Les unités de distance ordinaires, mètre et kilomètre, ne sont pas très utiles quand on veut parler des distances dans l'Univers. Dire que la plus proche étoile (la plus faible des trois étoiles du système d'Alpha du Centaure) est à 40 000 milliards de km de nous ne parle guère à l'imagination. Et si on veut aller un peu plus loin dans l'Univers, il faudra apprendre à manipuler des chiffres vraiment très grands. Les astronomes s'accomodent de cette situation en utilisant des unités spécifiques comme l'année-lumière ou le parsec que nous verrons un peu plus loin. L'année-lumière, contrairement à ce que son nom peut laisser penser, n'est pas une unité de temps mais une unité de distance : c'est la distance parcourue par la lumière en une année, qui vaut 9,46 10¹⁵ m (voir exercice).

La Terre vue de l'espace

Photo de la Terre prise le 7 décembre 1972 par les astronautes de la mission Apollo 17. On est ici à une échelle caractéristique de 10 000 km soit 10⁷ m.

Crédit : NASA/NSSDC/APOLLO

Munis de l'unité année-lumière, que nous abrégerons en a.l., et de ses multiples, notamment le million et le milliard d'années-lumière (respectivement Ma.l. pour méga années-lumière, Ga.l. pour giga années-lumière), nous pouvons nous lancer dans une petite visite de l'Univers. Commençons par notre planète la Terre, telle qu'on peut la voir depuis l'espace.

La Terre vue de la Lune

Clair de Terre sur la Lune vu par Apollo 11. Nous sommes à une échelle caractéristique de 400 000 km, soit 1,3 seconde-lumière.

Crédit :NASA/JSC/APOLLO

Faisons un petit bond en avant dans les échelles de longueur, juste un facteur 10 (autrement dit multiplions la distance par 10): c'est le système Terre-Lune.

Le système solaire

Schéma du Système solaire.

Crédit :Astrophysique sur Mesure

Un petit coup d'accélérateur et nous voilà au niveau du Système solaire tout entier avec ses huit planètes. Sachant qu'il faut 4,2 heures pour que la lumière du Soleil parvienne à la huitième planète, Neptune, on calcule aisément que la distance Soleil-Neptune est de 4,5 milliards de km : soit une demi-dizaine de milliards de km, l'échelle est donc de l'ordre de 10¹⁰ km ! Il est difficile de donner une taille précise du système solaire, puisqu'au-delà de l'orbite de Pluton (qui est maintenant une planète naine), on trouve encore, non seulement des milliards de noyaux de comètes, mais aussi des dizaines de petits corps glacés appelés objets trans-neptuniens (parce que leur orbite autour du Soleil est située au-delà de celle de Neptune).

L'amas d'étoiles des Pléiades

L'amas des Pléiades est le plus connu des amas d'étoiles. La lumière qui le baigne est celle des étoiles de l'amas qui est diffusée par de fins nuages de gaz et de poussières.

Crédit : AURA/NOAO/NSF

Notre Galaxie (que nous écrivons avec un G majuscule pour la distinguer des autres galaxies) est un ensemble de plusieurs dizaines de milliards d'étoiles. Nous avons déjà vu que les étoiles sont très loin les unes des autres : Alpha Centauri, notre plus proche voisine, est à 4,2 années-lumière, alors que les dimensions du système solaire se mesurent plutôt en heures-lumière. Les étoiles sont souvent groupées en amas dont les Pléiades sont un exemple caractéristique. Ici la distance typique entre étoiles est de l'ordre de 13 années-lumière. Nous sommes donc à une échelle caractéristique de 13 x 9,5 10¹⁵ m soit environ 10¹⁷ m. L'amas des Pléiades, qui peut être vu à l'oeil nu, contient plusieurs milliers d'étoiles et se trouve à 400 années-lumière du Soleil.

La galaxie Messier 83

La galaxie Messier 83 est dite spirale à cause de ses bras en forme de spirale, composés d'étoiles bleues très massives et lumineuses, que l'on peut voir sur l'image. Elle contient aussi en son centre une barre rectiligne d'étoiles plus jaunes. Notre Galaxie, la Voie Lactée, est une spirale barrée comme M83. La taille d'une galaxie comme la nôtre, qui est tout à fait typique des galaxies spirales, se mesure en dizaines de milliers d'années-lumière.

Crédit : ESO

Les dimensions de notre Galaxie, la Voie Lactée, se mesurent en dizaines de milliers d'années-lumière. Si nous pouvions voir notre Galaxie de l'extérieur, elle ressemblerait sans doute à M83, une belle galaxie spirale barrée visible de l'hémisphère sud.

Un amas de galaxies

Cet amas de galaxies contient des centaines de galaxies et ses dimensions se mesurent en millions d'années-lumière. Sa distance est de 3 milliards d'années-lumière. Nous sommes donc arrivés à des échelles de 10²⁵ m.

Crédit : ESO

A une échelle encore plus grande, les galaxies sont organisées en grandes structures comme des amas de galaxies, regroupements de milliers de galaxies, de grands "murs" ou des "filaments". Voici un amas de galaxies de l'hémisphère sud observé avec un des télescopes du VLT.

La galaxie la plus lointaine?

Cette tache minuscule sur une image prise avec le télescope "ANTU" du VLT de l'ESO est la galaxie la plus lointaine qu'on connaisse en 2004. L'image totale et un agrandissement de la zone contenant la galaxie lointaine apparaissent dans les figures supérieures. Les figures inférieures montrent la région de la galaxie lointaine observée à travers quatre filtres différents. La galaxie n'est visible que dans l'une de ces quatre images, ce qui donne une indication sur son décalage spectral.

Crédit : ESO

Encore plus loin de nous, nous touchons aux limites de l'Univers observable. Découverte en 2004, voici la galaxie la plus lointaine observée à ce jour : elle n'est pas très spectaculaire, mais songeons que sa lumière a mis 13,2 milliards d'années à nous parvenir !

L'immense majorité des informations que les astronomes ont sur l'Univers et son contenu passe par l'étude de la lumière qui nous vient des astres. C'est par l'étude spectroscopique que nous pouvons obtenir des informations sur la composition, la température, la densité, la vitesse de déplacement, le champ magnétique, etc., des objets observés. La spectroscopie consiste à séparer la lumière en ses diverses couleurs, définies de manière plus précise par leur longueur d'onde lambda (). On définit également la fréquence nu : , où c est la vitesse de la lumière.

Pour obtenir un spectre en astronomie, on collecte la lumière avec un télescope et on la disperse, grâce à un prisme ou à un réseau, tout comme les gouttes d'eau de l'atmosphère dispersent la lumière du Soleil et créent des arcs-en-ciel. On recueille la lumière ainsi "étalée" avec un détecteur (par exemple une caméra CCD).

L'œil est sensible aux longueurs d'onde comprises entre environ 400 nm (bleu) et 800 nm (rouge), avec 1 nm = 1 nanomètre = 10^-9 m = 10^-3 m (donc entre 0.4 m et 0.8 m). Mais la lumière couvre un spectre beaucoup plus vaste, avec, par longueur d'onde croissante (autrement dit par fréquence ou énergie décroissantes) les domaines gamma, X, ultraviolet, visible, infrarouge et radio.

Les longueurs d'onde de la lumière

Les différentes longueurs d'onde de la lumière, depuis les rayons gamma (courte longueur d'onde, grande énergie) jusqu'aux ondes radio (grande longueur d'onde, énergie faible)

Crédit :Astrophysique sur Mesure

Chaque élément chimique a un spectre propre. Les gaz chauds émettent des raies d'émission, apparaissant comme des pics d'intensité à des longueurs d'onde données, tandis que les spectres des étoiles présentent des raies d'absorption caractéristiques du type d'étoile considéré, c'est à dire des "creux" dans le spectre.

Spectre

Exemple de spectre en émission (au-dessus) avec quelques raies d'émission visibles à des longueurs d'onde bien précises, et une coupe horizontale montrant le flux lumineux en fonction de la longueur d'onde (en dessous). On distingue le rayonnement continu à toutes les longueurs d'onde, auquel se superposent les raies d'émission (pics) déjà visibles sur le spectre du haut.

Crédit : Université d'Oregon

La mesure des distances est une question centrale en astronomie : cet astre qui nous semble si faible, est-ce parce qu'il est peu lumineux et proche de nous, ou bien très lumineux mais très lointain ? Cette étoile qui brille dans le ciel nocturne, comment croire qu'elle est aussi lumineuse que le Soleil ? Comment calculer la luminosité absolue d'une étoile ou d'une galaxie quand on ne connaît que sa luminosité apparente (observée) ? Questions auxquelles il est impossible de répondre tant que l'on n'a pas déterminé la distance de l'objet observé.

Les astronomes ont donc au fil des âges inventé toutes sortes de méthodes pour déterminer les distances de leurs astres favoris. Pour les corps du système solaire et les étoiles proches, la méthode est celle des parallaxes avec toutes sortes de variantes.

Principe de la mesure de la parallaxe d'une étoile proche

Cette animation montre comment la position apparente dans le ciel d'une étoile proche se déplace par rapport aux étoiles plus lointaines, qui semblent fixes. Ce mouvement apparent est en fait dû au mouvement de révolution de la Terre autour du Soleil. La mesure de la distance entre les deux positions extrêmes de l'étoile sur le ciel permet d'estimer un angle qui est la parallaxe de l'étoile. La tangente de cet angle est égale au rapport entre la distance Terre-Soleil (bien connue) et la distance de l'étoile, qui peut donc ainsi être estimée.

Crédit :Astrophysique sur Mesure

Pour les astres plus lointains, on s'appuie souvent sur des "chandelles standard" : on suppose qu'une certaine classe d'objets a toujours la même luminosité absolue. Connaissant la luminosité apparente de la chandelle standard, on en déduit sa distance : en effet, la luminosité apparente décroit avec le carré de la distance. Une chandelle qui est à 2 millions d'années-lumière de nous est ainsi quatre fois moins lumineuse que celle qui est à 1 million d'années-lumière.

Les astronomes utilisent divers types de chandelles standard, les plus connues étant les étoiles variables Céphéides pour notre Galaxie et les galaxies proches, et un type particulier de supernovae appelées supernovae de type Ia pour les galaxies lointaines.

Pour les galaxies plus lointaines, on utilise le fait que les spectres des galaxies sont décalés vers le rouge par rapport à des spectres identiques qui seraient obtenus en laboratoire. Il s'agit là d'une propriété des ondes. Ici il s'agit des ondes lumineuses, mais c'est aussi valable pour les ondes sonores.

Ainsi, nous avons tous observé qu'un train ou une moto qui s'approche de nous émet un son aigu (donc de fréquence plus haute, et de plus petite longueur d'onde) alors que lorsqu'il s'éloigne de nous le son nous semble plus grave (donc de plus basse fréquence, et de longueur d'onde plus grande). On peut donc dire que le signal sonore émis par une source qui s'éloigne de nous est décalé vers les grandes longueurs d'onde. Ceci est également vrai pour les signaux lumineux ; c'est ainsi que l'on a pu constater que la lumière des galaxies reçue par l'observateur apparaît décalée vers les grandes longueurs d'onde, c'est-à-dire vers le rouge.

Il s'agit de l'effet Doppler-Fizeau, qui a diverses applications pour la mesure des vitesses dans la vie courante. Par exemple, les radars sur les routes sont basés sur la mesure du décalage Doppler d'une onde réfléchie par un véhicule en mouvement, et en médecine l'échographie Doppler permet de mesurer la structure et le flux sanguin présent dans les artères.