UNIVERS

Il peut paraître illusoire, inutile ou présomptueux d'oser consacrer quelques lignes à l'Univers dans son ensemble. Nous sommes écrasés par son immensité et sa diversité. Néanmoins, l'intelligence de l'homme l'a conduit à inventer un très grand nombre de techniques qui lui permettent d'appréhender à la fois l'infiniment petit (grâce aux techniques de la physique des particules et de la physique nucléaire) et l'infiniment grand (grâce aux télescopes, fonctionnant au sol dans les domaines optique et radio, et grâce aux nombreuses missions spatiales). La figure 1 présente les constituants majeurs de l'Univers.

Constituants majeurs

Constituants majeurs de l'Univers. L'ensemble des constituants de l'Univers observé sont portés sur un diagramme « masse-rayon ». La partie droite correspond au domaine des trous noirs, pour lesquels le rayon est inférieur à une échelle calculée par la relativité générale ; ce rayon... 

Crédits : Encyclopædia Universalis France

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D'après les dictionnaires, l'Univers est l'ensemble de tout ce qui existe. Dans sa perception immédiate, l'Univers se limite au seul environnement qui soit accessible à nos sens. L'astronomie a cependant permis, dès l'Antiquité, de concevoir que la Terre, le système solaire et les étoiles ont des dimensions, ou sont à des distances, considérablement plus grandes que ce que nous pouvons imaginer facilement.

Cependant, ce n'est guère qu'au début du xx^e siècle que l'on a commencé à pouvoir réellement estimer la distance d'objets astronomiques très éloignés, et que l'on a pleinement réalisé l'immensité de la partie observable de l'Univers. Notre système solaire, la seule parcelle de l'Univers qui ait pu faire l'objet d'une exploration directe, a des dimensions de l'ordre de douze milliards de kilomètres ; la lumière met onze heures à le traverser. Mais la lumière met quatre ans à nous parvenir de l'étoile la moins éloignée, trois millions d'années pour venir de la galaxie d'Andromède, notre plus proche voisine parmi les galaxies spirales, tandis que les objets les plus lointains détectables avec les grands télescopes et radiotélescopes sont à plus de dix milliards d'années-lumière. Devant de telles valeurs, difficilement concevables, l'Univers devient pour l'astronome un concept plutôt abstrait, qu'il ne peut se représenter mentalement que par un modèle extrêmement simplifié. L'Univers lui apparaît comme un ensemble hiérarchisé, dont les plus grandes entités sont les superamas de galaxies. Ceux-ci sont formés d'amas eux-mêmes constitués de galaxies. La Voie lactée – notre Galaxie – n'est qu'une parmi des milliards de galaxies ; elle est constituée d'étoiles – elles-mêmes souvent groupées en amas – entre lesquelles se trouvent du gaz et de la poussière interstellaires très dilués. Le Soleil est l'une des quelque dix milliards d'étoiles de notre Galaxie.

L'Univers n'est ni immuable, ni même immobile, comme on l'imaginait encore au début du xx^e siècle : ses éléments constitutifs naissent et meurent, sont en mouvement parfois violent, voire explosif, et l'Univers tout entier est en expansion et en évolution. La cosmologie est l'étude de la structure, de l'origine et de l'évolution de l'Univers.

L'échelle des distances dans l'Univers

Jusqu'au début du xx^e siècle, il n'apparaissait pas possible de mesurer les distances des astres autrement que par la méthode dite de la parallaxe géométrique : si l'on observe la position apparente d'un objet proche par rapport à des objets supposés très éloignés, on constate que cette position apparente varie selon l'emplacement de l'observateur. En 129 avant J.-C., Hipparque de Nicée (ou Hipparque de Rhodes) avait déjà réussi à mesurer ainsi la distance de la Terre à la Lune, qu'il avait estimée entre 59 et 67 rayons terrestres (la valeur moyenne réelle est 60, ce qui correspond à 384 000 kilomètres) ; en ce qui concerne le Soleil, situé à 150 millions de kilomètres de la Terre, il fallut attendre le xvii^e siècle. On utilisa à cet effet des observations simultanées en des points éloignés du globe terrestre. Pour les objets plus lointains, on peut faire des observations à diverses époques de l'année auxquelles la Terre occupe sur son orbite des positions différentes : on peut ainsi bénéficier de la base très étendue offerte par l'orbite terrestre.

Distance dans l'Univers

La lumière met un peu plus d'une seconde pour parcourir les 300 000 kilomètres qui nous séparent de la Lune. Le temps de parcours de la lumière constitue une bonne façon d'estimer les distances entre les différents objets cosmiques. Grâce à cet outil de mesure, on sait que la Terre se... 

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La première mesure réussie de la distance d'une étoile est due à Friedrich Bessel et ne date que de 1838. L'étoile la plus proche, un objet peu brillant dénommé Proxima Centauri, est à 4,2 années-lumière de nous, soit 270 000 fois le rayon de l'orbite terrestre. L'année-lumière, qui vaut 9,46 × 10¹⁵ mètres, est la distance qui est parcourue en un an par la lumière. Les astronomes préfèrent généralement utiliser comme unité le parsec (pc), qui est la distance à laquelle le rayon moyen de l'orbite terrestre est vu sous un angle d'une seconde : 1 pc = 3,26 années-lumière = 3,09 × 10¹⁶ mètres, soit, pour être plus parlant, 30 000 milliards de kilomètres ! Par la méthode de la parallaxe géométrique, on ne peut mesurer des distances que jusqu'à 20 ou 30 parsecs, mais le satellite astrométrique Hipparcos de l'Agence spatiale européenne (E.S.A.), lancé le 8 août 1989 et dont la mission s'est achevé en août 1993, a porté cette limite à une centaine de parsecs, et le satellite Gaia, également de l'E.S.A., devrait permettre de l'étendre à toute la Galaxie, dont les dimensions atteignent 30 000 parsecs. Celles-ci ne furent estimées correctement que dans les années 1910-1915, par Jacobus Cornelius Kapteyn et Harlow Shapley, à l'aide d'une méthode statistique (parallaxe statistique) et, surtout, d'une méthode photométrique (parallaxe photométrique) qui devait connaître un immense développement.

Le principe de cette dernière méthode est très simple : supposons qu'il existe une propriété observable d'une étoile liée à son éclat intrinsèque (par exemple l'aspect de son spectre). Si l'on observe cette même propriété dans une étoile de distance inconnue, on peut en déduire son éclat propre ; en comparant celui-ci avec l'éclat apparent qui est mesuré sur Terre, on peut déterminer la distance de l'étoile.

Cette méthode fut appliquée par Henrietta Leavitt et Harlow Shapley dès 1912 aux Nuages de Magellan – les galaxies les plus proches de la nôtre – en utilisant les céphéides, étoiles variables dont la période est fonction de la luminosité. Le Grand Nuage de Magellan est situé à 50 000 parsecs, et le Petit à 63 000 parsecs environ. Grâce au grand télescope du mont Wilson, Edwin Powell Hubble mesura ensuite par la même méthode la distance de la « nébuleuse » spirale d'Andromède, Messier 31 (la valeur actuelle, nettement plus élevée que celle de Hubble, est de 900 000 parsecs) ; grâce au télescope spatial Hubble, cette méthode a pu être étendue à des galaxies envir [...]

Nébuleuse dans le Grand Nuage de Magellan

Afin de célébrer la 100 000e orbite du télescope spatial Hubble, et ses 18 ans d'exploitation, les scientifiques du Space Telescope Science Institute de Baltimore ont décidé de prendre, le 10 août 2008, des images extrêmement détaillées d'une région de formation intense d'étoiles,... 

Crédits : STScI/ ESA/ NASA

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Edwin Powell Hubble

Edwin Powell Hubble en 1923 à l'oculaire du foyer newtonien du télescope Hooker de 2,5 mètres d'ouverture du mont Wilson. 

Crédits : The Observatories of the Carnegie Institution of Washington

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Télescope spatial Hubble

Le télescope spatial Hubble lors d'une opération de maintenance au-dessus de la soute de la navette spatiale Discovery, en décembre 1999. Lancé le 25 avril 1990, cet instrument de 2,40 mètres d'ouverture observe dans un large domaine spectral, de l'ultraviolet à l'infrarouge. 

Crédits : NASA / STScI

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