Le premier événement a eu lieu hier, il s'agissait d'une conjonction triple. Ce rapprochement était intéressant, car il mettait en scène 3 acteurs célestes très différents : notre satellite naturel, la Lune, la quatrième et dernière planète rocheuse, Mars et enfin, l’étoile la plus brillante de la constellation du Lion, Régulus.

Visuellement, il s’agit d’objets très différents.

On ne présente plus la Lune. Il s’agit de l’objet céleste le plus proche de la Terre. Il se déplace, en moyenne, à 385 000 km de la Terre. La Lune a un diamètre de 3 474 km, soit environ un quart du diamètre terrestre. Cette taille nettement inférieure a provoqué un refroidissement beaucoup plus rapide que celui de la Terre. De ce fait, le noyau de la Lune est solide et froid, alors que le noyau terrestre, constitué de fer et de nickel, est encore très chaud, 4 000 °C pour le noyau externe visqueux et 6 000 °C pour le noyau interne, solide du fait de la pression qui y règne. C’est cette différence qui permet d’affirmer que contrairement à la Terre, la Lune est un astre « mort » (il n’y a plus d’activité volcanique et tectonique). Cela n’empêche pas la Lune d’avoir une influence notable sur la Terre, puisqu’elle est à l’origine des marées. Visuellement, la Lune est si proche de la Terre – la distance qui les sépare équivaut à 30 fois le diamètre terrestre – que l’on voit aisément des éléments de sa surface. Enfin, sa taille apparente dans le ciel est très proche de celle du disque solaire. Cela est dû à un heureux hasard : si la Lune est environ 400 fois plus petite que le Soleil, elle est aussi 400 fois plus proche. Résultat : leur disque sont de taille quasi identique.

Mars est une planète rocheuse, la quatrième et dernière après Mercure, Vénus et la Terre. Mars a un diamètre deux fois plus petit que celui de la Terre, mais elle est dix fois moins massive. Cette masse moindre est la raison pour laquelle Mars a perdu une grande partie de son atmosphère. La pression atmosphérique qui règne à la surface de la planète rouge équivaut à 0,6 % de celle qui règne sur Terre. Au cours de son premier milliard d’années d’existence, Mars possédait des océans liquides, comme ceux de la Terre, mais la disparition progressive de l’atmosphère a provoqué une chute de la pression. Or, la pression est l’un des éléments, avec la température, qui permet à l’eau d’exister sous forme liquide. La disparition progressive de la pression atmosphérique a provoqué une disparition des océans. Quant à sa fameuse couleur rouge, elle est due à la présence d’oxyde de fer (de la rouille), qui lui donne sa coloration si particulière. Mars était au plus près de la Terre le 12 janvier dernier, elle était alors à environ 96 millions de kilomètres de notre planète, sa magnitude était de − 1,3 et son diamètre approchait les 15″. Depuis lors, les deux planètes s’éloignent, et par conséquent, le diamètre de la planète ne cesse de décroître. Au 1^er juin, jour de la conjonction, sa magnitude sera de + 1,4 et son diamètre sera de 5,3″. Pour autant, Mars sera un astre remarquable qui aura, heureux hasard, exactement le même éclat que Régulus.

Régulus, α Leonis, est l’étoile la plus brillante de la constellation du Lion. Avec une magnitude de + 1,4, elle est la 21^e étoile la plus brillante du ciel. Elle est située à 79 années-lumière du Soleil. Des études détaillées ont montré qu’il s’agissait d’un système quadruple : deux paires d’étoiles tournent l’une autour de l’autre.

La conjonction était lâche, puisque Mars se situait à environ 4° de la Lune, située, elle à 2° de Régulus. Après avoir fait un tour complet autour de la Terre, soit une lunaison, la Lune va retrouver le 29 juin en soirée ses deux voisines du 1^er juin, mais dans un ordre différent ; cette fois, c’est Régulus qui sera la plus proche de l’horizon ouest, puis, plus haut sur l’écliptique, on trouvera la Lune, puis Mars fermera la marche.

Les écarts seront assez similaires à ceux observés en début de mois puisque 3,5° sépareront Régulus et la Lune qui sera, elle, séparée de 2° de Mars.

Ces deux phénomènes offerts par des acteurs aussi différents permettront d’abord d’appréhender que le ciel est peuplé d’astres situés à des distances très différentes les unes des autres. Dans le cas présent, des « fossés astronomiques » séparent les trois acteurs, ce que l’œil humain, ou même un puissant télescope ne sont pas capables de distinguer. Vu depuis la Terre par des humains, le ciel demeure un espace en deux dimensions (hauteur et largeur), et nous sommes condamnés à ne pas avoir idée de la profondeur de la scène observée. En l’occurrence, la Lune est bien sûr l’astre le plus proche, puisque situé à environ 400 000 km de la Terre. Suit Mars située à environ 255 millions de kilomètres de la Terre le 1^er juin et près de 285 millions de kilomètres le 29 du même mois. Quant à Régulus, sa distance sera de 79 années-lumière, soit loin, très loin en arrière-plan. Autre mérite de l’observation de ce rapprochement identique à deux dates différentes, c’est de constater le déplacement de Mars sur la voûte céleste. On aura compris que le temps que la Lune revienne à proximité de Régulus (soit ici un peu plus d’une lunaison), Mars aura tourné sur son orbite autour du Soleil. En presque un mois, elle se sera donc déplacée par rapport aux étoiles fixes, ce que nos cartes montrent bien : du 1^er au 29 juin, elle sera passée d’un côté de Régulus à l’autre.

Comment observer ces rapprochements ?

Nul doute que les deux meilleurs instruments seront l’œil humain et des jumelles. L’œil permettra d’admirer la scène dans son ensemble, et des jumelles de 8 × 40 ou 7 × 50 donnera une image plus brillante et détaillée ; avec un champ de 5°, des 10 × 50 risquent de ne pas pouvoir englober les 6° annoncés du champ couvert par cette conjonction. L’utilisation d’instruments, lunette ou télescope, est aussi à éviter, car aucun d’eux n’est capable d’offrir un champ assez large pour montrer les trois astres ensemble.

Ces deux phénomènes quasi identiques raviront les astrophotographes qui auront l’occasion de multiplier les très beaux clichés avec des téléobjectifs (image à grand champ obligatoire).

Conjonction Lune-Neptune-Saturne le 19 juin 2025.

Entre le 1^er et le 29 juin, la Lune va nous offrir un autre joli spectacle en passant à proximité de la planète aux anneaux qui réapparaît dans les lueurs du levant après sa conjonction supérieure le 12 mars 2025.

Mais ce phénomène en cache un autre… invisible à l’œil nu. Un troisième acteur sera en effet intercalé au beau milieu du spectacle : la huitième et dernière planète, Neptune, sera positionnée cette nuit à mi-chemin entre la Lune et Saturne. Pour tous ceux qui n’ont jamais observé cette lointaine planète, et qui ne disposent pas d’un instrument à visée automatique (système Goto), c’est une occasion exceptionnelle de trouver très facilement cette planète. La Lune sera située ce soir-là à 2,5° de Saturne et à 1,5° de Neptune.

Si la conjonction de la Lune et de Saturne pourra être admirée à l’œil nu, l’observation de Neptune nécessitera un instrument. Sa magnitude proche de 8 (7,9) devrait être accessible avec des jumelles 10 × 50. Il faudra cependant une petite lunette ou mieux un télescope, permettant de grossir au moins une centaine de fois, pour parvenir à distinguer le disque minuscule (2,3″) de la planète lointaine qui sera située ce soir là à 4,5 milliards de kilomètres de la Terre. Beau challenge en perspective !

Là encore, les astrophotographes pourront immortaliser ce rapprochement avec des téléobjectifs ou au foyer d’instruments de faible focale. Il faudra jouer cependant avec les seuils, car la différence d’éclat entre la Lune et Neptune est très importante.

Par définition, les dates des équinoxes et des solstices, et donc les débuts des saisons astronomiques, sont les instants pour lesquels la longitude écliptique géocentrique apparente du Soleil (incluant les effets de l’aberration et du mouvement du pôle) est un multiple entier de 90°.

Autrement dit, le solstice d’été est l’instant auquel la longitude géocentrique apparente du centre du Soleil est égale à 90°. À cet instant, l’ascension droite géocentrique apparente du centre du Soleil est égale à 6 h. À quelques minutes près, c’est aussi l’instant auquel sa déclinaison géocentrique apparente est maximale, comme on peut le voir sur le schéma ci-dessous.

Au cours d’un lunistice, la Lune se lève et se couche à des points extrêmes et reste ainsi visible plus longtemps dans le ciel. L’axe de la rotation de la Terre comme celui de la Lune sont inclinés et ce phénomène se produit précisément lorsque les degrés d’inclinaison de la Lune et de la Terre sont les plus importants, et c’est le cas cette année. Revenons sur ce phénomène de la mécanique céleste si rarement abordé.

Un peu de mécanique céleste

Définition du Littré : H. DE PARVILLE, Journ. offic. 17 mars 1872, p. 1910, 3e col. Point où la lune est parvenue à sa plus grande déclinaison, soit boréale, soit australe, ainsi dit par comparaison au solstice, parce qu’alors cet astre demeure presque stationnaire et semble s’arrêter dans son mouvement vers le nord ou vers le sud. Le jour du lunistice boréal ou supérieur est le jour du mois lunaire où la lune paraît le plus longtemps sur l’horizon dans l’hémisphère boréal ; le contraire a lieu dans l’hémisphère austral. Le jour du lunistice austral ou inférieur est le jour du mois lunaire où la lune paraît le moins longtemps sur l’horizon dans l’hémisphère boréal; le contraire a lieu dans l’hémisphère austral.

Les progrès de l’astronomie sont intimement liés à ceux des techniques utilisées pour observer. Galilée (1564-1642) fut le premier être humain à pointer un instrument optique vers le ciel : en 1609, il utilise une petite lunette astronomique dont la lentille faisait environ 35 mm de diamètre. Malgré la faible puissance et la qualité médiocre de cet instrument, il fait en quelques jours des découvertes qui vont révolutionner la connaissance astronomique. Il consigne ses comptes rendus d’observation dans un petit livre intitulé Sidereus Nuncius (Le messager des étoiles) qui marque les débuts de l’astronomie observationnelle.

Aujourd’hui banales, ses principales découvertes (cratères sur la Lune, satellites autour de Jupiter, phases de Vénus, taches sur la surface du Soleil…) remettent sérieusement en question, lors de leur parution en 1610, le vieux système géocentrique de Ptolémée.

Les télescopes d’aujourd’hui offrent des découvertes moins révolutionnaires. Pourtant, qu’ils soient basés sur Terre ou en orbite autour de notre planète, ils participent tout autant à notre lente, mais croissante, compréhension de l’Univers.

Fruit de trois décennies d’études, plusieurs projets de télescopes géants de nouvelle génération sont en cours de construction et ils devraient être en service dans les 3 à 5 prochaines années.

Les 3 projets actuellement les plus aboutis sont, par ordre croissant de diamètre :

1. Le Giant Magellan Telescope (GMT – États-Unis) : installé à l’observatoire de Las Campanas (2 516 m d’altitude), non loin de l’observatoire de La Silla de l’ESO dans le désert de l’Atacama, il disposera d’un miroir segmenté (7 × 8,4 m) de 24,5 m ; mise en service 2029 ; coût estimé à 2,5 milliards de dollars.
2. Le Thirty Meter Telescope (TMT – États-Unis) : miroir segmenté (492 segments) de 30 m au sommet du volcan éteint du Mauna Kea à Hawaï (4 200 m d’altitude) ; construction démarrée en 2014, mais bloquée en 2015 par la population locale et non redémarrée ; coût estimé à 3,6 milliards de dollars.
3. L’ELT de l’ESO : miroir segmenté (798 segments) de 39 m de diamètre au sommet du Cerro Armazones (3 060 m d’altitude) dans le désert de l’Atacama au Chili ; projet en cours de construction ; mise en service mi 2027 ; coût estimé à 1,3 milliard d’euros.

Dans cette compétition, pour une fois, l’Europe fait course en tête, et de loin. Son projet de l’ELT est très avancé.

Rappelons d’abord sa genèse.

En 1998, alors que la première lumière du premier télescope du VLT n’a pas encore eu lieu (1999), l’ESO pense déjà au télescope du futur. Les premières ébauches envisagent un instrument disposant d’un miroir de 100 m de diamètre. Ce projet prend le nom d’ OWL (Overwhelmingly Large Telescope).

En 2005, en associant des industriels et la communauté scientifique concernée, le projet d’un télescope de 100 m de diamètre prend forme. Le miroir d’un tel instrument représente une surface collectrice de 7 800 m². Mais, peu après, une commission qui se penche sur la validité technique du projet met en lumière un doute sur la capacité à atteindre les objectifs escomptés. D’autre part, le projet voit son coût dépasser le milliard d’euros, ce qui est au-delà des capacités financières de l’ESO. La commission propose donc le projet d’un instrument plus modeste équipé d’un miroir d’un diamètre compris entre 30 et 60 mètres, mais cette fois à la portée des moyens financiers et techniques de l’ESO. Le projet prend alors un nouveau nom : l’E-ELT (European-Extremely Large Telescope). Le 11 décembre 2006, l’ESO définit cette fois la taille définitive du miroir qui sera de 39 m. Le coût du projet est alors estimé entre 800 millions et un milliard d’euros.

En 2010, le site qui accueillera la nouvelle coupole est choisi : il s’agit du Cerro Armazones, à 3 060 m d’altitude et situé à 20 km à l’est du Cerro Paranal qui accueille le VLT. L’ELT sera contrôlé techniquement depuis la salle de contrôle située au VLT, et non localement au Cerro Armazones.

Les travaux de terrassement démarrent en 2012 et on estime que l’instrument pourrait être opérationnel dans le courant des premiers mois de 2020. Toutefois, des retards dans les travaux sur la plateforme décalent le coulage des premières fondations qui sont réalisées en mai 2018. Il est décidé, à la même époque, que la fabrication des substrats (miroirs) de Zerodur sera confiée à la société Schott pour la fourniture des blocs de verre qui, après ébauchage, seront livrés à la REOSC (groupe Safran) pour le polissage des miroirs. Ce sont les mêmes acteurs qui avaient réalisé les 4 miroirs de 8 m du VLT, dont la qualité est exceptionnelle. À cause de la pandémie de Covid en 2020, les travaux sont arrêtés pendant un an et ne reprennent qu’au milieu de 2021. L’ESO annonce alors que le coût du projet est réévalué à environ 1,3 milliard d’euros.

Un membre du comité de rédaction de cette lettre d’informations du LTE s’est rendu récemment au Chili et a pu visiter le chantier de l’ ELT. Les photos présentées montrent l’état d’avancement du projet début mars 2025. Selon le responsable du chantier, Guido Vecchia de l’ESO, le télescope devrait être terminé à la fin de l’année 2026. La première lumière devrait être réalisée début 2027 et la science devrait pouvoir démarrer dans le courant du deuxième semestre 2027.

En ce début 2025, le bâtiment et la coupole sont sortis de terre et quasi finalisés.

La structure du télescope (sans les optiques) est installée dans le dôme. Il manque encore les portes coulissantes du cimier. Quelques données chiffrées pour prendre la mesure du gigantisme du projet : le dôme mesure 90 m de diamètre (un terrain de football tiendrait à l’intérieur) et il atteint 85 m de haut (un immeuble de 25 étages tiendrait à l’intérieur).

Notons que l’ESO n’a pas retenu les structures carrées des coupoles inaugurées sur le New Technology Telescope (NTT – installé dans son observatoire de La Silla en 1992), puis reprises sur le VLT, mais est revenu à une classique coupole ronde pour l’ ELT.

L’ensemble de la monture altazimutale et de la structure du tube du télescope pèse 2 800 tonnes.

La dalle en béton qui supporte l’instrument a une épaisseur de 15 m et elle pèse, avec le télescope, 21 000 tonnes.

Risque sismique

Comme la région est traversée par une faille sismique qui provoque de fréquents tremblements de terre, la dalle de 21 000 tonnes est posée sur 48 pieds reliés au sol par 2 gros silentblocs en caoutchouc. Ces silentblocs sont sous pression hydraulique. Ils soulèvent donc constamment la dalle d’une vingtaine de centimètres. En cas de séisme, une chute de pression réduit la hauteur des silentblocs et la dalle se pose sur ces silentblocs qui absorbent l’essentiel de l’énergie de mouvement : de la sorte, le télescope et ses instruments seront protégés des mouvements verticaux, de loin les plus destructeurs. D’autres structures quasi identiques de supports de la dalle absorbent quant à elles les mouvements latéraux.

Optique

Concernant l’optique, elle a des valeurs totalement hors normes : les 39 mètres de diamètre du miroir primaire sont constitués par 798 miroirs de 1,4 m² chacun et dont l’ensemble donne une surface collectrice de 978 m². Chaque segment est un bloc de vitrocéramique (le zerodur, une marque déposée par Schott) de 5 cm d’épaisseur fixé sur un barillet, l’ensemble pesant 250 kg. L’ensemble de ces 798 segments vont être supportés et pilotés par 4 608 vérins hydrauliques chargés de maintenir leur position avec une précision devant atteindre le dix millième de l’épaisseur d’un cheveu humain. Une fois l’instrument mis en service, tous les jours, 2 segments seront prélevés et remplacés par 2 segments propres. De la sorte, sur un an, c’est quasi l’ensemble des segments qui aura été remplacé par des segments propres, ce qui permettra de disposer d’un miroir en parfait état. La couche réfléchissante en argent de chaque segment sera refaite tous les 18 mois. Autre particularité de l’ELT : un renforcement de l’optique adaptative pour s’approcher au plus près du pouvoir séparateur théorique d’un télescope aussi puissant. L’optique est constituée de 5 miroirs, avec des tailles peu communes. Avant d’atteindre l’instrument qui va capturer l’image (caméra, spectro…), la lumière va d’abord se réfléchir sur le miroir principal M1 de 39 m, puis sur les M2 et M3, d’une taille identique de… 4,2 m, pesant chacun 3,5 tonnes, le M4 mesurant quant à lui 2,4 m (pour mémoire, le M4 du VLT mesure 1,15 m). Tous ces miroirs sont déformables afin de corriger les défauts provoqués par la turbulence atmosphérique. Pour le seul M4, cette déformation est actionnée par 5 200 actuateurs, là où le M4 du VLT en possédait 185 (mais le M4 n’est pas un miroir adaptatif sur le VLT).

Pour donner une idée du gain permis par la surface collectrice du M1, ce miroir de 39 m collectera 20 fois plus de lumière qu’un miroir de 8 m du VLT.

Domaines de recherche

Du fait de sa capacité à voir des objets plus faibles et de son pouvoir séparateur bien supérieur aux instruments actuels, les domaines de recherche dans lesquels les nouveaux instruments devraient exceller sont :

• recherche d’images directes d’exoplanètes et étude de leur atmosphère ;
• mesure directe des variations du décalage vers le rouge pour vérifier l’existence de matière noire ;
• étude de trous noirs supermassifs par l’observation d’étoiles très proches ;
• naissance des étoiles et des planètes ;
• nucléosynthèse stellaire ;
• étude des supernovæ dans les galaxies de l’Univers jeune ;
• étude statistique des différentes populations d’étoiles en fonction de leurs masses.

Le LTE est concerné par l’ELT, non pas dans sa conception, mais dans les opportunités d’observations astronomiques qu’il ouvre, comme tout nouveau télescope. Toute personne qui relève de la recherche en astronomie et qui a besoin d’un télescope puissant pour réaliser des observations astronomiques a la possibilité de demander « du temps de télescope ». Pour cela, il doit déposer un dossier pour justifier en quoi les observations astronomiques réalisées sur le télescope contribueront à faire progresser ses recherches scientifiques. Ce dossier est ensuite évalué par un comité scientifique qui attribue ou pas tout ou partie des heures d’observations demandées. Si le temps de télescope est attribué, il faut alors préciser sa demande en fournissant la liste des objets à observer, les temps de pose des images, les filtres à utiliser et toutes les informations requises dépendant du télescope et du type d’instrumentation utilisés.

Dans le domaine de la mécanique céleste et de l’astrométrie, les observations sont des observations de positions dans un système de référence fiable. La taille du télescope n’est donc pas un critère essentiel. D’une manière générale, les corps du Système solaire présentant un intérêt particulier sont brillants et des télescopes tels le VLT n’ont pas été construits pour observer ces corps. Les télescopes de la classe des 2-3 mètres permettent d’en observer la plupart. Augmenter la taille du télescope peut permettre de détecter des astéroïdes très faibles à grande distance, mais la disponibilité des grands télescopes et la faible taille du champ observable ne permet pas de réaliser des « survey » suffisamment longs dans le temps et d’explorer des champs suffisamment vastes pour présenter un intérêt majeur.

Cependant, il est des cas où un télescope puissant peut être utile. C’est le cas de l’observation des petits satellites proches des planètes. Bien que leur magnitude soit théoriquement accessible avec les télescopes de la classe des 2-3 mètres, la proximité de la planète rend l’observation difficile sinon impossible. Pour le cas des planètes Mars, Jupiter et Saturne, les sondes spatiales nous alimentent en observations nombreuses et fiables. Par contre, ce n’est pas le cas des satellites proches des planètes Uranus et Neptune ou aussi des satellites des astéroïdes, en commençant par Pluton, où des sondes spatiales n’ont fait que passer… Il est indispensable de disposer de suffisamment d’observations bien réparties au cours du temps afin de modéliser la dynamique de ces satellites et partant, avoir accès à des informations sur la planète elle-même. Ainsi, des observations de certains de ces satellites « difficiles » à observer ont été réalisées à l’aide du HST et du VLT. L’accès à des observations utiles nécessite soit un télescope « hors atmosphère », soit un télescope de grande ouverture muni d’une optique adaptative associée à un récepteur infrarouge.

Pour les recherches menées au LTE, l’ELT sera donc d’un apport indéniable dans les domaines des systèmes de référence, de la planétologie, des exoplanètes, etc. Les caractéristiques hors normes du télescope par rapport à ce qui existe aujourd’hui nous permettront de voir des astres dont la luminosité est faible, de voir plus loin dans l’espace et le temps, et surtout de voir avec plus de détails les petits corps du Système solaire.

Menaces sur le ciel de l’Atacama

Lors de notre visite au VLT et à l’ELT, il a beaucoup été question d’une annonce faite en janvier 2025 et qui présentait le projet INNA proposé par la société énergétique AES basée aux États-Unis. Cette société veut implanter à une vingtaine de kilomètres du VLT un réseau de 3 000 hectares d’éoliennes et de panneaux solaires qui alimenterait la production d’ammoniaque et d’hydrogène « vert ». Ce projet, s’il voit le jour, va détruire la qualité exceptionnelle du ciel dont disposent le VLT et l’ELT. Rappelons que le désert de l’Atacama, dans cette région du Chili, possède des caractéristiques qui en font l’un des meilleurs ciels de la planète, pour ne pas dire le meilleur. Il est très sombre (pollution lumineuse proche de zéro), très sec et l’air est assez peu perturbé par la turbulence atmosphérique, ce qui permet d’obtenir des images très détaillées. L’éclairage prévu pour éclairer le site du projet INNA va fortement dégrader la noirceur du fond de ciel, et les milliers d’éoliennes vont provoquer des remous préjudiciables à la stabilité de l’air. Enfin, les microvibrations sismiques engendrées par ces installations vont probablement perturber les optiques hyper sensibles du VLT-i (instrument utilisant l’interférométrie). L’ESO a effectué une étude d’impact dont il ressort que le VLT verrait une augmentation de 35 % de la pollution lumineuse. Le site de l’ELT serait moins impacté avec seulement 5 % de pollution supplémentaire. Toutefois, cette détérioration est suffisante pour remettre en question le potentiel et l’intérêt d’un instrument aussi puissant et novateur. La société EAS annonce de son côté que les perturbations seront bien moindres que celles présentées par l’ESO et qu’elle est disposée à entamer un échange constructif. L’ESO ne demande pas l’annulation du projet, mais seulement son déplacement à une cinquantaine de kilomètres afin de réduire autant que possible les perturbations attendues. L’analyse de l’ESO a été soumise en mars 2025 aux autorités chiliennes dans le cadre d’une consultation publique sur le projet INNA. Les organisateurs et les citoyens ont eu jusqu’au début du mois d’avril pour donner leur avis sur le projet. À l’issue, l’avenir du projet – et peut-être avec lui l’avenir de l’astronomie mondiale au sol – sera décidé.

Affaire à suivre…

L’auteur remercie chaleureusement le responsable de la maintenance optique du VLT, Guillaume Blanchard de l’ESO, qui n’a pas ménagé ses efforts pour rendre cette visite possible, ainsi que le chef de chantier Guido Vecchia qui a nous consacré près de 2 heures sur le site.

Le programme

• « Présentation historique », François Mignard
• « Étoiles Céphéides comme chandelles standard », Pierre Kervella
• « La séquence de Hubble retrace l’histoire des galaxies », Valérie de Lapparent
• « Accélération de l’expansion cosmologique », Mickaël Rigault
• « Le fond diffus cosmologique », Karim Benabed
• « Tension sur la constante de Hubble-Lemaître », Vivian Poulin

Comment s’inscrire ?

Après des études de lettres et de théologie, il se forme aux mathématiques et à l’astronomie sous la direction de deux astronomes réputés, Riccioli et Grimaldi. Il devient en 1650 professeur d’astronomie à Bologne. Ses travaux portent d’abord sur l’observation des satellites galiléens de Jupiter, dont il donne des prédictions d’éclipses par Jupiter, puis en 1668, sur des tables des mouvements, les Ephemerides Bononienses Mediceorum Siderum. Ces travaux permettent pour la première fois une cartographie précise par la détermination des longitudes terrestres et lui valent une grande renommée. Il détermine aussi les périodes de rotation autour de leur axe de Jupiter (1665) et de Mars (1666). Nommé membre correspondant de l’Académie des sciences en 1668, il est appelé en France en 1669 par Colbert pour organiser l’Observatoire de Paris, dont la construction débute en 1671. Il s’installe définitivement en France et obtient sa naturalisation en 1673.

Ses travaux dans le champ des sciences astronomiques s’inscrivent dans une période de profondes mutations. Ces mutations concernaient les développements instrumentaux, les nouvelles méthodes d’observations et la naissance de nouvelles théories, ainsi que de nouveaux espaces savants institutionnels. Dès ses premières publications dans les années 1660 et durant ses presque quarante ans d’activités à l’Observatoire de Paris, J.-D. Cassini aura été un acteur essentiel de ces évolutions.

Ce colloque prend l’occasion du 400^e anniversaire de la naissance de l’astronome pour dresser un état des lieux des recherches actuelles autour de cette contribution majeure qu’il se propose d’aborder en quatre axes :

• Institutionnel. Il s’agira en particulier d’inscrire l’œuvre au sein du fonctionnement de l’Observatoire de Paris et de l’Académie royale des sciences de l’époque, des réseaux et sociétés savantes européennes, d’évoquer les inventaires de fonds d’archives de Cassini conservés dans des institutions actuelles.
• Scientifique. On évoquera ici l’apport de Cassini en matière d’observations astronomiques, de géodésie, de gnomonique, de météorologie… et la postérité de son œuvre au xviii^e siècle en s’appuyant notamment sur des archives originales et sur ses publications académiques.
• Production matérielle du savoir. Ce volet s’attachera à des aspects iconographiques allant de la réalisation du dessin manuscrit d’observation sur le vif jusqu’à son impression, évoquant l’établissement de cartes célestes et géographiques, les contributions d’artistes et de graveur.
• Historiographique. Cet axe portera sur la contribution de Cassini à l’écriture d’une histoire de l’astronomie, notamment par l’examen de ses sources, par une mise en contexte de sa production d’historien et par l’étude de la postérité de ces travaux.

Voir et comprendre la méridienne de l’Observatoire de Paris

Dans la grande salle Cassini de l’Observatoire de Paris se trouve l’une des merveilles du site : la grande ligne méridienne. Conçue et esquissée par Jean-Dominique Cassini (1625-1712), elle devait être la première ligne d’un cadran solaire monumental. Elle fut achevée en 1729 par son fils Jacques Cassini (1677-1756) qui voulait en faire un instrument astronomique de haute précision afin de répondre à la question qui faisait alors controverse : l’inclinaison de la Terre varie-t-elle ?

Pour tout savoir sur la méridienne, son fonctionnement, son histoire, et même la voir de près, nous vous proposons ce site web conçu en 2012.

Lire le 5^e épisode : « Temps mesurés, temps démesurés – II »

Cette mesure a très vite permis d’organiser la société. Pour cela, les hommes ont créé des dispositifs de plus en plus ingénieux pour mesurer le temps à l’aide de phénomènes physiques bien choisis. Les liens entre la mesure du temps et l’astronomie sont d’ailleurs des plus anciens. C’est pour cette raison que la mesure du temps et la mesure de l’espace ont souvent été regroupées dans les observatoires astronomiques. Et cette intrication de l’espace et du temps est encore plus prégnante dans le cadre de la théorie de la relativité d’Einstein. Ce feuilleton est donc dédié à la mesure du temps, à la suite de celui consacré à la mesure du ciel.

• Rond-point des Champs-Élysées au milieu de la chaussée au niveau du passage piéton sans trépieds ni filtre, le 9 mai 2025 vers 20h30.
• Superposition de 2 photos DSC-RX10M4 ; ouverture 4.0, temps de pose 1/250 ISO 400 et ouverture 8.0, temps de pose 1/6400 ISO 64.