L'espace

[فارسة الوطن]

La Lune est le seul satellite naturel de la Terre. Elle est environ 400 fois plus petite que le Soleil, mais elle est aussi 400 fois plus proche de la Terre. Ainsi, quand on regarde la Lune et le Soleil, on dirait qu’ils ont la même taille. Et lorsque la Lune passe devant le Soleil, elle masque parfaitement le disque brillant du Soleil : on parle alors d’éclipse de Soleil.
Du fait de sa proximité[1]la Lune est observable à l’œil nu depuis la Terre. C’est pourquoi les mouvements apparents de la Lune sont connus depuis l’0. En revanche[2], ses caractéristiques physiques et astronomiques[3] n’ont été étudiées qu’à partir du XVIIe siècle, avec l’invention de la lunette astronomique, puis des télescopes.
QUELLES SONT LES PRINCIPALES CARACTÉRISTIQUES DE LA LUNE ?
La Lune tourne autour de la Terre en un peu plus de 27 jours, à une distance moyenne de 384 402 km, avec une vitesse d’environ 3 700 km/h (environ 1 km/s). Son diamètre[4] est d’environ 3 500 km, soit un peu plus du quart de celui de la Terre. Le volume de la Lune est 50 fois plus petit que celui la Terre. Sa masse est 80 fois plus faible que celle de la Terre. Sa pesanteur [5]est 6 fois plus faible que la pesanteur terrestre, ce qui explique les grands bonds[6] effectués par les astronautes qui ont foulé la surface lunaire. L’atmosphère de la Lune est tellement fine qu’on dit généralement que la Lune ne possède pas d’atmosphère. Les températures de sa surface ont des valeurs extrêmes, variant entre – 173 °C (pendant la nuit lunaire) et 127 °C (quand le Soleil est au zénith).
Même si la Lune nous éclaire parfois la nuit, elle ne produit pas de lumière par elle-même (seules les étoiles en sont capables). Elle ne fait que réfléchir une fraction de la lumière qu’elle reçoit du Soleil ; plus précisément, elle ne réfléchit que 7 % de la lumière reçue, en raison de la poussière de sa surface. Les roches lunaires sont des basaltes, identiques à ceux rencontrés sur Terre.
QUEL EST LE RELIEF DE LA LUNE ?
Le relief de la Lune est composé de nombreux cratères (appelés cirques) qui ont été créés par l’impact de météorites ou d’astéroïdes. En effet, comme elle ne possède pas d’atmosphère, rien n’arrête ni ne freine ces petits corps qui viennent s’écraser sur la surface lunaire. La Lune est recouverte d’environ 3 millions de cratères de moins de 1 m de diamètre. Le plus gros cratère lunaire est nommé Bailly (diamètre de 300 km, profondeur de 4 000 m). La Lune possède des chaînes de montagnes (aux sommets arrondis), de grandes plaines (ce sont les taches sombres appelées abusivement « mers lunaires »), des failles et des crevasses (appelées rainures). Le plus haut sommet (le mont Leibniz) culmine à 8 200 m d’altitude (en comparaison, l’Everest, sur la Terre, atteint 8 850 m d’altitude). La plus vaste plaine (la mer des Pluies) mesure 1 200 km de longueur.
POURQUOI LA LUNE MONTRE-T-ELLE TOUJOURS LA MÊME FACE ?
La Lune montre toujours la même face depuis la Terre, car la Lune tourne sur elle-même (période de rotation) aussi vite qu’autour de la Terre (période de révolution). La face qu’on ne voit jamais s’appelle « la face cachée ». C’est la sonde spatiale soviétique Luna 3 qui a observé cette face cachée pour la première fois en 1959.
COMMENT S’EST FORMÉE LA LUNE ?
Le mystère de l’origine de la Lune n’est toujours pas résolu. Plusieurs scénarios ont été proposés :
– le premier scénario suppose une formation par séparation (fission) de la Terre : au début de sa formation, la Terre tourne si vite qu’elle expulse une fraction de sa matière, qui s’agglomère finalement pour former la Lune ;
– le deuxième scénario suppose que la Lune s’est formée séparément et en même temps que la Terre à partir des poussières de la nébuleuse solaire ;
– le troisième scénario suppose une formation loin de la Terre avec la capture de la Lune par l’attraction terrestre ;
Toutefois, aucune de ces théories n’est véritablement satisfaisante. D’après l’analyse d’échantillons lunaires, la majorité des planétologues pense depuis 1975 à un quatrième scénario :
1. la Terre, à peine formée, a été heurtée par un corps de la taille de Mars ;
2. cet impact a projeté des matériaux de la Terre dans l’espace ;
3. ces matériaux se sont agglomérés pour former la Lune.
Les projets d’exploration de la Lune, en vue notamment d’installer des bases spatiales sur d’autres planètes du Système solaire, permettront de savoir si cette théorie est juste ou non.
QU’APPELLE-T-ON LES PHASES LUNAIRES ?
Lorsque l’on observe la Lune depuis la Terre, on s’aperçoit qu’elle change d’aspect au fil des jours. En tournant autour de la Terre, la Lune présente chaque jour une portion différente de sa face éclairée par le Soleil. Elle suit quatre phases principales, appelées phases lunaires, en environ 4 semaines :
– la nouvelle Lune, quand la Lune n’est pas visible depuis la Terre, car elle se trouve entre la Terre et le Soleil (alignement Terre-Lune-Soleil) ;
– le premier quartier de Lune, quand la Lune apparaît en forme de demi-cercle, environ une semaine après la nouvelle Lune ;
– la pleine Lune, quand la face de la Lune est totalement éclairée, environ une semaine après le premier quartier de Lune ; la Lune est à l’opposé du Soleil par rapport à la Terre (alignement Lune-Terre-Soleil) ; les marées sur Terre sont provoquées par l’attraction (champ gravitationnel) de la Lune, notamment lors de cette phase lunaire ;
– le dernier quartier de Lune, quand la Lune apparaît en forme de demi-cercle (symétrique par rapport au premier quartier), environ une semaine après la pleine Lune.
ON A MARCHÉ SUR LA LUNE !
La Lune a été beaucoup étudiée, car elle est très proche de la Terre. Observée par les télescopes terrestres depuis le xviie siècle, la face visible de la Lune n’a plus de secrets pour les astronomes. En revanche, il a fallu attendre l’envoi de la sonde soviétique Luna 3 en 1959 pour découvrir sa face cachée.
Puis est venu le temps de l’exploration in situ par les sondes spatiales automatiques (sondes russes Luna et américaines Ranger), dont certaines se sont posées sur le sol lunaire dans les années 1960. Ces premières missions lunaires inhabitées ont permis de connaître les caractéristiques physiques et chimiques de la Lune, avant d’y envoyer des hommes.
Le 21 juillet 1969, l’homme fait ses premiers pas sur la Lune, au cours de la mission américaine Apollo 11. C’est l’astronaute Neil Armstrong (suivi par son compatriote Edwin Aldrin) qui pose le premier pied sur la Lune et qui prononce cette phrase célèbre : « Un petit pas pour l’homme, un grand pas pour l'humanité. » D’autres missions lunaires habitées suivront, la dernière ayant lieu en 1972 (Apollo 17).
En 2004, des projets de reconquête de la Lune sont envisagés au sein des grandes agences spatiales. Une base lunaire pourrait voir le jour à l’horizon 2015 ; elle pourrait ainsi servir de tremplin pour des missions vers d’autres planètes du Système solaire, notamment vers Mars.

Le Soleil est une étoile. C’est l’astre autour duquel tourne notre planète, la Terre. Le Soleil, la Terre et les huit autres planètes qui tournent également autour du Soleil forment le Système solaire.
LE SOLEIL EST UNE ÉTOILE
Le Soleil rayonne et produit sa propre énergie comme un gigantesque réacteur nucléaire : c’est une étoile. C’est de plus la seule étoile du Système solaire : tous les autres corps du Système solaire ne sont pas capables de briller par eux-mêmes ; ils ne font que réfléchir la lumière du Soleil qui les éclaire.
Le Soleil est l’étoile la plus proche de la Terre. La deuxième étoile la plus proche est située en dehors du Système solaire, à 4,23 années-lumières du Soleil. Il s’agit de Proxima du Centaure (qui fait partie d’un système de 3 étoiles, avec Alpha du Centaure et Bêta du Centaure).
La lumière issue du Soleil met un peu plus de 8 minutes à atteindre la surface de la Terre (celle issue de Proxima, Alpha et Bêta du Centaure met environ 4,2 années à nous atteindre). Le Soleil nous apparaît comme un grand disque lumineux, alors que les autres étoiles sont pour nous de simples points lumineux parce qu’elles sont beaucoup plus lointaines.
En plein jour, la forte luminosité du Soleil ne laisse guère la possibilité de voir les autres étoiles, qui sont pourtant autant de soleils d’autres systèmes planétaires ; il faut attendre que le Soleil soit couché pour déceler tous ces petits points lumineux.
VOYAGE AU CENTRE DU SOLEIL
Une boule d’hydrogène et d’hélium
Le Soleil est comparable à une immense boule de gaz très chaude, composée essentiellement d’hydrogène et d’hélium.
→ Les atomes d’hydrogène représentent presque la totalité (92 %) du nombre total d’atomes qui composent le Soleil, soit près des trois-quarts (73,4 %) de sa masse.
→ Les atomes d’hélium représentent un peu moins d’un dixième (7,8 %) du nombre total d’atomes, ce qui équivaut quand même à près d’un quart de la masse du Soleil, car les atomes d’hélium sont beaucoup plus lourds que les atomes d’hydrogène.
→ Les autres éléments (en particulier l’azote, l’oxygène et le carbone, qui sont des composants essentiels de l’atmosphère terrestre) ne sont présents qu’en quantités extrêmement faibles (à l’état de traces).
Une boule très chaude
Le Soleil est chaud : sa température en surface est de l’ordre de 6 000 °C, tandis qu’au centre (où se produit la fusion thermonucléaire), elle atteint 15 millions de degrés.
La fusion thermonucléaire qui se produit au centre du Soleil est un type de réaction nucléaire qui transforme (pour chaque réaction) 4 noyaux d’hydrogène (soit 4 protons) en un noyau d’hélium. Ces réactions libèrent à chaque fois une grande quantité d’énergie. Pour briller, le Soleil consomme 600 millions de tonnes d’hydrogène par seconde.
Une boule sous pression
La pression au centre du Soleil est d’environ 340 milliards de fois la pression de l’atmosphère terrestre (au niveau de la mer). Cette pression est tellement énorme que sans l’énergie qui est produite en son cœur, le Soleil s’effondrerait sous l’effet de son propre poids.
La pression qui règne au sein du Soleil est tellement énorme que même les photons (petits grains de lumière) sont piégés au cœur du Soleil ; ce n’est qu’au bord extérieur du Soleil qu’ils arrivent à s’échapper. Les photons voyagent alors dans l’espace et atteignent la Terre en un peu plus de 8 minutes (8,3 minutes environ). La distance moyenne Terre-Soleil, de 150 millions de kilomètres, définit en astronomie ce qu’on appelle une unité astronomique (UA).
Une boule d’une intense activité magnétique
Outre le rayonnement lumineux, le Soleil émet dans l’espace des particules électriques (essentiellement des protons et des électrons), et ceci d’autant plus que l’activité magnétique à sa surface est importante.
Le Soleil, en apparence si calme, est en fait le siège d’une intense activité magnétique. Elle s’illustre par une variété de phénomènes magnétiques comme les taches sombres sur la photosphère (à la surface du Soleil) et l’apparition et la disparition de boucles et d’arches magnétiques se déployant parfois très haut dans l’atmosphère du Soleil.
Ces boucles magnétiques expédient dans la couronne solaire et dans tout le système planétaire des gerbes de particules chargées, qui forment le vent solaire. Les particules du vent solaire sèment sur leur passage et lors de leur rencontre avec le champ magnétique terrestre, des tempêtes magnétiques et des aurores boréales aux drapés chatoyants.
Ces phénomènes magnétiques relâchent tellement d’énergie dans l’atmosphère du Soleil qu’ils chauffent la couronne solaire jusqu’à 1 million de degrés. Cependant, en dépit de sa température extrêmement élevée, la couronne solaire est si peu dense que plonger la main à l’intérieur ne provoquerait aucune brûlure ! L’explication de ce phénomène tient au fait que la densité de la couronne est tellement faible que sa capacité calorifique, c’est-à-dire sa capacité à chauffer, est extrêmement faible.
La couronne solaire, invisible en temps normal, peut être observée lorsque le disque solaire est recouvert par le disque lunaire, phénomène qui se produit lors des éclipses de Soleil. Ce phénomène des éclipses de Soleil est dû à une coïncidence étonnante : la Lune, 400 fois plus petite que le Soleil, est située, par rapport à la Terre, à une distance 400 fois inférieure. Le diamètre apparent de la Lune est donc exactement celui du Soleil. Lorsque la Terre, la Lune et le Soleil sont alignés dans cet ordre, la Lune occulte le disque brillant du Soleil (la photosphère) et laisse apparaître une auréole d’une couleur blanche diffuse : la couronne solaire.
NAISSANCE ET MORT PROGRAMMÉE DU SOLEIL
Le Soleil est né il y a approximativement 4,6 milliards d’années — soit environ un tiers de l’âge de l’Univers, selon la théorie du big bang — à la périphérie de notre galaxie, la Voie Lactée. Il s’est formé à partir d’un nuage de gaz interstellaire qui s’est effondré sur lui-même (un commencement commun à toutes les étoiles). Il est actuellement quasiment à mi-vie. Il s’éteindra vraisemblablement dans 5 milliards d’années pour finir en naine blanche (objet compact, dense et peu lumineux), une fois que son cœur aura brûlé tous ses carburants nucléaires, et qu’il aura épuisé toutes ses ressources énergétiques.
Le Soleil est en fait, à l’échelle de l’Univers, une étoile très banale, non seulement dans notre galaxie, mais également dans toutes les galaxies de l’Univers. En revanche, la présence de formes de vie sur une planète de notre Système solaire ou d’un autre système planétaire semble être moins banale, car elle nécessite des conditions particulièrement idéales : distance idéale entre la planète et son étoile permettant la présence d’eau liquide à sa surface, présence d’une atmosphère capable de filtrer les rayonnements dangereux de l’étoile, etc. Des conditions que seule la Terre réunit dans le Système solaire.
CARTE D’IDENTITÉ DU SOLEIL
Âge : 4,6 milliards d’années
Masse : 1 989 milliards de milliards de milliards de kilogrammes (soit 1,980 × 1030 kg)
Température en surface : 6 000 °C
Température au centre : 15 millions de degrés
Température dans la couronne solaire : 1 million de degrés
Luminosité (puissance de rayonnement) : 385 millions de milliards de milliards de watts (soit 3,85 × 1026 W).

La Terre est la troisième planète la plus proche du Soleil parmi les huit planètes que compte le Système solaire.
C’est la seule planète où l’eau se trouve sous ses trois états : solide (glace), liquide (eau) et gaz (vapeur d’eau).
LA TERRE DANS LE SYSTÈME SOLAIRE
La Terre tourne autour du Soleil à une vitesse proche de 108 000 km/h et à une distance moyenne de 149,6 millions de km. Elle effectue un tour complet quasi-circulaire autour du Soleil (révolution) en une année, soit environ 365 jours. Elle tourne aussi sur elle-même (rotation) en 23 h 56 min, soit environ un jour.
La Terre possède un seul satellite naturel : la Lune. Ce satellite tourne autour de la Terre en un peu plus de 27 jours, à environ 384 000 km d’altitude.
LA FORMATION ET L’ÉVOLUTION DE LA TERRE
La Terre est âgée de 4,6 milliards d’années. Elle s’est formée par l’agglomération (accrétion) des « restes » de poussières et de gaz qui n’ont pas servi à la formation du Soleil. Ces grains de matière tourbillonnants autour du Soleil ont aussi servi à former les autres planètes du Système solaire.
Lorsque la Terre était toute jeune (âgée de quelques millions d’années seulement), elle n’avait pas encore d’atmosphère (indispensable à la vie sur Terre), et sa température dépassait les 2 000 °C. Elle était entièrement recouverte de volcans. Puis ces volcans ont commencé à expulser des gaz de l’intérieur de la Terre et, surtout, de la vapeur d’eau. Après 150 millions d’années de dégazage intensif, une atmosphère primitive s’est formée. La Terre s’est refroidie et la température de son atmosphère est descendue sous les 100 °C, permettant ainsi à toute la vapeur d’eau de l’air de se transformer en eau liquide (condensation) : des pluies diluviennes se sont alors abattues sur la Terre et ont formé les premiers océans.
Aujourd’hui, les océans occupent 71 % de la superficie de la Terre. C’est pour cela qu’on appelle la Terre la « planète bleue ». Ce sont dans les océans que les premières formes de vie sont apparues. Ces premiers êtres vivants ont évolué pendant plusieurs milliards d’années avant de sortir des océans. La colonisation de la terre ferme par les êtres vivants (tout d’abord simplement de petites plantes primitives et des mille-pattes) a commencé il y a seulement 440 millions d’années environ. Des centaines de millions d’années d’évolution biologique sont à l’origine des animaux et des plantes que nous connaissons aujourd’hui. L’homme moderne (l’Homo sapiens), quant à lui, est le produit de millions d’années d’évolution de primates africains. Il est apparu il y a à peine 150 000 ans environ.
LA STRUCTURE DE LA TERRE
La Terre est une sphère presque parfaite. Son rayon est d’environ 6 400 km. La structure de l’intérieur de la Terre est composée de trois couches superposées. De la surface jusqu’au centre de la Terre, ces couches sont :
– la croûte (ou écorce) terrestre : c’est une couche solide, dont l’épaisseur moyenne est de 30 km sous les continents (croûte continentale) et de 10 km sous les océans (croûte océanique) ;
– le manteau : c’est une couche globalement solide, qui s’étend jusqu’à 2 900 km de profondeur. Il présente des zones plus visqueuses (plastiques) dans sa partie inférieure, où la température et la pression sont plus élevées ;
– le noyau : c’est une boule d’environ 3 500 km de rayon. Le noyau se décompose en deux parties : un noyau externe qui est liquide, et un noyau interne (appelé graine) qui est solide. La température au sein du noyau est d’environ 6 000 °C ; les roches en fusion (ou magma) qui constituent le noyau sont très riches en métaux (essentiellement du fer et du nickel). Les mouvements rapides de ce magma métallique au cœur du noyau sont à l’origine du champ magnétique de la Terre : c’est pourquoi la Terre se comporte comme un immense aimant, avec un pôle Sud et un pôle Nord.
LES MOUVEMENTS À LA SURFACE DE LA TERRE
La Terre est composée de douze plaques qui recouvrent toute sa surface : ce sont les plaques tectoniques. La majorité des volcans se forment exactement à l’endroit où ces plaques se touchent. Les plaques bougent, se rencontrent et s’affrontent : c’est ce que l’on appelle la dérive des continents. Ces mouvements sont extrêmement lents : les plaques se déplacent de seulement quelques centimètres par an.
Les collisions entre les plaques créent le relief de la Terre, mais aussi les tremblements de terre (ou séismes). Le relief sur les continents (les montagnes) dépasse 8 000 m d’altitude au-dessus du niveau de la mer. La montagne la plus élevée est l’Everest (8 850 m d’altitude), au Népal. La profondeur moyenne des océans est de 3 800 m. La plus grande profondeur sous les mers a été relevée à la fosse des Mariannes (11 033 m de profondeur), dans le Pacifique Nord. Cependant, le relief de la Terre est constamment remodelé par l’érosion (action de l’eau, du vent et du gel) et par les activités des hommes (extension des villes, création de voies de communication, etc.).
L’ATMOSPHÈRE TERRESTRE
La Terre est entourée par une atmosphère gazeuse d’environ 10 000 km d’altitude. Toutefois, 99 % de sa masse se concentrent dans ses 30 premiers kilomètres. C’est pourquoi, si on représentait la Terre sous la forme d’une pêche, l’atmosphère aurait l’épaisseur de sa peau.
L’atmosphère est principalement composée d’azote (78 %) et d’oxygène (21 %) ; le 1 % restant est constitué de nombreux autres gaz (argon, dioxyde de carbone, ozone, etc.), présents en quantités extrêmement faibles. La présence de l’oxygène dans l’atmosphère est vitale, puisque c’est ce gaz qui permet aux êtres vivants de respirer.
Sans atmosphère, la vie n’existerait pas sur Terre. En effet, l’atmosphère, et plus précisément la couche d’ozone de l’atmosphère, filtre les rayonnements nocifs du Soleil (les ultraviolets). C’est pour cela que la protection de la couche d’ozone est un sujet qui concerne toute l’humanité.
Par ailleurs, un autre phénomène atmosphérique inquiétant à l’échelle de la planète s’est développé depuis le début du xxe
siècle : l’effet de serre. Ce phénomène naturel, amplifié par les activités polluantes des hommes, accentue le réchauffement de la planète.
L’atmosphère est aussi le lieu où se produisent les phénomènes météorologiques (formation des nuages, des précipitations, des aurores polaires, circulation des vents, etc.). Elle est donc le sujet d’étude privilégié des météorologues et des climatologues.

LA VOIE LACTEE

La Voie lactée est une galaxie. Il existe des milliards de galaxies dans l’Univers, mais cette galaxie, qui comprend le Système solaire et donc la Terre, est spéciale : c’est dans cette galaxie que nous vivons.
OÙ SE TROUVE LA VOIE LACTÉE DANS L’UNIVERS ?
On ne sait pas si la Voie lactée est située à gauche ou à droite ou vers le centre de l’Univers, car on ne connaît toujours pas la forme et l’étendue de l’Univers. Ce que l’on sait, c’est que la Voie lactée se trouve dans un amas de galaxies appelé « Groupe local ». Cet amas de galaxies regroupe une vingtaine de galaxies, dont la galaxie d’Andromède, la galaxie Triangulum (M33) et la galaxie du Grand Nuage de Magellan. L’amas de galaxies le plus proche du Groupe local est celui de la Vierge, situé à 50 millions d’années-lumière de nous.
QUELLE EST LA STRUCTURE DE LA VOIE LACTÉE ?
La Voie lactée est une grande galaxie spirale : au centre se trouve un noyau brillant appelé bulbe, d’où partent des bras spiraux composés d’étoiles, de nébuleuses et de poussières interstellaires. Vue par la tranche,elle ressemble à un disque aplati, avec un renflement au centre.
La Voie lactée comprend plus de 100 milliards d’étoiles (étoiles bleues brillantes, étoiles géantes rouges), des poussières et des gaz interstellaires. Sa masse est plus de mille milliards de fois plus grande que celle du Soleil. Elle s’étend sur environ 100 000 années-lumière. Son centre (ou bulbe), d’environ 10 000 années-lumière de diamètre, contient la majorité des étoiles.
En 2002, les astronomes ont démontré l'existence d'un gigantesque trou noir au centre de la Voie lactée ; sa masse atteindrait environ 2,7 millions de fois celle du Soleil. Puis en 2004, un deuxième trou noir, moins massif (seulement 1 300 fois la masse du Soleil), situé à proximité du premier, est apparu dans les lignes de visée des observatoires terrestres et spatiaux.
Par ailleurs, la Voie lactée est enveloppée par un nuage étendu d’hydrogène gazeux. Ce nuage est lui-même entouré par un halo deux fois plus grand que le disque galactique, qui contient de nombreux amas d'étoiles, situés principalement au-dessus ou en dessous du disque. Ce halo (comme le centre de la Voie lactée) n’est pas directement visible en raison de la poussière interstellaire.
QUELS SONT LES MOUVEMENTS DE LA VOIE LACTÉE ?
La Voie lactée tourne dans le sens des aiguilles d’une montre si on la regarde du dessus (du pôle galactique Nord). La période de rotation (c’est-à-dire le temps mis par un objet pour faire un tour complet de galaxie) est d’autant plus longue que la distance au centre de la galaxie est grande. Le Soleil est situé dans l’un des bras de la Voie lactée, à environ 26 000 années-lumière du centre. Au voisinage du Système solaire, la période de rotation est supérieure à 200 millions d’années et la vitesse du Système solaire s’élève à environ 270 km/s.
QUAND ET COMMENT VOIR LA VOIE LACTÉE DEPUIS LA TERRE ?
La Voie lactée est visible à l’œil nu depuis la Terre sous la forme d’une bande lumineuse blanche traversant le ciel. C’est Galilée qui a découvert et décrypté en 1610 l’origine de cette large traînée laiteuse : son aspect vaporeux résulte de la présence d’une multitude d’étoiles. Ces étoiles sont en revanche trop éloignées de la Terre pour être visibles individuellement à l’œil nu. Celles que nous discernons séparément dans le ciel sont suffisamment proches de nous pour être perçues comme un astre isolé de ses voisins.
La position de la Voie lactée s’étend du nord-est au sud-est, à travers les constellations de Persée, de Cassiopée et de Céphée. Dans l’hémisphère Nord, on a le plus de chance de voir la Voie lactée durant les nuits d’été sans nuage et sans Lune. Les astronomes observent quant à eux la Voie lactée à l’aide de puissants télescopes terrestres et spatiaux, dans toutes les gammes de fréquences (ondes radio, micro-ondes, infrarouge, visible, ultraviolet, rayons X et gamma).
L’UNIVERS

L’Univers (ou cosmos) regroupe tout ce que nous connaissons et qui nous entoure : les galaxies, les étoiles, les planètes, les nébuleuses, les supernovae, les pulsars, les trous noirs, les quasars, les poussières interstellaires, etc. Parmi tous ces objets, les étoiles représentent la quasi-totalité de la masse visible de l’Univers. Mais 90 % du contenu de l’Univers est encore sous forme inconnue, appelée matière noire (ou matière sombre).
QUEL EST L’ÂGE DE L’UNIVERS ?
La réponse à cette question dépend du modèle cosmologique utilisé pour décrire l’histoire de l’Univers :
– pour les partisans de la théorie du big bang (théorie considérée comme officielle par la majorité des scientifiques), l’Univers a environ 15 milliards d’années ; cet âge correspond à l’âge des plus vieilles étoiles observées dans l’Univers ;
– pour d’autres cosmologistes (comme l’éminent Fred Hoyle), qui rejettent l’idée d’un commencement de l’Univers (idée trop séduisante pour les esprits religieux), l’Univers a un âge infini puisqu’il a toujours existé.
COMMENT S’EST FORMÉ L’UNIVERS ?
Selon la théorie du big bang, l’Univers est né à partir d’une énorme explosion. Avant cette explosion initiale, l’Univers se trouvait dans une situation que la physique actuelle ne peut pas expliquer. Au moment de l’explosion (moment où le temps commence), l’Univers est infiniment petit (plus petit qu’un point), infiniment chaud (plusieurs milliards de degrés) et infiniment dense. Une fois l’explosion produite, l’Univers s’étend rapidement et devient petit à petit moins chaud et moins dense. Dans la lutte acharnée entre les particules de matière et d’antimatière, ce sont les premières qui l’emportent et qui vont donner naissance aux galaxies, aux planètes et aux êtres vivants.
QU’EST-CE QUE L’EXPANSION DE L’UNIVERS ?
En 1929, l’astronome américain Edwin Hubble découvre que les galaxies s’éloignent les unes des autres : ce qui prouve que l’Univers est en expansion. Aucun scientifique (même les opposants à la théorie du big bang) ne rejette cette observation qui est souvent présentée comme l’une des preuves de la théorie du big bang.
Les scientifiques estiment aujourd’hui que l’Univers est en expansion avec la forme d’un ballon de football de 15 milliards d’années-lumière de diamètre. Plus on remonte dans le temps, plus l’Univers est jeune, et plus il y a d’événements violents (naissance d’étoiles, collisions de galaxies, etc.).
QUEL EST L’AVENIR DE L’UNIVERS ?
Les cosmologistes proposent deux théories sur l’avenir de l’Univers :
– la théorie du système ouvert, qui considère que les étoiles, qui ont une durée de vie limitée, vont former des trous noirs ; ces trous noirs deviendront de plus en plus nombreux, et finiront par englober toute la matière restante ; dans ce cas, l’expansion de l’Univers continuera sans fin ;
– la théorie du système fermé, qui considère que l’expansion de l’Univers va ralentir, car elle s’oppose à la loi de la gravitation ; l’expansion de l’Univers ne serait donc pas infinie ; l’Univers s’immobilisera et se contractera dans un volume si petit que cela déclenchera un nouveau big bang, pour recréer ensuite un nouvel Univers avec une nouvelle expansion.

LES GALAXIE

Toute la matière du cosmos est regroupée en galaxies. L’Univers possède ainsi plusieurs milliards de galaxies qui tournent sur elles-mêmes. Notre galaxie, la Voie Lactée, regroupe le Soleil et toutes les étoiles visibles à l’œil nu depuis la Terre.
QUELLE EST LA COMPOSITION D’UNE GALAXIE ?
Les galaxies sont des régions de l’Univers où se trouvent plusieurs milliards de corps célestes : des étoiles, des planètes, des comètes, des astéroïdes, des gaz (hydrogène, azote, etc.), des poussières interstellaires, etc. L’ensemble de ces corps tourne autour du centre de leur galaxie en plusieurs centaines de millions d’années. Mais la plus grande partie de la galaxie est constituée de matière si peu lumineuse qu’elle n’est tout simplement pas visible : cette matière est d’ailleurs appelée matière noire (ou matière sombre).
QUELS SONT LES TYPES DE GALAXIE ?
Les galaxies sont classées en trois catégories :
– les galaxies elliptiques, qui se forment à partir d’un grand nombre d’étoiles, avec un noyau dense et brillant ; elles contiennent peu d’étoiles jeunes, mais beaucoup de vieilles étoiles, de gaz et de poussières ;
– les galaxies spirales, qui sont des disques aplatis avec de longs bras en forme de spirale (comme la Voie lactée) ; elles contiennent beaucoup d’étoiles jeunes (brillantes), de gaz et de poussières, mais peu de vieilles étoiles ; les étoiles se déplacent sur des orbites circulaires avec une vitesse qui augmente avec la distance au centre de la galaxie : par exemple, le Soleil tourne à une vitesse de 250 km/s à une distance de 27 000 années-lumière par rapport au centre de la galaxie ;
– les galaxies irrégulières, qui sont composées de nombreuses étoiles jeunes et d’une grande quantité de matière interstellaire ; ces galaxies sont situées près des grandes galaxies, qui les perturbent et modifient leur aspect.
OÙ SE SITUENT LES GALAXIES DANS L’UNIVERS ?
Les galaxies ne sont pas isolées dans l’Univers : elles appartiennent à de petits groupes de galaxies appelés amas de galaxies. Par exemple, notre galaxie (la Voie lactée) fait partie d’un amas appelé le Groupe local, qui regroupe une trentaine d’autres galaxies. L’amas galactique le plus proche du Groupe local est l’amas de la Vierge.
Les amas de galaxies ne sont pas uniformément répartis dans l’Univers, mais disposés en longues bandes (ou filaments) autour de grands vides : autrement dit, les amas de galaxies se regroupent pour former des structures encore plus grandes, appelées les superamas de galaxies.
COMMENT OBSERVER ET ÉTUDIER LES GALAXIES ?
Il est difficile d’étudier les galaxies car elles sont très éloignées de la Terre. Par exemple, la galaxie d’Andromède est la seule galaxie observable à l’œil nu depuis la Terre. Par conséquent, les astronomes étudient les différents rayonnements (le spectre électromagnétique) émis par la galaxie à l’aide de grands télescopes spécifiques à chaque type de rayonnement. Ils peuvent ainsi déterminer la composition et les mouvements des étoiles individuelles (domaine des ondes radio), les caractéristiques des poussières chaudes du noyau (rayonnement infrarouge), les halos galactiques (rayons X), l’évolution des jeunes étoiles (rayonnement ultraviolet), ou la formation des trous noirs (rayons X). L’observation de notre galaxie (la Voie lactée) permet d’obtenir de précieuses informations sur le « fonctionnement » d’une galaxie.
QUELLES SONT LES GRANDES ÉTAPES DE L’OBSERVATION DES GALAXIES ?
La première description d’une galaxie (celle d’Andromède) est faite par l’astronome perse Al-Sufi en 905. En 1780, l’astronome français Charles Messier publie un catalogue des 32 premières galaxies, dont la galaxie d’Andromède (M31). Au xixe siècle, des milliers de galaxies sont identifiées par William Herschel, sa sœur Caroline et son fils John. L’astronome américain Edwin Hubble observe enfin en 1928 que les galaxies s’éloignent les unes des autres dans l’Univers. Cependant, les scientifiques ne savent pas actuellement si l’expansion de l’Univers (et donc l’éloignement des galaxies) se poursuivra dans le futur.

LES ETOILES

Les étoiles sont de gigantesques boules de gaz, très éloignées de la Terre. Elles rayonnent et créent leur propre énergie lumineuse. C’est ce qui fait leur différence avec les autres corps célestes (planètes, lunes, astéroïdes) qui ne font que réfléchir la lumière des étoiles qui les éclairent.
VIE ET MORT DES ÉTOILES
À l’échelle humaine, les étoiles paraissent éternelles. Pourtant, une étoile a un début et une fin, une naissance et une mort. Mais la vie d’une étoile se réalise en un temps très long : des centaines de milliers d’années pour les étoiles très massives, des millions ou des milliards d’années pour les étoiles peu massives.
Les étoiles naissent dans les galaxies, dans les zones gazeuses entre les étoiles, au sein de nuages de molécules très froids (proche du zéro absolu, fixé à – 273,16 °C). Ces nuages sont composés en grande majorité d’hydrogène et d’hélium, avec de toutes petites quantités d’atomes plus lourds (carbone, oxygène, azote, etc.). Ils sont si peu denses que, sur la Terre, ils seraient en fait considérés comme analogues au vide. Cependant, il suffit d’une instabilité pour qu’ils s’effondrent sous leur propre poids et donnent naissance à des boules concentrées de matière gazeuse. Ces boules s’échauffent progressivement, jusqu’à ce que la température en leur centre atteigne 15 millions de degrés. Cette température permet d’amorcer des réactions nucléaires (réactions de fusion thermonucléaire) : ainsi naissent les étoiles.
La première phase de vie d’une étoile est celle de la fusion thermonucléaire de l’hydrogène en hélium : cette phase peut être « très courte » (plusieurs centaines de milliers d’années) si l’étoile est très massive, ou beaucoup plus longue (plusieurs milliards d’années) pour les étoiles semblables au Soleil.
À la suite de cette première phase, une série d’étapes nucléaires se succèdent (fusion de l’hélium en carbone, fusion du carbone en oxygène…) en fonction de la masse des étoiles, car c’est la masse de l’étoile qui détermine la valeur de sa température centrale. En effet, la température au cœur de l’étoile doit être de plus en plus élevée pour que se réalisent les fusions thermonucléaires d’éléments chimiques de plus en plus lourds.
Entre les phases nucléaires, le cœur de l’étoile se contracte alors que l’enveloppe externe se dilate : c’est la phase de géante rouge — étape que connaîtra le Soleil dans 5 milliards d’années environ, lorsqu’il aura épuisé en son cœur tout son combustible nucléaire (c’est-à-dire son hydrogène), avant de finir en naine blanche.
Le destin d’une étoile est donc conditionné par sa masse :
– les étoiles de type solaire (étoiles de masse inférieure à 1,44 fois celle du Soleil) ne subissent que les premières étapes nucléaires avant de finir leur vie en naines blanches ;
– les étoiles massives (étoiles de masse supérieure à 1,44 fois celle du Soleil) finissent par exploser en supernova — soit complètement en ne laissant rien derrière elles, soit, parfois, en donnant naissance à un objet compact (étoile à neutrons ou trou noir) ;
– les étoiles de masse inférieure à 0,06 fois celle du Soleil n’amorcent quant à elles jamais les réactions thermonucléaires de fusion de l’hydrogène et finissent leur vie en naines brunes (petites étoiles avortées qui ne brillent que très faiblement).
LES ÉTOILES ET LES PLANÈTES
Au tout début de la formation d’une étoile, la condensation centrale est entourée d’un disque de matière (appelé disque d’accrétion) dans lequel se forment éventuellement des planètes. C’est ainsi que les planètes de notre Système solaire se sont formées (elles sont presque toutes contenues dans un plan, dit plan de l’écliptique).
Il existe hors du Système solaire des planètes qui tournent autour d’une autre étoile que le Soleil : elles sont appelées exoplanètes. La recherche d’exoplanètes est un domaine très actif de la recherche contemporaine. En 2004, les astronomes ont répertorié plus d’une centaine d’exoplanètes du type de Jupiter (qui est une planète géante gazeuse).
Les astronomes sont à la recherche d’exoplanètes semblables à la Terre (qui est une planète tellurique). La tâche est très difficile, car les planètes telluriques sont beaucoup plus petites que les planètes gazeuses. Ainsi, les perturbations qu’elles engendrent dans le rayonnement des étoiles autour desquelles elles gravitent sont actuellement trop faibles pour être détectées. Mais cette recherche reste un défi essentiel, car repérer de telles planètes pourrait être le premier pas vers la découverte d’une forme de vie extraterrestre, hors de notre Système solaire.

LES TROUS NOIRS

Les trous noirs sont des régions de l'espace où règne une force d’attraction (la force de gravitation) tellement forte qu’aucun objet ni aucune lumière ne peut s’en échapper. Un trou noir est soit un corps de grande masse avec une faible densité, soit un corps de petite masse avec une grande densité. Le « bord » d’un trou noir, appelé horizon ou surface du trou noir, est sphérique. Cette région nous apparaît de couleur noire car aucune lumière ne peut en ressortir.
COMMENT SE FORME UN TROU NOIR ?
Un trou noir correspond à la fin de vie d’une étoile massive (étoile de masse supérieure à 1,4 fois celle du Soleil). En effet, en fin de vie, l’enveloppe externe d’une étoile se dilate et s’échauffe pour former une géante rouge, de diamètre 10 à 100 fois supérieur à sa taille de départ. Si cette géante rouge est une étoile massive, l’étoile peut exploser entièrement en libérant toute sa matière dans l’espace : il se forme une supernova. Si la masse du cœur de la supernova est supérieure à 3 fois celle du Soleil, le cœur de l’étoile s’effondre indéfiniment sur lui-même : ainsi naît un trou noir.
COMBIEN EXISTE-T-IL DE TROUS NOIRS DANS L’UNIVERS ?
Les astrophysiciens estiment que les plus grandes galaxies contiennent des trous noirs dont la masse peut atteindre plusieurs milliards de fois celle du Soleil (comme, par exemple, celui découvert au centre de la galaxie M87 par le télescope spatial Hubble, en 1994).
Par ailleurs, en 2002, les astronomes ont démontré l’existence d’un gigantesque trou noir au centre de la Voie lactée ; sa masse atteindrait environ 2,7 millions de fois celle du Soleil. Puis en 2004, un deuxième trou noir, moins massif (seulement 1 300 fois la masse du Soleil), situé à proximité du premier, est apparu dans les lignes de visée des observatoires terrestres et spatiaux.
COMMENT DÉTECTER UN TROU NOIR ?
Les trous noirs ont été évoqués pour la première fois en 1916 par l’astronome allemand Karl Schwarzschild, à partir de la théorie de la relativité générale d’Albert Einstein. Un trou noir est difficile à détecter, car il est invisible (il retient toute la lumière). En fait, un trou noir se détecte par l’attraction gravitationnelle et les effets électromagnétiques qu’il exerce sur les corps autour de lui. Par exemple, les astronomes ont découvert dans la constellation du Cygne une source de rayons X qui tourne autour de quelque chose d’invisible dont la masse est dix fois supérieure à celle du Soleil. Il s’agit probablement d’un trou noir, car des rayons X sont émis par un trou noir lorsqu’il aspire l’enveloppe gazeuse d’un corps céleste.

LES PLANETES

Les planètes sont des astres non lumineux par eux-mêmes (contrairement aux étoiles qui produisent leur propre lumière), qui tournent autour d’une étoile (comme le Soleil). Il en existe dans notre Système solaire, mais aussi dans d’autres systèmes planétaires de notre galaxie (la Voie lactée) ou d’autres galaxies. Les planètes situées à l’extérieur du Système solaire sont appelées des exoplanètes (ou planètes extrasolaires).
LES PLANÈTES DU SYSTÈME SOLAIRE
Jusqu’en août 2006, le Système solaire comprenait 9 planètes : Mercure, Vénus, la Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune et Pluton (dans l’ordre croissant de leur éloignement par rapport au Soleil). Mais la découverte aux confins du Système solaire de l’astre 2003 UB313 (surnommé Xena), d’un diamètre supérieur à celui de Pluton d’environ 100 km, a contraint l’Union astronomique internationale (UAI) à revoir la définition de la notion de planète. Soit les astronomes décidaient d’inclure le nouvel astre (et sûrement d’autres encore pour l’instant inconnus) dans la liste des planètes, soit ils excluaient Pluton, dont le statut de planète était déjà très controversé depuis les années 1990. Finalement, les astronomes ont opté pour la seconde solution en reclassant Pluton comme le prototype d’une nouvelle classe de corps célestes : les « planètes naines ».
Ainsi, depuis août 2006, le Système solaire compte 8 planètes, qui peuvent être divisées en deux groupes :
– les planètes rocheuses dites telluriques, c’est-à-dire semblables à la Terre dans le sens où elles possèdent une croûte solide comme la Terre ; ce groupe est composé des quatre planètes les plus proches du Soleil : Mercure, Vénus, la Terre et Mars ;
– les planètes géantes gazeuses dites joviennes, c’est-à-dire semblables à Jupiter (la plus grosse d’entre elles) ; ce groupe est composé des quatre planètes les plus grosses du Système solaire : Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune.
COMMENT LES PLANÈTES DU SYSTÈME SOLAIRE SE SONT-ELLES FORMÉES ?
Toutes les planètes du Système solaire se sont formées à la même époque, il y environ 4,6 milliards d’années, à partir des gaz et des poussières de la nébuleuse qui n’ont pas servi à la formation du Soleil. Ces gaz et ces poussières se sont contractés sous l’effet de la gravitation (la force d’attraction des objets qui ont une masse) et ont formé un grand disque en rotation sur lui-même. Pendant la formation du Soleil (et d’autres étoiles proches du Soleil), des débris de ce disque se sont agglomérés pour former les planètes.
QUELLE EST LA SCIENCE QUI ÉTUDIE LES PLANÈTES ?
L’étude des planètes, de leur formation, de leur structure, de leurs propriétés physico-chimiques et de leur évolution, est l’objet de la planétologie.
Depuis la découverte de la première exoplanète en 1995, une nouvelle discipline de l’astronomie a vu le jour : l’exoplanétologie, autrement dit la chasse aux planètes extrasolaires. Les enjeux de cette recherche intensive sont principalement l’amélioration des modèles actuels de formation planétaire, ainsi que la découverte d’exoplanètes semblables à la Terre et pouvant abriter une quelconque forme de vie. Planétologie et exoplanétologie sont donc étroitement liées avec l’exobiologie, qui recherche et étudie les origines de la vie dans l’Univers.
Les astréoides

Les astéroïdes fascinent et inquiètent en même temps. Si leur étude permet de mieux comprendre la formation du Système solaire, le danger que l’un d’entre eux entre en collision avec la Terre est bien réel. C’est pourquoi, les astronomes cherchent à identifier le maximum d’astéroïdes pour mieux les surveiller.
QU’EST-CE QU’UN ASTÉROÏDE ?
Un astéroïde est un petit corps céleste de diamètre inférieur à 1 500 km. Malgré leur petite taille, les astéroïdes sont de véritables petites planètes car ils tournent autour d’une étoile, contrairement aux satellites naturels qui tournent autour d’une planète (comme la Lune autour de la Terre). Les plus gros astéroïdes sont de forme sphérique, tandis que les plus petits (diamètre inférieur à 160 km) sont généralement de forme irrégulière et allongée. La majorité des météorites qui tombent sur Terre sont des fragments d’astéroïdes.
COMMENT NOMME-T-ON LES ASTÉROÏDES ?
Au moment de leur découverte, les astéroïdes sont nommés par un numéro temporaire du type AAAA MO : AAAA indique l’année, M indique la moitié du mois de la découverte, et O indique l’ordre de la découverte dans cette moitié de mois. Par exemple, l’astéroïde 1982 DB est le deuxième astéroïde découvert (lettre B) durant la seconde moitié de mois de février (lettre D) de l’année 1982.
Une fois leur orbite connue, un comité de l’Union astronomique internationale (UAI) leur attribue un chiffre et un nom définitifs. Par exemple, l’astéroïde 433 Éros est le 433e astéroïde nommé par l’UAI.
COMMENT CLASSE-T-ON LES ASTÉROÏDES ?
La classification des astéroïdes selon leur composition chimique
Les astéroïdes sont généralement classés en fonction de leur composition chimique :
– les astéroïdes de type C (carbonés) sont composés de carbone ; ces astéroïdes sont très sombres (gris foncé) ; leur composition est la même que celle de la nébuleuse solaire d’origine ; ils représentent plus de 70 % des astéroïdes observables depuis la Terre ;
– les astéroïdes de type S (silicatés) sont composés de fer, de nickel et de silicates ; ces astéroïdes sont brillants ; ils représentent environ 20 % des astéroïdes observables depuis la Terre ;
– les astéroïdes de type M (métalliques) sont composés de fer et de nickel ; ces astéroïdes sont assez brillants ; ils pourraient provenir de corps planétaires dont les couches supérieures ont été éliminées lors d’impacts ; ils représentent environ 10 % des astéroïdes observables depuis la Terre.
La classification des astéroïdes selon leur position dans le Système solaire
Cette méthode de classement permet de déterminer quatre groupes principaux d’astéroïdes, situés dans zones bien définies du Système solaire :
– la majorité des astéroïdes sont situéssur la ceinture principale, entre les orbites de Mars et de Jupiter ; ces astéroïdes proviennent de la nébuleuse solaire, et l’attraction de Jupiter les a empêchés de se regrouper pour former une planète ;
– les géocroiseurs sont des astéroïdes qui frôlent ou croisent l’orbite de la Terre ; ces astéroïdes sont placés sous haute surveillance, car ils pourraient entrer en collision avec la Terre ;
– les Troyens sont des astéroïdes situés sur la même orbite que Jupiter ; ils se répartissent en deux groupes sur des zones d’équilibre appelées points de Lagrange : l’un des deux groupes de Troyens se déplace en avant de Jupiter, l’autre en arrière de Jupiter ;
- les Centaures sont des astéroïdes situés en dehors de la ceinture principale, entre Jupiter et Neptune ; leurs orbites sont très instables, car elles sont perturbées par les planètes géantes.
COMBIEN Y A-T-IL D’ASTÉROÏDES DANS LE SYSTÈME SOLAIRE ?
Les astronomes ont découvert plus de 7 000 astéroïdes dans le Système solaire. Toutefois, des milliers d’astéroïdes restent inconnus en raison de leur petite taille (diamètre inférieur à 1 km) ; ces petits astéroïdes sont par conséquent difficiles à observer par les télescopes terrestres ; l’emploi de télescopes spatiaux dédiés à ce recensement s’impose.
QUELLE EST LA TAILLE DES ASTÉROÏDES ?
Le plus gros des astéroïdes du Système solaire est 1 Cérès, qui a été le premier astéroïde observé (dès 1801 par l’astronome italien Giuseppe Piazzi) en raison de sa taille : un diamètre de 930 km et une masse représentant environ 25 % de la masse de tous les astéroïdes.
Les deux autres plus gros astéroïdes sont 2 Pallas et 4 Vesta, tous deux affichant un diamètre d’environ 525 kilomètres. Plus de 200 astéroïdes ont un diamètre supérieur à 100 km, mais seulement une trentaine ont un diamètre supérieur à 200 km.
QUELLE EST L’ORIGINE DES ASTÉROÏDES DANS LE SYSTÈME SOLAIRE ?
Les astéroïdes sont des débris du Système solaire qui tournent comme les planètes autour du Soleil. Ces fragments de roches datent probablement de la formation du Système solaire, il y a environ 4,6 milliards d’années.