Un petit détour par l’univers (Représentation scientifique)

Les observations dans l’Univers

Exemples d’observatoires en astronomie

• L’observatoire du Pic de Midi de Bigorre : Sa construction remonte à 1878, il est situé dans les Pyrénées, à 2800 m d’altitude. B. Lyot est l’inventeur du coronographe qui permet de simuler une éclipse totale de soleil pour étudier la couronne solaire.

• Le Very Large Array (VLA) est un radiotélescope interférométrique mis en service en 1980. Il est composé d’un réseau de 27 antennes de 25 m de diamètre chacune dessinant un « Y » pouvant atteindre 27 km de diamètre. On lui doit, entre autre, une cartographie du centre de notre galaxie et l’étude des jets de plasma (quasars ou galaxies actives).

• Les sondes spatiales : elles explorent, in-situ, les corps célestes à étudier, analyser et observer dans les limites du système solaire.

La lumière invisible

L’astrophysique est principalement une science d’observation. L’œil est un instrument optique qui capte les longueurs d’onde de la lumière visible composée principalement par les sept radiations de l’arc-en-ciel. Au cours du XX^ième siècle, les physiciens développent les techniques de l’astronomie spatiale qui permettent de voir les radiations invisibles à l’œil. Maintenant, le rayonnement ultra-violet et infra-rouge, les ondes radio, les rayons X et les rayons gamma permettent de voir dans le ciel étoilé des régions et des objets célestes jadis inconnus.

Le photon, messager de l’astrophysique

La lumière s’apparente donc à un spectre électromagnétique structuré par un ensemble de radiations « visibles et invisibles ». Le photon est un grain de lumière, un quanta d’énergie qui en contient d’autant plus que la fréquence du rayonnement est élevée. La découverte des raies atomiques dans le spectre du soleil par Fraunhofer, et son interprétation physique par Kirchhoff et Bunsen ont donnée naissance à l’astrophysique. L’analyse du rayonnement avec des méthodes spectroscopiques a changé profondément l’expérimentation dans toute la physique appliquée. Bien qu’inaccessible à notre œil, l’information spectrale contenue dans la lumière révèle la composition chimique, la température et les vitesses des sources stellaires éloignées.

L’analyse spectrale

Par cette analyse spectrale, on sait que la température de l’atmosphère solaire est de 5500°C environ, mais on peut également affirmer que l’Hydrogène et l’Hélium représentent la grande majorité de sa composition chimique.

Enfin, l’analyse spectrale des étoiles ou des galaxies permet également de déterminer la vitesse d’éloignement des corps célestes : C’est le premier signe d’un Univers en expansion. En effet, c’est le fondement de la loi de Hubble, les galaxies s’éloignent toutes les unes des autres. Imaginons, un instant, un gâteau aux raisins que l’on place au four. Lorsque la levure chimique produit ses effets, le cake gonfle et les raisins s’éloignent tous les uns des autres. Il se produit le même phénomène pour l’éloignement des galaxies dans l’Univers.

Portrait : Edwin Hubble (1889-1953).

En 1926, il fournit la preuve définitive de l’existence de galaxies extérieures à la notre. La Voie lactée, notre Galaxie, était donc un système stellaire parmi d’autres, semblables à lui-même. Ainsi, Hubble découvre les galaxies puis il réalise le premier classement morphologique des galaxies spirales, elliptiques et irrégulières. De plus, il détermine une relation simple entre la distance d’une galaxie et la vitesse avec laquelle elle s’éloigne, vitesse dite de « récession ». Plus une galaxie est éloignée, plus sa vitesse de récession est grande.

Les Distances dans l’Univers

La nébuleuse d’Orion

Tout le problème consiste à se faire une idée précise de l’immensité de l’Univers car on ne peut pas en tirer son portrait « instantané ». Si je pointe un télescope ou des jumelles vers la nébuleuse d’Orion, je vois un vaste complexe de gaz et de poussières qui se condensent aux couleurs blanchâtre au centre et rougeâtre à la périphérie de cette étendue. Il s’agit d’une région d’intense production stellaire. Toutes les nébuleuses sont des pouponnières d’étoiles. Mais suis-je en droit de me dire que l’observation correspond vraiment à l’état du système ? Sans se poser cette question, l’astronome curieux commet-il une erreur ?

L’homme et l’oiseau

Sur Terre, les habitudes cognitives conduisent l’observateur à négliger la vitesse de propagation de la lumière entre un objet et son œil. Par exemple, s’il guette un oiseau qui, à une distance de 300 mètres, vient de quitter son nid, il y a synchronisation entre ce qui est vu et le phénomène en question. En effet, la lumière se déplace à la vitesse de 300000 km/s et son temps de parcours entre l’oiseau et l’observateur est négligeable. A cette vitesse, la lumière peut parcourir environ « 8 tours de la Terre » en une seconde.

Regarder « loin », c’est regarder « tôt »

Mais la nébuleuse d’Orion se trouve à un peu plus de dix millions de milliards de kilomètres et un voyage de 1600 ans est nécessaire à la lumière pour nous parvenir. Ainsi, l’état physico-chimique de cette curiosité céleste, que j’observe dans le télescope (en 2006), m’apparaît telle qu’elle était à la fin de l’empire romain. Et finalement, si je veux connaître l’état actuel de cette nébuleuse, je dois patienter 1600 ans pour laisser à la lumière, reflet de l’état du système, le temps d’atteindre la Terre.

Dans l’Univers, à cause des distances cosmiques très importantes, il n’y a pas de synchronisation entre ce qui est vu et le phénomène observé. Ainsi, regarder « loin », c’est regarder « tôt ».

L’année lumière

Pour simplifier ce problème et pour adapter les mesures des distances dans l’Univers, les astronomes utilisent l’année lumière comme référence. La nébuleuse d’Orion se trouve donc à 1600 années lumière de la terre. Malgré son nom, l’année lumière est une distance !

Une année lumière (a.l) représente la distance parcourue par la lumière en 1 an à la vitesse v = 300000 km/s : La distance d’une année lumière correspond à 9,46.10¹² km
 

Quelques exemples de distances dans l’Univers :

• La circonférence de la terre est d’environ 40000 km
• Distance Terre-Lune : 388000 km
• Distance Terre-Soleil : 160 millions de km
• La taille totale de notre système solaire (soleil, les 9 planètes et la ceinture de Kuiper) est environ 2000 fois plus petit qu’une année-lumière (1 a.l)
• Distance Soleil-Alpha du centaure (l’étoile la plus proche de notre système solaire) : 4,3 a.l
• Distance soleil-nébuleuse d’Orion : 1600 a.l
• Epaisseur de notre galaxie : 900 a.l
• Diamètre de notre galaxie : 90000 a.l
• Distance soleil-Galaxie Andromède (M 31) : 2000000 a.l
• Les quasars (quasi-stars) se situent à 3000000000 a.l

Les navettes spatiales

Au décollage, malgré l’explosion impressionnante des navettes spatiales, leur accélération est de 11 km/s (environ 40000 km/h). Dans l’immensité du ciel étoilé, une vitesse de croisière proche de cette valeur, ne permet pas d’atteindre rapidement les autres systèmes solaires. Pire encore, les distances dans l’Univers représentent une sérieuse barrière aux voyages intersidéraux. Reprenons l’exemple de la nébuleuse d’Orion située à 1600 a.l ; un simple calcul détermine le temps nécessaire pour l’atteindre : 40 millions d’années !!!

Notre place dans l’Univers

Les mouvements de la Terre

Notre planète tourne sur elle-même en 24 h, à la vitesse de 1600 km/h (0,44 km/s). Cette rotation provoque le mouvement apparent du soleil autour de la terre. Au XVIII^ième siècle, ce thème était central dans le procès Galilée contre l’église romaine.

La Terre avance sur l’écliptique à la vitesse de 30 km/s (108000 km/h) autour du soleil en une année (365,25 jours). Une petite différence de temps entre l’année sidérale et l’année tropique permet d’expliquer le rattrapage régulier des années bissextiles.

De plus, la terre oscille autour de ses pôles pendant une période de 26000 ans environ. Ce mouvement, nommé précession des équinoxes, explique le lent déplacement de la projection du pôle sur la voûte céleste. Ce point dans l’espace est actuellement localisé autour de l’étoile « alpha » de la constellation de la petite ourse. Pour cette raison, les arabes nommaient cette étoile Alroukaba qui signifie le Guide.

Notre place dans le système solaire

Nous connaissons tous la morphologie du système solaire. La Terre appartient à la catégorie des planètes dites telluriques dont la densité est comprise entre 3,9 et 5,5 g/cm³. Ces planètes sont Mercure, Vénus, Terre et Mars. Après la Mars, une ceinture d’astéroïdes marque la frontière avec Jupiter et Saturne, des planètes dites géantes et gazeuses de faible densité. Enfin Uranus, Neptune et Pluton forment le cortège extérieur au système solaire. De nombreux corps se situent encore très loin dans le système ; d’ailleurs une « planète » nommée Sevna a récemment été découverte. Enfin la ceinture de Kuiper et le nuage d’Oort représentent les confins du système solaire. Ce sont des zones constituées par des corps glacés que tous le monde connaît sous le terme de comètes.

La terre est située à 160 millions de kilomètres du soleil et les dimensions totales du système solaire sont estimées à 3 milliards de kilomètres. Nous devons nous rappeler que cette distance est 2000 fois plus petit qu’une année lumière sachant que l’étoile la plus proche de nous est à 4,3 années lumière.

Les mouvements du soleil

Contrairement aux idées reçues, le soleil se déplace dans l’espace intersidéral, en entraînant dans sa course, son cortège planétaire et tous les autres corps célestes affiliés à son système.

Une période de 11 ans caractérise la période du mouvement diurne du soleil, c’est à dire la rotation sur lui-même. Ce mouvement est repéré par les taches solaires. De plus, le soleil se déplace à la vitesse de 230 km/s (828000 km/h) autour du centre de la Voie-Lactée. Ce point central de la galaxie est visible dans la constellation du Sagittaire. La Voie-Lactée est clairement observable à l’œil nu dans le ciel étoilé et, vu de la terre, elle représente la « tranche de la galaxie ».

Notre place dans la galaxie

Notre galaxie est de forme elliptique, comme une assiette dont le diamètre est beaucoup plus grand que l’épaisseur. Le soleil est situé est périphérie de la galaxie, il effectue, avec son cortège planétaire, une rotation complète en 250 millions d’années. La galaxie contient des centaines de milliards d’étoiles. Une distance d’environ 60000 a.l nous sépare du centre galactique et connaissant le diamètre total de la galaxie (90000 a.l), nous sommes donc au 2/3 extérieur de notre galaxie.

Les mouvements de la Galaxie

La galaxie se déplace également dans l’immensité de l’Univers. Elle appartient à une structure à grandes échelles composée par quelques galaxies (dont Andromède M31). A l’intérieur du groupe local, les galaxies sillonnent l’espace à la vitesse de 40 km/s. Cet amas de galaxies, nommé « amas local », ainsi qu’un autre, l’amas de la Vierge s’orientent tous deux vers un centre gravitationnel à des vitesses impressionnantes de 600 km/s (2160000 km/h). Ce centre intergalactique porte le nom de « Grand Attracteur » et vu de la terre, il se situe derrière la constellation de la grande Ourse.

Naissance et formation de l’Univers

Qu’est-ce que l’Univers ?

L’Univers contient tout ce qui existe. Certains éléments constitutifs de l’Univers sont visibles et d’autres ne le sont pas. L’Univers est en expansion, sa taille augmente et sa température moyenne diminue. Depuis le début, l’explosion primordiale (Big-Bang) agite l’organisation et la complexification incessante de la matière atomique, l’Univers ne cesse d’évoluer.

L’Univers est âgé de 15 milliards d’années. Il est structuré par des milliers de milliards de galaxies qui s’écartent toutes les unes des autres. Pour des raisons pédagogiques, imaginons un instant, un gâteau aux raisins que l’on place au four. Lorsque la levure chimique produit ses effets, le cake gonfle et les raisins s’éloignent tous les uns des autres. Il se produit le même phénomène pour l’éloignement des galaxies dans l’Univers (Voir le portrait de E. Hubble).

L’explosion primordiale

L’Univers naît d’une singularité, un point infiniment petit qui, en mathématique, représente un point pour lequel la fonction n’est pas défini. D’un point de vue plus concret, c’est une explosion primordiale (théorie du Big-Bang) qui donna naissance à l’Univers. A la fin des années 1940, G. Gamow, en étudiant l’abondance des éléments légers (principalement l’Hydrogène) supposa l’existence de cette théorie. Plus tard, au cours des années 60, c’est par hasard, en effectuant des expériences sur les ondes radio, que A. Penzias et R. Wilson détecte le rayonnement fossile à 3 K. Cette découverte conduit au modèle standard du Big-Bang, c’est à dire à la description de la naissance de notre Univers et de la matière.

Les trois premières minutes de l’Univers

On remonte théoriquement jusqu’à 10^-43 s pour décrire l’évolution de l’Univers car les lois de la physique sont inconnus avant cette date. Pour notre sujet, il n’est pas nécessaire de décrire les étapes initiales de la formation de l’Univers qui nécessitent quelques explications sur les particules élémentaires. Mais sachons néanmoins qu’une seconde suffit à l’Univers pour mesurer dix millions de milliards de mètres. A cette date là, c’est l’époque de formation des premiers noyaux atomiques d’Hydrogène, d’Hélium de Lithium et de Deutérium.

Au bout de trois minutes, les premiers atomes stables se forment. La matière et les radiations s’accouplent. La température de l’Univers est de 1 milliards de degré et il mesure 100 milliards de milliards de mètres.

Le rayonnement fossile à 3 K

L’Univers est composé d’une centaine de milliards de galaxies, elles-mêmes formés par des milliards d’étoiles (entre 100 et 400) qui rayonnent dans l’immensité du ciel nocturne. Mais l’Univers n’a pas toujours eu l’image qu’il reflète actuellement. La « lumière primordiale » est cette lumière initiale qui fut émise par les premiers atomes formés lorsque l’Univers était âgé d’environ 300000 ans. A cette époque là l’Univers était homogène et les petites irrégularités semblent certainement à l’origine de la formation de galaxies. Nous en avons parlé précédemment, la détection de ce rayonnement confirme la théorie du Big-Bang.

Cette époque de l’Univers marque le découplage de la matière et de l’énergie. L’Univers devient transparent au rayonnement cosmique à 3 K. Sa température n’est plus que de quelques milliers de degrés. Les électrons sont assez ralenti pour être capturés par les noyaux des atomes légers déjà existants.

Pourquoi parle-t-on de fossilisation de la lumière ? N’oublions pas, que toute observation dans l’Univers nous fait « remonter le temps » car la lumière captée n’est pas synchronisée avec le système qui l’a émise. Ce rayonnement fossile représente la détection du « plus vieil objet céleste ».

La formation de notre système solaire

Au bout d’un millions d’années, débute la formation des amas de matière comme les quasars, les étoiles et les proto-galaxies. L’âge du système solaire est de 5 milliards d’années et celui de l’Univers étant de 15 milliards. Ainsi, dix milliards d’années s’écoulent pour former une structure capable de sortir la matière inanimée de sa léthargie. En effet, sur la Terre, les atomes vont se lier pour former les molécules complexes de la vie.

Naissance du soleil

L’énergie solaire est responsable de la vie sur terre. Il y a cinq milliards d’années, dans un des bras de la galaxie spirale qu’est la voie-lactée, un nuage géant de gaz et de poussières a très probablement dérivé dans l’espace. Il semble que ce nuage est commencé à se condenser quant ses éléments se sont rapprochés sous l’effet de la gravité en comprimant vers le centre les atomes et les molécules. Le centre du nuage devint si dense qu’il se réchauffa encore plus jusqu’à ce que la température de la boule tournante dépassa 10 millions de degré. C’est alors qu’au cœur de la protoétoile, débuta la fusion thermonucléaire. Ainsi, naquit le soleil.

Naissance des planètes

Les neufs planètes du système solaire se forma lentement au cours des cent premières millions d’années, à partir des un dix millième des gaz et des poussières qui restaient en rotation autour de la nouvelle étoile.

Les planètes tournent pratiquement toutes dans le même plan, dans le même sens et dans le même sens de rotation que le soleil. Les silicates et les oxydes se sont condensés relativement proche du soleil pour former les planètes telluriques (Mercure, Vénus, Terre et Mars) alors que les particules beaucoup plus volatiles ont été, à cause de la force centrifuge, éjectées plus à l’extérieur. Ces particules sont responsable de la formation des planètes géantes gazeuses, essentiellement Jupiter et Saturne.

L’Age actuel de l’Univers est de 15 milliards d’années environ (selon les théories). De nouvelles étoiles naissent dans les nébuleuses tandis que d’autres meurent au cours d’une grande explosion. Et le cycle de la matière se poursuit...