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La relativité galiléenne et le mouvement chez Aristote

En 1632 Galilée décrit ce qui ne sera érigé en principe physique que bien plus tard, la notion de relativité. Pour ce faire il imagine une expérience de pensée, celle d’insectes volant à l’intérieur de la cabine d’un navire. Pour cette première vidéo sur la notion de relativité, la relativité galiléenne, nous reviendrons sur la conceptualisation du mouvement chez Aristote.

L’espace et le temps

Newton expose dans ses Philosophiae naturalis principia mathematica en 1687 une expérience connue sous le nom de l’expérience du seau de Newton. Il la présente en ces termes : « si l’on fait tourner en rond un vase suspendu à une corde jusqu’à ce que la corde, à force d’être torse, devienne en quelque sorte inflexible ; si l’on met ensuite de l’eau dans ce vase et qu’après avoir laissé prendre à l’eau et au vase l’état de repose, on donne à la corde la liberté de se détortiller […] ; le mouvement du vase se communiquant peu à peu à l’eau qu’il contient, cette eau commencera à tourner, à s’élever vers ses bords, et à devenir concave […]. »

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Le mythe de la Terre plate au Moyen-Âge

Il est courant d’entendre dire que la Terre était plate au Moyen-Âge, que Galilée a été condamné pour avoir affirmé que la Terre était ronde, ou bien que Christophe Colomb ou Magellan auraient démontré la sphéricité de la Terre. Dans cette vidéo on s’attaque à une idée reçue, un mythe construit aux XVIII et XIXème siècles.

Le décalage vers le rouge des raies spectrales

Si la méthode des Céphéides permit l’estimation de la distance des étoiles au sein de notre galaxie, il manquait une méthode pour les plus grandes distances, c’est-à-dire pour estimer la distance des galaxies. C’est ce que permirent les travaux de Edwin Hubble en découvrant une loi de proportionnalité entre la vitesse de récession et la distance de la galaxie.

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Les Céphéides : le principe des chandelles cosmiques

En 1908, l’astronome Henrietta Swan Leavitt découvre une simple relation mathématique entre la magnitude apparente de 25 étoiles variables, les Céphéides et leur période de variation. Cette découverte, associée au fait que la distance de ces étoiles est déjà connue (elle se situent toutes dans le Petit Nuage de Magellan) permet de calibrer une nouvelle méthode de mesure de distances dans l’univers.

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Utilisation de la séquence principale pour la mesure de distances

Le raisonnement de William Herschel partait de l’hypothèse que leurs luminosités intrinsèques relatives étaient négligeables. En connaissant la luminosité intrinsèque de l’étoile, il est possible de connaître sa distance. Ce raisonnement devient applicable avec l’avènement de la spectroscopie et de l’application de la photographie à l’astronomie.

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