Dans notre système solaire on peut encore parler de km. Le soleil est à 150 millions de km de la Terre.

Ensuite on utilise d’autres mesures: l’unité astronomique, l’année-lumière ou le parsec.

Unité astronomique (au) = distance entre Terre et Soleil soit 1au = 149 597 870,700 km soit environ 150 Millions km.

Année-lumière (al) = 9 461 milliards de km environ = distance parcourue par la lumière 1 an.

Parsec (pc) = 648000/π x 1 ua = 3,26 années-lumière

Vitesse de la lumière = 299 792 458 m/s.

Vitesse  de la lumière entre la terre et la lune 1,2 seconde.

Entre la terre et le soleil 449 s soit presque 8 minutes.

Entre la terre et Proxima du Centaure 4,22 années.

Distance entre Terre - Lune 390 000 km.

Entre Terre - Mars 80 000 000 km soit 80 millions de km

Entre Terre - Soleil 150 000 000 km soit 150 millions de km

Entre Terre - Proxima Du Centaure 4,22 al soit 400 000 000 000 000 km

Entre Terre - Galaxie d'Andromède 2,537 millions d'années-lumière

La magnitude apparente est une mesure de l'irradiance d'un objet céleste observé depuis la Terre. Plus un objet est brillant, plus sa magnitude est petite.

Le soleil - 26,8. La pleine Lune - 12,7. Véga 0.

La magnitude absolue indique la luminosité intrinsèque d'un objet céleste.

• Pour un objet situé à l'extérieur du Système solaire, elle est définie par la magnitude apparente qu'aurait cet astre s'il était placé à une distance de référence fixée à 10 parsecs (environ 32,6 années-lumière).
• Pour un corps du Système solaire, il s'agit de la magnitude apparente qu'il aurait à une unité astronomique à la fois de la Terre et du Soleil, en supposant sa face visible totalement illuminée.

Le nombre augmente quand la luminosité diminue. L’étoile Véga est la référence, elle est égal a zéro. Chaque unité supplémentaire correspond à une luminosité 2,5 fois plus faible. A l’oeil nu on peut voir jusqu’a la magnitude 6. Avec un télescope de 150/750 on peut voir jusqu’a la magnitude de 12,7.

La Terre tourne sur elle-même  en 23h 56 min et 4,1 s.

Elle tourne sur elle même à 1600 Km/h au niveau de l'Equateur et à 1100 Km/h au niveau de la France.

Sur le plan écliptique (vue du dessus) elle tourne dans le sens trigonométrique, elle tourne à gauche, de l'Ouest vers l'Est.

L'axe de rotation de la Terre n'est pas perpendiculaire au plan de l'écliptique mais est incliné par rapport à cette perpendiculaire de 23°5, c'est ce qu'on appelle l'obliquité.

Les deux pôles célestes sont les points de la sphère céleste vers lesquels pointe l'axe de rotation de la Terre et autour desquels le ciel semble donc tourner. Actuellement le pôle nord céleste indique l'étoile polaire.

La direction de l’axe de rotation de la terre se modifie continuellement du a un phénomène la  précession des équinoxes.

La Terre tourne autour du soleil en une année solaire dite  année tropique soit 365 j 5 h 48 min 45 s.

L'orbite de la Terre n'est pas circulaire mais elliptique, sa distance au soleil varie au cours de l'année. Le point sur l'orbite le plus éloigné du soleil s'appelle l'aphélie et le plus proche c'est la périphélie.

Au cours de sa révolution autour du Soleil, la Terre ne présente donc pas toujours la même configuration au Soleil : on dit que l'exposition solaire de la Terre change, c'est ce qui explique les saisons.

Les saisons sont séparer par 2 équinoxes et 2 solstices.

A l'équinoxe de printemps et l'équinoxe d'automne le jour est égal à la nuit.

Au solstice d'été le jour est le plus long de l'année et au solstice d'hiver c'est la nuit qui est la plus longue.

La lune tourne autour de la Terre en 27 jours.

Les variations de la position relative de la Lune par rapport à la Terre et au Soleil donnent les phases de la Lune.

À la Nouvelle Lune, la Lune est devant le Soleil tandis qu'à la Pleine Lune, elle est à l'opposé du Soleil par rapport à la Terre. 

Lors du premier quartier et du dernier quartier de Lune, la direction du Soleil et la direction de la Lune par rapport à la Terre forment un angle droit : ils sont en quadrature.

Les autres phases de la Lune sont le premier croissant, le dernier croissant et la Lune gibbeuse qui correspond à un disque lunaire presque totalement visible.

Les éclipses lunaires ont lieu lorsque la Lune passe dans le cône d'ombre de la Terre. Les éclipses solaires ont lieu lorsque la Terre passe dans l'ombre de la Lune.

La période sidérale étant la même que la période de rotation, la Lune montre toujours la même face à la Terre.

La Lune tourne autour de la Terre à environ 384 400 km.

Elle est en rotation synchrone avec la Terre, lui montrant donc constamment la même face.

Ça période orbitale est de 27 jours environ.

Son plan d'inclinaison est d'environ 5,14° par rapport au plan de la Terre.

En résumé :



La Terre tourne sur elle même a 1600 Km/h au niveau de l'Equateur et 1100 Km/h au niveau de la France.

La Terre parcours environ 940 millions de kilomètres sur son orbite elliptique, autrement dit elle fonce a une vitesse de 107 000 km/h autour du soleil.

Mais n'oublions pas que notre système solaire se déplace aussi dans notre galaxie a une vitesse comprise entre 720 000 et 900 000 Km/h.

Et biensûr notre galaxie se déplace dans notre amas de galaxie et notre amas se déplace dans notre groupe de galaxie ...

Le Temps Solaire.

Sur une planète prograde comme la Terre (c'est-à-dire qui tourne autour de son axe dans le même sens qu'autour du Soleil), le jour solaire est plus long que le jour sidéral.

À l'instant 1, le Soleil et une étoile très lointaine sont tous les deux en face d'un point donné de la Terre (le point rouge).

À l'instant 2, la planète a fait un tour complet autour d'elle-même (1→2 = un jour sidéral).

Mais il faut encore un peu de temps pour que, à l'instant 3, le Soleil soit de nouveau en face (1→3 = un jour solaire).

Equation Du Temps

L’équation du temps est un paramètre pour rendre compte du mouvement apparent relatif du Soleil par rapport au soleil moyen, lesquels peuvent différer l'un par rapport à l'autre de plus ou moins un quart d'heure environ. D'une année sur l'autre, la courbe d'évolution annuelle de ce paramètre se répète quasiment à l'identique. La connaissance de l'équation du temps donne le moyen de corriger à tout instant l'heure donnée par un cadran solaire pour trouver l'heure légale, d'écoulement uniforme. Ce décalage a deux origines :

le fait que l'orbite de la Terre est une ellipse dont le soleil est un foyer (première Loi de Kepler) avec pour conséquence le fait que la Terre parcourt cette orbite avec une vitesse variable (seconde Loi de Kepler)

et le fait que l'axe de rotation de la Terre est incliné sur son orbite.

5 - Système de coordonnées équatoriales

Le système de coordonnées équatoriales est un système de coordonnées célestes dont les valeurs sont indépendantes de la position de l'observateur. Ce système utilise comme plan de référence la projection, sur la sphère céleste, de l'équateur de la Terre. Cette projection est l'équateur céleste, qui divise le ciel en deux hémisphères, chacun ayant comme axe de référence la projection d'un pôle terrestre, perpendiculaire à l'équateur céleste. À partir de ces divisions, le système permet d'établir deux coordonnées angulaires : l'ascension droite et la déclinaison. L'ascension droite et la déclinaison sont les équivalents en astronomie équatoriale de la longitude et de la latitude terrestres.

Ascension Droite (AD ou RA)

Exprimé sous forme d'angle en heures, minutes, seconde.

L'ascension droite (α) est l'angle mesuré sur l'équateur céleste à partir d'un point de référence, le point vernal, ou équinoxe de printemps correspondant à l'intersection entre l'équateur céleste et l'écliptique. À partir de ce point, l'angle est mesuré vers l'est et comporte 24 divisions horaires. Chacune des heures se divise en minutes et en secondes horaires.

1h = 15° car 360°/24h = 15°.

Déclinaison (Dec)

Exprimé en degrés(°), minutes('), secondes(") d'arc.

La déclinaison (δ) est l'angle mesuré perpendiculairement entre l'équateur céleste et l'objet céleste observé. Elle se mesure en degrés, positifs pour les objets situés dans l'hémisphère nord et négatifs pour ceux de l'hémisphère sud. La déclinaison varie ainsi de -90° (pôle sud) à +90° (pôle nord) en passant par 0° à l'équateur céleste.

Le spectre de la lumière c'est l'ensemble des rayons lumineux colorés formant une palette allant de l'ultraviolet à l'infrarouge. Ce spectre peut être analysé en décomposant la lumière à travers un prisme.

7 - La nuit

La Nuit

Obscurité qui enveloppe quotidiennement une partie de la Terre du fait de sa rotation

Mais entre le jour et la nuit il y a le crépuscule

Le crépuscule

Lumière incertaine sui succède immédiatement au coucher du soleil

Position du centre du soleil sous l'horizon :

Le Jour le centre du soleil est au dessus de l'horizon

Le crépuscule civil de 0 à 6° (environ 30 minutes en France)

Le crépuscule nautique de 6° à 12° (environ 30 minutes)

Le Crépuscule astronomique de 12° à 18° (environ 30 minutes)

La nuit noire après 18°

1h30 environ entre le couché du soleil et la nuit noire.

(Au niveau de la latitude de la France)

8 - Les Etoiles



Les naines brunes

Ce sont des étoiles avortées. Leur masse est située entre celles des petites étoiles et des grosses planètes. Pas assez en tout cas pour que démarre les réaction de fusion nucléaire qui font les étoiles

Les naines rouges

Ce sont les plus petites étoiles. Leur masse est comprise entre 0,08 et 0,8 masse solaire. La plus proche voisine du Soleil, Proxima du Centaure , en est une.

Les naines jaunes

Ce sont des étoiles de taille moyenne. Le Soleil est une naine jaune typique.

Les géantes rouges

La phase géante rouge annonce la fin d'existence de l'étoile qui atteint ce stade lorsque son noyau a épuisé son principal carburant: l'hydrogène . Elle se transforme alors en naine blanche.

Les naines blanches

Ce sont les résidus de l'évolution des étoiles de faible masse. Les naines blanches sont des étoiles "mortes" puisqu'elles ne sont plus le lieu de réactions thermonucléaires produisant de la chaleur.

Les naines noires

Très lentement la naine blanche se refroidit. Une fois devenu froide, elle perd son rayonnement et meurt: elle devient alors une naine noire. Après sa mort, le Soleil deviendra une naine blanche puis une naine noire. Ce sort l'attend dans environ 15 milliards d'années.

Les géantes bleues et supergéantes rouges

Ce sont des étoiles très massives, au moins dix fois plus grosses que le Soleil. Elles consomment rapidement leur hydrogène.