La Terre est une des quatre planètes dites telluriques du système solaire, c’est-à-dire une planète essentiellement rocheuse avec un noyau métallique. Son rayon moyen est de 6371 km et elle tourne autour du Soleil avec une vitesse de près de 30 km/s. L'image ci-dessous démontre la petite taille relative de la Terre par rapport aux planètes géantes gazeuses, et encore plus par rapport au Soleil. L'image ci-contre montre à quel point l'atmosphère terrestre est ténue comparée au diamètre terrestre.

La Terre et son atmosphère vue de l'espace

Montage d'une image montrant la Terre vue de la Lune (Apollo 17) au-dessus de laquelle a été inséré le zoom de l'image d'un lever de Soleil observé de la station spatiale.

Crédit : NASA

Tailles comparées des planètes et du Soleil

Comparaison de la taille du Soleil, avec celles des planètes, depuis Mercure à Neptune (de gauche à droite).

Crédit : NASA

Depuis les années 1970, l'humanité a envoyé de nombreuses sondes spatiales pour explorer le système solaire. Ces sondes se déplacent à des vitesses qui sont limitées par l'efficacité de leur moteur et de leur carburant. La sonde New Horizons, lancée par la NASA le 19 Janvier 2006 a acquis une vitesse de 16 km/s après sa sortie de l'atmosphère terrestre, c'est-à-dire la plus grande vitesse acquise par une sonde. Le passage au voisinage de Jupiter, le 28 juillet 2007, a permis d'augmenter la vitesse en direction de Pluton de 4 km/s. C'est l'effet de fronde gravitationnelle (voir explication et vidéo sous l'icône, ci-dessous à droite).

Effet de fronde gravitationnelle

Trajectoire permettant d'augmenter la vitesse d'une sonde spatiale en utilisant l'énergie d'une planète. Cet effet utilise le mouvement de la planète : si celle-ci était fixe, la vitesse finale de de la sonde serait la même que la vitesse intiale. Lorsque la sonde "tombe" vers la planète celle-ci va dévier son mouvement pour l'entraîner avec elle, comme le fait une fronde avec un caillou. Si la trajectoire est bien calculée, on peut jusqu'à doubler la vitesse de la sonde !

Crédit : ASM/Gilles Bessou

De très nombreux objets ont été découverts au-delà de l'orbite de Neptune, l'un d'entre eux, Eris ayant une masse plus importante que celle de Pluton. Ils sont cependant tous beaucoup moins massifs que la Terre. Cela a conduit, en 2006, l'Union Astronomique Internationale (UAI) à redéfinir la notion de planètes, comme étant des objets qui "dominent tous les autres objets au voisinage de leurs orbites". Pluton, Eris et de nombreux autres objets dit "trans-neptuniens" ont été classifiés comme planètes naines.

Les sondes Pioneer et Voyager sont les objets de fabrication humaine ayant atteint les plus grandes distances. Voyager 1, lancé en 1977, détient le record dans ce domaine, ainsi que la plus grande vitesse d'éloignement (17 km/s) obtenue grâce à l'effet de fronde gravitationnelle avec la planète Saturne. Ils se rapprochent de l'héliopause (Voyager 1 l'a atteint en 2012) qui se trouve à près de 100 unités astronomiques de nous. L'héliopause se caractérise par l'équilibre entre la pression due aux radiations solaires, à celle due au milieu interstellaire. Elle représente bien la zone d'influence de notre astre.

Heliopause: Voyager et Pioneer

Position approximative des sondes spatiales Voyager et Pioneer

Crédit : NASA

Les signaux radio en provenance de Voyager 1 nous parviennent en environ 16 heures. Ils voyagent à la vitesse de la lumière. En comparaison, la lumière de l'étoile la plus proche, Proxima du Centaure, nous parvient après 4,2 années de voyage. A la vitesse de Voyager 1, il faudrait près de 75 000 années pour atteindre Proxima du Centaure !

La présence de planètes autour des très nombreuses étoiles de la Galaxie a été mise en évidence dans les années 1990. Depuis, plusieurs milliers ont été découvertes. Les techniques observationnelles les plus utilisées sont d'observer les perturbations causées par les planètes sur leur étoile, soit par spectroscopie (perturbation de la vitesse radiale de l'étoile), soit par transit (passage de la planète devant l'étoile perturbant sa luminosité). Ces techniques (voir vidéo sous l'icône) ne permettent pas de connaître précisément la fraction d'étoiles possédant un cortège planétaire, mais on estime à plusieurs milliards, voire centaines de milliards le nombre de planètes dans la Galaxie.

Techniques de découvertes de planètes extrasolaires

Illustration des deux techniques les plus utilisées pour découvrir les planètes extrasolaires. La technique dite de vitesse radiale, utilise le fait que le passage de la planète sur son orbite modifie la position du centre de gravité du système. Avec une précision suffisante, on peut en déduire la période de l'orbite de la planète puis une valeur de sa masse, multipliée par le sinus de l'angle entre le plan du ciel et le plan de l'orbite de la planète. La seconde méthode dite de transit, utilise le fait que le passage de la planète entre l'étoile et l'observateur va diminuer la surface lumineuse apparente de l'étoile. Cela va donc provoquer une chute faible mais réelle et mesurable de la luminosité de l'étoile, durant le transit.

Crédit : ASM/Gilles Bessou

Beaucoup de planètes extrasolaires découvertes aujourd'hui sont bien plus massives que la Terre, car ce sont celles qui perturbent le plus leur étoile, et sont donc plus faciles à détecter. Cependant on découvre aussi des planètes ayant des masses comparables à celle de la Terre, et il n'y a aucun doute que l'on va en découvrir de plus en plus dans les années à venir.

Candidats planètes extrasolaires du satellite KEPLER

Les candidats planètes extrasolaires obtenus par la sonde KEPLER par technique d'imagerie. Cette image montre les étoiles classées par ordre de taille décroissant, avec pour chacune (point sombre) la planète transitant devant le disque de l'étoile. Pour comparaison, l'étoile située juste en dessous de la première rangée est le Soleil avec la planète Jupiter.

Crédit : NASA/KEPLER

En février 2011, les responsables de la mission spatiale KEPLER ont annoncé la découverte de 1235 candidats planètes extrasolaires. Cinq de ces candidats ont une taille proche de la Terre et sont situés à une distance de leur étoile qui permettrait la présence d'eau liquide à leur surface (zone habitable). Ces candidats doivent être vérifiés par des observations spectroscopiques. En effet, la technique des transits peut confondre une planète avec une étoile-compagnon.

Durant les prochaines décennies, nous devrions être capables d'identifier des planètes similaires à la Terre, puis de vérifier la présence d'eau et d'éventuels marqueurs biologiques. Pourra-t-on visiter ces planètes ? Quelle serait la possibilité d'envisager une migration vers des planètes extrasolaires ?

Plusieurs astrophysiciens et physiciens étudient la possibilité d'un tel voyage, généralement en association avec les Agences Spatiales. Les principaux problèmes étudiés sont :

• Pour que ce voyage ne dure pas une éternité, il faudrait disposer de moteurs permettant d'accéder à des vitesses proches du dixième de celle de la lumière, c'est-à-dire proche de 30 000 km/s, soit deux mille fois plus rapide que Voyager 1 !
• Des moteurs basés sur la fusion nucléaire pourraient produire l'énergie suffisante, cependant ils sont très loin d'être miniaturisés. Et surtout pour pousser un vaisseau de 450 tonnes à la vitesse requise, il faudrait pas moins de 50 000 tonnes de carburant nucléaire !
• Des moteurs basés sur l'annihilation matière-antimatière pourrait résoudre ce problème de carburant. Cette technique est loin d'être contrôlable aujourd'hui et poserait d'énormes problèmes de stockage à bord. Pour la seule production du carburant pour un vaisseau, cela nécessiterait plus que l'énergie totale produite sur la Terre en dix ans.
• De nombreux dangers sont liés à des voyages à ces vitesses, par exemple la présence de grains de poussière interstellaire qui pourraient aisément détruire le vaisseau.
• Une autre possibilité serait de voyager à une vitesse plus limitée, par exemple à 3000 km/s permettant de transporter des voyageurs. Cependant le voyage durerait plusieurs centaines d'années. Le projet d'un tel vaisseau transportant une population d'un million de personnes a été étudié. En principe, si une telle expérience était dupliquée à chaque point d'arrivée, elle permettrait à l'humanité d'occuper des étoiles dans toute la Galaxie en 40 millions d'années !

Pour poursuivre notre exploration de l'Univers, nous sommes confrontés à l'immensité de la Galaxie, puis de l'Univers. L'échelle de distance utilisée par les astronomes est l'année-lumière qui représente le trajet parcouru par la lumière durant une année, soit près de 10 000 milliards de kilomètres (valeur exacte : 9461 milliards de kilomètres) !

Temps-lumière entre la Terre, le Soleil et Proxima du Centaure

Distances en temps-lumière de la Terre aux deux étoiles les plus proches, le Soleil et Proxima du Centaure

Crédit : montage à partir d'images ESO & NASA

La Voie Lactée est de loin le plus vaste objet du ciel nocturne, dont elle occupe une importante fraction. Elle est observable de préférence par une nuit sans Lune et surtout sans pollution lumineuse. La Voie Lactée apparaît comme une longue traînée blanchâtre qui traverse tout le ciel nocturne sur 360 degrés. Cela est dû au très grand nombre d'étoiles qui constituent la Voie Lactée, leurs lumières se superposant pour donner cette allure blanchâtre. C'est en l'observant avec une lunette astronomique que Galilée a pu en résoudre les étoiles individuelles. Toutes les étoiles que nous apercevons à l'oeil nu font partie de la Voie Lactée.

Le système solaire fait partie de la Voie Lactée. Notre Galaxie est dominée par son disque, une immense "assiette". Etant à l'intérieur du disque, nous voyons celui-ci de côté, comme une longue traînée d'étoiles, la Voie Lactée. Celle-ci contient de 150 à 250 milliards d'étoiles, du gaz dans différentes phases (chaud et moléculaire) ainsi que de la poussière qui absorbe la lumière visible, ce qui explique les traînées sombres dans les parties les plus centrales de la Galaxie.

La Voie Lactée sur 360°

Image recomposée de la voûte céleste sur 360 degrés, à partir de 1200 clichés photographiques couvrant le ciel nocturne dans les hémisphères Nord (à gauche) et Sud (à droite). Cette image reconstituée et en couleur montre la variété des composantes de la Galaxie. On notera en bas et à droite du disque deux concentrations d'étoiles : ce sont le Grand et le Petit Nuage de Magellan qui sont les "joyaux" du ciel de l'hémisphère Sud.

Crédit : ESO/Serge Brunier

Notre Galaxie est une galaxie de type "spirale". Elle est dominée par un disque dont les étoiles tournent autour du centre qui est constitué d'un bulbe et d'une barre. Entre 70% à 80% des étoiles sont dans le disque qui a un diamètre de 90 000 années-lumière pour une épaisseur de seulement 2500 années-lumière. Le disque est constitué de plusieurs bras spiraux dans lesquels se concentre la majorité des étoiles. On pense que les bras se forment naturellement par des instabilités gravitationnelles induites lors de la rotation du disque. Les deux bras spiraux qui dominent la Galaxie sont ceux de Scutum-Centaurus et de Perseus, le Soleil se trouvant dans un bras secondaire, appelé bras d'Orion.

Structure de la Galaxie

Montage de l'image observée de la Galaxie vue de côté (en haut) avec une représentation schématique de sa morphologie, si elle était vue de face (en bas). Cette représentation indique la présence du bulbe et d'une barre en son centre, les deux bras spiraux principaux étant associés à la barre.

Crédit : montage d'une image ESO/Serge Brunier et d'une image NASA

Pour découvrir la structure de la Galaxie il a fallu l'observer à de nombreuses longueurs d'onde pour s'affranchir de l'extinction due aux poussières, en particulier en direction du Centre Galactique. C'est l'observation d'un très grand nombre d'étoiles vers le centre qui a permis d'identifier la présence de la barre.

Le Soleil est une des nombreuses étoiles du disque de la Galaxie. Il est presque exactement dans le plan du disque, avec une distance au Centre Galactique de 28 000 années-lumière. Le Soleil tourne autour du Centre Galactique avec une vitesse de 230 km/s.

Le Soleil dans la Galaxie

Position et vitesse du Soleil dans la Galaxie.

Crédit : Montage utilisant un schéma NASA

Pour connaître précisement notre position dans la Galaxie, il est nécessaire de déterminer les distances des étoiles. La distance aux étoiles proches est déterminée par les effets dit de parallaxe. Ceux-ci utilisent leurs variations en position sur le ciel, lorsqu'elles sont observées de la Terre à deux positions différentes autour du Soleil. Le satellite GAIA, lancé par l'ESA en 2013, a observé la position de près d'un milliard d'étoiles ! La distance aux étoiles plus lointaines est déterminée grâce aux propriétés particulières de certaines étoiles variables, les Céphéides, dont la période de variabilité dépend de leurs luminosités intrinsèques.

Le centre Galactique est situé dans la constellation du Sagittaire. Il est très difficile à observer car nous sommes au beau milieu du disque de la Galaxie et de nombreuses poussières absorbent la lumière visible qui peut nous provenir du Centre de la Voie Lactée. Il faut donc l'observer aux longueurs d'onde infra-rouges ou radio qui sont beaucoup moins affectées par la poussière.

A ces longueurs d'onde, le Centre Galactique est extrêmement lumineux, malgré sa distance, 28 000 années-lumière. Le Centre Galactique contient du gaz qui est chauffé par les émissions de nombreuses étoiles jeunes ou en formation.

Le Centre Galactique

A droite : observation du Centre Galactique aux ondes radios qui ne sont pas affectées par les effets d'extinction dus aux poussières. A gauche : zoom sur une région de 20 années-lumière, observée en infra-rouge qui révèle la position de plusieurs étoiles. La flèche rouge indique Sagittarius A qui est proche du centre exact de la Galaxie.

Crédit : Naval Research Laboratory et ESO

La Galaxie avec plus de 100 milliards d'étoiles est immensément massive. Que peut contenir son centre ? Les astronomes ont observé le centre de la Galaxie durant plus de dix ans pour observer les mouvements propres des étoiles. La plupart des étoiles ont des orbites bien ordinaires. Cependant, l'une d'entre elles (voir vidéo) montre une trajectoire avec une accélération considérable lorsqu'elle passe au voisinage d'un point n'émettant aucune lumière. La masse nécessaire pour produire une telle orbite elliptique peut être calculée : 3,7 millions de fois la masse du Soleil ! Comment une telle masse peut-elle se concentrer dans un si petit espace sans qu'aucune émission lumineuse soit détectée ? C'est aujourd'hui la preuve la plus concrète de l'existence d'un trou noir massif au coeur de notre Galaxie.

Les trous noirs fascinent le grand public par leurs propriétés exceptionnelles. Par définition un trou noir est un corps massif et compact exerçant une telle force gravitationnelle à sa surface, que même la lumière ne peut s'en échapper. Pour définir un trou noir, il faut d'abord définir la vitesse de libération, une notion qui s'applique aussi bien à une planète qu'à une étoile ou un trou noir.

La vitesse de libération à la surface d'une planète est la vitesse nécessaire que doit avoir un objet (par exemple une fusée) pour s'échapper définitivement de son attraction, et donc de pouvoir naviguer dans l'espace. Cette vitesse est égale à : , où G est la constante gravitationnelle, M la masse de la planète et R son rayon. La vitesse de libération pour une fusée décollant de la Terre est de 11,2 km/s.

Schéma des trajectoires autour d'un trou noir

Représentation graphique de différentes trajectoires de la lumière (flèches bleues) au voisinage d'un trou noir.

Crédit : NASA

Avec une vitesse de libération de 300 000 km/s un trou noir est considérablement plus dense que tous les objets astronomiques connus. Dans le cadre de la relativité générale, un trou noir déforme la trajectoire des particules massives et aussi celle de la lumière (Figure). Plus généralement la présence d'un trou noir est associée à une singularité et à une déformation de l'espace temps. Imaginons une sonde spatiale en orbite autour d'un trou noir, qui lancerait une navette vers l'intérieur du trou noir : la navette franchirait rapidement le rayon critique du trou noir, tandis qu'un observateur, resté prudemment sur la sonde, la verrait indéfiniment voyager vers le trou noir sans jamais l'atteindre. C'est la contraction des temps au voisinage du trou noir.

Poursuivons notre visite de la Galaxie au-delà de son disque et de son centre. La Galaxie est entourée d'un cortège de plusieurs galaxies de très petites tailles appelées galaxies naines. Les Nuages de Magellan, qui sont des galaxies naines irrégulières, sont les plus importantes d'entre elles.

La Galaxie se caractérise par une histoire peu mouvementée. Il est probable qu'elle n'a pas fait de rencontre majeure avec d'autres galaxies de masse comparable à la sienne, depuis 10 à 11 milliards d'années, ce qui en fait peut-être une exception parmi les galaxies de masse comparable. Actuellement, la Galaxie absorbe une minuscule galaxie naine, appelée Sagittarius, qui laisse une immense trainée d'étoiles lors de sa dissolution. Cependant cette collision n'affecte pas la Galaxie dans son ensemble. Par ailleurs, les Nuages de Magellan tombent dans la Galaxie avec une vitesse prodigieuse, à plus d'un million de km/h (350 km/s). Il est presque certain que les Nuages de Magellan s'approchent pour la première fois de la Galaxie. Ils sont actuellement situés à 160 000 années-lumière de celle-ci. Le résultat de cette rencontre n'est pas encore connu : leur vitesse d'approche est tellement élevée qu'il est possible qu'ils s'échappent ensuite de la Galaxie en direction de l'espace intergalactique.

La Galaxie et les Nuages de Magellan

La Galaxie avec un zoom sur le Grand Nuage de Magellan (en haut et à droite) et sur le Petit Nuage de Magellan (en bas et à droite).

Crédit : Montage d'une image ESO/Serge Brunier avec deux images ESO

Si l'on additionne la masse des étoiles, du gaz et de la poussière, on trouve pour la Galaxie une masse de 55 milliards de fois celle du Soleil. Les astronomes s'intéressent beaucoup à l'environnement de notre Galaxie. En effet les étoiles et le gaz au bord du disque de la Galaxie tournent beaucoup trop vite pour que la masse ci-dessus puisse équilibrer l'accélération centrifuge causée par la rotation d'ensemble ! Cela fait soupçonner l'existence d'une importante masse cachée qui contribuerait à équilibrer cette rotation. Comme l'excès de vitesse est particulièrement important au bord de la Galaxie, cette masse cachée devrait se trouver autour de son disque, dans une région appelée le halo. On trouve dans le halo de notre Galaxie des étoiles généralement âgées et pauvres en éléments lourds, des amas globulaires et des galaxies naines. Tous contribuent à enrichir notre connaissance du passé de la Galaxie et de sa formation !

A côté de la mystérieuse masse cachée, certaines propriétés de la Galaxie sont surprenantes. Par exemple plus de 30 galaxies naines l'entourent. Alors qu'on s'attendrait à ce qu'elles soient distribuées de façon aléatoire autour de la Galaxie ou autour de son disque, elles semblent se distribuer préférentiellement autour d'un plan qui est perpendiculaire à ce disque. Les scénarios actuels de formation des galaxies ont bien de la peine à interpréter ce mystère !

Les satellites de la Galaxie forment un plan!

Distribution des positions des 30 galaxies naines dans le voisinage de la Galaxie, schématisée par un disque vu de côté. Pour donner une idée de l'échelle, la galaxie Leo I est située à 830 000 années-lumière de nous.

Crédit : Sylvain Fouquet et François Hammer

Le Groupe Local s'étend sur un rayon de 3 millions d'années-lumière. Il est dominé par deux galaxies spirales géantes, la grande galaxie d'Andromède (M31) et notre Galaxie. Il inclut aussi une autre galaxie spirale, la galaxie du Triangle (M33) qui est dix fois moins massive que M31. On dénombre actuellement une cinquantaine de galaxies naines, qui se répartissent principalement autour des deux grandes galaxies. Ce nombre continue de croître régulièrement avec la découverte de nouvelles galaxies de plus en plus petites.

Le Groupe Local se caractérise par de nombreuses interactions entre les galaxies qui le constituent. Outre l'interaction de la Galaxie avec les galaxies naines Sagittarius et les Nuages de Magellan, la galaxie d'Andromède est en interaction avec la galaxie du Triangle. On peut cependant considérer que le Groupe Local résulte de l'approche des deux grandes galaxies et de leur cortège de galaxies naines. La Galaxie et celle d'Andromède se rapprochent à la vitesse de 130 km/s, soit 468 000 km/h. La rencontre n'est pas prévue pour tout de suite : les deux galaxies sont actuellement à une distance de 2,5 millions d'années-lumière !

Le Groupe Local

Représentation tri-dimensionnelle de la distribution des galaxies du Groupe Local. A gauche on trouvera un zoom sur la Galaxie, à droite, un zoom sur la galaxie d'Andromède.

Crédit : Montage d'un diagramme (centre) réalisé par Richard Powell (permission CCASA 2.5) avec une image (à gauche) réalisée par ESO/Serge Brunier et avec une image (à droite) réalisée par Adam Evans (permission CCA 2.0)

Les deux grandes galaxies du Groupe Local sont des grandes galaxies spirales, c'est-à-dire dominées par leur disque. La Galaxie est de type Sbc, ce type indiquant un bulbe représentant 19% de sa masse en étoiles. La galaxie d'Andromède est de type Sb, avec un bulbe représentant 28% de sa masse en étoiles. Si l'on additionne la masse des étoiles, du gaz et de la poussière dans ces deux galaxies, on trouve une masse de 55 milliards de fois celle du Soleil pour la Galaxie, et exactement le double pour la galaxie d'Andromède.

La rencontre de ces deux galaxies sera l'événement le plus important du Groupe Local. Les deux galaxies sont pauvres en gaz : 12% et 5% pour la Galaxie et Andromède respectivement. Cela implique que le produit de la collision entre les deux galaxies sera une galaxie elliptique, semblable à un gigantesque bulbe ou ellipsoïde. Dans cette nouvelle structure, les trajectoires des étoiles se distribueront de façon aléatoire, s'inscrivant dans un ellipsoïde.

Il est impossible à ce jour de dater exactement cette collision future, car certains paramètres comme la vitesse tangentielle d'Andromède ne sont pas bien connus. Il est encore plus difficile de prédire quelle sera la position du Soleil après cette rencontre phénoménale. Celui-ci pourrait même être arraché de la Galaxie lors de la première rencontre, du fait de sa position relativement proche du bord du disque de la Galaxie. Il pourrait être éjecté dans une queue de marée, pour errer dans l'espace intergalactique, voire même... être capturé par la galaxie d'Andromède ! Dans tous les cas cet événement aura lieu dans près de 5 milliards d'années, une durée suffisante pour que le Soleil ait consommé tout son hydrogène.

Le Groupe Local est comparable à plusieurs groupes de galaxies que l'on trouve dans notre voisinage, à des distances de quelques dizaines de millions d'années-lumière. La plupart de ces groupes de galaxies sont situés en bordure d'une concentration beaucoup plus importante de galaxies : l'amas de la Vierge. Celui-ci inclut quelques milliers de galaxies et aussi du gaz chaud détecté aux longueurs d'onde X. La masse de l'amas de la Vierge est tout simplement énorme : plusieurs centaines de milliers de milliards de fois celle du Soleil, en tenant compte de la masse cachée ! On comprendra que cette énorme masse affecte les galaxies environnantes. Par exemple, le gaz chaud de l'amas provient probablement du gaz arraché, par effet de marée gravitationnelle, aux galaxies qui sont tombées dans le coeur de l'amas.

Un rayon de 50 millions d'années-lumière

Représentation tri-dimensionnelle de la distribution des galaxies dans un rayon de 50 millions d'années-lumière. Chaque point blanc représente une galaxie de luminosité intrinsèque comparable ou supérieure à celle de notre Galaxie. Les groupes de galaxies les plus proches de nous sont ceux du Sculptor, de Maffei et de Canes. Observez la forte concentration de galaxies à droite de l'image : c'est l'amas de la Vierge.

Crédit : Richard Powell (permission CCASA 2.5)

Les galaxies ne se répartissent pas de façon homogène dans l'Univers proche : elles se répartissent préférentiellement le long de superstructures, sur des échelles de quelques dizaines de millions d'années-lumière. Les astronomes ont baptisé ces superstructures les "super-amas". Le Groupe Local fait donc partie du super-amas de la Vierge. Il est difficile de connaître la masse des super-amas car il est certain que ce ne sont pas des structures en équilibre gravitationnel, comme l'est le disque de la Galaxie par exemple.

Sur des échelles encore plus vastes, on s'aperçoit que les galaxies se rassemblent le long de structures encore plus gigantesques, appelées "murs" ou "filaments". On s'aperçoit aussi qu'il y a des régions vides de l'espace dans lesquelles on trouve très peu de galaxies.

Les amas et super-amas de l'Univers local

Répartition des structures formées par les galaxies sur un rayon de 500 millions d'années-lumière.

Crédit : Richard Powell (permission CCASA 2.5)

Au-delà de la rotation de la Terre sur elle-même, la Terre subit de nombreux mouvements ! Elle tourne autour du Soleil à une vitesse de 30 km/s, soit plus de 100 000 km/h. Le système solaire est entraîné autour du centre de la Galaxie à une vitesse de 230 km/s. Notre Galaxie et la grande galaxie d'Andromède tombent vers le centre du Groupe Local, chacune avec à une vitesse de 65 km/s. Ce n'est pas tout ! Les astronomes ont mesuré la vitesse des galaxies du Groupe Local par rapport à un très grand nombre de galaxies distribuées sur toute la voûte céleste. Ils en ont déduit un mouvement considérable des galaxies du Groupe Local, en direction des super-amas de Centaurus et de Shapley, avec une vitesse de 627 km/s soit plus de 2 millions de km/h.

La Terre: du système solaire à l'Univers

Représentation schématique des différentes vitesses de la Terre, depuis le système solaire jusqu'à l'Univers.

Crédit : ASM/Gilles Bessou

La force gravitationnelle joue un rôle fondamental en astronomie, des planètes à l'Univers dans son ensemble. Le rôle de cette force est d'accélérer les corps les uns vers les autres. L'accélération gravitationnelle causée par un corps de masse M sur un autre corps situé à une distance R s'exprime selon : .

A l'exception de la grande galaxie d'Andromède et de quelques galaxies naines proches, toutes les galaxies s'éloignent de nous. Pour mesurer les distances des galaxies, les astronomes utilisent la relation établie par l'astronome américain Edwin Hubble, qui montre que la vitesse v d'éloignement des galaxies est proportionnelle à leurs distances, D, selon v=H₀D, ou H₀ est la constante de Hubble. Plus une galaxie est lointaine, plus vite elle s'éloigne de nous. Son émission lumineuse est alors affectée par sa vitesse d'éloignement, à cause de l'effet Doppler. Ce même effet s'applique aux ondes acoustiques : lorsqu'une ambulance se rapproche de nous, la longueur d'onde acoustique est diminuée (le son devient plus aigu), et lorsqu'elle s'éloigne, elle s'agrandit (le son devient plus grave). De même, la lumière émise par une galaxie s'éloignant de nous sera décalée vers le rouge (augmentation de la longueur d'onde) avec un décalage spectral z donné par :

Pour mesurer le décalage spectral, les astronomes utilisent les spectres des galaxies (voir Figure). Ils en déduisent la vitesse des galaxies, avec :

, où c est la vitesse de la lumière, c=300 000 km/s.

Lorsque la vitesse d'éloignement est petite par rapport à la vitesse de la lumière, on peut simplifier l'expression ci-dessus par v=cz. Connaissant la vitesse d'éloignement d'une galaxie, on en déduit sa distance, D=v/H₀.

Spectre d'une galaxie s'éloignant à une vitesse de 56000 km/s

Observation du spectre d'une galaxie, CFRS14.1103, située à environ 3 milliards d'années-lumière. Le spectrographe décompose l'émission de la lumière en fonction de la longueur d'onde (lambda), de la même manière qu'un prisme décompose la lumière en différentes couleurs. Le gaz ionisé de cette galaxie émet un rayonnement sous forme de raies spectrales à des longueurs d'ondes observées de 5007 et de 6562 Angstroms (1 Angstrom=1 dix milliardième de mètre) pour l'Oxygène et l'Hydrogène ionisés (raies [OIII] et Hα, voir spectre en bas de la figure). Ces émissions sont observées à 6048 et 7927 Angstroms dans le spectre de la galaxie CFRS14.1103 (spectre en haut de la figure). On en déduit le décalage spectral de cette galaxie, z=0,208, sa vitesse d'éloignement v=56000 km/s et sa distance, D=2,74 milliards d'années-lumière.

Crédit : ASM/François Hammer

Les astronomes ont mesuré la répartition dans l'espace de dizaines de milliers à plusieurs millions de galaxies en observant leurs spectres ainsi que leurs positions sur le ciel. Les images ci-dessous révèlent que les galaxies se distribuent le long de filaments, évitant les vides. Lorsque plusieurs filaments se croisent, ils créent une forte densité de galaxies qui est le lieu privilégié de formation des amas de galaxies.

Cette distribution filamentaire des galaxies est aussi déduite des simulations numériques cosmologiques, qui modélisent la distribution des halos de matière sombre. On en déduit que l'ensemble de la matière se répartit à grande échelle selon un "réseau cosmique", où les filaments atteignent des longueurs de 250 millions d'années-lumière, et les vides des diamètres de 150 millions d'années-lumière.

Distribution des galaxies de l'Univers local: structures filamentaires

Haut : distribution de 62 295 galaxies jusqu'à 2 milliards d'années-lumière obtenue par le relevé 2dF du télescope anglo-australien. On distingue à la croisée de plusieurs filaments, des amas de galaxies, comme l'amas de Coma, qui est l'amas riche de galaxies le plus proche de nous (à 320 millions d'années-lumière). Bas : distribution de 2,7 millions de galaxies sur toute la voûte céleste obtenue par le projet Hyperléda. Sur cette image, l'absence de galaxies dans la zone centrale est causée par notre Galaxie dont le contenu en poussières empêche d'observer les galaxies situées en arrière-plan.

Crédit : 2dF, Matthew Colless & HyperLeda, George Paturel, Astronomy & Astrophysics

Avec l'avènement des grands télescopes et des spectrographes multi-objets, il est devenu possible d'étudier l'Univers distant. La première étude, le "Canada France Redshift Survey (CFRS)" a été réalisée de 1992 à 1997. Elle a permis d'étudier plus de mille galaxies lointaines, agrandissant le volume de l'Univers connu par un facteur 150 !

Ces galaxies sont si lointaines que leur lumière a mis plusieurs milliards d'années pour nous parvenir. A ces échelles considérables, l'Univers peut être considéré comme homogène et isotrope. Ses propriétés ne dépendent pas de la position de l'observateur : c'est le Principe Cosmologique. Cela implique que les propriétés des galaxies lointaines doivent être semblables aux ancêtres, plusieurs milliards d'années auparavant, des galaxies actuelles.

En étudiant les galaxies lointaines, on peut remonter dans le passé de l'Univers et étudier comment les galaxies se sont formées !

Séquences de Hubble : morphologie comparées des galaxies actuelles et il y a 6 milliards d'années

Image du haut : séquence morphologique des galaxies de l'Univers Local (dite séquence de Hubble). A gauche, les galaxies elliptiques (E) sont semblables aux bulbes des galaxies, pour lesquels les mouvements des étoiles sont aléatoires à l'intérieur d'un ellipsoïde. Plus à droite on trouve les galaxies dites lenticulaires (S0) qui sont dominées par un bulbe sur lequel se superpose un disque. Vers la droite se trouvent les galaxies spirales (Sa, Sb, Sc, Sd), où la majorité des étoiles sont en rotation autour du centre dans un disque et avec un bulbe d'importance décroissante. La séquence est divisée en deux fourches, selon que la galaxie présente une barre (fourche du bas) ou non. Chaque image représente une fraction de 5% des galaxies. Quelques galaxies ont des structures si complexes qu'elles échappent à toute classification : elles sont applées galaxies particulières (voir les deux images à l'extrême droite).          Image du bas : séquence morphologique des galaxies de l'Univers lointain, il y a 6 milliards d'années. On retrouve dans les mêmes proportions les galaxies elliptiques et lenticulaires. Par contre plus de la moitié des galaxies distantes avaient des structures particulières, il y a 6 milliards d'années : ce sont les ancêtres des galaxies spirales actuelles, qui n'étaient pas encore bien formées à ces époques.

Crédit : NASA, ESA, Sloan Digital Sky Survey, Rodney Delgado-Serrano et François Hammer

Le but de ces exercices est de se familiariser avec l'Univers lointain et son contenu en galaxies.

Un des mystères de la cosmologie moderne est de comprendre comment les galaxies se sont formées. Pour cela, les astrophysiciens analysent les images des galaxies lointaines à partir des observations faites au Télescope Spatial Hubble (HST). Pour comprendre comment les galaxies se sont formées, il faut aussi étudier les différents mouvements internes qui les animent. Pour cela il faut utiliser les plus grands télescopes, dont le "Very Large Telescope (VLT)" et les instruments permettant de disséquer la lumière de ces galaxies.

Connaissant la forme et les mouvements internes dans des galaxies comparables aux ancêtres des galaxies actuelles, il devient possible d'en étudier leur évolution sur plusieurs milliards d'années et d'en déduire les conditions de la formation des galaxies ! Les études les plus récentes montrent que de nombreuses galaxies se forment bien par collisions entre des galaxies plus petites.

GIRAFFE au VLT : déterminer les mouvements propres des galaxies lointaines

A gauche, photographie de l'installation, en 2002, du spectrographe multi-fibres GIRAFFE au foyer primaire de la seconde unité du VLT. Cet instrument a été conçu et fabriqué par des équipes de l'Observatoire de Paris. Au milieu, image de nombreuses galaxies lointaines observées par le télescope spatial. Sur plusieurs galaxies sont superposées des "intégrales de champ" qui sont des "paquets de fibres" permettant de disséquer la lumière de chaque galaxie. A droite et en haut : schéma technique de l'intégrale de champ. A droite, au milieu : superposition de l'intégrale de champ et de la galaxie : chaque carré correspondra à un spectre, duquel on pourra extraire une vitesse, et donc décrire (à droite, en bas) les mouvements internes de la galaxie.

Crédit : Montage réalisé par Isabelle Guinouard, Hector Flores et François Hammer

La galaxie J033239.72-275154.7 a émis sa lumière il y a 4,3 milliards d'années. C'est en combinant les images du télescope spatial avec les mouvements internes du gaz, que les astrophysiciens ont compris ce qui se passait dans cette galaxie. Il s'agit du résultat d'une collision entre deux galaxies : la plus massive forme une barre géante en réaction aux mouvements de la galaxie de plus petite taille. Cette dernière est prête à tomber dans le coeur de la plus grande pour former une nouvelle galaxie.

En multipliant ces observations et en les reproduisant avec des modèles numériques, les astronomes pourront enfin expliquer comment les galaxies actuelles ont pu assembler leurs étoiles et leurs gaz. Le but sera de reproduire l'ensemble des galaxies de la séquence de Hubble !

Une galaxie lointaine vue en pleine action!

Simulation numérique de la fusion de deux galaxies, la plus petite ayant un tiers de la masse de la plus grande. Cette simulation reproduit la morphologie de la galaxie J033239.72-275154.7, ainsi que ses mouvements internes (couleur bleue : se rapproche de nous ; couleur rouge : s'éloigne de nous).

Crédit : ESO, Sébastien Peirani et François Hammer

Les plus grands télescopes passent un temps considérable à rechercher les galaxies de plus en plus lointaines. La lumière nous provenant de ces sources est tellement faible qu'il faut poser pendant plusieurs dizaines, voire centaines d'heures pour pouvoir les détecter. Malgré le pouvoir collecteur des télescopes les plus géants, les galaxies les plus lointaines apparaissent comme de petites taches (voir les images à la fin de la vidéo), et leurs spectres ne révèlent que très peu d'informations. Ces galaxies ont émis leurs lumières il y a près de 13 milliards d'années, soit moins d'un milliard d'années après le Big-Bang !

A côté du plaisir de découvrir la galaxie la plus lointaine, que nous apportent ces observations ? Nous verrons que l'Univers le plus lointain, il y a 13,7 milliards d'années était formé de gaz chaud et ionisé. Ce gaz s'est ensuite refroidi avant la formation de tout objet, que ce soit des étoiles, des amas d'étoiles ou des galaxies. Les observations de l'Univers, il y a 10 milliards d'années, indiquent cependant que le gaz dans l'Univers était à nouveau chaud et ionisé. Que s'est-il passé entre-temps ? Les astrophysiciens pensent que le gaz de l'Univers a été ré-ionisé par le rayonnement des premiers objets dans l'Univers, peut-être par les premières galaxies.

Par contre il devient très difficile, voire impossible, de relier ces "premières" galaxies aux galaxies actuelles. En près de 12 milliards d'années, celles-ci ont eu le temps de fusionner avec d'autres galaxies !

Le fond diffus cosmologique correspond à la première émission de photons dans l'Univers, 380 000 ans après le Big-Bang. Il a été découvert par les radioastronomes Penzias et Wilson qui testaient une antenne pour mesurer le rayonnement radio de notre Galaxie. Ils ont découvert un signal émis qui était identique quelque soit la direction observée.

Le fond diffus cosmologique avait été prédit par l'astrophysicien Gamow. 380 000 ans après le Big-Bang, l'Univers était considérablement plus petit et plus dense qu'il ne l'est aujourd'hui. Les photons étaient perpétuellement en interaction avec la matière dense : tout photon émis était immédiatement absorbé par la matière, en particulier par les électrons libres. Dès que les électrons ont commencé à se combiner avec les noyaux des atomes, les photons ont pu se libérer de la matière : l'Univers est devenu transparent. L'image de ces premiers photons occupe toute la sphère céleste (voir image).

La découverte du fond diffus cosmologique est une des preuves du Big-Bang. Son décalage spectral correspond à z=1100, impliquant que l'Univers était plus d'un milliard de fois plus dense qu'aujourd'hui ! On peut associer une température à cette émission, dite de corps noir, qui est de 2,7 kelvin aujourd'hui, alors qu'elle était de 3000 kelvin lors de l'émission.

Le fond diffus cosmologique

Observation du fond diffus cosmologique par le satellite WMAP. Les couleurs indiquent les minuscules fluctuations de température qui sont équivalentes aux fluctuations de densité de la matière, à l'époque de l'émission. Ces minuscules fluctuations correspondent à moins d'une partie pour cent mille en température ou en densité.

Crédit : NASA/WMAP