Les astres ne sont plus ces points brillants qu'on retrouve chaque soir dans le ciel au même endroit, immuables et inaccessibles.

Les astres ne sont plus ces points brillants qu'on retrouve chaque soir dans le ciel au même endroit, immuables et inaccessibles. Depuis que des instruments de plus en plus puissants permettent de les observer, les astres ont révélé une immense variété de structures et, surtout, ils nous ont appris qu'ils étaient en perpétuel changement, qu'ils naissaient, se déplaçaient et mouraient. L'astronomie, science d'observation, a cédé la place à l'astrophysique, science pluridisciplinaire, où observation, expérimentation et spéculation interagissent pour tenter de comprendre l'histoire présente et passée de l'Univers. Hormis le Soleil, dont l'éclat empêche toute observation durant le jour, et la Lune, moins brillante mais en apparence aussi grosse que lui, les astres ne furent perçus pendant des millénaires que comme des points brillants, parfois colorés, immobiles sur une voûte céleste animée d'une rotation uniforme autour d'un axe passant au voisinage de l'étoile polaire. Faisaient exception les planètes, animées d'un mouvement propre par rapport aux étoiles, les comètes et les étoiles filantes. Depuis moins de trois siècles, des instruments d'observation de plus en plus puissants ont montré combien fausses étaient les apparences : ce que l'on croyait immobile était animé de mouvements en tous sens ; l'uniformité apparente cachait une immense diversité de structures ; ce qui semblait figé pour l'éternité était en constante évolution, parfois même le siège d'événements d'une incroyable violence. En même temps, les progrès de la physique permettaient d'espérer qu'une description scientifique globale de l'Univers fût possible. Les développements actuels de l'exploration de l'espace, la mise en service de nouveaux instruments d'observation, l'utilisation de techniques informatiques très performantes permettront, dans un futur proche, de dire si cet espoir est fondé. L'évaluation des distances Les unités de longueur utilisées sur Terre ne sont pas adaptées pour mesurer les distances dans l'Univers. Les astronomes ont pris l'habitude d'utiliser des unités beaucoup plus grandes, dont les principales sont : La mesure des distances qui nous séparent des astres constitue l'un des problèmes clés de l'astronomie. Aucune méthode universelle n'est applicable, et la précision est d'autant plus faible que les distances sont plus grandes. On peut admettre que les distances à l'intérieur du système solaire sont connues avec une très grande précision, et la réussite des vols spatiaux en est la preuve. En particulier, les distances Terre-Soleil et Terre-Lune, déjà évaluées par Aristarque en 280 avant J.-C., vérifiées depuis lors selon diverses méthodes, constituent presque des étalons de longueur. Lorsqu'on sort du système solaire, les méthodes directes par triangulation s'appliquent encore, mais ne concernent que le millier d'étoiles les plus proches. Au-delà, les méthodes sont peu précises. Néanmoins, on estime à 30 000 années-lumière la distance qui nous sépare du centre de la galaxie à laquelle nous appartenons, la Voie lactée, dont le diamètre est évalué à 90 000 années-lumière. Pour mesurer la distance des galaxies voisines, on dispose d'étoiles, les céphéides, dont l'éclat varie en fonction du temps, avec une période qui est une fonction universelle et connue de la luminosité. Définir la période d'une céphéide permet donc de connaître sa luminosité intrinsèque, laquelle, comparée à la luminosité connue, donne une mesure assez précise de la distance. On a pu ainsi estimer la distance de quelques-unes des galaxies proches. On sait par exemple que la célèbre nébuleuse d'Andromède, seule galaxie visible à l'oeil nu dans l'hémisphère nord, est située à 1,8 million d'années-lumière. Cette méthode a permis de mesurer suffisamment de distances galactiques pour qu'Edwin Powell Hubble pût remarquer en 1929 que plus les objets étaient éloignés, plus les raies caractéristiques de leur spectre lumineux étaient décalées vers le rouge, c'est-à-dire vers les grandes longueurs d'onde. Hubble tira immédiatement de cette découverte deux conséquences fondamentales : il interpréta ce décalage vers le rouge comme dû à l'effet Doppler d'objets qui s'éloignent de nous, le déplacement des raies étant proportionnel à la vitesse à laquelle ceux-ci s'éloignaient, et il vit là la confirmation de l'hypothèse suivant laquelle l'Univers était en expansion. Il en déduisit alors - seconde conséquence - que ce décalage était d'autant plus grand que les objets qui le manifestaient étaient plus éloignés, ce qui donnait une méthode rapide de mesure de leur distance. Restait à étalonner le système, opération qui n'est pas encore achevée. Grâce à la méthode de Hubble, on a pu recenser des objets de plus en plus éloignés, ce qui veut aussi dire de plus en plus anciens, car plus ils sont lointains, plus long est le temps que met la lumière pour parvenir jusqu'à nous : la lumière provenant d'un objet situé à une distance de 12 milliards d'années-lumière a quitté ce dernier il y a 12 milliards d'années, c'est-à-dire peu de temps après la naissance de l'Univers. Cette distance représente à peu près ce que l'on a pu observer de plus éloigné et est assez proche de la limite théorique au-delà de laquelle il n'est plus possible d'observer quoi que ce soit, puisque ce qui est au-delà correspondrait à des temps antérieurs à la naissance de l'Univers. Voir aussi le dossier Univers. Complétez votre recherche en consultant : Les corrélats Andromède année-lumière Aristarque de Samos céphéides cosmologie décalage spectral Doppler (effet) expansion de l'Univers Hubble Edwin Powell parsec radiale (vitesse) triangulation Voie lactée Les médias astres - unités astronomiques Les livres astres - radiotélescopes, page 413, volume 1 Le système solaire Les systèmes planétaires. On considère que la formation d'un système planétaire est une phase normale de l'évolution des étoiles. Aussi se peut-il que la plupart des étoiles du type Soleil soient accompagnées de planètes, dont beaucoup réuniraient les conditions nécessaires à la vie. Neuf planètes principales, dont la Terre, et un grand nombre de petites planètes ou astéroïdes gravitent autour du Soleil. Les planètes n'ont pas de lumière propre ; on ne les voit que parce qu'elles réfléchissent et diffusent la lumière du Soleil. Les planètes principales décrivent des orbites elliptiques différant peu d'un cercle et situées à peu près dans le même plan. Complétez votre recherche en consultant : Les corrélats astéroïde Jupiter Mars Mercure Neptune orbite planète Pluton Saturne système solaire Terre Uranus Vénus Planètes inférieures et planètes supérieures. Les planètes inférieures, situées à l'intérieur de l'orbite terrestre, sont Mercure et Vénus. Leur période de révolution est inférieure à celle de la Terre. Les planètes supérieures, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune et Pluton, à l'extérieur de l'orbite terrestre, ont des périodes de révolution allant de 1,9 (Mars) à 247,7 (Pluton) années. Les planètes Mercure et Vénus, vues de la Terre, ne s'écartent jamais beaucoup du Soleil. Aussi apparaissent-elles le matin ou le soir selon qu'elles se trouvent à droite ou à gauche du Soleil. Mercure est difficile à observer. Son élongation maximale est égale à 28 o , si bien qu'elle est toujours proche de l'horizon, noyée dans les lueurs de l'aube ou du crépuscule. Quant à Vénus, son grand éclat lui a valu le surnom d'étoile du Berger (elle est quinze fois plus brillante que Sirius, l'étoile la plus brillante du ciel). La distance angulaire entre le Soleil et Vénus au moment des plus grandes élongations atteint 49o , et Vénus peut être observée plus facilement que Mercure ; elle est d'ailleurs quelquefois visible en plein jour à l'oeil nu. Lorsque les planètes Mercure ou Vénus passent entre le Soleil et la Terre, on dit qu'elles sont en conjonction inférieure. Leur face obscure étant alors tournée vers nous, elles sont invisibles, sauf en de rares occasions où elles se projettent sur le disque solaire (passages de Mercure ou de Vénus sur le Soleil). Lorsqu'elles sont de l'autre côté du Soleil par rapport à la Terre, elles sont en conjonction supérieure et également invisibles en raison de la proximité apparente du Soleil. Les planètes supérieures sont les plus proches de nous lorsqu'elles sont en opposition, c'est-à-dire lorsque, sur une même ligne, la Terre se trouve entre elles et le Soleil. C'est alors qu'on peut le mieux les observer. Elles sont au contraire invisibles quand elles se trouvent de l'autre côté du Soleil. Uranus se voit très difficilement à l'oeil nu ; Neptune et Pluton n'apparaissent qu'à travers un instrument. Du point de vue de leur constitution physique, on range les planètes principales en deux grandes catégories. Les planètes telluriques - Mercure, Vénus, la Terre et Mars - ont une surface solide et, sauf Mercure, possèdent une atmosphère plus ou moins épaisse. Les planètes géantes, ou planètes joviennes (Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune), sont des planètes fluides essentiellement formées de gaz ; leur taille est considérable, mais leur densité est faible (voisine de 1). Les planètes géantes ont de nombreux satellites : Jupiter, 17 ; Saturne, 23 ; Uranus, 5 ; Neptune, 2. Comme Saturne, Jupiter, Uranus et Neptune possèdent des anneaux composés d'un très grand nombre de petites particules de glace et de poussière. Pluton, la plus éloignée des neuf planètes principales, constitue un cas particulier ; cependant, ses dimensions et, probablement, sa densité la feraient ranger dans la première catégorie. Complétez votre recherche en consultant : Les corrélats anneau - 1.ASTRONOMIE conjonction - 1.ASTRONOMIE Jupiter Mars Mercure Neptune opposition - 1.ASTRONOMIE orbite planète Pluton rétrogradation révolution - 1.ASTRONOMIE Saturne système solaire Terre Uranus Vénus Les médias astres Les astéroïdes et les comètes. Les astéroïdes, au nombre de plusieurs milliers, gravitent pour la plupart entre Mars et Jupiter. Le plus gros a un diamètre d'environ 1 000 km ; les plus petits que l'on puisse observer ont des diamètres de 1 à 2 km. Les comètes appartiennent au système solaire, mais leurs trajectoires ont une excentricité plus importante que celle des planètes. Les noyaux cométaires, formés de gaz congelés et de débris minéraux, ont des dimensions modestes (de 1 à 50 km). Quand un noyau cométaire est proche du Soleil, il se produit un dégazage qui donne naissance à la chevelure et à la queue. Complétez votre recherche en consultant : Les corrélats astéroïde c omète système solaire Complétez votre recherche en consultant : Les corrélats Jupiter Mars Mercure planétologie Pluton Saturne système solaire Uranus Vénus Les livres astres astres astres astres - nuages de gaz dans la Voie Lactée, page 413, volume 1 les planètes du système solaire, page 414, volume 1 petites planètes et planètes géantes, page 414, volume 1 le système solaire, page 415, volume 1 Une étoile comme les autres : le Soleil Le Soleil constitue le prototype d'une classe très fournie d'étoiles et, grâce à sa relative proximité (150 millions de km), nous en avons une connaissance exceptionnelle, car nous pouvons y effectuer toutes sortes de mesures précises. Le modèle d'étoile qu'on a ainsi pu bâtir sert de base pour décrire les autres étoiles du même type et pour comprendre les différences avec les autres types. Le Soleil est une sphère de 700 000 km de rayon, qui contient essentiellement de l'hydrogène et de l'hélium avec des traces de carbone, d'azote, d'oxygène, de fer et aussi d'autres éléments. Sa température allant de 5 800 K en surface jusqu'à une dizaine de millions de degrés au centre, la matière solaire ne peut être qu'un plasma, mélange gazeux de noyaux plus ou moins ionisés et d'électrons. L'énergie rayonnée par le Soleil correspond à une puissance de 400 millions de milliards de gigawatts. Cette énergie est d'origine thermonucléaire et correspond à la fusion de l'hydrogène, qui se transforme en hélium. Ce mécanisme fonctionne depuis 4,5 milliards d'années en « brûlant «, par seconde, 600 millions de tonnes d'hydrogène, et pourrait, compte tenu des réserves, assurer encore près de 10 milliards d'années de rayonnement. On sait cependant que ce temps sera plus bref, car les processus s'emballent vers la fin du cycle. La masse du Soleil (2 .10 30 kg) exerce une force de gravitation considérable sur le gaz solaire, l'attirant vers son centre. L'énergie gravitationnelle qu'acquièrent les particules en se dirigeant vers le centre augmente leur température, et, en même temps, l'équilibre hydrostatique se traduit par une augmentation de pression. La conjugaison de ces deux effets entraîne au centre du Soleil des conditions (température et pression) telles que la fusion thermonucléaire s'amorce, libérant une énergie considérable sous forme de rayonnement électromagnétique et de neutrinos. Ces derniers s'échappent sans difficulté de la région active tandis que le rayonnement électromagnétique, qui interagit vigoureusement avec les constituants du plasma, ne progresse que lentement vers l'extérieur. Ce flux de photons exerce une pression centrifuge sur le plasma, qui compense la force gravitationnelle. Cet équilibre assure la stabilité des différentes couches de l'étoile et dure tant qu'il subsiste du combustible. Au cours de leur long voyage vers l'extérieur, les photons se « refroidissent « jusqu'à la température des dernières couches qu'ils traversent avant de s'échapper. C'est ainsi que le rayonnement qui nous parvient, correspondant à une température de 5 800 K, est formé pour moitié d'infrarouge et pour moitié de lumière visible et d'un peu d'ultraviolet. Voir aussi le dossier Soleil. Complétez votre recherche en consultant : Les corrélats hélium thermonucléaire (fusion) La formation du système solaire L'origine du système solaire n'est pas encore élucidée, bien que de très nombreuses explications aient été proposées. Ces explications se divisent en deux catégories : pour l'une, le système solaire résulterait d'une catastrophe, d'une collision du Soleil avec un autre corps céleste au cours de laquelle il aurait perdu une partie de sa masse qui aurait donné alors naissance aux planètes. Pour l'autre, défendue par Kant (1755) et Laplace (1796), une nébuleuse commune aurait donné naissance progressivement au Soleil et aux planètes. C'est cette dernière explication qui est considérée actuellement comme la plus vraisemblable. La composition chimique du système solaire, telle qu'on peut la mesurer directement sur Terre, à partir d'échantillons lunaires et des météorites, et l'estimer sur les planètes visitées et, par spectroscopie, sur le Soleil, apparaît d'une très grande homogénéité, ce qui plaide fortement en faveur du modèle de la nébuleuse unique. Il faut ensuite imaginer un scénario pour en faire sortir une étoile, le Soleil, qui renferme mille fois plus de masse que l'ensemble des planètes, mais dont la rotation ne concerne qu'un dixième du moment angulaire total du système solaire. On considère aujourd'hui qu'une protonébuleuse gazeuse indifférenciée aurait été perturbée par l'explosion d'une supernova voisine, dont l'onde de choc aurait provoqué l'apparition d'inhomogénéités. Sous l'effet de la gravitation induite par ces inhomogénéités, la bulle aurait commencé à se contracter et à s'aplatir à cause de la rotation de l'ensemble. Cet effondrement gravitationnel aurait donné naissance au protosoleil qui, dès que les conditions de température et de pression auraient été atteintes, se serait allumé et aurait commencé à rayonner et à chauffer le gaz alentour. Cet échauffement aurait produit une sorte de distillation fractionnée, ne laissant au voisinage de l'étoile que les éléments réfractaires. Progressivement, tous les matériaux du disque externe se seraient condensés en petits grains, lesquels, par collision, se seraient agglutinés en éléments de plus en plus gros. Ce processus se serait poursuivi jusqu'à la formation des différentes planètes, et le mécanisme de distillation expliquerait pourquoi les quatre planètes intérieures (Mercure, Vénus, Terre et Mars) sont petites, denses et pauvres en éléments légers, alors que les planètes géantes (Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune) ont une densité nettement plus faible et contiennent beaucoup d'hydrogène. Le processus se serait produit assez rapidement il y a 4,5 milliards d'années. Complétez votre recherche en consultant : Les corrélats étoile - 1.ASTRONOMIE nucléosynthèse Soleil supernova thermonucléaire (fusion) Existe-t-il d'autres systèmes planétaires ? Ce scénario ne fait intervenir aucun élément spécifique et ne nécessite aucune hypothèse ad hoc. Il est donc très probable qu'il s'est déroulé ailleurs autour de quelques-unes des 200 milliards d'étoiles de notre galaxie, sans parler des milliards d'autres galaxies. Même si l'on se restreint strictement aux étoiles semblables au Soleil, la probabilité reste encore très grande. La composition chimique moyenne de l'Univers il y a 5 milliards d'années était à peu près homogène ; donc, des conditions identiques à celles qu'a connues la Terre ont dû exister ailleurs. Les moyens d'observation ne permettent pas encore de « voir « des systèmes planétaires, mais on commence à soupçonner l'existence de nuages planétaires, sièges d'une possible planétogenèse, autour de plusieurs étoiles de notre voisinage. Il semble donc probable que des conditions proches de celles qui permirent l'apparition de la vie sur Terre, il y a 4 milliards d'années, existent ou ont existé ailleurs dans l'Univers. La classification des étoiles L'observation à l'oeil nu des étoiles brillantes rend perceptibles des différences de couleurs : Bételgeuse est rougeâtre et sa voisine Rigel, bleue. Les photographies en couleurs nous montrent une grande variété d'aspects, qui traduit une large gamme de températures, ce que confirme l'observation spectrale. L'autre information qui nous parvient des étoiles est leur luminosité, qui a permis de les classer selon leur magnitude, mesurée par un nombre entier d'autant plus grand que l'étoile est moins visible. La première classification, datant d'Hipparque (130 avant J.-C.) et comportant six valeurs, a été légèrement modifiée, de sorte que l'échelon 6 correspond à un astre qui brille cent fois moins que l'échelon 1. Dans cette échelle, certains astres sont si lumineux qu'on leur attribue des magnitudes négatives. Sirius, la plus brillante du ciel, a une magnitude de - 1,5. Comme ces estimations de la luminosité ne prennent pas en compte l'effet de la distance, les astronomes ont établi une échelle absolue fondée sur l'évaluation de la magnitude qu'aurait l'astre s'il était situé à 10 parsecs (32,6 années-lumière) de la Terre. Complétez votre recherche en consultant : Les corrélats Hipparque de Nicée magnitude Le diagramme de Hertzsprung-Russell. Les astronomes Ejnar Hertzsprung et Henry Russell ont tenté de classer les étoiles sur un diagramme portant en abscisse la température de surface, mesurée par le spectre, et en ordonnée la magnitude absolue. Ils ont constaté que la majorité des étoiles se plaçaient le long d'une diagonale du diagramme, représentant ce qu'on appelle la « séquence principale «, au milieu de laquelle se trouve le Soleil. D'autres régions du diagramme représentant des populations moins fournies correspondent à des types d'étoiles particulières, comme les géantes rouges, les supergéantes bleues ou les naines blanches. Complétez votre recherche en consultant : Les corrélats Hertzsprung Ejnar magnitude Russell Henry Norris Soleil - Introduction spectre Vie et mort de quelques étoiles On est aujourd'hui en mesure d'interpréter l'ensemble du diagramme de HertzsprungRussell (HR) en fonction des modèles d'évolution stellaire, chaque point occupé du diagramme correspondant à un âge donné pour une étoile de masse initiale donnée. Les étoiles du type Soleil. Toutes les étoiles passent la plus grande partie de leur plus ou moins longue existence dans la séquence principale, les plus massives étant les plus brillantes, en haut à gauche du diagramme, les moins massives en bas à droite. Le séjour dans la séquence principale correspond à l'état d'équilibre de l'étoile au cours duquel elle brûle son hydrogène central. La durée de cette période, et donc du séjour de l'étoile dans la séquence principale, est très variable : de plusieurs dizaines de milliards d'années pour les petites étoiles (masse inférieure à celle du Soleil) jusqu'à quelques dizaines de millions d'années pour les étoiles massives (de sept à huit fois la masse solaire). La sortie de la séquence principale traduit toujours l'entrée dans les stades ultimes de l'évolution. Pour une étoile de type Soleil, le déroulement prévu est le suivant : pendant encore cinq milliards d'années, l'étape actuelle se poursuit, jusqu'à ce que tout l'hydrogène du coeur soit brûlé. Les réactions thermonucléaires s'arrêtent alors et le coeur se contracte, échauffant les couches externes qui se dilatent. L'étoile devient énorme (cent fois le diamètre solaire actuel) et sa surface se refroidit. Elle est devenue une géante rouge. L'échauffement du coeur se poursuit jusqu'à ce que l'hélium puisse commencer à brûler, ce qui maintient tout juste le rayonnement de la géante pendant encore un milliard d'années. Lorsque cette étape se termine, l'enveloppe externe se disperse, formant une nébuleuse planétaire, et le coeur se contracte puisque aucune réaction nucléaire ne fournit le rayonnement qui s'opposerait à cette contraction. Il en résulte un échauffement. La température très élevée atteinte par la surface de l'étoile et son diamètre très petit (comparable à celui de la Terre) font qu'elle entre dans la catégorie des « naines blanches «. La densité de la matière y est énorme (plusieurs centaines de kg/cm3) et l'évolution s'arrête, à ce stade, par un lent refroidissement et une extinction progressive. Dans cette étape ultime, ce sont les électrons, formant un gaz incompressible, qui limitent l'effondrement gravitationnel de l'étoile. Complétez votre recherche en consultant : Les corrélats étoile - 1.ASTRONOMIE naine blanche nébuleuse nucléosynthèse Soleil thermonucléaire (fusion) Les étoiles massives : les supernovae. La vie des étoiles dont la masse est supérieure à environ 5 masses solaires est plus tourmentée que celle des étoiles du type Soleil, et cela d'autant plus qu'elles sont plus massives ; en effet, la gravitation y est beaucoup plus forte et la contraction de la matière, plus rapide. Pour une étoile de dix masses solaires, la combustion de l'hydrogène du coeur est achevée en une dizaine de millions d'années, et le flux considérable d'énergie dégagée gonfle l'étoile en une géante bleue ou rouge. L'énergie produite ensuite par la combustion de l'hélium rend la surface de l'étoile instable, et son éclat varie en fonction du temps. L'étoile est devenue une céphéide variable, si utile dans la mesure des distances cosmiques. Après la combustion de l'hélium, moment où les étoiles de type Soleil commençaient à s'éteindre, la contraction et l'échauffement permettent l'allumage d'éléments plus lourds, tel le carbone. Quand celui-ci est épuisé, plus rien ne freine l'effondrement ; l'énergie des électrons devient telle que certains de ces derniers pénètrent dans les noyaux et fusionnent avec les protons pour donner des neutrons. La température monte vertigineusement et atteint 10 milliards de degrés. L'oxygène s'allume alors de façon violente et l'étoile - si la masse n'est pas trop élevée (de 5 à 7 masses solaires) - explose complètement, donnant une supernova de type 1, qui brille à elle seule pendant quelques jours autant que toute sa galaxie. Les étoiles encore plus massives (plus de 8 masses solaires) poursuivent au-delà de l'oxygène la combustion d'éléments de plus en plus lourds, jusqu'à l'étape ultime du fer, qui marque la limite des fusions nucléaires susceptibles de dégager de l'énergie. À ce stade, l'étoile est formée d'une superposition de couches sphériques dans lesquelles se déroulent toutes les étapes de la fusion nucléaire, des plus difficiles, au coeur, à la plus facile, celle de l'hydrogène, à la périphérie. Dès que le coeur ne fournit plus d'énergie, le fer dont il est formé ne peut plus résister à la force gravitationnelle. Les noyaux s'unissent entre eux et les électrons se combinent aux protons pour ne plus laisser que des neutrons. En quelques dixièmes de seconde, toute la masse du coeur se rassemble en une boule de quelques kilomètres de rayon, qu'on appelle « étoile à neutrons «, en même temps qu'un gigantesque flux de neutrinos part dans l'espace. Les couches extérieures ne sont plus soutenues et se précipitent vers l'étoile à neutrons. L'implosion donne naissance à une onde de choc qui se réfléchit sur le coeur et repart vers l'extérieur, envoyant dans l'espace toute la matière des couches externes. On observe alors une supernova de type 2, comme celle qui fut détectée en février 1987 dans le Grand Nuage de Magellan, à 170 000 années-lumière de la Terre. À la suite d'une telle explosion, il reste donc, d'une part, une étoile à neutrons qui, lorsque sa masse est supérieure à 6 masses solaires, devient un « trou noir «, et, sinon, se manifeste éventuellement par la suite comme un pulsar, d'autre part, une matière projetée dans l'espace, qui va apporter au milieu interstellaire les éléments nouvellement fabriqués au cours de réactions de fusion nucléaire. C'est grâce à cet ensemencement que l'Univers s'est enrichi progressivement en éléments lourds, permettant en particulier à la Terre d'être ce qu'elle est. Complétez votre recherche en consultant : Les corrélats céphéides étoile - 1.ASTRONOMIE Magellan (nuages de) nucléosynthèse pulsar supernova thermonucléaire (fusion) trou noir Complétez votre recherche en consultant : Les corrélats atome - Les atomes dans l'Univers - L'origine des atomes Les médias pulsar Les livres astres - le diagramme de Hertzsprung-Russell, page 416, volume 1 astres - la nébuleuse NGC 7027, page 417, volume 1 Les associations d'étoiles À côté des étoiles dont on vient de décrire l'évolution, il existe d'autres types moins importants qui ont leur place dans le diagramme HR, mais l'observation du ciel révèle aussi des objets stellaires qui doivent leur originalité au fait qu'ils ne sont pas isolés, mais forment des associations - le plus souvent des couples - d'étoiles en interaction. Il semble en effet que la moitié des étoiles forment des systèmes binaires, les deux éléments du couple gravitant autour de leur centre de gravité commun. Souvent, un seul des deux est assez brillant pour être visible et la présence du compagnon sombre se manifeste par l'occultation périodique du compagnon brillant. Dans d'autres cas, l'un des compagnons, très dense (on soupçonne dans certains cas un trou noir), peut arracher de la matière à l'autre, plus gros et moins dense. La violente accélération de cette matière se manifeste par l'émission de rayons X, que l'on détecte grâce à des satellites. Parfois, l'ensemble d'étoiles en interaction est si grand qu'il forme un amas, dont la structure est révélatrice des conditions qui président à la naissance des étoiles. Complétez votre recherche en consultant : Les corrélats amas étoile - 1.ASTRONOMIE rayons X trou noir Les galaxies Dès le milieu du XVIIIe siècle, l'utilisation du télescope permit d'observer des structures étendues, qui ne pouvaient être des étoiles, qu'on appela « nébuleuses « et dont le recensement occupa nombre d'astronomes. C'est au milieu du XIXe siècle qu'on arriva à assimiler certaines de ces nébuleuses à des étoiles, mais ce n'est qu'avec Hubble, en 1922, qu'on acquit la conviction qu'il s'agissait de galaxies comparables à la Voie lactée, et extérieures à celle-ci. Aujourd'hui, le nombre de galaxies observables est estimé à plusieurs milliards. Complétez votre recherche en consultant : Les corrélats galaxie Hubble Edwin Powell nébuleuse télescope Voie lactée La classification des galaxies. Grâce au puissant télescope du mont Wilson, Hubble observa et décrivit un grand nombre de galaxies, et proposa une classification morphologique qui a toujours cours. Les galaxies elliptiques ont une forme de ballon de rugby plus ou moins allongé : ce sont des ellipsoïdes de révolution. Les lenticulaires sont des disques présentant un renflement central. Les spirales, les plus nombreuses, sont des lenticulaires présentant des sortes de bras en spirale s'étendant dans le plan du disque. Il existe enfin des galaxies irrégulières, qui n'ont aucune forme bien définie. On considère actuellement que toutes les galaxies de l'Univers se sont formées en même temps, il y a environ 15 milliards d'années. Les différences d'aspect proviennent de différences dans l'évolution initiale des protogalaxies et de la vitesse à laquelle les étoiles se sont formées à l'intérieur de ces protogalaxies. Les elliptiques ne contiennent pratiquement que des étoiles vieilles et froides, alors que les spirales contiennent aussi, localisées dans les bras, des zones de formation d'étoiles dans lesquelles de nouvelles étoiles sont aujourd'hui en train de naître. Complétez votre recherche en consultant : Les corrélats galaxie Hubble Edwin Powell La composition des galaxies. Si les galaxies fossiles comme les elliptiques sont essentiellement formées d'étoiles ayant toutes sensiblement le même âge, les autres galaxies ont une composition bien plus riche. On y trouve des étoiles de tous âges, les plus vieilles étant souvent groupées en amas globulaires distribués de façon homogène dans toutes les directions autour du centre, les plus jeunes surtout dans les bras. On y trouve de la poussière cosmique, formée de particules dont la taille varie de 1 à 100 nanomètres. Un grain de cette poussière est en général formé de silicates ou de graphite enrobé d'eau, d'ammoniac ou de méthane. Ces nuages de poussière ont l'inconvénient d'obscurcir certaines régions du ciel et de les rendre inobservables en lumière visible. On trouve aussi en abondance des gaz de différentes natures chimiques. L'hydrogène prédomine, comme dans tout l'Univers, mais on trouve aussi des molécules, dont certaines, très complexes, sont identifiées par spectroscopie hertzienne et infrarouge. Les densités et températures de cette matière divisée, qui se manifestent par la nature et le spectre des rayonnements qu'elle émet ou absorbe, varient considérablement en fonction de la proximité d'étoiles plus ou moins actives, ou même de trous noirs, et jouent un rôle fondamental dans la genèse de nouvelles étoiles. Les astrophysiciens pensent qu'il existe aussi une « matière invisible «, dont la masse serait dix fois supérieure à celle de tous les constituants visibles et dont la présence est nécessaire pour expliquer la masse gravitationnelle des galaxies telle qu'on la déduit des interactions entre galaxies voisines. La recherche de cette masse invisible constitue l'un des sujets les plus discutés et les plus mystérieux de l'astrophysique actuelle. Complétez votre recherche en consultant : Les corrélats amas galaxie infrarouge matière manquante poussières cosmiques spectroscope trou noir La dynamique galactique. Une galaxie spirale comme la Voie lactée est un objet animé d'une dynamique interne importante qu'on commence juste à comprendre. Notre galaxie possède plusieurs bras spirales (actuellement on en dénombre neuf) animés d'un mouvement de rotation autour du centre galactique, situé, pour nous, dans la direction de la constellation du Sagittaire. Ce centre contient une très puissante source radio et infrarouge dont l'énergie provient sans doute d'un trou noir supermassif dans lequel plonge en permanence la matière voisine. Complétez votre recherche en consultant : Les corrélats galaxie trou noir Voie lactée Complétez votre recherche en consultant : Les corrélats galaxie Univers - La structure de l'Univers - La formation des galaxies Les livres astres - la galaxie spirale Messier 83, page 412, volume 1 Les quasars Parmi les plus étranges objets qu'on ait observés figurent les quasars (pour quasi stellar astronomical radio sources en américain), découverts dans les années soixante. L'observation initiale fut celle de radiosources extrêmement puissantes qu'on ne tarda pas à associer à des objets stellaires si petits qu'il ne pouvait s'agir que d'étoiles et non de galaxies. L'étude du spectre lumineux de ces étoiles montra un décalage vers le rouge tellement considérable qu'on devait leur attribuer une distance plus grande que tout ce qu'on avait observé jusque-là. Dans ce cas, l'énergie rayonnée sous forme radio devait être gigantesque pour que des objets si éloignés aient pu envoyer des signaux si puissants. Après plusieurs années d'hésitation, on admet aujourd'hui que ces quasars, dont certains sont à 12 milliards d'années-lumière, représentent de très jeunes galaxies dans lesquelles un trou noir massif attirait et consommait d'énormes quantités de matière. Le fait que tous les quasars soient très anciens laisse supposer qu'ils représentent un stade précoce de l'évolution galactique. Leur très grand éloignement explique qu'ils n'apparaissent au télescope que comme des points. Complétez votre recherche en consultant : Les corrélats quasar trou noir Les groupements de galaxies De même que la densité d'étoiles à l'intérieur d'une galaxie n'est pas du tout homogène (existence d'amas, de bras spirales, etc.), de même la densité de galaxies dans l'Univers n'est pas homogène. La plupart des galaxies se regroupent en amas : la Voie lactée appartient à l'amas local, qui compte vingt-huit galaxies, parmi lesquelles figurent les deux Nuages de Magellan et la galaxie M31, dite d'Andromède. Dans un amas, la distance moyenne entre galaxies varie entre 1,5 et 3 millions d'années-lumière, et l'ensemble du groupe est en interaction gravitationnelle, ce qui signifie que le mouvement de chaque élément de l'amas dépend des positions des autres éléments. C'est d'ailleurs en étudiant ces mouvements, ainsi que ceux des différentes parties d'une même galaxie, qu'on a émis l'hypothèse de la masse invisible. Les amas eux-mêmes se regroupent en superamas. Par des dénombrements statistiques minutieux, les astronomes ont montré récemment que les superamas eux-mêmes ne se distribuent pas de façon homogène dans l'Univers, mais semblent s'organiser en des sortes de filaments, de voiles délimitant des bulles ne contenant aucune galaxie. Cette inhomogénéité à très grande échelle, qui pose des problèmes cosmologiques ardus, semble en partie confirmée par les résultats du satellite Cobe qui observe le rayonnement fossile issu du big-bang, dans l'espoir d'y trouver le même genre d'inhomogénéité. Les données recueillies par celui-ci montrent, en effet, que ce rayonnement n'est pas parfaitement homogène et isotrope. Ce résultat et le mystère de la masse cachée de l'Univers sont deux éléments qui risquent de remettre en cause toutes nos idées sur l'origine et l'histoire de l'Univers. Complétez votre recherche en consultant : Les corrélats amas Andromède big-bang galaxie Magellan (nuages de) matière manquante rayonnement - Le rayonnement thermique - Le rayonnement fossile de l'Univers Univers - La structure de l'Univers - La formation des galaxies Voie lactée Complétez votre recherche en consultant : Les corrélats astronomie astrophysique cosmogonie espace - 2.ASTRONAUTIQUE gravitation radioastronomie Univers Les médias astres - la révolution copernicienne Les indications bibliographiques J. Audouze et G. Israël, le Grand Atlas de l'astronomie, Encyclopaedia Universalis, Paris, 1990 (1983). P. Erny (sous la direction de), Des astres et des hommes, L'Harmattan, Paris, 1996. P. Kohler, le Ciel, Hachette, Paris, 1983. J.-C. Pecker, Astronomie, Flammarion, Paris, 1985. H. Reeves, Patience dans l'azur, Seuil, Paris, 1988 (1981).