des filtres rouge, vert et bleu sont disposés en grilles devant les cellules photosensibles (les photosites), suivant une matrice, généralement de Bayer. Pour obtenir un signal couleur, il y aura (au moins) trois photosites élémentaires par pixel.

La sphère céleste et la déclinaison d'un astre (formation 'Astronomie et Mécanique Céleste')

Crédit : Jean-Eudes Arlot, Gilles Bessou et Djamila Taharbouche/observatoire de Paris (projet 'Astrophysique Sur Mesure')

Ainsi les astronomes ont pu découvrir des zones encore inexplorées repoussant les limites de l’univers connu. En observant et en photographiant les astres, on peut voir principalement leurs mouvements et leurs formes.

C’est l’astronomie pratiquée jusqu’au début du 20,ème siècle : l’étude des mouvements et de la morphologie des corps célestes (mécanique céleste), faute d’autres instruments.

Mais, la nature nous a ouvert la voie.

Arc-en-ciel

Crédit : CETI/Observatoire de Paris

Voilà, l’arc en ciel: exemple de la décomposition de la lumière blanche du soleil que tout le monde connaît.

Avec les gouttes d'eau

Crédit : CETI/Observatoire de Paris

Ou bien sa version artificielle

C’est encore Newton qui a ouvert le chemin vers une utilisation plus scientifique de l’arc en ciel: il a trouvé une manière de décomposer la lumière blanche en ses différentes couleurs avec un prisme .

Décomposition de la lumière par un prisme

Crédit : CETI/Observatoire de paris

spectre

Spectre du soleil

Crédit : Bibliothèque/Observatoire de Paris

Le spectre des astres est maintenant accessible avec une très grande précision. Non seulement pour la lumière visible à nos yeux, mais bien au delà dans toutes les régions du spectre électromagnétique.

types de spectres

Trois type de spectres : Continu - Raies en émission - Raies en absorption

Crédit : CETI/Observatoire de Paris

On voit desraies d'émissionet des raies d’absorption. Ce sont des véritables cartes d’identité des astres observés, qui permettent d’identifier leurs caractéristiques physiques, entre autre leur composition chimique, leur température et leur vitesse.

Ainsi, l’astronome est devenu astrophysicien, étudiant la physique des astres avec l’aide de la lumière, observant des objets proches avec de plus en plus de détails et des objets faibles, de plus en plus nombreux pour comprendre leur distribution, leur formation et leur évolution.

La lumière, c’est la clé de l’Univers.

l'Univers

Crédit : Flammarion-colorisé

l'Univers

Crédit : CETI/Observatoire de Paris

Les galaxies sont des ensembles d’étoiles (entre 10 millions et 100 milliards), de gaz et de poussières.

Pour commencer observons la galaxie la plus proche de nous, notre propre Galaxie : La Voie Lactée. L’image ci-dessous est une photographie panoramique de la Voie Lactée. Les trois ingrédients composant les galaxies sont clairement visibles sur cette image.

Milky Way Galaxy

• Les étoiles – À l’œil nu, la Voie Lactée apparaît comme un nuage blanchâtre. Sur cette photographie nous pouvons constater qu’elle est constituée en réalité d’une myriade d’étoiles. En étudiant leurs spectres (voir TP Étoiles) nous arriverions à la conclusion que les étoiles constituant notre Galaxie ont des masses et des températures variées.

• Le gaz - Le gaz contenu dans la Galaxie (essentiellement de l’hydrogène) se trouve sous plusieurs états. Il existe dans notre Galaxie des grands nuages froids d’hydrogène moléculaire représentant approximativement la moitié de toute la masse de gaz dans la région comprise dans l’orbite du Soleil. C’est au sein de ces nuages que naissent les étoiles par effondrement gravitationnel. La signature spectrale des nuages moléculaires est observable dans le domaine radio millimetrique (raies du monoxyde de carbone CO).

  Après leur naissance au sein d’un nuage moléculaire, les étoiles les plus massives ionisent le gaz environnant. Il se forme alors des nuages de gaz ionisé appellés nébuleuses en émission. Sur la photographie, les nébuleuses en émission sont clairement reconnaisables à leur teinte rouge-rose due à la couleur de la raie d’émission de l’hydrogène Halpha à 656.3 nanomètres.

• La poussière – Les galaxies contiennent aussi de la poussière que les étoiles ont formée pendant leur vie et qu’elles ont ejecté dans le milieu interstellaire. Ces particules de poussière ont la propriété d’absorber la lumière émise par les étoiles, exactement comme la poussière suspendue dans l’air absorbe la lumière du Soleil. Ainsi, depuis la Terre nous ne pouvons observer (dans le domaine de la lumière visible) qu’une petite partie de notre Galaxie. La poussière distribuée sur le plan de la Galaxie, absorbe une grande partie de la lumière provenant du centre galactique et au delà. Sur la photographie de la Voie Lactée les régions en noir ne sont pas des zones vides d’étoiles et de gaz mais des régions où la poussière a absorbé pratiquement toute la lumière en arrière plan.

  L’absorption par la poussière est un effet chromatique : la poussière diffuse beaucoup plus la lumière bleue que la lumière rouge. La poussière eteint et rougit la lumière des objects astrophysiques.

  Étoiles, gaz et poussière sont les ingrédients principaux des galaxies. Chacune de ces composantes a sa propre signature spectrale. L’outil fondamental des astronomes extra-galactiques est l’analyse des spectres des galaxies. À partir des spectres, les astronomes réussissent à déterminer :

  1. L’âge des populations d’étoiles
  2. La composition chimique du gaz
  3. La quantité de poussière

  Mais aussi :

  1. Dynamique des galaxies (mouvement des étoiles et du gaz).
  2. Distance (décalage vers le rouge)

  Les questions que vous trouverez au cours de ce TP sur l'analyse des Spectres observés de galaxies vous permettrons d'approcher le travail de l'astrophysicien extra- galactique.

Spectre d’émission - Considérons un nuage chaud et ténu d’hydrogène. Les atomes entrent en collision entre eux, et l’énergie des collisions peut transférer un électron vers un niveau d’énergie supérieur. En retombant l’électron émet un ou plusieurs photons de longueur d’onde propre à l’hydrogène. Dans le domaine visible, le résultat sera un spectre appelé spectre d'émission, car on y voit des raies d’émission.

Spectre thermalisé ou du corps noir - Contrairement au nuage ténu, un corps noir a une densité élevée. Avant de sortir du corps noir les photons créés par les atomes subissent de multiples collisions avec ceux-ci. Ceci a pour effet de redistribuer les photons sur toutes les longueurs d’ondes, donnant ainsi la distribution du corps noir. Lorsqu’on analyse le spectre d’un corps noir on obtient une bande continue de lumière allant du rouge au violet : c’est un spectre continu. Tous les objects en équilibre thermique, c’est à dire caractérisés par une température propre (comme les étoiles), ont une émission voisine de celle d’un corp noir.

Spectre en absorption - Il existe une troisième classe de spectres : les spectres d’absorption. Un spectre d’absorption se forme lorsqu’un faisceau de lumière continue passe par un nuage ténu et froid. Seuls les photons correspondant aux transitions permises sont absorbés par les atomes du nuage puis réémis dans diverses directions. On obtient un spectre continu (corps noir) avec des raies noires correspondant aux absorptions. Le spectre de la lumière solaire est un exemple de spectre d’ émission. Les raies d’absorption se forment quand la lumière du soleil passe les couches ténues de l’atmosphère solaire. On peut ainsi déterminer la composition chimique de l’atmosphère du Soleil.

Types de spectres

Crédit : Observatoire de Paris

Le programme Spectrum Explorer permet d’afficher les spectres de divers objets astrophysiques (étoiles, nébuleuses, galaxies, etc..) en représentation 2D (l’image qui sort du spectrographe) et sa représentation en 1D.

Charger le programme Spectrum Explorer, sur le site Project LITE. Ce programme est libre et multiplateforme.

Chargement du spectre de NGC 5236

• Ouvrir le programme Spectrum Explorer. Double cliquer sur l’icône spex_v3.jnpl
• Dans le menu Astronomy, cliquer sur Hubble Tuning Fork
• Cliquer sur l’image de la galaxie NGC 5236

Spectrum Explorer pour afficher le spectre observé

Crédit : Project LITE Spectrum Explorer / Observatoire de Paris

C’est l’image à la sortie du spectrographe. Le rectangle à droite represente la couleur l’objet vu sans spectrographe. Tout les pixels d’une même colonne ont la même longueur d’onde.

Spectre

Crédit : Project LITE Spectrum Explorer / Observatoire de Paris

C’est la représentation utilisée par les astronomes avec en abscisse la longeur d’onde en nanomètres et en ordonnée l’intensité de la lumière. Il est possible de changer l’unité en abscisse en fréquences ou énergie dans le menu plot. Rappel : λ=c/ν où λ est la longueur d’onde, ν la fréquence et c la vitesse de la lumière dans le vide.

Spectre 1D

Crédit : Project LITE Spectrum Explorer / Observatoire de Paris

Revenons au spectre de la galaxie NGC 5236 affiché à l'écran par Spectrum Explorer (spex_v3.jnlp)

La couleur d’une galaxie est essentiellement due aux types d’étoiles la composant. En effet, le spectre continu et les raies d’abosrption d’une galaxie proviennent presque exclusivement de la lumière émise par ses étoiles. Ainsi, la lumière qui nous provient d’une galaxie est un mélange de tous les spectres de corps noir émis par les étoiles. En comparant le spectre d’une galaxie à celui d’une étoile, il est possible de trouver le type d’étoile qui la compose majoritairement.

Dans cette partie du TP nous allons comparer le spectre d’une galaxies spirale M33 et d’une galaxie elliptique NGC 4472 et en déduire le type d’étoiles qui les constituent.

m33

M33 Galaxie spirale

Crédit : APOD-NASA

NGC4472

NGC4472 Galaxie elliptique

Crédit : HST

Comparaison de spectres de galaxies

Difficulté : ☆  

Question 1)

À partir des images des deux galaxies nous pouvons constater que ces deux galaxies ont des couleurs trés différentes. La galaxie spirale est bleutée avec des zones rouge- rose (les nébuleuses d’émissions) alors que la galaxie elliptique est jaune-rouge. Qu'en est-il de leur spectre ?

Utilisez à nouveau le programme spex_v3.jnlp (Project LITE Spectrum Explorer) pour afficher les spectres des galaxies M33 et NGC4472.

Pour afficher les spectres des galaxies en deux dimensions et au dessous en une dimension :

1. Dans le menu Astronomy, cliquer sur Hubble Tuning Fork
2. Cliquer sur l’image de la galaxie M33
3. Cliquer sur l’image de la galaxie NGC 4472

Comparaison de spectres

spectres des galaxies M33 (tracé vert) et NGC4472 (tracé bleu)

Crédit : Project LITE Spectrum Explorer / Observatoire de Paris

Question 2)

Retrouvez-vous la différence de couleur visible sur l’image des galaxies au niveau de leur spectre ?

Question 3)

Remplir le tableau suivant à partir des informations de la figure H- R diagram

Que s’est-il passé pour la science au 17e siècle ?

Une nouvelle manière d’envisager le monde, la nature et les lois qui semblent la régir, apparaît. Les historiens parlent de Révolution scientifique. Mais il ne faut pas s'y tromper : les Grandes Découvertes, l’humanisme de la Renaissance et le développement de l’imprimerie avaient déjà ouvert de nouveaux horizons. Le 17e siècle puise dans ce renouvellement complet des cadres mentaux. Les savants échangent sur leurs découvertes, discutent de leurs méthodes, exposent leurs instruments et publient leurs travaux. Les académies deviennent des lieux de savoirs ; des journaux essaiment les connaissances nouvellement produites

Qui est Galilée ?

4 visions du Monde

Crédit : Bibliothèque de l'Observatoire de Paris

Galillée, Copernic, Ticho Brahé

Crédit : Bibliothèque de l'Observatoire de Paris

Frontispice allégorique du 17e siècle présentant les systèmes d'Aristote, de Copernic et de Tycho Brahé (J. Riccioli, Almasgestum novum, 1651)

Crédit : Bibliothèque de l'Observatoire de Paris

Galilée est parti prenant de cette Révolution scientifique ; mais il n’est pas la Révolution scientifique à lui tout seul. Son parcours et ses travaux mettent en lumière les changements en cours, les évolutions à l’œuvre. Galilée est tout à la fois un universitaire et un courtisan, il tisse un réseau de relations qui lui permettent d’asseoir sa position et de compter ses appuis.

Quelles découvertes a-t-il faites ?

Dans le domaine de l’astronomie, ses observations sont très liées à une récente innovation instrumentale : la lunette (comme le microscope pour les sciences naturelles) est un objet d’investigation qui ne s’impose pas par lui-même. Galilée –qui n’en est pas l’inventeur- en a systématisé l’usage : il doit l’imposer comme outil d’investigation et comme objet légitime pour la science.

Comment Galilée a-t-il communiqué ses découvertes ?

Galilée sait également fait bon usage des différents registres éditoriaux à sa disposition. Lorsqu’il s’adresse à ses collègues savants, il écrit en latin et s’il veut convaincre au-delà, il écrit en italien

Observation de la nébuleuse d'Orion par Galilée (Photographie du livre conservé à la bibliothèque de l'Observatoire de Paris)

Crédit : UFE / Observatoire de Paris

Quelles sont les conséquences pour le rapport science/religion ?

Galilée s’affronte à l’Eglise et à sa conception du monde. En associant ses observations aux thèses coperniciennes, Galilée déséquilibre le dogme religieux.

En retraçant le parcours d’un savant immergé dans la Révolution scientifique, nous saisirons à la fois les formes sociales dont il est le produit, qu’il contribue à transformer et dont il exploite les opportunités. De même, nous tenterons de saisir la manière dont il tente de concilier la nouvelle conception du monde dont il est porteur et le poids de l’Eglise.

Copernic (1473-1543)

Crédit : Bibliothèque de l'Observatoire de Paris. Remet en cause le modèle géocentrique du monde de Ptolémée et d'Aristote dans un ouvrage publié l'année de sa mort : le "De Revolutionibus orbium caelestium" où il propose un modèle héliocentrique du monde

Ptolémée (v. 90 - v 168 après JC). Connu par ses ouvrages, notamment sa Composition mathématique ("Almageste", qui signifie le "Grand Livre").

Crédit : Bibliothèque de l'Observatoire de Paris

Galilée (1564-1642)

Crédit : Bibliothèque / Observatoire de Paris

La conception aristotélicienne de l’Univers domine les représentations savantes depuis l’Antiquité. Il s’agit d’un Univers centré sur la Terre, le Soleil et les autres planètes tournant autour.

De plus, la structure de l’Univers relève d’une stricte bi-partition :

• la Terre et tout ce qui est sous la Lune forment le monde sublunaire, corruptible, changeant, mouvant, composé des quatre éléments, eau, air, terre, et feu.
• Le monde supralunaire, y compris la Lune, donc, est au contraire un monde immuable, parfait, incorruptible. Il est le siège de l’éther.

Cette manière d’envisager l’Univers domine toute l’Antiquité, même si elle est remaniée par Ptolémée notamment, et, sa conformité relative aux Evangiles permet de la maintenir comme théorie dominante, sinon exclusive, du monde pendant tout le Moyen Âge. Plusieurs penseurs, comme Nicole Oresme, Jean Buridan, semblent avoir bien cerné, dès la fin du Moyen Âge, les impasses d’une telle approche, sans toutefois remettre en question l’obstacle géocentrique.

Les deux visions du monde : Modèle héliocentrique du monde de Copernic / Modèle géocentrique du monde de Ptolémée et d'Aristote

Crédit : ASM / Observatoire de Paris

C’est Nicolas Copernic, chanoine de Frombork, qui dans son ouvrage, De revolutionibus orbium coelestium, paru en 1513, peu de temps avant sa mort, introduit un système géocentrique.

Bien sûr l’hypothèse avait existé avant lui, Aristarque de Samos l’avait proposée dans l’Antiquité, mais Copernic propose un système complet et intelligible dans son ensemble. Il ne paraît pas toutefois remettre en cause la bipartition aristotélicienne de l’Univers ; ce qui devait malgré tout poser des problèmes très concret, notamment en ce qui concerne la trajectoire de la Lune autour de la Terre.

La diffusion de l’ouvrage de Copernic est plus importante qu’on l’a longtemps cru. Surtout, les autorités ecclésiastiques se sont très tôt méfiées de cet ouvrage, sans aller toutefois jusqu’à une mise à l’Index.

Finalement, ce sont les travaux observationnels de Galilée qui vont faire advenir la puissance subversive de l’écrit copernicien.

Hypothèse cosmologique de Nicolas Copernic

Crédit : Bibliothèque / Observatoire de Paris

Sytème d'Aristote : la terre au centre, les planètes tournent autour, le Soleil et la Lune aussi.

Crédit : ASM / Observatoire de Paris

Sytème de Copernic : le Soleil au centre, les planètes tournent autour du Soleil, la Lune tourne autour de la Terre.

Crédit : ASM/ Observatoire de Paris

Crédit : Maarten Roos, LightCurveFilms

Cosme II de Médicis (Florence, 1590- Florence, 1621). Grand Duc de Toscane. Galilée fut son précepteur de 1605 à 1608

Crédit : wikipédia

Galileo Galilei est né à Pise le 15 février 1564. En 1581, Galilée est inscrit à l’Université de Pise (dans la section des Arts Libéraux), comme élève de médecine. Il quitta l’Université sans avoir terminé ses études. Galilée s’intéresse aux mathématiques et se rend pour cela à l’Université de Florence.

A 26 ans, en 1589, Galilée obtient un premier poste de professeur de mathématiques à l’Université de Pise. Il n’y reste que trois ans mais se fait des ennemis en contestant les opinions scientifiques de certains de ses collègues plus anciens.

En 1592, il obtient un poste de professeur de géométrie et d’astronomie à l’Université de Padoue (qui dépend de la République de Venise). Il y restera jusqu’en 1610. En 1610, Galilée quitte Padoue pour Florence avec les titres de mathématicien et philosophe, titre accordé par le Duc de Médicis.

Galilée s'intéresse à la lunette au printemps 1609 et prend conscience du formidable pouvoir grossissant de cet outil. Avec un certain aplomb, il présente un exemplaire de la lunette à la République de Venise comme une invention personnelle mais quoiqu'il en dise, Galilée n'est pas l'inventeur de la lunette. Il a toutefois été le premier à l'introduire dans une démarche scientifique en systématisant les observations.

Crédit : Bibliothèque / Observatoire de Paris

On ne sait pas dans quelles circonstances exactes la lunette a été découverte.

On sait que dès le Moyen Age, les opticiens fabriquaient des lentilles de verre pour corriger les défauts de la vue. Pendant plusieurs siècles, la science se désintéresse de ces lentilles dont elle n’arrivait pas à expliquer le fonctionnement.

Ce n’est qu’à partir de la fin du 16e siècle que les choses commencent à changer :

D’abord grâce à l’italien Giovanni Battista Della Porta (1534/35 -1615) qui dans son ouvrage Magia naturalis (1589) dont une partie est entièrement consacrée à l’optique. La question des lentilles y est abordée

Kepler (1571-1630)

Crédit : Danielle Briot - Collection particulière

Kepler

Crédit : Danielle Briot - Collection particulière

Ensuite grâce à Johannes Kepler qui publie en 1604 un ouvrage intitulé Ad Vittelionem paralipomena qui traite des phénomènes de la réfraction. Il donne pour la première fois l’explication exacte des propriétés des lentilles (une lentille permet de collecter la lumière émise par une source lumineuse. Elle facilite l’observation d’objets éloignés)

Il est probable que ce sont d’abord un artisan italien et reproduite (au tout début du 17e siècle) par des lunetiers des Pays-Bas dont le travail ne reposait sur aucune base théorique. Ils essayèrent de le présenter à des princes ou à des gouvernements en insistant sur les applications militaires que pouvaient receler les lunettes. Leur succès commercial est d’ailleurs assez médiocre. Les milieux cultivés restent indifférents à cette invention.

Della Porta et Kepler n’y prêtent d’ailleurs aucune attention.

Ce n’est qu’au printemps 1609 que Galilée commence à s’intéresser à la lunette. Il cherche, au mois d’août de la même année, à en reproduire une. Constatant son formidable pouvoir grossissant, il se propose (avec un certain aplomb) de la présenter comme une invention de son cru à la fin de la République de Venise pour en tirer un grand profit personnel.

Quoiqu’il en dise, Galilée n’est pas l’inventeur de la lunette, son mérite reste de l’avoir introduite dans le cadre d’une démarche scientifique en systématisant les observations.

Dialogue sur les deux grands systèmes du monde, de Galilée, 1632. Le livre présente trois interlocuteurs discutant pendant quatre jours du système aristotélicien et du système copernicien.

Crédit : Bibliothèque / Observatoire de Paris

« Voici l’autre observation : quand on n’ignore pas totalement la perspective, du changement apparent des figures et des vitesses du mouvement, il faut conclure que les tâches sont contiguës au corps solaire et que, touchant sa surface, elles se meuvent avec lui ou sur lui (…). A preuve, leur mouvement : il paraît très lent au bord du disque solaire et plus rapide vers le centre ; autre preuve encore, la forme des taches : au bord de la circonférence elle paraissent beaucoup plus étroites qu’au centre ; c’est qu’au centre on les voit en majesté, telles qu’elles sont vraiment, alors que près de la circonférence, quand se dérobe la surface du globe, on les voit en raccourci ».

Galilée, Dialogue sur les deux grands systèmes du monde, Paris : Le Seuil, 1992, p. 153.

Galilée présente sa lunette à Venise

Crédit : Danielle Briot - Collection particulière

Observations des satellites de Jupiter

Crédit : Bibliothèque / Observatoire de Paris

Observations des satellites de Jupiter

Crédit : Bibliothèque / Observatoire de Paris

Observation des étoiles

Crédit : Bibliothèque / Observatoire de Paris

Les premières observations astronomiques de Galilée se déroulent entre 1609 et 1610.

Galilée constate que la surface de la Lune n’est pas rigoureusement sphérique : elle est accidentée, non uniforme et par conséquent ressemble à la surface de la Terre. Ceci remet en cause la thèse Aristotélicienne de la perfection céleste (cette perfection devait se traduire par la forme parfaitement sphérique des astres) et de la division entre un monde sublunaire imparfait et un monde supralunaire incorruptible.

Galilée parvient à observer les satellites de Jupiter. La toute première découverte date du 7 janvier 1610 ; durant une observation de Jupiter, Galilée voit trois astres nouveaux dans le voisinage de la planète. Le jour suivant il retrouve les 3 astres dans une position différente. Le 11 janvier il ne voit plus que 2 astres et le 14, il en observe 4.

Dans son ouvrage le Sidereus Nuncius (Le Messager Céleste) publié en 1610, Galilée expose, sous la forme d’une narration accompagnée de dessins, qu’une lunette lui a permis d’observer jour après jour la planète Jupiter et son voisinage. Le récit commence la nuit du 7 janvier 1610 ; l’observation est faite depuis la ville de Padoue en Italie à 19H. Il explore le ciel aux abords de la planète. Jupiter est représenté par un cercle et ses satellites par des étoiles.

Crédit : UFE / Observatoire de Paris

Sa conviction est faite : ce sont des astres errants, en révolution autour de Jupiter, ce sont des satellites de Jupiter. C’est une importante objection anticopernicienne qui tombe : les opposants au chanoine polonais remarquaient que si tous les astres tournaient autour du Soleil, on ne comprenait pas pourquoi la Lune ferait exception en tournant autour de la Terre. La situation change évidemment avec la découverte des satellites de Jupiter.

Plus généralement encore, cette observation montre qu’il n’y a pas qu’un seul centre de rotation dans l’univers. Galilée baptise ces satellites de Jupiter, planètes médicéennes en l’honneur du Grand Duc de Toscane, Cosme II de Médicis (et de ses trois frères) au service duquel il espère être engagé.

Galilée découvre que certaines étoiles ne sont pas visibles à l’œil nu. À travers la lunette, les étoiles demeurent des sources lumineuses ponctuelles, alors que les planètes se présentent l’aspect d’un petit disque.

Taches solaires observées par Galilée en 1610

Crédit : Bibliothèque / Observatoire de Paris

Dans le Sidereus Nuncius : taches solaires observées par Galilée en 1610

Crédit : Bibliothèque / Observatoire de Paris

Galilée découvre également les taches solaires et observe leur changement de forme. Il convient de noter que Galilée n’est pas le premier à observer les taches solaires, ni même à affirmer qu’elles ne sont pas des obstacles interposés entre nous et le Soleil, mais qu’elles appartiennent au corps même de l’astre. Au moins trois astronomes l’ont légèrement devancé : Thomas Harriot (1560-1621), Christophe Scheiner (1575-1650) et Johann Fabricius (1587-1615). Il est probable que la priorité des observations revienne à Harriot, mais Fabricius est le premier à publier et à donner une interprétation correcte du phénomène : la préface de son opuscule sur les taches solaires est datée du 13 juin 1611, et le livre est imprimé à l’automne de la même année ; puis viennent les Lettres sur les taches solaires de Scheiner, puis celle de Galilée, publiées en 1613.

Il n’en demeure pas moins que la rigueur et la clarté de la démonstration de la nature solaire des taches présentée par Galilée font des Lettres concernant les taches solaires un des meilleurs écrits du physicien. Galilée y prouve notamment que les taches ne peuvent être dues à des petites planètes (comme le pensait Scheiner) mais qu’elles sont sinon à la surface même du Soleil, en tout cas très près de celle-ci, comme on peut s’en convaincre en les observant accompagner le Soleil dans sa rotation, changer progressivement de forme s’amenuiser – par un effet de perspective - avant de disparaître derrière l’astre.

C’est dans ces Lettres que Galilée affiche pour la première fois par écrit ses convictions héliocentriqueshéliocentriques.

Une nouvelle fois, le monde céleste n’est pas immuable et connaît des changements, des évolutions. Aristote et les Écritures peuvent être mis en défaut. Rien ne s’oppose donc à l’adoption du système de Copernic.

Galilée présente sa lunette à Venis

Crédit : Danielle briot - collection particulière

Phases de Vénus

Crédit : Bibliothèque / observatoire de Paris

Très vite, Galilée se rend compte de la portée révolutionnaire de ses premières observations. Il se rend à Venise en janvier 1610 pour y faire imprimer sans délai un opuscule qui présente ses travaux. Le 12 mars 1610 paraît donc le Siderius Nuncius (Le Messager céleste). L’ouvrage est rédigé en latin car il est destiné à la communauté scientifique.

Galilée poursuit ses observations astronomiques sur un rythme accéléré. Il observe notamment l’étrange aspect de Saturne (la plus éloignée des planètes alors connues) qui paraissait –dans les lunettes de l’époque- être constituée par trois étoiles.

Dans le même temps il découvre les phases de Vénus parfaitement semblables à celles de la Lune. Le temps semble lui manquer pour donner à ces découvertes une forme rigoureusement scientifique. Galilée communique donc (à Johannes Kepler et à Julien de Médicis) ses découvertes sous la forme d’anagrammes.

C’est là un moyen de s’assurer la priorité de ses observations tout en différent leur exposé complet et en se donnant le temps de les affiner et de les contrôler. Le procédé était propre aussi à augmenter l’impact des découvertes en les entourant de mystère, en mettant à l’œuvre l’ingéniosité en piquant la curiosité et suscitant le désir de voir dévoilés à la fois le sens du message et une partie inconnue du monde.

Les anagrammes concernant Saturne et Vénus étaient ainsi conçus :

César Cremoninus (1550-1631)

Crédit : DP- Wikipédia

Giovanni Antonio Maginus (Magini) (1555-1617)

Crédit : DP- Wikipédia

Toutefois, Galilée doit aussi faire face à une grande défiance et à d’âpres critiques.

Les objections les plus intéressantes sont celles formulées par ceux qui niaient la validité des découvertes accomplies au moyen de la lunette. Le plus virulent fut l’aristotélicien Cesare Cremonini (v. 1550-1631) qui avait été collègue et ami de Galilée à l’université de Padoue. Il persista avec une telle obstination à défendre les sphères célestes, qu'il n’éprouva même pas le besoin d’engager une polémique avec Galilée à propos des découvertes révolutionnaires de ce dernier. On peut se reporter au passage d’une lettre du 29 juillet 1611 adressée à Galilée par Paolo Gualdo, connaissance commune des deux adversaires (et amis) qui lui raconte la visite qu’il venait de faire à Cremonini.

Un des opposants à ces découvertes de Galilée est Antonio Magini (1555-1617), titulaire de la chaire de mathématiques de l’Université de Bologne. Galilée se rend à Bologne pour convaincre son collègue. Voici ce que nous dit Martin Horky de Lochovic (très proche de Magini) de cette rencontre. (Il s’agit d’une lettre à Kepler)

Christophorus Clavius (1538-1612)

Crédit : Bibliothèque / Observatoire de Paris

« On peut voir grâce à cet instrument beaucoup plus d’étoiles qu’à l’œil nu (…) ».

Crédit : Bibliothèque / Observatoire de Paris

Crédit : Bibliothèque / observatoire de Paris

Giovanni-Antonio Magini (1555-1617)

Crédit : DP- Wikipédia

Giambattista della Porta (1535-1615)

Crédit : DP- Wikipédia

Le père Clavius (1537-1612), célèbre professeur de mathématiques au Collège romain croyait lui aussi que les découvertes de Galilée n’étaient qu’une illusion due aux lentilles.

Voici ce que Cigoli écrit à Galilée le 1er octobre 1610

Par la suite Clavius et Magini feront amende honorable. En fait, la plupart du temps, ces objections venaient du fait que les lentilles utilisées n’étaient pas de bonne qualité.

Une autre objection portait sur le fait que nombre de savants pensaient que seule la vision directe était capable de nous faire appréhender le réel. Cette remarque était dictée non par un manque de confiance dans les expériences, mais par un excès de confiance dans les sens.

Pour vaincre ce type d’objection, Galilée devait, par un raisonnement philosophique, montrer l’absurdité qu’il y avait à considérer que le témoignage de nos yeux constituait un critère infaillible de la réalité.

Observations des satellites de Jupiter par Galilée

Crédit : Bibliothèque / observatoire de Paris

Les 4 satellites galiléens de Jupiter - Tailles respectives/

Crédit : NASA

Les 4 satellites galiléens de Jupiter - Détail des surfaces

Crédit : NASA

Johannes Képler (1571 - 1630)

Crédit : Bibliothèque / observatoire de Paris

Une fois admis qu’il pouvait exister une perception visuelle plus aiguë que celle de l’homme, Galilée en vint à faire admettre qu’un instrument comme la lunette pouvait, non pas déformer, mais augmenter les capacités de perception. On peut s’interroger sur la manière dont les découvertes de Galilée ont été reçues par les plus grandes autorités scientifiques du 16e siècle que sont d’une part Kepler et d’autre part le Collège Romain. Kepler se tient tout d’abord sur la réserve.

Pour le Collège romain, Galilée souhaitait qu’il prenne position publiquement. Il souhaite faire un voyage à Rome, au début de l’année 1611. Il fut reçu par des cardinaux et par le pape Paul V.

Le prince Federico Cesi (1585-1630), un des personnages les plus influents du monde scientifique romain, l’honore en le nommant membre de l’Académie des Lynx (des Lynx) qu’il avait fondé en 1603. Cette académie étudie les mathématiques, la physique et l’histoire naturelle. Enfin, l’accueil chez les Jésuites fut chaleureux.

La publication des découvertes de Galilée marque le premier succès du savant italien. La suite de sa carrière va s’organiser autour de sa prise de position en faveur du système de Copernic

Il est probable que Galilée ait adhéré au système Copernicien dès 1595.

Pape Paul V (pontife de 1605 à 1621). Le Saint-Office à Rome se penche sur les activités de Galilée en 1615. Le "De Revolutionibu" de Copernic est mis à l'index en 1615. Le pape Paul V convoque Galilée à Rome et lui demande de ne pas diffuser les thèses du chanoine polonais, ce que l'astronome italien va faire pendant sept ans.

Crédit : DP- Wikipédia

Andreas Osiander (1498 - 1552)

Crédit : DP- Wikipédia

A la Fin du 17e siècle, l’Église catholique n’avait toujours pas adopté de position tranchée sur le système héliocentrique. Elle avait au contraire adopté un point de vue très subtil permettant de concilier modernité et tradition.

L’Eglise maintient une distinction claire entre la réalité et les constructions mathématiques destinées uniquement à décrire les faits observés et non la réalité. Cette distinction préservait les théories d’Aristote (conformes aux Ecritures) tout en permettant un progrès scientifique relatif.

L’Eglise établit aussi une hiérarchie de fait entre la physique (philosophie naturelle) qui étudiait la réalité et les mathématiques qui élaboraient des modèles pour décrire les seuls faits observés.

Officiellement, la théorie de Copernic n’était donc qu’un simple modèle mathématique sans rapport avec la réalité. Ce point de vue semblait d’ailleurs partagé par l’éditeur de Copernic. Osiander avait rédigé une préface qui réduisait le système de Copernic à une simple spéculation mathématique. Jugé inoffensif le nouveau système (dont la complexité pouvait être décourageante), a même été présenté aux étudiants de certaines universités catholiques.

De Revolutionibus Orbium Coelestium

• COPERNICUS, Nicolaus. De Revolutionibus Orbium Coelestium . In Digital Library for Physics and Astronomy. [consulté le 2012]. http://ads.harvard.edu/books/1543droc.book/. [On the Revolutions of the Heavenly Spheres]. Norimbergae: apud Ioh. Petreium, 1543. 6, 196 numbered leaves, tables, diagrams..

Crédit : Danielle briot - Collection particulière

L'ouvrage de Galilée, "Sidereus Nuncius", en français "Le messager céleste"

Crédit : Bibliothèque / Observatoire de Paris

Rappelons que lorsque Galilée arrive à Florence il a le titre de mathématicien et de philosophe. C’est d’ailleurs lui qui a expressément demandé au Duc de Médicis de rajouter le titre de philosophe à celui de mathématicien. Dès lors, les théories de Galilée ne pourront plus se cacher derrière les modèles mathématiques.

Après la publication du Messager Céleste, certaines critiques faites à Galilée portent sur la contradiction du modèle copernicien (qu’il défend de manière au moins implicite dans son ouvrage) avec les Saintes Ecritures.

Dans le Livre de Josué, Josué aide les habitants de Gabaon à lutter contre les rois amorites. Les troupes de ces derniers fuient. Et c’est au Soleil que le prophète Josué ordonne de suspendre sa course, non à la Terre.

Galilée utilise un argument d’une grande habileté : Pour lui, Dieu parle aux hommes à travers deux grands livres : les Saintes Écritures (d’une part) et le livre ouvert de la Nature (d’autre part).

Les Saintes Ecritures sont destinées à être lues par les hommes et sont nécessairement adaptées à l’intelligence limitée des hommes. Autrement dit, Dieu y a fait acte de vulgarisation. Elles donnent donc lieu à des interprétations erronées.

Ainsi quand les Écritures et la Science semblent être en contradiction, c’est à la science qu’il faut donner raison.

• Ceci n’est pas un acte d’hérésie, au contraire
• Les hérétiques sont ceux qui s’entêtent en niant le message que Dieu nous délivre à travers le naturel, c’est le seul message fiable puisqu’il n’est jamais altéré par une volonté « pédagogique ».
• Galilée en profite pour délimiter les domaines de compétence de la Religion et de la Science : « L’intention du Saint Esprit est de nous enseigner comment on va au ciel, mais non comment va le ciel ».

Bien sûr, tous ces arguments ne font qu’amplifier la polémique. En mars 1615, suite à une dénonciation, le Saint-Office ouvre un dossier sur les agissements de Galilée. Le 3 mars 1616, l’ouvrage de Copernic, le est mis à l’index. Si Galilée n’est pas mentionné, cette mise à l’Index le concerne directement. À la demande du pape, Paul V, Galilée est convoqué à Rome où on lui demande de ne pas diffuser ou soutenir les théories de Copernic.

Galilée se soumet et, pendant 7 ans, sans pour autant négliger ses travaux scientifiques, il respecte l’interdit.

Urbain VIII (pontife, - de 1623 à 1644)

Crédit : DP- Wikipédia

En 1623, le cardinal Barberini est élu pape (sous le nom d’Urbain VIII). C’est un ancien soutien de Galilée. Il autorise Galilée à publier un ouvrage exposant les deux systèmes astronomiques, celui d’Aristote et celui de Copernic.

Galilée a dû prendre deux engagements :

• Il devra être objectif et, en aucun cas, l’ouvrage ne devra être un plaidoyer en faveur de la réalité du modèle héliocentrique
• L’ouvrage devra être publié à Rome.

Le livre de Galilée s’intitule "Dialogo sopra i due massimi sistemi del mondo", (Dialogue sur les deux grands systèmes du monde). Le manuscrit est achevé en 1629 et finalement imprimé à Florence en 1632.

Galilée lui a donné une forme particulière ; puisque le livre présente trois interlocuteurs discutant pendant quatre jours du système aristotélicien et du système copernicien.

• Le premier personnage, Simplicio, défend les théories d’Aristote
• Le deuxième Sagredo est un honnête homme, cultivé et ouvert
• Le troisième Salviati représente les idées nouvelles (dont celles de Galilée).

Simplicio est le nom d’un ancien commentateur d’Aristote alors que Sagredo et Salviati sont les noms de deux amis de Galilée, décédés lorsqu’il rédige son ouvrage.

La forme de l’ouvrage (la mise en scène d’un dialogue) et l’utilisation de l’italien (et non du latin comme c’était l’usage pour un texte scientifique), traduisent la volonté de Galilée d’être lu et compris par le plus grand nombre.

Le dialogue sur les deux Mondes - Galilée

Crédit : Bibliothèque / Observatoire de Paris

Il s’agit notamment, dans cette partie, de réfuter les arguments anticoperniciens contre le mouvement de la Terre. L’un d’eux est que l’on voit les corps tomber verticalement et non obliquement. Parmi tous les exemples donnés par Galilée, il en est un qui est très pittoresque. Le savant italien invite le lecteur à se placer dans une cabine de bateau, à observer les poissons dans le bocal emporté à bord, à laisser couler de l’eau goutte à goutte, à regarder les mouches voler. Tout cela se passe aussi facilement si le bateau avance ou s’il est immobile au port. La conclusion est simple : aucun phénomène ne permet de déceler le mouvement auquel tout l’ensemble participe.

Galilée (dans cette Troisième journée) discute notamment de l’arrangement de l’ensemble des astres, de la structure de l’univers. Il conçoit un monde fini qui a un centre. Il existe une « sphère de l’univers ». Pour placer les planètes, la Terre et le Soleil : il considère que le plus simple est de faire tourner Mercure et Vénus près du Soleil, puis Mars, Jupiter, Saturne. Vaut-il mieux mettre la Terre ou le Soleil au centre ? Les arguments décisifs sont de l’ordre du raisonnement : l’arrangement le meilleur et le plus simple est aussi le plus probable, respectant une progression dans la durée de révolution, depuis Mercure, le plus rapide jusqu’aux étoiles qui sont immobiles comme le Soleil. Pour Galilée, Copernic a admirablement anticipé par sa théorie ce que l’observation a confirmé. Il a agi non comme un « astronome calculateur », (qui sauve les apparences en rendant compte des phénomènes par morceaux), mais comme un « astronome philosophe » qui tient à respecter une proportion d’ensemble.

D'un point de vue géopolitique, le pape est dans une position délicate.

Crédit : Maarten Roos, LightCurveFilms

Le pape prend connaissance du contenu de l’ouvrage et ordonne des mesures immédiates contre la diffusion du livre. Ces mesures ont un effet immédiat limité puisque, quand les inquisiteurs arrivent chez l’imprimeur à Florence, les livres ont déjà quitté l’atelier. Pourquoi le pape a-t-il brusquement changé d’attitude ?

D’abord parce qu’il s’est senti, à juste titre d’ailleurs, trahi par son ancien protégé, Galilée. Ce dernier n’a pas respecté les engagements pris. L’ouvrage n’a pas été publié à Rome mais à Florence. EnPin, Le Dialogue ne présente pas une vision objectif et contradictoire des deux systèmes cosmologiques, mais un plaidoyer en faveur du système copernicien. Les partisans d’Aristote sont tournés en ridicule. Certains ennemis de Galilée prétendront même que le personnage de Simplicio n’est qu’un simplet censé caricaturer le pape.

Ensuite parce que le pape se trouve dans une situation politique difficile :

Les Jésuites l’accusent d’être laxistes envers ceux qui propagent les idées dangereuses pour la religion. Le pape était également ouvertement accusé par le roi d’Espagne de complaisance avec les ennemis de la religion. Le roi d’Espagne était en guerre contre les princes protestants (Guerre de Trente Ans). Le pape avait, jusqu’ici mené une politique pro-française se trouvait dans une position délicate quand, en 1631, Richelieu fait alliance avec la Suède protestante. Rappelons que le pape est avant tout un chef religieux et politique. Les Espagnols soutenus par les Jésuites possèdent des appuis puissants à Rome. Le pape se devait donc de montrer sa détermination et opposer un démenti clair à ses détracteurs.

L’affaire Galilée lui en fournit l’occasion.

Si la condamnation de Galilée est un geste politique habile et inévitable, Urbain VIII ne va pas abandonner complètement son protégé. Le pape va faire en sorte que la condamnation ne soit pas trop lourde. En tant qu’accusé, Galilée eut droit à des égards particuliers puisqu’il ne fut pas arrêté. Le pape a confié la procédure à une commission d’instruction habilement constituée : elle ne comprenait qu’un seul jésuite qui servait de caution et était présidée par son neveu. Galilée avait été également assuré de la bienveillance de cette commission.

Cette dernière n’a retenu qu’un seul véritable chef d’accusation :

Galilée n’a pas respecté l’interdiction qu’il a reçue en 1616. La sentence tombe le 22 juin 1633 : l’ouvrage est prohibé et Galilée doit abjurer ses erreurs et sera désormais assigné à résidence (dans sa maison de campagne, près de Florence). Galilée se soumet. Voici le texte de l’abjuration de Galilée

Citation

« Moi, Galileo Galilei, fils de feu Vincenzo Galilei de Florence, âgé de soixante-dix ans, comparaissant en personne devant ce Tribunal. Je jure que j’ai toujours cru, que je crois à présent, et que, avec la grâce de Dieu, je continuerai à l’avenir de croire tout ce que la Sainte Eglise catholique, apostolique et romaine, tient pour vrai, prêche et enseigne ; Mais parce que, après que le Saint Office m’eut notifié l’ordre de ne plus croire à l’opinion fausse que le Soleil est le centre du monde et qu’elle se meut, et de ne pas maintenir, défendre ni enseigner, soit oralement, soit par écrit, cette fausse doctrine ; après avoir notifié que ladite doctrine était contraire à la Sainte Ecriture ; parce que j’ai écrit et fait imprimer un livre dans lequel j’expose cette doctrine condamnée, en présentant en sa faveur une argumentation très convaincante, sans apporter aucune solution définitive ; j’ai été, de ce fait, soupçonné véhémentement d’hérésie, c’est-à-dire d’avoir maintenu et cru que la Terre n’est pas au centre et se meut. Pour ce, voulant effacer dans l’esprit de Vos Eminences et de tout chrétien fidèle ce soupçon véhément, à juste titre conçu contre moi, j’abjure et je maudis, d’un cœur sincère et avec une foi non simulée, les erreurs et les hérésies susdites, et en général toute autre erreur, hérésie, et autre entreprise contraire à la Sainte Eglise ; je jure à l’avenir de ne plus rien dire ni affirmer de voix, et par écrit, qui permette d’avoir de moi semblables soupçons, et s’il devait m’arriver de rencontrer un hérétique ou présumé tel, je le dénoncerais à ce Saint Office à l’inquisiteur ou à l’ordinaire de mon lieu de résidence ».

Galilée, Œuvres complètes, T. XIX, p. 407.

Crédit : Maarten Roos, LightCurveFilms

Le procès de Galilée

Crédit :

Bibliographie

• BOISTEL, Guy ; LAMY, Jérôme, LE LAY, Colette. Jérôme Lalande (1732-1807). Presses universitaires de Rennes, 2010. ISBN 978-2-7535-0991-7.
• DESCOLA, Philippe. Par-delà nature et culture. Gallimard, 2005. coll. Bibliothèque des Sciences Humaines. ISBN 978-2070772636.
• DUMEZIL, Georges. Mythe et épopée. Gallimard, 1995. coll. Quarto. ISBN 978-2070736560.
• GALILEO, Galilei. Le messager des étoiles. Points, 2009. coll. Points Sciences. ISBN Points Sciences.
• GALISON, Peter. L'empire du temps. Gallimard, 2006. coll. Folio Essais. ISBN 978-2070319244.
• GEYMONAT, Ludovico. Galilée. Seuil, 2009. ISBN 978-2020995771.
• HELIAS, Norbert. Société de cour. Flammarion, 2008.http://socio-logos.revues.org/30
• LAMY, Jérôme. La carte du ciel. EPP Sciences, 2008. coll. Référence astronomiques. ISBN 978-2-7598-0057-5.
• LAMY, Jérôme. L'Observatoire de Toulouse aux 18e et 19e siècles. Presses Universitaires de Rennes, 2007.http://abpro.revues.org/303
• LEVI STRAUSS, Claude. Tristes tropiques. Pocket, 2001. coll. Terre humaine Poche. ISBN 978-2266119825.
• VERDET, Jean-Pierre. Une histoire de l'astronomie. Seuil, 1990. coll. Points Sciences. ISBN 978-2020115575.

Rappel sur les excentriques, épicycle et mettre le schéma

épicycles

Crédit : Bibliothèque de l'Observatoire de Paris

Combinaison d'un cercle déférent et d'un épicycle (a). Mouvement de la planète P autour de la Terre (b). Parties 1, 2, 3, 4 du mouvement décrit en (b), tel qu'il serait vu depuis la Terre (c).

Crédit : Jérôme Lamy et Gilles Bessou Observatoire de Paris

Préparation des observations à l'OHP (Observatoire de haute Provence)

Crédit : mfl/Observatoire de Paris

Un étudiant prépare le télescope T80 de l'OHP : pointage du télescope vers la cible.

Crédit : mfl/Observatoire de Paris

Schéma du télescope T152

Crédit : Observatoire de Haute Provence

Le T152

Crédit : mfl/Observatoire de Paris

La première fois que l'on observe avec un télescope est en général un moment qui marque, quelque soit l'objet que l'on observe ou les moyens d'observation que l'on utilise, amateur ou professionnel.

Passé ce premier moment d'emerveillement, il faut se rappeler que l'astronomie est une science, la science de l'observation des astres. Et qu'en tant que telle, son but est de comprendre les principes physiques des objets que l'on observe et leurs propriétés.

Crédit : Mathieu Puech, Gilles Bessou/Observatoire de Paris

Méthode scientifique

Crédit : Mathieu PUECH / Obsrervatoire de Paris

Pour atteindre cet objectif, il faut que l'observation soit fidèle aux propriétés de l'objet que l'on étudie. Car l'observation c'est le premier maillon de la démarche scientifique, celle ci consiste à :

• Observer, émettre des hypothèses sur les phénomènes que l'on observe

• Les intégrer dans un cadre théorique, utiliser ce cadre théorique pour émettre des prédictions que l'on pourra confronter à l'expérimentation et à l'observation,

On voit donc que si l'observation de départ n'est pas fidèle à l'objet que l'on observe, tout le cadre logique de la démarche scientifique s'écroule.

Construire un protocole d'observation est donc une tâche complexe et importante, particulièrement difficile lorsque l'on observe des objets aussi faibles et lointains que des étoiles ou des galaxies dans l'Univers distant.

Plaque photographique

Plaque photographique utilisée par l'astronome : ancienne observation de M31

Crédit : Maarten Roos - LightCurveFilms/LightCurveFilms

Détecteurs CCD

Capteur photomètrique

Crédit : Mathieu PUECH / Observatoire de Paris

Détecteurs CCD

Capteur CCD (Charge-Coupled Device).

Crédit : Maarten Roos- LightCurveFilms

Détecteurs CCD

Capteur CCD (Charge-Coupled Device).

Crédit : Mathieu PUECH / Observatoire de Paris

Détecteurs CCD

Capteur CCD (Charge-Coupled Device)

Crédit : NASA

Pendant longtemps les astronomes ont utilisé des plaques photographiques pour enregistrer leurs observations et effectuer leurs mesures une fois de retour au laboratoire. Mais depuis une vingtaine d'années ces plaques photographiques ont laissé la place aux détecteurs CCD. Ces détecteurs sont trés similaires aux détecteurs que l'on peut trouver dans les appareils photo numériques, par exemple.

Ces détecteurs sont constitués de petits pixels faits de matériaux semi-conducteurs comme le silicium dont le rôle est de convertir l'intensité lumineuse en courant électrique.

Ce courant électrique est ensuite converti en une suite de 0 et de 1 que les ordinateurs savent lire et décrypter. Ce sont ces 0 et ces 1 que l'on trouve derrière les formats d'images tel que le bmp ou le jpeg ou le fits par exemple. Selon la façon dont ces 0 et ces 1 sont utilisés pour coder l'information.

On construit aujourd'hui des détecteurs CCD de plus en plus performants, malgré tout, ce sont principalement leurs défauts que l'on va chercher à mesurer et corriger dans le processus de la réduction de données.

Pour rendre tout cela plus concret, nous allons suivre les différentes étapes de la réduction de données à partir d'un exemple d'observations réalisées à l'Observatoire de Haute Provence.

M57 - The ring Nebulæ. La nébuleuse de la Lyre (voir catalogue Messier, SIMBAD, ou wikipedia)

Crédit : Hubble

M57, la même vue au T80 de l'OHP

Crédit : mfl/Observatoire de Paris

M57, la même vue au T120 de l'OHP

Crédit : mfl/Observatoire de Paris

Capteur CCD (Charge-Coupled Device).

Crédit : Mathieu PUECH / Observatoire de Paris

Il s'agit d'observations de la nébuleuse planétaire de la Lyre, appelée aussi Messier 57 ou M57. Le point blanc, au centre, est une naine blanche, c'est a dire les restes d'une étoile arrivée en fin de vie.

Elle a alors expulsé ses couches de gaz externes, que l'on observe aujourd'hui sous la forme d'un anneau. La diamètre de cet anneau de gaz est de 2.4 a.l, soit environ 23 mille millards de km. Sur le ciel, cet anneau s'etend sur 6 minutes d'arc c'est à dire a peu près 1/5eme du diamètre de la pleine lune.

La magnitude apparente apparente de cette nébuleuse est environ 10 en bande V, c'est a dire dans le vert. Elle n'est pas visible a l'oeil nu mais un télescope de petit diamètre comme celui de 80 cm a l'observatoire de Haute Provence suffit pour bien l'observer.

M57 a été observée dans trois bandes qui correspondent a trois couleurs différentes: bleu (en bande B), vert (en bande V) et le rouge (en bande R).

Observer un objet dans plusieurs filtres permet de sonder différents constituants et de comparer leurs distributions. Mais auparavant, il nous faut mesurer et corriger les défauts du détecteur placé derrière le télescope de 80 cm de l'OHP. Celui-ci, comme tous les CCD, a trois défauts principaux. [IMAGES M57]

Tout d'abord, il faut considérer le signal de biais ou d'offset

Pour mesurer ce signal c'est tés simple : il sufffit d'obturer le détecteur de manière à ce qu'aucun signal lumineux n'entre et d'effectuer des poses trés courtes, de 1s ou moins.

Le deuxième défaut est lié à l'agitation thermique.

A température ambiante, les électrons situés dans le matériau semi-conducteur du détecteur ne sont pas immobiles. A cause de cette agitation "thermique" les électrons peuvent se détacher des atomes semi-conducteurs et produire un courant parasite appelé "courant d'obscurité".

Ce courant est d'autant plus important que le temps de pose est long, les électrons ont alors plus de temps pour se détacher. Pour mesurer ce courant d'obscurité, il faut obturer à nouveau le détecteur, en revanche le temps d'exposition doit maintenant être le même que sur l'objet observé.

Bien sur ce courant d'obscurité contient également le courant de biais.

En corrigeant les images observées du courant d'obscurité on se débarrassera donc à la fois du courant de biais et du courant d'obscurité.

Enfin, chaque pixel du CCD repond différemment a un signal lumineux . Il y a aussi les poussieres qui peuvent plus ou moins absorber ce signal lumineux.

Il faut donc mesurer la manière dont chaque pixel du détecteur répond à un signal donné.

Mesure du champ plat. Analogie avec la pluie et les seaux

Crédit : Mathieu Puech / Observatoire de Paris

Cette mesure s'appelle la plage de lumière uniforme (PLU), ou l'image de champ plat (flat field).

Pour faire cette mesure il faut fermer le dôme pour éviter toute source de lumière parasite extérieure. Et ensuite pointer le télescope vers un écran que l'on aura éclairé d'une source de lumière le plus uniforme possible . Bien sur cette image de champ plat contient elle même le courant de biais et le courant d'obscurité.

Dernière subtilité : les variations de champ plats dépendent du filtres utilisé, il faudra faire attention à faire cette mesure dans chacun des filtres.

Crédit : Mathieu PUECH /Observatoire de Paris

Crédit : Mathieu PUECH /Observatoire de Paris

Le bruit des photons est la principale source de bruit dans les images prises par les appareils photo numériques actuels. On observe une amélioration importante de la qualité de l'image au delà de 10 photons/pixel (l'image source a été enregistrée avec un capteur d'une capacité de 40.000 électrons/pixel).

Crédit : Mathieu PUECH /Observatoire de Paris

Galaxie M31 : Bruit de photon réduire en moyennant sur plusieurs observations

Crédit : Mathieu PUECH /Observatoire de Paris

Il reste encore une difficulté, placé devant une source de lumière uniforme, chaque pixel va collecter un nombre de photons qui varie aléatoirement. C'est ce qu'on appelle le bruit de photons et c'est une caractéristique fondamentale de la lumière qui va affecter toutes les images de calibration que l'on va mesurer. Que ce soit le courant de biais, d'obscurité ou les images de champ plat.

En répétant ces mesures et en les moyennant, les variations pixel à pixel vont disparaître et ne laisser que le signal moyen qui nous intéresse.

Effet de la turbulence (à droite) de l'air sur l'observation d'une galaxie

Crédit : Mathieu Puech / Observatoire de Paris

On voit donc qu'il est important de planifier en avance le type de défauts à corriger pour organiser les mesures de calibration nécessaires au télescope. Si l'on oublie une seule image de calibration, que ce soit un biais, un courant d'obscurité, ou une image de champ plat alors toutes les données scientifiques peuvent se retrouver inutiles !

Le processus de réduction peut se résumer en une équation trés simple appelée "Équation fondamentale de la réduction" :

Pour obtenir une image scientifique réduite il faut commencer par soustraire le courant d'obscurité à l'image brute observée au télescope ; il faut enfin diviser le résultat obtenue par l'image de champ plat, , afin d'uniformiser la réponse de tous les pixels du détecteur.

Ces étapes, sont les étapes élémentaires de la réduction de données. Il existe en réalité d'autres effets qu'il peut être nécessaire de corriger. Sur le détecteur certains pixels, voir des lignes entières de pixels peuvent être défectueux. L'iinstrument lui même peut avoir des défauts optiques qui altèrent les images. Enfin la turbulence athmosphérique, brouille les images reçues au sol. Celles-ci peuvent être corrigées par les techniques d'optiques adaptatives ; mais c'est une autre histoire et nous allons nous concentrer sur les défauts dûs au récepteur CCD.

La cible : M57, quelques données

Crédit : Yves Kazulny - extrait du rapport de stage d'observation

La cible : M57, position dans le ciel le jour de l'observation

Crédit : Yves Kazulny - extrait du rapport de stage d'observation

La réduction des données d'observation de la nébuleuse de la Lyre (M57), acquises en août 2011 à l'Observatoire de Hautre Provence est réalisée avec le logiciel opensource ImageJ.

Nous allons :

1. inspecter visuellement des calibrations et des images brutes
2. produire des master dark
3. produire des master flat
4. soustraire le biais (offset) des images brutes et corriger le flat
5. aligner les images réduites
6. combiner les images réduites

On ne montre, dans la vidéo, la manipulation que sur un des filtres (le travail de réduction, dans la réalité est à effectuer sur chacun des filtres utilisés pour les observations).

Voir le déroulement de la calibration de M57 sur la vidéo : format application.mov ou application.mp4 , le chapitre correspondant aux procédures de réduction de m57 à l'aide du logiciel ImageJ commence au temps t= 8:40 mn.

Exemple d'image de courant d'obscurité (dark)

Crédit : Mathieu Puech / Observatoire de Paris

Exemple d'image de courant d'obscurité (dark)

Crédit : Mathieu Puech / Observatoire de Paris

Utiliser le logiciel de traitement des données ImageJ. Importer dans une pile d'images (Stack) les images de courant d'obscurité (dark) prisent aux télescope. On crée ainsi un cube de données.

Crédit : mfl / Observatoire de Paris

La première étape de la réduction consiste à préparer une image appelée "master-dark".

Nous allons tout d'abord ouvrir l'ensemble des images de calibration prises au télescope pour mesurer le courant d’obscurité : cliquer sur le menu FILE puis sélectionner IMPORT et IMAGE SEQUENCE. Apres s’être assuré que l’on se trouve bien dans le répertoire contenant les données de calibration, il est possible d’entrer une chaîne de caractère contenue dans le nom de toutes les images de courant d‘obscurité, dans notre exemple, « r_45dark », ce qui permet d’ouvrir toutes les images dont le nom contient cette chaîne de caractère en une seule opération.

Le logiciel ouvre toutes les images de courant d'obscurité et les place dans une pile d'images ou STACK, que l’on peut facilement inspecter visuellement grâce au curseur situé en bas de la fenêtre. Dans notre exemple, trois images de courant d’obscurité ont été realisées.

Nous allons répéter la même opération et ouvrir une deuxième pile contenant les mêmes images, que nous allons utiliser pour effectuer quelques tests simples et vérifier qu’elles sont utilisables pour la réduction des données. Nous utiliserons la pile de gauche pour traiter les données prises au télescope, alors que la pile de droite va nous servir à faire nos tests de vérification.

Crédit : Mathieu Puech / Observatoire de Paris

Pour calculer l'image de courant d'obscurité maître (master dark), utilisons l'outils de mesures statistiques du logiciel ImageJ sur chacune des images. Nous vérifions ainsi que les images de courant d'obscurité sont toutes utilisables.

Crédit : mfl/Observatoire de Paris

Le menu MEASURE STACK d'ImageJ, calcule sur chacune des images de la pile : la médiane, la déviation standard …

Crédit : mfl/Observatoire de Paris

Optimiser le contraste des images de courant d’obscurité afin de vérifier qu’elles ne contiennent pas de défauts importants. Pour cela, cliquer sur PROCESS et ENHANCE CONSTRAST puis normaliser toutes les images en même temps. Cette opération révèle le bruit de photon sur chacune des images. En les inspectant tour à tour, on constate qu’il n’y a pas de différence notable sur l’aspect général du bruit entre les images, ni d’image avec un défaut particulier qui devrait être retirée de la pile.

Vérifier cela quantitativement : cliquer sur PLUGINS, STACKS et MEASURE STACK. Quelques éléments statistiques s’affichent : on peut constater que toutes les images ont à peu près la même valeur moyenne et déviation standard, ce qui confirme qu’il n’y a pas de défauts particuliers.

Répétons la même opération sur les images qui n’ont pas été optimisées en contraste. Nous constatons que la valeur moyenne des images ainsi que leur déviation standard sont beaucoup plus petites que dans les images optimisées en constraste. Ce qui signifie que cette opération modifie les données.

Il faudra donc faire attention à utiliser des images qui n’ont pas été modifiées pour effectuer la réduction des données, sinon le résultat sera fausse par cette manipulation.

Calcul sur l'ensemble des données des images de la pile (stack), par projection en Z (dans le cube de données)

Crédit : mfl / Observatoire de Paris

Calcul de l'image médiane des images de courant d'obscurité.

Crédit : mfl / Observatoire de Paris

Nous pouvons maintenant construire une image de courant d'obscurité maître ou master-dark.

Pour cela cliquer sur IMAGE, STACKS et ZPROJECT. Vérifier que la méthode de combinaison est bien la médiane : le logiciel va calculer l’image médiane des trois images de courant d’obscurité et l’afficher. Cliquer à nouveau sur ANALYZE et MEASURE : nous voyons que la nouvelle image est bien représentative de la moyenne entre les images individuelles et que sa dispersion standard a diminue, ce qui montre que le bruit de photon a bien été diminue par cette opération. Plus il y a d’images individuelles, plus la réduction du bruit sera efficace. Dans cet exemple seulement trois images ont été prises, ce qui limite la réduction de bruit.

Nous devons maintenant sauvegarder notre image de courant d’obscurité maître en cliquant sur FILE SAVE AS et FITS. La réduction peut être un processus mettant en jeu de nombreux fichiers différents et il est important de bien classer ses fichiers. Dans cet exemple nous mettrons tous les fichiers produits dans un dossier appele RESULTS pour les distinguer des fichiers correspondants aux images prises au télescope. Il est egalement important d’utiliser des noms de fichier explicites ce qui aidera par la suite à ne pas confondre les différentes images.

Calcul de l'image de champ plat maître (PLU maître, ou master flat)

Crédit : mfl / Observatoire de Paris

La deuxième étape consiste à construire l’image de champ plat maître ou "master-flat". Comme dans la première étape, nous allons ouvrir l'ensemble des images de champ plat prises au télescope : cliquer sur le menu FILE puis sélectionner IMPORT et IMAGE SEQUENCE.

Apres s’être assuré que l’on se trouve bien dans le répertoire contenant les données de calibration : entrer une chaine de caractère contenue dans le nom de toutes les images de champ plat. Dans notre exemple, « flat_R ». Toutes les images de champ plat sont ouvertes dans une pile. Nous voyons dans notre exemple que dix images de champ plat ont été réalisées.

Nous allons ouvrir une deuxième pile contenant les mêmes images pour les inspecter. Sans modifier les images de la première pile qui seront utilisées pour la réduction proprement dite. Nous allons commencer par optimiser le contraste des images afin de vérifier qu’elles ne contiennent pas de défauts importants : cliquer sur PROCESS et ENHANCE CONSTRAST puis normaliser toutes les images en même temps.

En les inspectant tour à tour, on constate qu’il n’y a pas de différence notable sur l’aspect général des images, ni d’image avec un défaut particulier qui devrait être retirée de la pile. Nous voyons clairement apparaitre plusieurs types de défauts :

Les anneaux sombres sont dûs à des poussières qui se trouvent sur les différents éléments optiques du télescopes ou de l’instrument. Nous voyons aussi des gradients de lumière en arrière plan qui peuvent être dus à des effets de vignettages, c'est-à-dire d’ombre ; ou aux pixels du détecteur qui réagissent de manière différente à une même intensité de lumière. Enfin, certaines lignes du détecteur sont défectueuses et ne permettent plus de transférer le signal correctement. Elles apparaissent sous la forme de lignes blanches ou noires.

Menu STACK et ZPROJECT

Crédit : mfl/Observatoire de Paris

Menu STACK et ZPROJECT

Crédit : mfl/Observatoire de Paris

Pour effecteur des calculs entre images : Menu IMAGE CALCULATOR …

Crédit : mfl/Observatoire de Paris

Nous pouvons maintenant construire une image de champ plat maître ou master-flat. Pour cela cliquer sur IMAGE, STACKS et ZPROJECT. Verifier à nouveau que la méthode de combinaison est bien la médiane : le logiciel va calculer l’image médiane des dix images de courant d’obscurité et l’afficher. Il est important de ne pas oublier que la mesure de champ plat contient également le courant d’obscurité qu’il faut donc retirer.

Pour cela cliquer sur PROCESS et IMAGE CALCULATOR. Sélectionner l’image médiane que nous venons de calculer et soustraire l’image de courant d’obscurité maître. Nous devons maintenant normaliser cette image à 1 :

• cliquer sur ANALYZE puis MEASURE et relever la valeur MAXIMALE..
• cliquer sur PROCESS, MATH et DIVIDE.

Entrer la valeur maximale mesurée à l’étape précédente et valider. L’image de champ plat maître est prête.

Pour la sauvegarder, cliquer sur FILE SAVE AS et FITS.

Prenez garde à bien sauvegarder cette image dans le bon répertoire à lui donner un nom de fichier explicite. Nous pouvons maintenant fermer les fenêtres devenues inutiles pour la suite des opérations pour nous préparer à la réduction proprement dite.

Calcul de l'image réduite, à partir de l'image brute et des master dark et master flat, à l'aide d'ImageJ et selon l'équation de la réduction

Crédit : mfl/Observatoire de Paris

Le processus de réduction peut se résumer en une équation trés simple appelée "Équation fondamentale de la réduction" :

Menus PROCESS et IMAGE CALCULATOR … pour effectuer les opérations de l'équation de la réduction :

Crédit : mfl/Observatoire de Paris

Menus PROCESS et IMAGE CALCULATOR … pour effectuer les opérations de l'équation de la réduction :

Crédit : Maarten Roos, LightCurveFilms

Soustraite de l'image brute, le master dark (image de courant d'obscurité maître)

Crédit : mfl/Observatoire de Paris

Diviser le résultat précédent par la master flat (image de champ plat maître)

Crédit : mfl/Observatoire de Paris

Cliquer sur PROCESS et IMAGE CALCULATOR.

• Sélectionner l’image que nous venons de calculer et diviser par l’image de champ plat maître.

• Sélectionner l’image à réduire puis soustraire l’image de courant d’obscurité maître ; nous vous conseillons de fermer l’image brute pour éviter toute confusion par la suite.

L’image réduite s’affiche. Fermer à nouveau le résultat intermédiaire précédent pour éviter toute confusion. Nous pouvons également fermer les images de calibration maître, sauf si d’autres images dans la même bande doivent être réduites.

Mesure de la distance entre la naine blanche centrale et l'enveloppe de gaz qui l'entoure

Crédit : Mathieu Puech / Observatoire de Paris

En observant l'enveloppe de gaz de M57 avec un filtre bleu, on voit la distribution du gaz oxygène ionisé

Crédit : Mathieu Puech / Observatoire de Paris

En observant l'enveloppe de gaz de M57 avec un filtre rouge, on voit la distribution du gaz hydrogène ionisé

Crédit : Mathieu Puech / Observatoire de Paris

Crédit : Mathieu Puech / Observatoire de Paris

Nous avons maintenant une image scientifique réduite qui a été corrigée des défauts du détecteur et de l’instrument. Elle est prête à être exploitée scientifiquement.

Pour cela nous devons la sauvegarder en cliquant sur FILE SAVE AS puis FITS. Penser a nouveau a bien sauvegarder cette image dans le bon répertoire a lui donner un nom de fichier explicite.

Alignement des images réduites dans chacunes des bandes (filtres) grace au plugin StackReg, d'ImageJ

Crédit : Mathieu Puech / Observatoire de Paris

Combinaison des images réduites dans chacune des bandes (filtres) Rouge, Bleu, Visible

Crédit : Mathieu Puech / Observatoire de Paris

Aprés réduction des données et création de l'image composite : M57 observée au T80

Crédit : Mathieu Puech / Observatoire de Paris

Crédit : Mathieu Puech / Observatoire de Paris

Pour réaligner les images de la pile, menu PLUGIN et STACKREG

Crédit : mfl/Observatoire de Paris

Nous avons vu comment réduire l’image brute d’un objet dans une bande d’observation donnée. Nous allons maintenant voir comment combiner différentes bandes pour former une image couleur en trois bandes.

Crédit : Mathieu Puech / Observatoire de Paris

Pour réaligner les images de la pile, menu PLUGIN et STACKREG

Crédit : HST (Hubble Space Telescope)

Crédit : STScI/NASA

Plus d'images de M57 …

• MESSIER. More images from M57. In Hubble Space Telescope images the Ring Nebula M57. [consulté le 2012]. http://messier.seds.org/more/m057_more.html. M57 dans le catalogue MESSIER (images, informations …).

Crédit : Mathieu Puech / Observatoire de Paris

Poste de travail pour l'acquisition puis l'analyse des données au T120 de l'OHP

Crédit : mfl / Observatoire de Paris

Crédit : Mathieu Puech / Observatoire de Paris

Les données réduites sont prêtes à être analysées scientifiquement car elles sont corrigées de tous les défauts instrumentaux.

L'analyse scientifique va consister à réaliser les mesures les plus précises possibles sur ces images. Celles-ci vont dépendre des objectifs scientifiques comme la mesure d'une distance, par exemple la distance entre la naine blanche et l'enveloppe de gaz dans M57 ; ou la quantité de lumière reçue d'un astre.

Mesure de la distance entre la naine blanche centrale et l'enveloppe de gaz de M57

Crédit : Mathieu Puech / Observatoire de Paris

Mesure de la distribution des éléments qui caractérisent l'enveloppe de gaz de la nébuleuse, en fonction de leur nature. On applique un filtre : un filtre rouge montre distribution de l'oxygène ionisé dans l'enveloppe de la nébuleuse M57

Crédit : Mathieu Puech / Observatoire de Paris

Un filtre bleu nous montre la distribution de l'oxygène ionisé dans l'enveloppe de la nébuleuse M57

Crédit : Mathieu Puech / Observatoire de Paris

On voit donc mieux pourquoi le but du scientifique est d'obtenir des images corrigées de l'ensemble des défauts de la chaîne d'observation afin d'obtenir une mesure précise. Par exemple, si l'image est affectée par les défauts de l'instrument, alors la mesure entre la naine blanche centrale et l'enveloppe de gaz qui l'entoure sera fausse !

En observant la distribution de cette enveloppe de gaz dans plusieurs filtres, on peut caractériser sa distribution, en fonction de sa nature. Par exemple le filtre bleu nous montrera la distribution d'oxygène ionisé alors que le filtre rouge nous montrera la distribution de l'hydrogène ionisé.

Compositage

Crédit : Benoit Neichel/ Observatoire de Paris

On voit que le but premier de l'astrophysicien n'est pas d'obtenir de "belles images" comme on peut en trouver sur Internet ou dans des magazines d'astronomie, ce qui ne l'empêche pas d'en apprécier le caractère esthétique. Son but, c'est d'obtenir des images scientifiquement exploitables qui lui permettrons de mesurer precisément certaines propriétés, comme la taille, la composition, ou la vitesse.

C'est ainsi qu'il peut mieux comprendre les principes physiques qui regissent l'Univers et les objets qui le constituent.

La distribution spectrale de la lumière émise, ou absorbée, par un corps, totalement isolé et maintenau à température constante, ne dépend que de la température du corps. Un tel corps est connu sous le nom de "corps noir". Les lois caractérisant l'état de la lumière dans un corps noir ont été établies à la fois expérimentalement et théoriquement. Elles caractérisent la luminance spectrale énergétique de la source en fonction de la longueur d'onde, la longueur d'onde pour laquelle cette luminance est maximale et la puissance totale rayonnée dans toutes les longueurs d'onde. Chacune de ces grandeurs fait intervenir un seul paramètre physique qui est la température du corps noir.

La luminance spectrale ainsi définie ne dépend plus, pour un rayonnement de corps noir, que de la température T et de la longueur d'onde selon une loi établie par Planck et qui porte son nom :

Les courbes qui décrivent la lumière spectrale d'un corps noirs à différentes températures (en fonction de la longueur d'onde) ont toutes la même forme et sont "emboîtées" les unes dans les autres.

CETI/Observatoire de Paris

• Js, est la constante de Planck
• T est la température du corps
• c la vitesse de la lumière
• λ la longueur d'onde

Utilisez la calcultette "Calcotron" en haut de la fenêtre à gauche.

Caractéristiques et fonctions des télescopes :

Rappel sur les excentriques, épicycle et mettre le schéma

épicycles

Crédit : Bibliothèque de l'Observatoire de Paris

Combinaison d'un cercle déférent et d'un épicycle (a). Mouvement de la planète P autour de la Terre (b). Parties 1, 2, 3, 4 du mouvement décrit en (b), tel qu'il serait vu depuis la Terre (c).

Crédit : Jérôme Lamy et Gilles Bessou Observatoire de Paris

Les galaxies sont des ensembles d’étoiles (entre 10 millions et 100 milliards), de gaz et de poussières.

Pour commencer observons la galaxie la plus proche de nous, notre propre Galaxie : La Voie Lactée. L’image ci-dessous est une photographie panoramique de la Voie Lactée. Les trois ingrédients composant les galaxies sont clairement visibles sur cette image.

Milky Way Galaxy

• Les étoiles – À l’œil nu, la Voie Lactée apparaît comme un nuage blanchâtre. Sur cette photographie nous pouvons constater qu’elle est constituée en réalité d’une myriade d’étoiles. En étudiant leurs spectres (voir TP Étoiles) nous arriverions à la conclusion que les étoiles constituant notre Galaxie ont des masses et des températures variées.

• Le gaz - Le gaz contenu dans la Galaxie (essentiellement de l’hydrogène) se trouve sous plusieurs états. Il existe dans notre Galaxie des grands nuages froids d’hydrogène moléculaire représentant approximativement la moitié de toute la masse de gaz dans la région comprise dans l’orbite du Soleil. C’est au sein de ces nuages que naissent les étoiles par effondrement gravitationnel. La signature spectrale des nuages moléculaires est observable dans le domaine radio millimetrique (raies du monoxyde de carbone CO).

  Après leur naissance au sein d’un nuage moléculaire, les étoiles les plus massives ionisent le gaz environnant. Il se forme alors des nuages de gaz ionisé appellés nébuleuses en émission. Sur la photographie, les nébuleuses en émission sont clairement reconnaisables à leur teinte rouge-rose due à la couleur de la raie d’émission de l’hydrogène Halpha à 656.3 nanomètres.

• La poussière – Les galaxies contiennent aussi de la poussière que les étoiles ont formée pendant leur vie et qu’elles ont ejecté dans le milieu interstellaire. Ces particules de poussière ont la propriété d’absorber la lumière émise par les étoiles, exactement comme la poussière suspendue dans l’air absorbe la lumière du Soleil. Ainsi, depuis la Terre nous ne pouvons observer (dans le domaine de la lumière visible) qu’une petite partie de notre Galaxie. La poussière distribuée sur le plan de la Galaxie, absorbe une grande partie de la lumière provenant du centre galactique et au delà. Sur la photographie de la Voie Lactée les régions en noir ne sont pas des zones vides d’étoiles et de gaz mais des régions où la poussière a absorbé pratiquement toute la lumière en arrière plan.

  L’absorption par la poussière est un effet chromatique : la poussière diffuse beaucoup plus la lumière bleue que la lumière rouge. La poussière eteint et rougit la lumière des objects astrophysiques.

  Étoiles, gaz et poussière sont les ingrédients principaux des galaxies. Chacune de ces composantes a sa propre signature spectrale. L’outil fondamental des astronomes extra-galactiques est l’analyse des spectres des galaxies. À partir des spectres, les astronomes réussissent à déterminer :

  1. L’âge des populations d’étoiles
  2. La composition chimique du gaz
  3. La quantité de poussière

  Mais aussi :

  1. Dynamique des galaxies (mouvement des étoiles et du gaz).
  2. Distance (décalage vers le rouge)

  Les questions que vous trouverez au cours de ce TP sur l'analyse des Spectres observés de galaxies vous permettrons d'approcher le travail de l'astrophysicien extra- galactique.

Spectre d’émission - Considérons un nuage chaud et ténu d’hydrogène. Les atomes entrent en collision entre eux, et l’énergie des collisions peut transférer un électron vers un niveau d’énergie supérieur. En retombant l’électron émet un ou plusieurs photons de longueur d’onde propre à l’hydrogène. Dans le domaine visible, le résultat sera un spectre appelé spectre d'émission, car on y voit des raies d’émission.

Spectre thermalisé ou du corps noir - Contrairement au nuage ténu, un corps noir a une densité élevée. Avant de sortir du corps noir les photons créés par les atomes subissent de multiples collisions avec ceux-ci. Ceci a pour effet de redistribuer les photons sur toutes les longueurs d’ondes, donnant ainsi la distribution du corps noir. Lorsqu’on analyse le spectre d’un corps noir on obtient une bande continue de lumière allant du rouge au violet : c’est un spectre continu. Tous les objects en équilibre thermique, c’est à dire caractérisés par une température propre (comme les étoiles), ont une émission voisine de celle d’un corp noir.

Spectre en absorption - Il existe une troisième classe de spectres : les spectres d’absorption. Un spectre d’absorption se forme lorsqu’un faisceau de lumière continue passe par un nuage ténu et froid. Seuls les photons correspondant aux transitions permises sont absorbés par les atomes du nuage puis réémis dans diverses directions. On obtient un spectre continu (corps noir) avec des raies noires correspondant aux absorptions. Le spectre de la lumière solaire est un exemple de spectre d’ émission. Les raies d’absorption se forment quand la lumière du soleil passe les couches ténues de l’atmosphère solaire. On peut ainsi déterminer la composition chimique de l’atmosphère du Soleil.

Types de spectres

Crédit : Observatoire de Paris

Le programme Spectrum Explorer permet d’afficher les spectres de divers objets astrophysiques (étoiles, nébuleuses, galaxies, etc..) en représentation 2D (l’image qui sort du spectrographe) et sa représentation en 1D.

Charger le programme Spectrum Explorer, sur le site Project LITE. Ce programme est libre et multiplateforme.

Chargement du spectre de NGC 5236

• Ouvrir le programme Spectrum Explorer. Double cliquer sur l’icône spex_v3.jnpl
• Dans le menu Astronomy, cliquer sur Hubble Tuning Fork
• Cliquer sur l’image de la galaxie NGC 5236

Spectrum Explorer pour afficher le spectre observé

Crédit : Project LITE Spectrum Explorer / Observatoire de Paris

C’est l’image à la sortie du spectrographe. Le rectangle à droite represente la couleur l’objet vu sans spectrographe. Tout les pixels d’une même colonne ont la même longueur d’onde.

Spectre

Crédit : Project LITE Spectrum Explorer / Observatoire de Paris

C’est la représentation utilisée par les astronomes avec en abscisse la longeur d’onde en nanomètres et en ordonnée l’intensité de la lumière. Il est possible de changer l’unité en abscisse en fréquences ou énergie dans le menu plot. Rappel : λ=c/ν où λ est la longueur d’onde, ν la fréquence et c la vitesse de la lumière dans le vide.

Spectre 1D

Crédit : Project LITE Spectrum Explorer / Observatoire de Paris

Revenons au spectre de la galaxie NGC 5236 affiché à l'écran par Spectrum Explorer (spex_v3.jnlp)

La couleur d’une galaxie est essentiellement due aux types d’étoiles la composant. En effet, le spectre continu et les raies d’abosrption d’une galaxie proviennent presque exclusivement de la lumière émise par ses étoiles. Ainsi, la lumière qui nous provient d’une galaxie est un mélange de tous les spectres de corps noir émis par les étoiles. En comparant le spectre d’une galaxie à celui d’une étoile, il est possible de trouver le type d’étoile qui la compose majoritairement.

Dans cette partie du TP nous allons comparer le spectre d’une galaxies spirale M33 et d’une galaxie elliptique NGC 4472 et en déduire le type d’étoiles qui les constituent.

m33

M33 Galaxie spirale

Crédit : APOD-NASA

NGC4472

NGC4472 Galaxie elliptique

Crédit : HST

Comparaison de spectres de galaxies

Difficulté : ☆  

Question 1)

À partir des images des deux galaxies nous pouvons constater que ces deux galaxies ont des couleurs trés différentes. La galaxie spirale est bleutée avec des zones rouge- rose (les nébuleuses d’émissions) alors que la galaxie elliptique est jaune-rouge. Qu'en est-il de leur spectre ?

Utilisez à nouveau le programme spex_v3.jnlp (Project LITE Spectrum Explorer) pour afficher les spectres des galaxies M33 et NGC4472.

Pour afficher les spectres des galaxies en deux dimensions et au dessous en une dimension :

1. Dans le menu Astronomy, cliquer sur Hubble Tuning Fork
2. Cliquer sur l’image de la galaxie M33
3. Cliquer sur l’image de la galaxie NGC 4472

Comparaison de spectres

spectres des galaxies M33 (tracé vert) et NGC4472 (tracé bleu)

Crédit : Project LITE Spectrum Explorer / Observatoire de Paris

Question 2)

Retrouvez-vous la différence de couleur visible sur l’image des galaxies au niveau de leur spectre ?

Question 3)

Remplir le tableau suivant à partir des informations de la figure H- R diagram

Dispersion d'une source de lumière blanche (le Soliel), partie du spectre électromagnétique appelée "lumière visible".

Crédit : Mathieu PUECH / Observatoire de Paris

Dispersion d'une source de lumière blanche (le Soliel), partie du spectre électromagnétique appelée "lumière visible".

Crédit : Mathieu PUECH / Observatoire de Paris

CCD

Crédit : Mathieu PUECH / Observatoire de Paris

Crédit : Mathieu PUECH / Observatoire de Paris

Crédit : Mathieu PUECH / Observatoire de Paris

Crédit : Mathieu PUECH / Observatoire de Paris

La zone peinte en blanc sur le dôme peut servir à l'enregistrement de champ plat (source uniforme).

Crédit : ASM / Observatoire de Paris

En astronomie observationnelle, la réduction de données est très importante car elle permet de corriger des effets instrumentaux des images ou des spectres acquis pendant l'observation.

L'observation astronomique avec une caméra CCD implique 2 principales corrections : le champ plat et le courant d'obscurité.

• La correction de champ plat consiste à corriger la réponse non uniforme pixel à pixel d'une matrice CDD. Pour cela on utilise une image (appelée « flat field» ou « champ plat») où l'intensité est quasiment la même partout dans le champ.

  Ceci peut être fait en observant le ciel à l'aube ou au crépuscule.

• Le courant d'obscurité est un signal que l'on observe même lorsqu'aucune source n'éclaire la matrice CCD.

  Son origine est thermique et ne correspond à aucun signal astrophysique. Il faut donc corriger l'image brute de cet artefact en soustrayant à cette image, une image prise dans l'obscurité (champ d'obscurité ou « dark field » en anglais).

Nous avons donc une expression mathématique pour calculer une image réduite, à partir d'une image brute ; soit l' équation de la réduction :

Observer avec une caméra CCD

• MOSSER, Benoit . Instrumentation. In Fenêtre sur l'Univers. [consulté le décembre 2012]. http://media4.obspm.fr/public/FSU/pages_ccd/introduction-ccd.html. Site Fenêtre sur l'Univers correspondand au contenu web de la formation Fenêtres sur l'Univers.La formation complète comporte un tutorat personnalisé avec un enseignant-chercheur, une correction en ligne aux exercices, un dialogue (en direct ou par forum) avec les autres étudiants, et un système de recherche de pages..

GIRAFFE est un spectrographe multi-objets qui permet l’observation simultanée de 130 objets. Il est monté sur l’un des foyers NASMYTH d’un des télescopes de 8m du VLT (ESO, Chili). Grâce au grand diamètre du VLT, les étoiles des galaxies du Groupe Local telles que celles du Petit Nuage de Magellan situées à 45000 pc de la Terre deviennent alors accessibles à l’observation.

Dans cette étude, des étoiles de magnitude en bande V entre 14 et 18 ont été observées, ce sont principalement des étoiles de type B dont certaines sont binaires spectroscopiques et d’autres Be (B+émission).

• L’œil humain peut voir les étoiles jusqu’à la magnitude 6. Combien de fois moins lumineuses les étoiles de cette étude sont-elles ?
• Le traitement des données de ce spectrographe est particulier et très proche du traitement d’images classique.

copie d'écran ImageJ, spectres affichés en 2D (image) et coupe1D (tracé graphique)

Crédit : UFE / Observatoire de Paris

Le spectrographe multi-objet GIRAFFE

Crédit : ESO

Le spectrographe multi-objet GIRAFFE

Crédit : ESO

Quelques infos concernant la réduction de données en spectroscopie.

1. Nous allons utiliser un logiciel orienté "spectres" : SPLAT. Vous le trouverez ici:

   http://astro.dur.ac.uk/~pdraper/splat/splat-vo/

   ainsi qu'un mode d'emploi (en anglais) :

   http://astro.dur.ac.uk/~pdraper/splat/sun243.htx/sun243.html

   Le menu "Operations". permet, entre autre d' afficher plusieurs spectres ensembles, choisir des symboles/couleurs … faire des opérations entre spectres (sauf la médiane malheureusement) ou entre un spectre et une constante …

2. Calibrer en longuer d'onde : Menu "View" : sélectionner "View/modify spectra values" puis dans la fenêtre qui s'affiche, sélectionner dans "Operations" la fonction "Modify coordinates" (atttention à dé-sélectionner la case "Readonly" avant). Dans la fenêtre qui s'affiche, vous pouvez dans l'onglet "Linear" appliquer un "offset" (longueur d'onde du premier pixel à calculer à partir des fichiers de calibrations de Thorium) et un "scale factor", le nombre d'Ansgtrom par pixel de détecteur . Dans la fenêtre principale, dans le menu "View", sélectionner "view/modify spectral coordinates". Dans la nouvelle fenêtre, selectionner Units: Angstroms (ou autre) puis cliquer sur "Set". Le logiciel sait maintenant que l'axe des X est en A. Un nouveau spectre calibré en longeur d'onde est disponible dans la fenêtre principale.

3. Superposer un atlas de raies à un spectre : Dans le menu "Options", sélectionner "Line identifiers" puis les catalogues "Optical_absorption_lines" et "Optical_emission_lines" (ou autre, à vous de tester !). Afficher un spectre puis dans la fenêtre principale, panneau de droite cliquer sur la boite "Displayed" pour superposer les catalogues de raies.

   Quelques précisions sur le processus de réduction : un spectre de tungstène permet de calculer le flat. Il suffit de soustraire le biais (ou offset) et de normaliser (diviser par la valeur max)... et donc

Image brute : étoile double Hip06999, observée à l'OHP (Observatoire de Haute Provence)

Crédit : Audrey DELSANTI / Observatoire de Paris

L'étoile double Hip 06999, sur le portail du CDS (Centre de Données astronomiques de Strasbourg)

Crédit : Audrey DELSANTI / Observatoire de Paris

Compléments de Physique : Optique

• MOLLIER Benjamin . Optique géométrique. In Astronomie et Mécanique Céleste. [consulté le décembre 2012]. http://media4.obspm.fr/public/AMC/pages_optique-geometrique/og-introduction.html. Contenu web des formations Astronomie pour les enseignants et Astronomie et Mécanique Céleste. La formation complète comporte un tutorat personnalisé avec un enseignant-chercheur, une correction en ligne aux exercices, un dialogue (en direct ou par forum) avec les autres étudiants, et un système de recherche de pages. .

La cible : M57, quelques données

Crédit : Yves Kazulny - extrait du rapport de stage d'observation

La cible : M57, position dans le ciel le jour de l'observation

Crédit : Yves Kazulny - extrait du rapport de stage d'observation

La réduction des données d'observation de la nébuleuse de la Lyre (M57), acquises en août 2011 à l'Observatoire de Hautre Provence est réalisée avec le logiciel opensource ImageJ.

Nous allons :

1. inspecter visuellement des calibrations et des images brutes
2. produire des master dark
3. produire des master flat
4. soustraire le biais (offset) des images brutes et corriger le flat
5. aligner les images réduites
6. combiner les images réduites

On ne montre, dans la vidéo, la manipulation que sur un des filtres (le travail de réduction, dans la réalité est à effectuer sur chacun des filtres utilisés pour les observations).

Voir le déroulement de la calibration de M57 sur la vidéo : format application.mov ou application.mp4 , le chapitre correspondant aux procédures de réduction de m57 à l'aide du logiciel ImageJ commence au temps t= 8:40 mn.

Exemple d'image de courant d'obscurité (dark)

Crédit : Mathieu Puech / Observatoire de Paris

Exemple d'image de courant d'obscurité (dark)

Crédit : Mathieu Puech / Observatoire de Paris

Utiliser le logiciel de traitement des données ImageJ. Importer dans une pile d'images (Stack) les images de courant d'obscurité (dark) prisent aux télescope. On crée ainsi un cube de données.

Crédit : mfl / Observatoire de Paris

La première étape de la réduction consiste à préparer une image appelée "master-dark".

Nous allons tout d'abord ouvrir l'ensemble des images de calibration prises au télescope pour mesurer le courant d’obscurité : cliquer sur le menu FILE puis sélectionner IMPORT et IMAGE SEQUENCE. Apres s’être assuré que l’on se trouve bien dans le répertoire contenant les données de calibration, il est possible d’entrer une chaîne de caractère contenue dans le nom de toutes les images de courant d‘obscurité, dans notre exemple, « r_45dark », ce qui permet d’ouvrir toutes les images dont le nom contient cette chaîne de caractère en une seule opération.

Le logiciel ouvre toutes les images de courant d'obscurité et les place dans une pile d'images ou STACK, que l’on peut facilement inspecter visuellement grâce au curseur situé en bas de la fenêtre. Dans notre exemple, trois images de courant d’obscurité ont été realisées.

Nous allons répéter la même opération et ouvrir une deuxième pile contenant les mêmes images, que nous allons utiliser pour effectuer quelques tests simples et vérifier qu’elles sont utilisables pour la réduction des données. Nous utiliserons la pile de gauche pour traiter les données prises au télescope, alors que la pile de droite va nous servir à faire nos tests de vérification.

Crédit : Mathieu Puech / Observatoire de Paris

Pour calculer l'image de courant d'obscurité maître (master dark), utilisons l'outils de mesures statistiques du logiciel ImageJ sur chacune des images. Nous vérifions ainsi que les images de courant d'obscurité sont toutes utilisables.

Crédit : mfl/Observatoire de Paris

Le menu MEASURE STACK d'ImageJ, calcule sur chacune des images de la pile : la médiane, la déviation standard …

Crédit : mfl/Observatoire de Paris

Optimiser le contraste des images de courant d’obscurité afin de vérifier qu’elles ne contiennent pas de défauts importants. Pour cela, cliquer sur PROCESS et ENHANCE CONSTRAST puis normaliser toutes les images en même temps. Cette opération révèle le bruit de photon sur chacune des images. En les inspectant tour à tour, on constate qu’il n’y a pas de différence notable sur l’aspect général du bruit entre les images, ni d’image avec un défaut particulier qui devrait être retirée de la pile.

Vérifier cela quantitativement : cliquer sur PLUGINS, STACKS et MEASURE STACK. Quelques éléments statistiques s’affichent : on peut constater que toutes les images ont à peu près la même valeur moyenne et déviation standard, ce qui confirme qu’il n’y a pas de défauts particuliers.

Répétons la même opération sur les images qui n’ont pas été optimisées en contraste. Nous constatons que la valeur moyenne des images ainsi que leur déviation standard sont beaucoup plus petites que dans les images optimisées en constraste. Ce qui signifie que cette opération modifie les données.

Il faudra donc faire attention à utiliser des images qui n’ont pas été modifiées pour effectuer la réduction des données, sinon le résultat sera fausse par cette manipulation.

Calcul sur l'ensemble des données des images de la pile (stack), par projection en Z (dans le cube de données)

Crédit : mfl / Observatoire de Paris

Calcul de l'image médiane des images de courant d'obscurité.

Crédit : mfl / Observatoire de Paris

Nous pouvons maintenant construire une image de courant d'obscurité maître ou master-dark.

Pour cela cliquer sur IMAGE, STACKS et ZPROJECT. Vérifier que la méthode de combinaison est bien la médiane : le logiciel va calculer l’image médiane des trois images de courant d’obscurité et l’afficher. Cliquer à nouveau sur ANALYZE et MEASURE : nous voyons que la nouvelle image est bien représentative de la moyenne entre les images individuelles et que sa dispersion standard a diminue, ce qui montre que le bruit de photon a bien été diminue par cette opération. Plus il y a d’images individuelles, plus la réduction du bruit sera efficace. Dans cet exemple seulement trois images ont été prises, ce qui limite la réduction de bruit.

Nous devons maintenant sauvegarder notre image de courant d’obscurité maître en cliquant sur FILE SAVE AS et FITS. La réduction peut être un processus mettant en jeu de nombreux fichiers différents et il est important de bien classer ses fichiers. Dans cet exemple nous mettrons tous les fichiers produits dans un dossier appele RESULTS pour les distinguer des fichiers correspondants aux images prises au télescope. Il est egalement important d’utiliser des noms de fichier explicites ce qui aidera par la suite à ne pas confondre les différentes images.

Calcul de l'image de champ plat maître (PLU maître, ou master flat)

Crédit : mfl / Observatoire de Paris

La deuxième étape consiste à construire l’image de champ plat maître ou "master-flat". Comme dans la première étape, nous allons ouvrir l'ensemble des images de champ plat prises au télescope : cliquer sur le menu FILE puis sélectionner IMPORT et IMAGE SEQUENCE.

Apres s’être assuré que l’on se trouve bien dans le répertoire contenant les données de calibration : entrer une chaine de caractère contenue dans le nom de toutes les images de champ plat. Dans notre exemple, « flat_R ». Toutes les images de champ plat sont ouvertes dans une pile. Nous voyons dans notre exemple que dix images de champ plat ont été réalisées.

Nous allons ouvrir une deuxième pile contenant les mêmes images pour les inspecter. Sans modifier les images de la première pile qui seront utilisées pour la réduction proprement dite. Nous allons commencer par optimiser le contraste des images afin de vérifier qu’elles ne contiennent pas de défauts importants : cliquer sur PROCESS et ENHANCE CONSTRAST puis normaliser toutes les images en même temps.

En les inspectant tour à tour, on constate qu’il n’y a pas de différence notable sur l’aspect général des images, ni d’image avec un défaut particulier qui devrait être retirée de la pile. Nous voyons clairement apparaitre plusieurs types de défauts :

Les anneaux sombres sont dûs à des poussières qui se trouvent sur les différents éléments optiques du télescopes ou de l’instrument. Nous voyons aussi des gradients de lumière en arrière plan qui peuvent être dus à des effets de vignettages, c'est-à-dire d’ombre ; ou aux pixels du détecteur qui réagissent de manière différente à une même intensité de lumière. Enfin, certaines lignes du détecteur sont défectueuses et ne permettent plus de transférer le signal correctement. Elles apparaissent sous la forme de lignes blanches ou noires.

Menu STACK et ZPROJECT

Crédit : mfl/Observatoire de Paris

Menu STACK et ZPROJECT

Crédit : mfl/Observatoire de Paris

Pour effecteur des calculs entre images : Menu IMAGE CALCULATOR …

Crédit : mfl/Observatoire de Paris

Nous pouvons maintenant construire une image de champ plat maître ou master-flat. Pour cela cliquer sur IMAGE, STACKS et ZPROJECT. Verifier à nouveau que la méthode de combinaison est bien la médiane : le logiciel va calculer l’image médiane des dix images de courant d’obscurité et l’afficher. Il est important de ne pas oublier que la mesure de champ plat contient également le courant d’obscurité qu’il faut donc retirer.

Pour cela cliquer sur PROCESS et IMAGE CALCULATOR. Sélectionner l’image médiane que nous venons de calculer et soustraire l’image de courant d’obscurité maître. Nous devons maintenant normaliser cette image à 1 :

• cliquer sur ANALYZE puis MEASURE et relever la valeur MAXIMALE..
• cliquer sur PROCESS, MATH et DIVIDE.

Entrer la valeur maximale mesurée à l’étape précédente et valider. L’image de champ plat maître est prête.

Pour la sauvegarder, cliquer sur FILE SAVE AS et FITS.

Prenez garde à bien sauvegarder cette image dans le bon répertoire à lui donner un nom de fichier explicite. Nous pouvons maintenant fermer les fenêtres devenues inutiles pour la suite des opérations pour nous préparer à la réduction proprement dite.

Calcul de l'image réduite, à partir de l'image brute et des master dark et master flat, à l'aide d'ImageJ et selon l'équation de la réduction

Crédit : mfl/Observatoire de Paris

Le processus de réduction peut se résumer en une équation trés simple appelée "Équation fondamentale de la réduction" :

Menus PROCESS et IMAGE CALCULATOR … pour effectuer les opérations de l'équation de la réduction :

Crédit : mfl/Observatoire de Paris

Menus PROCESS et IMAGE CALCULATOR … pour effectuer les opérations de l'équation de la réduction :

Crédit : Maarten Roos, LightCurveFilms

Soustraite de l'image brute, le master dark (image de courant d'obscurité maître)

Crédit : mfl/Observatoire de Paris

Diviser le résultat précédent par la master flat (image de champ plat maître)

Crédit : mfl/Observatoire de Paris

Cliquer sur PROCESS et IMAGE CALCULATOR.

• Sélectionner l’image que nous venons de calculer et diviser par l’image de champ plat maître.

• Sélectionner l’image à réduire puis soustraire l’image de courant d’obscurité maître ; nous vous conseillons de fermer l’image brute pour éviter toute confusion par la suite.

L’image réduite s’affiche. Fermer à nouveau le résultat intermédiaire précédent pour éviter toute confusion. Nous pouvons également fermer les images de calibration maître, sauf si d’autres images dans la même bande doivent être réduites.

Mesure de la distance entre la naine blanche centrale et l'enveloppe de gaz qui l'entoure

Crédit : Mathieu Puech / Observatoire de Paris

En observant l'enveloppe de gaz de M57 avec un filtre bleu, on voit la distribution du gaz oxygène ionisé

Crédit : Mathieu Puech / Observatoire de Paris

En observant l'enveloppe de gaz de M57 avec un filtre rouge, on voit la distribution du gaz hydrogène ionisé

Crédit : Mathieu Puech / Observatoire de Paris

Crédit : Mathieu Puech / Observatoire de Paris

Nous avons maintenant une image scientifique réduite qui a été corrigée des défauts du détecteur et de l’instrument. Elle est prête à être exploitée scientifiquement.

Pour cela nous devons la sauvegarder en cliquant sur FILE SAVE AS puis FITS. Penser a nouveau a bien sauvegarder cette image dans le bon répertoire a lui donner un nom de fichier explicite.

Alignement des images réduites dans chacunes des bandes (filtres) grace au plugin StackReg, d'ImageJ

Crédit : Mathieu Puech / Observatoire de Paris

Combinaison des images réduites dans chacune des bandes (filtres) Rouge, Bleu, Visible

Crédit : Mathieu Puech / Observatoire de Paris

Aprés réduction des données et création de l'image composite : M57 observée au T80

Crédit : Mathieu Puech / Observatoire de Paris

Crédit : Mathieu Puech / Observatoire de Paris

Pour réaligner les images de la pile, menu PLUGIN et STACKREG

Crédit : mfl/Observatoire de Paris

Nous avons vu comment réduire l’image brute d’un objet dans une bande d’observation donnée. Nous allons maintenant voir comment combiner différentes bandes pour former une image couleur en trois bandes.

Crédit : Mathieu Puech / Observatoire de Paris

Pour réaligner les images de la pile, menu PLUGIN et STACKREG

Crédit : HST (Hubble Space Telescope)

Crédit : STScI/NASA

Plus d'images de M57 …

• MESSIER. More images from M57. In Hubble Space Telescope images the Ring Nebula M57. [consulté le 2012]. http://messier.seds.org/more/m057_more.html. M57 dans le catalogue MESSIER (images, informations …).

Théories sur la lumière et la couleur

• YOUNG, Thomas. Théorie à propos de la Lumière et des couleurs. In Textes fondateurs de la science analysés par les scientifiques d'aujourd'hui. [consulté le 2012]. http://www.bibnum.education.fr/physique/optique/sur-la-th%C3%A9orie-de-la-lumi%C3%A8re-et-des-couleurs.
• Thomas Young. Sur la théorie de la lumière et des couleurs. In BIBNUM - textes fondateurs de la science analysés par les scientifiques d'aujourd'hui. http://www.bibnum.education.fr/physique/optique/sur-la-théorie-de-la-lumière-et-des-couleurs.
• NEWTO, Isaac. Lettre de Newton contenant sa nouvelle théorie sur la lumière et les couleurs. In Textes fondateurs de la science analysés par les scientifiques d´aujourd´hui Bib Num. http://www.bibnum.education.fr/physique/optique/lettre-de-newton-contenant-sa-nouvelle-theorie-sur-la-lumiere-et-les-couleurs. Auteur de l'analyse: Claude Guthmann, professeur émérite de physique à l'Université Paris-Denis Diderot (Paris VII).
• CNRS. Tout est couleur. In Dossiers CNRS. [consulté le 2012]. http://www.cnrs.fr/cw/dossiers/doschim/decouv/couleurs/tout_couleur.html.
• METZ, Daniel. Lumière et couleur La théorie des couleur. In Comprendre la couleur et ses profils. [consulté le 2012]. http://www.profil-couleur.com/lc/000-lumiere-couleur.php.

Rayonnement, spectre électromagnétique

• Paris1, UVED. Éléments de physique du rayonnement. http://e-cours.univ-paris1.fr/modules/uved/envcal/html/rayonnement/1-rayonnement-electromagnetique/1-2-les-ondes-electromagnetiques.html.
• METEO FRANCE. Le rayonnement électromagnétique. In L'atmosphère -> animations. [consulté le 2012]. http://education.meteofrance.com/jsp/site/Portal.jsp?document_id=25599&portlet_id=71554&page_id=15726.
• METEO FRANCE. Le rayonnement solaire et l'atmosphère. In Education. [consulté le 2012]. http://education.meteofrance.com/jsp/site/Portal.jsp?page_id=12337&document_id=22611&portlet_id=57445.

OHP

• ILOVAISKI Sergio. Comprendre le langage des étoiles. In Observatoire de Haute Provence - Grand Public. [consulté le 2012]. http://www.obs-hp.fr/lumiere/.
• SAI/RG. Histoire, Astrophysique et Géophysique à l'OHP. In Observatoire de Haute Provence - Grand Public. [consulté le 2012]. http://www.obs-hp.fr/visites/expos/panoramic.html.
• ILOVAISKY Sergio. Brève histoire du télescope de 193com en photos. In Observatoire de Haute Provence - Grand Public. [consulté le 2012]. http://www.obs-hp.fr/histoire/hist193/.
• ILOVAISKY Sergio. Les spectrographes pour la chasse aux exoplanètes. In Observatoire de Haute Provence. [consulté le 2012]. http://www.obs-hp.fr/spectroscopie/PortesOuvertes.html.

Webographie Ondes

• Nick Risinger, Skysurvey. CHROMOSCOPE. [consulté le 07/11/2011]. http://www.chromoscope.net/. Avez vous toujours rêvé d'avoir des lunettes Rayons X ou une super-vision? Chromoscope vous permet d'explorer notre Galaxie (la Voie Lactée) et l'Univers lointain dans des longueurs d'onde comprises entre les Rayons X et les ondes radio. .
• CLEA (Comité de Liaison Enseignants Astronomes). Ce que nous apprend la lumière. [consulté le 17/11/2011]. http://www.ac-nice.fr/clea/C2.html.

L'astronomie Infrarouge

• Vincent Minier (CEA). L'astronomie infrarouge. In Le télescope spatial Herschel. [consulté le 17/11/2011]. http://www.herschel.fr/fr/dossiers/astronomie_infrarouge. L’oeil humain n’est sensible qu’à une toute petite partie de la lumière (couleurs de l’arc-en-ciel). La notion de lumière ne s’arrête pas à ces couleurs du visible : que "voit" l'astronome en captant l'infrarouge ?.

Bibliographie Astronomes

• GEYMONAT, Ludovico . Galilée. Points , 1992. coll. Sciences.
• MAURY, Jean-Pierre. Newton et la mécanique céleste. Gallimard, 1990. coll. Découvertes. ISBN 2-07-053116-3.

Galilée

• GALILEO, Galilei. Le messager des étoiles. Points, 2009. coll. Points Sciences. ISBN Points Sciences.
• GEYMONAT, Ludovico. Galilée. Seuil, 2009. ISBN 978-2020995771.

Bibliographie

• BOISTEL, Guy ; LAMY, Jérôme, LE LAY, Colette. Jérôme Lalande (1732-1807). Presses universitaires de Rennes, 2010. ISBN 978-2-7535-0991-7.

Bibliographie

• DESCOLA, Philippe. Par-delà nature et culture. Gallimard, 2005. coll. Bibliothèque des Sciences Humaines. ISBN 978-2070772636.
• DUMEZIL, Georges. Mythe et épopée. Gallimard, 1995. coll. Quarto. ISBN 978-2070736560.
• GALISON, Peter. L'empire du temps. Gallimard, 2006. coll. Folio Essais. ISBN 978-2070319244.
• HELIAS, Norbert. Société de cour. Flammarion, 2008.http://socio-logos.revues.org/30
• LEVI STRAUSS, Claude. Tristes tropiques. Pocket, 2001. coll. Terre humaine Poche. ISBN 978-2266119825.

Bibliographie

• LAMY, Jérôme. La carte du ciel. EPP Sciences, 2008. coll. Référence astronomiques. ISBN 978-2-7598-0057-5.
• LAMY, Jérôme. L'Observatoire de Toulouse aux 18e et 19e siècles. Presses Universitaires de Rennes, 2007.http://abpro.revues.org/303

Bibliographie

• VERDET, Jean-Pierre. Une histoire de l'astronomie. Seuil, 1990. coll. Points Sciences. ISBN 978-2020115575.

Les techniques associées à la recherche en astronomie-astrophysique sont l'instrumentation et l'informatique : deux outils qui permettent de "voir plus loin, plus vite" …

Instruments- Concepts fondamentaux

• ARLOT Jean-Eudes. Lunettes et Télescopes. In Promenade dans l'Univers. [consulté le 2012]. http://www.imcce.fr/fr/grandpublic/systeme/promenade/pages2/280.html.
• ARLOT Jean Eudes, VAPILLON Loïc. Spectroscopie et analyse de la lumière. In Promenade dans le Système Solaire. [consulté le 2012]. http://www.imcce.fr/fr/grandpublic/systeme/promenade/pages3/327.html.

Informatique

• NIH. ImageJ. In Image Processing and Analysis in Java. [consulté le 2012]. Outil de l'astronome. Site de téléchargement du logiciel libre , opensource ImageJ.