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

Ce chapitre présente la découverte des ondes gravitationnelles, qui a eu lieu le 14 septembre 2015. Il est structuré en vidéos et exercices issus du MOOC "Peser l'Univers" proposé par l'Observatoire de Paris sur la plate-forme FUN.

Ce cours est dédié à la cosmologie. Il traite donc de notre univers dans sa globalité. La cosmologie a pour but de répondre à trois questions majeures : de quoi est fait notre univers ? comment s'est-il créé ? et quelle est son évolution ? Bien que les scientifiques se soient posés ces questions depuis fort longtemps, ce n'est qu'avec la relativité générale et les instruments performants du XXe siècle que les premières réponses crédibles, basées sur des observations et non des croyances, ont vu le jour. La cosmologie est paradoxalement une science assez récente en astronomie comparée par exemple à la planétologie.

Que répond la cosmologie du début du XXIe siècle aux trois questions fondamentales que sont la composition, la formation et l'évolution de l'univers ? Premièrement, l'univers serait constitué d'étoiles, de gaz chaud ou froid mais surtout de matière noire, invisible et toujours inconnue, et d'une énergie noire encore plus mystérieuse. Le résultat est que 97% de la composition masse-énergie de notre univers serait inconnue. Deuxièmement au sujet de sa formation, l'univers serait né d'une singularité, le Big Bang, où toute la matière et l'espace-temps seraient réduit à un point. D'où vient cette singularité, comment s'est-elle créé, est-elle réelle ou est-elle le fruit d'une connaissance physique insuffisante ? Ces questions sont encore sans réponse claire. Dernièrement, au sujet de l'évolution de l'univers, grâce entre autre à l'observation du Fond Diffus Cosmologique, on sait que l'univers a évolué d'un état de gaz quasi-homogène pour arriver à une répartition inhomogène de la matière caractérisée par des filaments de matière remplis de galaxies qui se croisent en formant des amas entourés de vide.

En définitif, l'apparition du Big Bang est un mystère, la quasi-totalité du contenu masse-énergie est très mal comprise et l'évolution de l'univers commence à bien être contrainte. Bref, la cosmologie est une science encore jeune, en plein développement, qui requiert encore beaucoup de travail et d'observations pour comprendre les mécanismes du l'univers.

Ce cours traite de ce qui est le mieux confirmé en cosmologie. Il commence par montrer que l'univers est en expansion. Cette caractéristique s'explique dans le cadre de la relativité générale et implique que dans le passé, l'univers était plus dense. En poussant ce raisonnement à ses limites, le concept de Big Bang apparaît naturellement, l'univers est si compressé dans le passé qu'il se réduit à un point. Cette expansion induit une évolution de l'univers, d'un état très chaud homogène et dense, il y a plus de 13 milliards d'années, à un état froid et inhomogène, aujourd'hui. Le Fond Diffus Cosmologique permet d'avoir une image d'une époque très reculée de l'univers lorsqu'il n'avait que 380 000 ans. Le modèle du Big Bang explique la fabrication des atomes et la prédominance de l'hydrogène (75% de la masse totale) et de l'hélium (25%). Enfin, la physique subatomique, les observations des galaxies lointaines et les simulations numériques permettent d'avoir une idée de l'évolution de l'univers de ses premiers instants jusqu'à nos jours.

La découverte des galaxies et la compréhension de leur nature ont débouché sur la représentation d'un univers constitué d'îles de matière contenant chacune des milliards d'étoiles telles que la Voie Lactée, M31 et bien d'autres encore. A l'échelle de l'univers ces galaxies sont presque des points qui se déplacent dans l'espace. Quelle est la cinématique de ce "gaz" de galaxies ? Est-il en équilibre, s'effondre-t-il sur lui-même ? En fait, depuis notre point d'observation qu'est la Voie Lactée, l'écrasante majorité des galaxies ont l'air de s'éloigner de nous et ceci d'autant plus vite qu'elles sont distantes. Comment comprendre cette fuite des galaxies qui est mesurée par le décalage spectral vers le rouge de la lumière des galaxies ? Comment comprendre cette apparente répulsion alors que la loi universelle de la gravitation énonce que toutes les masses s'attirent ? Penser l'univers régi par les lois classique de la mécanique de Newton nous amène à ne plus rien comprendre à l'univers. Penser l'univers avec la relativité générale d'Einstein nous donne la solution. L'espace n'est plus une donnée indépendante et statique mais bien un objet qui peut se contracter ou se dilater en fonction de la matière qu'il contient. En effet, notre univers est en expansion, ce qui explique que les galaxies semblent s'éloigner de nous. Dans les faits, c'est l'espace lui-même qui se dilate et non les galaxies qui s'éloignent les unes des autres. Ce chapitre traite de l'observation de cette expansion, de sa mesure et de sa loi, la loi de Hubble, alors que le prochain l'expliquera théoriquement par le biais de la relativité générale.

Après avoir compris et prouvé par des mesures de distances que les galaxies n'étaient pas des nuages de gaz de notre galaxie mais bien des galaxies à part entière et clairement séparées les unes des autres, les astronomes se sont posés la question de leur cinématique, leur mouvement, ainsi que de leur dynamique, la cause de leur mouvement. Une méthode simple et directe consiste à observer les galaxies qui nous entourent en mesurant leur distance et à mesurer leur déplacement par rapport à nous. Cela permet d'avoir leur position en trois dimensions et leur vitesse radiale par rapport à la ligne de visée. La vitesse tangentielle est encore inaccessible pour la quasi-totalité des galaxies, excepté les plus proches représentant seulement une dizaine de galaxies. Leur dynamique est supposée être dominée par la force gravitationnelle entre les galaxies. La cinématique montre cependant des galaxies qui ont tendance à fuir la Voie Lactée, comme si notre galaxie exerçait une force gravitationnelle négative sur les autres galaxies, ce qui est en complète contradiction avec les lois de la gravitation classique.

La compréhension de la nature des galaxies et la découverte de leur cinématique apparaît à la même période qu'une autre grande découverte scientifique, la relativité générale, dans les années 1920. Très rapidement, plusieurs scientifiques, tels que Lemaître ou Friedmann, ont compris que cette fuite n'était pas due au mouvement propre des galaxies dans l'espace mais à l'évolution de l'espace qui se dilate, éloignant ainsi les galaxies les unes des autres. L'étude de l'univers, la cosmologie, nous oblige donc à étudier la matière et son évolution mais aussi l'évolution du continuum espace-temps qui ne peut plus être considéré comme statique et immuable.

Effet doppler classique

Illustration de l'effet Doppler avec la sirène d'un camion de pompier. Augmentation de la longueur d'onde pour un observateur qui voit le camion s'éloigner et vice-versa. C'est l'effet Doppler classique.

Crédit : S.Ilovasky, observatoire de Haute Provence, OHP

Effet Doppler cosmologique

Dilatation de la longueur d'un photon dans un univers en expansion. De la longueur d'onde bleu, le photon parvient au rouge passant par l'orange. Ce changement de longueur d'onde n'est pas dû à la vitesse entre deux objets comme pour l'effet Doppler classique mais à l'expansion de l'univers. C'est donc un effet Doppler cosmologique.

Crédit : James N. Imamura of U. of Oregon

Afin de mesurer l'évolution de l’espace-temps, il convient de mesurer le déplacement des galaxies nous entourant. Une méthode théoriquement possible serait de mesurer, pendant un intervalle de temps, la distance d'une galaxie et de la diviser par l'intervalle de temps. Cette méthode est, en pratique, impossible à réaliser du fait qu'elle requiert des précisions sur les mesures de distances inaccessibles. Une autre méthode plus réaliste pour calculer une vitesse est l'effet Doppler. Ce phénomène physique est bien connu pour la mesure de la vitesse d'un objet émettant une onde, soit un son ou de la lumière.

L'importance de la connaissance de la vitesse d'expansion des galaxies pour comprendre l'évolution du continuum espace-temps de l'univers a généré plusieurs séries de relevés dédiés à la mesure d'un grand nombre de décalages spectraux. Il fallut attendre les années 1970 pour que des programmes de grande envergure prennent place (> 1 000 décalages spectraux). L'immense majorité des galaxies dans ces relevés ont des décalages spectraux positifs. Donc, la lumière provenant de ces galaxies est décalée vers le rouge. Cela signifie qu'entre leur émission et leur réception l'univers s'est dilaté. Cela étant confirmé pour des galaxies proches comme pour des galaxies plus lointaines, on en conclut que l'univers a connu de tout temps une expansion. Les très rares galaxies dont la lumière n'est pas décalée vers le rouge se situent juste à côté de la Voie Lactée dans le Groupe Local (< 1,5 Mpc). M31, notre galaxie voisine, en est un bon exemple avec une vitesse radiale de -120 km/s par rapport à la Voie Lactée. Leurs mouvements relatifs ne sont pas dominés par l'expansion de l'univers mais par l'attraction gravitationnelle. Dans ce cas, le décalage vers le bleu est dû à l'effet Doppler classique et non cosmologique.

Le relevé CfA

Relevé CfA2

Représentation des sources du CfA2. Les couleurs correspondent à la vitesse radiale de galaxies observées. Rouge : V < 3000 km/s, Bleu 3000 < V < 6000 km/s, Magenta 6000 < V < 9000 km/s, Cyan 9000 < V < 12000 km/s, Vert V > 12000 km/s.

Crédit : Tiré du site web du CfA, CfA.

Le grand relevé australien 2dF

Distribution de 63 361 galaxies dans une tranche de 4 degrés en déclinaison obtenue par une équipe de chercheur australien. Chaque point est une galaxies dont la lumière est décalée vers le rouge. Les décalages spectraux sont compris entre 0 et 0,25. La diminution apparente du nombre de galaxie à grand décalage spectral provient du fait que les galaxies deviennent difficiles à observer car étant trop éloignées, leurs luminosités deviennent trop faibles.

Crédit : Équipe 2dF (Australie)

Spectres de galaxies spirales

Deux spectres de galaxies spirales tirés du relevé SDSS à deux décalages spectraux différents, 0,05 et 0,17. Les raies d'émission sont utilisées pour déterminer le décalage spectral.

Crédit : Tirés de la base de données SDSS, SDSS

En 1977, Marc Davis, John Huchra, Dave Latham et John Tonry établissent un relevé spectroscopique de grande envergure pour l'époque : le relevé de décalages spectraux du CfA (Center for Astrophysics). A la différence de celui de Slipher, qui était confiné à l'univers très proche, ce relevé sonde l'univers jusqu'à 200 Mpc. Son objectif est de mesurer la vitesse radiale des galaxies plus brillantes que la magnitude 14,5 dans l'hémisphère nord. Des vitesses de 15 000 km/s ont été mesurées, ce qui correspond à un décalage spectral de 0,05. La suite de ce relevé, le CfA2, comprend 18 000 décalages spectraux de galaxies mesurés entre 1984 et 1995.

Le précédent chapitre a montré que les galaxies s'éloignent de la Voie Lactée, et ceci d'autant plus vite qu'elles sont éloignées de cette dernière. Pour comprendre ce phénomène physique, il faut envisager l'espace dans le cadre de la relativité générale et non plus dans le cadre de la physique classique de Newton. Depuis Einstein, on sait que l'espace et le temps ne sont pas indépendants. Le continuum espace-temps peut se dilater, se comprimer et cela en fonction de la masse et de l'énergie qu'il contient. Le lien entre le couple masse-énergie et le continuum espace-temps est résumé par l'équation d'Einstein : "masse + énergie équivaut à la courbure de l'espace-temps". Plus l'univers a une forte densité de masse et d'énergie, plus il est courbé et vice-versa. Au-delà d'une densité critique, l'univers est clos et connaîtra une phase de compression après sa phase d'expansion, alors qu'au dessous de cette limite, il se révèle infini et en continuelle expansion. La relativité générale, en plus d'expliquer l'espace-temps de l'univers actuel et futur, permet aussi de le décrire dans le passé. Cette théorie, associée à des hypothèses sur l'univers, prédit que l'univers était plus dense dans le passé et qu'il a même existé un temps où toute la masse était réduite à un point, une singularité, le Big Bang.

Distribution de la matière stellaire

Distribution de sources extra-galactiques émettant dans l'Infrarouge dans l'univers proche. Bien qu'à petite échelle la répartition de matière soit inhomogène, à grande échelle un univers homogène et isotrope se dessine.

Crédit : The 2MASS Showcase : the Two Micron All Sky Survey (California Institute of Technology)

D'après la relativité générale d'Einstein, pour connaître parfaitement le continuum espace-temps, il faut prendre en compte la distribution du couple masse-énergie de l'univers : la position de chaque atome, leur vitesse ainsi que la position des photons avec leur énergie propre. C'est évidemment impossible en pratique, il faut alors faire les bonnes simplifications pour décrire la distribution d'énergie de l'univers et être ainsi capable de résoudre l'équation d'Einstein et d'accéder au continuum espace-temps de l'Univers. Ces simplifications sont définies sous le terme de "principes cosmologiques" ; ce sont des postulats caractérisant les propriétés de l'univers. En utilisant les données observationnelles de la distribution de la matière dans l'univers de la fin du XXe siècle jusqu'à nos jours, on s'aperçoit que ces principes tendent à être vérifiés dans la partie de l'univers observable.

La mesure la plus utile en cosmologie est le décalage spectral vers le rouge (redshift en anglais). Cette mesure est directement reliée à l'expansion de l'univers. Elle est basée sur le ratio entre la valeur de la fonction d'accroissement, , actuelle, , et dans le passé, :

Comme l'univers est en expansion alors est strictement supérieur à 0. Le décalage spectral vers le rouge tient son nom de la manière de le mesurer. En effet, lorsque l'on reçoit la lumière d'une galaxie lointaine, la longueur d'onde de cette dernière, du fait de l'expansion de l'univers, entre le moment où elle a été émise et le moment où elle est observée par un télescope, s'est dilatée. La lumière apparaît alors plus rouge ; quantitativement . La mesure de ce décalage vers le rouge permet de connaître l'état de l'expansion de l'univers quand la lumière a été émise.

Que peut bien signifier le terme de distance dans un univers où l'espace se dilate et donc change continuellement les distances entres les objets ? L'astrophysicien a dû définir différentes distances qui toutes ont un intérêt. Dans un univers classique, les trois distances présentées, distance propre, distance lumineuse et distance angulaire auraient la même valeur. Leur changement de valeur est dû à l'expansion de l'univers et elles se déduisent de la valeur du décalage spectral vers le rouge.

Pour résoudre les équations de Friedmann et déterminer et , il faut connaître la valeur de la densité, , et de la pression, . Pour déterminer ces deux valeurs, il faut prendre en compte l'effet de chaque composante de l'univers dans le bilan masse-énergie.

Répartition de l'énergie

Répartition de l'énergie parmi les différentes composantes de l'univers.

Crédit : A. Füzfa

Durant l'évolution de l'univers, l'énergie de chaque composante a évolué ; des particules relativistes, en se refroidissant, sont devenues de la matière froide, un plasma de particules s'est transformé en gaz de photons, l'augmentation des volumes a fait décroître les densités énergétiques, etc. Ces changements de la densité énergétique pour chaque composante influe sur la manière qu'a l'espace-temps d'évoluer. Pour mieux comprendre l'influence de chaque composante, elles sont comparées à une densité critique. Les paramètres cosmologiques sont ainsi définis :

• Le premier est celui lié à la matière comprenant la matière classique et la matière noire : avec qui vaut g/cm³ actuellement. Il est estimé pour l'univers actuel à = 0,3 avec = 0,03 pour les baryons et = 0,27 pour la matière noire
• Le second est le paramètre lié aux rayonnements : car . Il est aujourd'hui négligeable, valant moins de 0,01% du contenu énergétique de l'univers, alors
• Le troisième est lié à la constante cosmologique, aussi appelé énergie noire : = 0,7. Cette dernière représente donc près de 70 % du contenu masse-énergie de l'univers
• Le dernier paramètre cosmologique est lié à la courbure de l'espace-temps :

Le choix de ces paramètres se comprend lorsque les équations de Friedmann sont reprises avec ces paramètres cosmologiques. Cela crée deux relations très simples entre ces paramètres et le terme d'accélération :

Evolution de la fonction d'accroissement

Les trois cas de la fonction d'accroissement pour un univers n'ayant pas de rayonnement ni de constante cosmologique.

Après avoir défini les concepts importants de l'évolution du continuum espace-temps, les sections qui suivent montrent des cas particuliers d'univers en fixant les paramètres cosmologiques et la constante de Hubble. Les premiers exemples d'univers sont uniquement constitués de matière. Le rayonnement est en effet négligeable durant la majeure partie de l'histoire de l'univers ; il ne joue un rôle important que pendant les premiers milliers d'années. De ce fait, l'évolution de l'univers est bien décrit même sans cette composante. La constante cosmologique, , est supposée être nulle. Le paramètre de la courbure de l'espace se trouve donc être < 1 car est plus grand que 0. La constante de Hubble est prise valant 70 km.s^-1.Mpc^-1. Tous les paramètres sont alors connus, il est possible d'en déduire et .

L'évolution de l'univers prend trois formes différentes en fonction de la valeur de . Si le paramètre de densité est plus grand que 1, donc si la densité de la matière est plus grande que la densité critique, alors est plus petit que 0 et après une phase d'expansion, l'univers s'effondrera sur lui même. La courbure de l'univers est alors positive et l'univers est fini. Si le paramètre de densité vaut 1, = 0, l'univers est plat et l'expansion continue indéfiniment. Les galaxies s'éloigneront avec des vitesses de plus en plus faibles jusqu'à arriver à une vitesse quasi-nulle dans un temps infini. Le troisième cas offre un univers hyperbolique qui ne fera qu'enfler avec une vitesse d'expansion qui certes diminuera mais ne sera jamais nulle. Le graphique illustre les trois fonctions possibles pour le terme d'accroissement, . Seul le cas admet pour un temps différent de 0 l'égalité suivante . Cela représente une deuxième singularité appelé le Big Crunch.

Evolution de la fonction d'accroissement

Fonctions du terme d'accroissement dans le cas d'un univers plat. Les trois cas dépendent de la valeur de la constante cosmologique : un univers accéléré (gauche), un univers qui décélère mais toujours en expansion (millieu), un univers qui s'effondre sur lui-même après une phase d'expansion (doite).

La découverte assez récente de la possible accélération de l'expansion de l'univers oblige les astronomes à revoir leurs modèles d'univers composés uniquement de matière. En effet, dans ce dernier cas l'expansion de l'univers ne peut que ralentir. La seule façon d'expliquer une accélération dans le cadre d'un univers homogène et isotrope est l'ajout d'une composante de pression négative : l'énergie du vide ou la constante cosmologique.

La valeur du paramètre de la constante cosmologique avoisine = 0,7. La valeur de la densité de matière actuelle, , est 0,3. Ces deux paramètres impliquent un paramètre de courbure égal à 1 - 0,7 - 0,3 = 0, donc un univers plat. De plus, l'apport de la constante cosmologique permet d'avoir un univers dont l'expansion est accélérée. L'univers ne se contente plus de se dilater en décélérant mais il accélère sa dilatation.

Ce modèle de l'univers où = 70 km.s^-1.Mpc^-1, =0,3 et = 0,7 est nommé le modèle CDM, pour rappeler que la majorité de l'énergie actuellement est sous la forme de la constante , près de 70%, et qu'une grande partie du reste est contenu dans la matière noire froide (cold dark matter en anglais, d'où le CDM), c'est à dire non relativiste, avec 27% de l'énergie totale. Les 3% restant sont l'univers visible que nous connaissons. Pour l'instant, ce modèle est le modèle standard dans la communauté scientifique, cependant il est frustrant de se rendre compte que 97% du couple énergie-masse de l'univers soit inconnu. Aucun modèle n'explique à ce jour d'où peut provenir l'énergie noire et aucune détection directe n'a permis de mettre en évidence la matière noire. Tout reste encore à faire dans ce domaine.

A la suite de ces deux premiers chapitres de cours, deux aspects essentiels de l'univers sont à noter. L'univers est constitué d'un espace-temps qui n'est pas statique, et ce dernier est en expansion donc l'univers évolue. Si l'espace de l'univers se dilate cela signifie que l'univers était plus dense dans le passé. Les modèles cosmologiques nous apprennent qu'il doit exister un instant dans le passé où la fonction d'accroissement, , vaut zéro et où l'univers serait donc sans espace ni temps réduit à un point. Après cette époque l'univers aurait connu une phase d'expansion. Cette idée a pris le nom de Big Bang comme une explosion qui éjecterait tout autour d'elle de la matière. Cependant, cette comparaison fausse la bonne compréhension du Big Bang. En vérité, la matière n'est pas éjectée à partir d'un endroit de l'univers mais c'est l'espace de l'univers lui-même réduit en un point qui se serait dilaté. De plus, cet instant où tout ne serait réduit qu'à un point est une vision purement mathématique. Physiquement nous ne savons pas comment se comporte la matière et donc l'univers quand il atteint de très fortes densités. La singularité du Big Bang signifie un univers sans espace, avec une densité infinie. Les physiciens se méfient des valeurs infinies, elles montrent surtout la méconnaissance du physicien face à un phénomène et le besoin de nouveaux outils mathématiques pour décrire le phénomène physique.

Dans la suite de ce cours, les différentes étapes de l'univers seront exposées. L'époque de recombinaison puis celle de la nucléosynthèse primordiale seront mises en valeur. Ces deux époques sont importantes car leurs conséquences sont visibles actuellement via le Fond Diffus Cosmologique et la répartition de la quantité des atomes dans l'univers. Enfin, l'histoire de l'univers sera détaillée étape par étape, des premiers âges très denses, très chauds et très homogènes jusqu'à notre univers actuel, froid et très inhomogène.

L'expansion de l'univers décrite au précédent chapitre révèle un univers régi par les lois de la relativité générale confortant la théorie du Big Bang. L'expansion prédit que la lumière qui nous parvient des galaxies éloignées est décalée vers les grandes longueurs d'onde, vers le rouge. Donc regarder à de grandes longueurs d'onde, c'est pouvoir regarder les galaxies dans le passé. Cependant d'après la théorie du Big Bang, au début de l'univers, il y a plus de 13 milliards d'années, il n'y avait pas de galaxies, il n'y avait qu'un plasma mêlant de la lumière en interaction avec de la matière. Ce chapitre traite de la signature observationnelle de cette époque en présentant le Fond Diffus Cosmologique (FDC). Alors que nos instruments modernes détectent difficilement des galaxies à des décalages spectraux plus grands que 4, la lumière du Fond Diffus Cosmologique nous parvient d'un décalage spectral de près de 1 100, décalée à des longueurs d'onde si grandes, de l'ordre du centimètre, que nos yeux ne peuvent la percevoir. Cette lumière des tous premiers âges de notre univers est une ressource irremplaçable pour comprendre l'état de la matière au début de l'univers (380 000 ans) : un plasma quasi-homogène à l'équilibre, d'une température de près de 3 000 K. Plusieurs sondes ont cartographié cette lumière, la dernière en date, encore active, est la sonde Planck qui délivra ses premiers résultats en mars 2013.

Le radiotélescope de Holmdel

Radio télescope de Holmdel (laboratoires Bell Labs) ayant permis à Penzias et Wilson la découverte du fond diffus cosmologique.

Crédit : Bell Labs

Jusqu'à la seconde guerre mondiale, les observations astronomiques étaient limitées aux longueurs d'onde visibles. Pendant la seconde guerre mondiale, la technologie des radars a énormément évolué, en premier lieu pour des applications militaires, puis pour des applications civiles avec le retour de la paix. Durant les années 1959 - 1961, un cornet de 6 m a été construit aux États-Unis, installé sur la colline de Crawford, à Holmdel dans le New Jersey par le Bell Telephone Laboratory, pour recevoir le signal du satellite Echo puis Telstar.

En 1963, ce cornet a été transformé en radiotélescope par Alan A. Penzias et Robert W. Wilson pour observer le halo de notre Galaxie à la longueur d'onde d'environ 7,35 cm. Durant leurs observations pendant les années 1963 - 1965, Penzias et Wilson ont détecté un signal supérieur à celui prévu. Ils ont d'abord cherché à mieux estimer les contributions "parasites" qui pouvaient être dues au ciel, à l'antenne, au guide d'onde, aux détecteurs. Mais toutes ces contributions étaient trop faibles pour pouvoir rendre compte de l'excès observé. De plus, le signal observé était identique dans toutes les directions, donc ne pouvait pas provenir de sources ponctuelles. Il était aussi constant dans le temps. En résumé, nous baignons dans un flux permanent de photons de grandes longueurs d'onde.

Dans le but de tenter de comprendre le phénomène observé, Penzias et Wilson ont alors pris contact avec des théoriciens (Dicke, Peebles, Roll, Wilkinson) de l'Université de Princeton, l'une des meilleures Universités des États-Unis. Deux premiers articles ont paru en 1965 dans la revue américaine The Astrophysical Journal (volume 142, pages 414 et 419) présentant la découverte et l'interprétation de ce rayonnement comme étant un "fond diffus cosmologique", que nous noterons désormais FDC.

Leur interprétation était la suivante : le FDC est le résidu d'un rayonnement émis par l'Univers lorsqu'il était dans une phase très chaude et dense. Un tel rayonnement avait été prédit par Lemaître dans les années 1920, puis par Gamow, Alpher et Herman dans les années 1950. Ce rayonnement aurait été émis par l'univers tout entier environ 380 000 ans après le Big Bang et aurait aujourd'hui un spectre de corps noir à la température de quelques Kelvin, refroidi par l'expansion de l'univers.

L'observation de ce rayonnement qui sera détaillée et expliquée dans ce chapitre est l'argument le plus fort en faveur du modèle du Big Bang.

Avant la recombinaison

Univers opaque. Les photons sont arrêtés par la matière en interagissant avec cette dernière.

Crédit : Astrophysique sur Mesure / Florence Durret et Gilles Bessou

Après la recombinaison

Univers transparent. Les photons moins énergétiques n'interagissent plus avec la matière, ils peuvent se déplacer sur de longues distances.

Crédit : Astrophysique sur Mesure / Florence Durret et Gilles Bessou

Avant de décrire plus en détail les propriétés du FDC, ce dernier doit être remis dans son contexte cosmologique afin d'être bien compris. Pour cela, il faut revenir à près de 380 000 ans après le Big Bang, quand l'univers était très jeune.

Courbes de luminosité de corps noirs

Exemple de courbes de luminosité pour trois corps noirs de températures différentes. On reconnaît la forme de cloche des courbes des corps noirs. La courbe noire représente la courbe de luminosité en mécanique classique sans tenir compte des quanta ; elle se révèle fausse aux petites longueurs d'onde. Plus la température est grande plus le pic est décalé vers les faibles longueurs d'onde. Cela illustre la loi de Wien.

Crédit : Wikipédia

Exemple de spectres d'étoiles

Exemples de spectres d'étoiles ayant des températures différentes. On y reconnaît deux spectres de corps noirs avec en plus des raies d'absorption et d'émission. Le pic est indiqué par un trait rouge. En haut, le pic n'est pas clairement visible (attention à ne pas le confondre avec la raie d'absorption), la température est de plus de 10 000 K. En bas, le pic semble être à 530 nm, la température avoisine les 5400 K.

Crédit : Le relevé SDSS.

Le FDC est un rayonnement issu d'un univers dense et chaud lequel peut être modélisé par un corps noir. Afin de comprendre les propriétés de ce reliquat des premiers temps, il faut connaître les propriétés des corps noirs et de leur rayonnement.

Spectre du Fond Diffus Cosmologique

Spectre du FDC obtenu avec divers instruments au sol et dans l’espace. Les points correspondent aux observations, la courbe en pointillés correspond à l’émission théorique d’un corps noir à la température de 2,728 K. On remarque l’accord excellent avec les points d’observation sur trois ordres de grandeur en fréquence et quatre ordres de grandeur en intensité. Attention, les petites longueurs d'onde (wavelength) sont ici du côté gauche et non droite.

Crédit : Site web de l'APC de Paris VII.

Le FDC a été émis par l'univers quand il était sous la forme d'un plasma. L'univers à cette époque était un corps noir d'une température de près de 3 000 K. Le FDC est donc le spectre de ce corps noir mais décalé vers le rouge. En mesurant les propriétés de ce spectre, il est possible de connaître la température actuelle du FDC qui est de 2,728 K. En faisant le lien entre la température du FDC aujourd'hui et à l'époque de la recombinaison via le décalage spectral, on trouve un redshift de près de 1 100 pour l'époque de la recombinaison, que l'on associe à un âge de 380 000 ans après le Big Bang dans le modèle CDM.

L'image ci-jointe montre les mesures du flux du FDC pour différentes longueurs d'onde. Le pic se situe à proximité de 0,1 cm, ce qui équivaut d'après la loi de Wien à une température de 2,7 K. Penzias et Wilson avaient mesuré le FDC à 7,3 cm. L'intensité à cette longueur d'onde est près de 100 fois inférieure à celle du pic. L'utilisation de ballons stratosphériques et le manque de mesure terrestre à faible longueur d'onde sont dus à l'absorption d'une partie du FDC par l'atmosphère pour les faibles longueurs d'onde. Afin de résoudre ce problème et d'avoir une meilleure résolution spectrale et spatiale les missions suivantes d'observations du FDC se feront exclusivement dans l'espace.

Connaissant la loi de rayonnement du FDC, il est possible d'en déduire la densité volumique d'énergie et donc le nombre de photons dû au FDC par litre. Il est proche de 400 000, ce qui équivaut à 400 photons par . Il est intéressant de le comparer aux nombres de particules massives, protons et neutrons. Ce dernier semble approcher les 0,5 atomes par litre. Cela conduit à un rapport de 1 particule massive pour 1 milliard de photons. Le nombre de particules et celui des photons du FDC n'ayant que peu évolué depuis la recombinaison, leur rapport est resté constant depuis plus de 13 milliards d'années.

Le FDC par COBE

Le FDC vu par COBE après traitement des données. Les zones rouges sont les sur-densités, les zones bleues les sous-densités.

Le FDC par WMAP

Le FDC vu par WMAP après traitement des données. Le gain de résolution spatiale comparé à COBE est évident. Les grandes structures sont retrouvées et des plus petites sont découvertes.

Le FDC par Planck

Le FDC vu par Planck après traitement des données. Le gain de résolution comparé à WMAP est moins flagrant. Ce n'est qu'en zoomant que l'on s'aperçoit du progrès accompli.

A basse résolution spatiale et de température, le FDC est isotrope (le même dans toutes les directions du ciel). Pourtant des anisotropies étaient attendues par le modèle théorique du FDC, de l'ordre de quelques K, K. Les résultats du satellite COBE, Cosmic Background Explorer, ont été les premiers à mettre en évidence sur tout le ciel des fluctuations du FDC. Ces résultats ont ensuite été affinés par des expériences utilisant des ballons envoyés dans l'atmosphère qui couvraient des parties plus petites du ciel mais avec une meilleure résolution (Archeops et Boomerang). Des résultats spectaculaires sur tout le ciel sont obtenus par la sonde WMAP en 2003. Le satellite Planck, lancé en 2009, a encore permis un bond en avant dans l’étude du FDC.

Plusieurs phénomènes peuvent expliquer les fluctuations du FDC. Il y a des raisons physiques dues à l'état de l'univers âgé de 380 000 ans qui n'était pas complètement isotrope (ceci cause des fluctuations dites primaires) et des interactions entre le FDC et les composantes de l'univers durant le voyage de treize milliards des photons pour parvenir à la Voie Lactée (ceci cause des fluctuations dites secondaires).

Certaines fluctuations primaires sont dues aux oscillations acoustiques. Dans l'univers chaud du début de l'univers, le fluide formé de photons, baryons et électrons oscille à la manière d'une onde acoustique. Le potentiel gravitationnel est contrebalancé par la force de pression de radiation, créant des bulles de légères sur-densités ou sous-densités. A la suite de la recombinaison la force de pression radiative due aux photons disparaît et les anisotropies sont figées. Ces oscillations du plasma primordial créent des changements dans la température donc dans le spectre du FDC et expliquent en partie ses anisotropies.

Certaines fluctuations secondaires sont dues à l'effet Sunyavev-Zel'dovich. Durant le long voyage des photons du FDC de leur lieu d'émission à la Voie Lactée, treize milliards d'années se sont écoulés et les photons ont parcouru une distance qui fait aujourd'hui près de 15 Gpc soit près de 50 milliards d'années lumière en prenant en compte l'expansion de l'univers (voir chapitre sur le continuum espace-temps de l'univers). Sur leur trajectoire, certains photons ont traversé des amas de galaxies formés bien après le Big-Bang. L'interaction (par diffusion) avec ce milieu rempli de gaz chaud et d'électrons libres a modifié leur température.

En définitif, les fluctuations de température mesurées sont de l'ordre de K en erreur absolue et donc de , 1 sur 100 000, en valeur relative. Le FDC a gardé l'empreinte du profil de densité de l'univers au moment du découplage lumière-matière.

La terre est riche d'une diversité chimique exceptionnelle. On y trouve des molécules chimiquement simples, formées de seulement deux atomes, comme le dihydrogène (H₂) jusqu'à des molécules géantes combinant des milliers d'atomes telles que l'ADN en passant par des cristaux de toutes sortes, etc. Cette diversité est trompeuse. A l'échelle de l'univers deux éléments règnent sur les composants chimiques, l'hydrogène et l'hélium, le reste ne représente qu'une infime fraction laborieusement formée dans les étoiles massives depuis plus de 13 milliards d'années. Plus de 99% des atomes de l'univers (75% d'hydrogène et 25% d'hélium en fraction de masse) ont été formés pendant la nucléosynthèse primordiale qui date des trois premières minutes de l'univers.

Avant d'en venir à la nucléosynthèse primordiale, un rapide bilan des connaissances sur les atomes et leur structure est entrepris.

Historique

Tableau de Mendeleïev

Tableau périodique des éléments. Ce tableau classe les atomes par leurs nombres d'électrons.

Crédit : Fururama Sciences

Vision classique de l'atome

Vision classique de l'atome. Les protons sont représentés en rouge, les neutrons en vert et les électrons en bleu. L'échelle des tailles n'est pas respectée car le taille du noyau atomique est près de 1000 fois plus petite que la distance entre le centre et les électrons.

Crédit : EDF

Le terme atome a été utilisé, au XIX^e siècle, pour désigner des particules qui ne peuvent se casser, du grec a-tomos. A cette époque, on croyait avoir découvert les briques élémentaires de la physique, classées dans le célèbre tableau de Mendeleïev. Le XX^e siècle a cassé cette vision. Les atomes sont en vérité constitués de protons, de neutrons et d'électrons.

L'hydrogène et l'hélium ne peuvent pas s'être formés dans les étoiles comme pour les autres atomes car c'est justement l'endroit où ils sont détruits, fusionnés pour former les métaux. Très vite les modèles de Big Bang ont prédit une production de ces atomes dans les premiers instants de l'univers quand les températures étaient bien plus élevées que dans les étoiles. Cette période de formation des atomes légers, hydrogène, hélium (³He et ⁴He) mais aussi du deutérium (D ou ²H) et du Lithium 7 s'appelle la nucléosynthèse primordiale, à différencier de celle stellaire actuellement en cours dans les étoiles. Elle s'est déroulée près de trois minutes après le Big Bang.

L'univers avant cette nucléosynthèse primordiale avait une température de K et était un plasma. On est bien avant l'époque de la recombinaison. La matière se divisait en deux catégories : les protons (87% de la masse) et les neutrons (13% de la masse). Du deutérium et du tritium pouvaient se former mais ils étaient instables du fait des collisions et de l'énergie des photons qui existaient à cette époque.

Les trois minutes de la nucléosynthèse primordiale

L'abondance des éléments pendant les premières minutes de l'Univers, par rapport à celle des protons.

Crédit : E. Vangioni-Flam, IAP

Après l'hélium 4 (deux neutrons, deux protons), qui est un noyau particulièrement stable, le processus de construction des noyaux par addition d'un neutron ou d'un proton tourne court. En effet, il n'existe pas de noyau stable de masse 5. Pour sauter le pas, il faudrait fusionner de l'hélium avec du deutérium ou un autre noyau d'hélium, mais à cause de l'expansion de l'Univers, température et masse volumique ne sont plus suffisantes pour vaincre la répulsion entre les noyaux chargés positivement. C'est un goulot d'étranglement de la nucléosynthèse.

Pendant la nucléosynthèse primordiale, il se forme donc extrêmement peu d'éléments plus lourds que l'hélium, juste un peu de lithium (⁷Li) et de béryllium (⁷Be). Il n'y a pas de noyau stable de masse 8, ce qui forme un nouveau goulot d'étranglement pour la formation nucléaire.

La figure ci-contre représente l'évolution des éléments légers pendant la nucléosynthèse. L'axe des abscisses est la température en unités de milliards de degrés : à t = 1 s, la température est de 15 milliards de degrés. En trois minutes, elle diminue à 1,1 milliard de degrés. Au début de la nucléosynthèse, l'Univers ne contient que des protons et des neutrons. Trois minutes après, le paysage s'est considérablement enrichi, et presque tous les neutrons ont été consommés pour fabriquer des noyaux d'hélium 4. Les autres neutrons vont rapidement disparaître car les neutrons libres (en dehors d'un noyau) sont instables avec un temps de demi-vie de 10 minutes, ils se transforment alors en protons.

Les sections précédentes ont décrit trois résultats concrets et observables du modèle du Big Bang, un univers en expansion, le Fond Diffus Cosmologique et les proportions d'hydrogène et d'hélium de notre univers. Ces trois phénomènes sont de puissants arguments en faveur du modèle du Big Bang. Par la suite, les différentes étapes de l'univers seront décrites dans le cadre du Big Bang, des premières millièmes de secondes jusqu'à nos jours. L'univers y est décrit comme une fournaise primordiale composée d'éléments subatomiques mélangés interagissant fortement avec la lumière. Cet univers, du fait de son expansion, se refroidit rapidement permettant la création d'éléments plus complexes tels que des protons, des neutrons et ensuite des noyaux d'hydrogène et d'hélium. Après 380 000 ans, la lumière et la matière se découplent enfin, laissant un univers composé de 75% d'atomes d'hydrogène et 25% d'atomes d'hélium. Cet univers qui est devenu froid et neutre rentre dans l'âge sombre et connaîtra, des centaines de millions d'années plus tard, une phase de réionisation où le gaz neutre deviendra ionisé. La dernière grande étape de l'univers qui dure plus de 13 milliards d'années correspond à la formation et surtout à l'évolution des étoiles et des galaxies.

Formation des structures de l'univers

Résumé des différentes étapes de structuration de l'univers depuis le Big Bang à nos jours : le Big Bang, la recombinaison, l'âge sombre, la réionisation, la structuration de l'univers.

Crédit : La mission WMAP.

Dans ses premiers instants, l'univers s'apparente à un plasma de particules élémentaires qui interagissent entre elles et avec la lumière, formant un système à l'équilibre. Des connaissances sur la physique des particules est alors primordiale pour comprendre ces premiers instants. L'expansion de l'univers ne remet pas en cause cet état d'équilibre mais oblige la matière à passer d'un état en équilibre à un autre. Les premiers instants de l'univers sont l'unique moment où l'univers connaît des températures de plusieurs milliards de Kelvin et des densités de plusieurs milliards de fois celle de l'eau. Bien que l'homme ait construit des accélérateurs de particules pour reproduire des chocs très énergétiques similaires à ceux du début de l'univers pour obtenir des particules subatomiques, il n'accède pas encore aux énergies des tous premiers instants (les premières secondes).

Par la suite, nous utiliserons une nouvelle unité pour la masse des particules. Cela tient au fait que leurs masses sont si faibles que la notation en kg est assez lourde et peu parlante. Par la suite, les masses seront données en eV (électron-Volt), qui est une unité d'énergie. Chaque masse peut être considérée comme une énergie par la formule d'équivalence . La conversion de la masse en énergie qui en découle donne des Joules, l'unité standard. Puis, cette énergie est convertie en eV (électron-Volt, énergie que gagne un électron dans un champs de 1 Volt en une seconde) par la relation suivante : 1 eV = J. Par exemple, un proton ayant une masse de kg a une énergie de J qui équivaut à 900 MeV (Mega-eV).

De même, pour parler de l'énergie d'un photon, on sera amené à utiliser l'énergie propre d'un photon donnée par la relation , où est la constante de Planck J.s et la fréquence du photon mais aussi l'énergie statistique moyenne des photons qui découle de la loi de Wien. Pour une température donnée, l'énergie des photons se situe au alentour du pic du corps noir. En moyenne, un photon, dans un corps noir d'une température de K, aura, d'après la loi de Wien, une longueur d'onde de 2,9 nm ce qui correspond à une énergie de J ou 426 eV.

Enfin, pour les particules, on peut parler de l'énergie cinétique d'une particule, où est sa masse et sa vitesse. On peut aussi dans le cas d'un corps noir parler d'énergie statistique des particules reliant leurs vitesses et la température du corps noir : où m².kg.s^-2.K^-1 est la constante de Boltzmann et la température du corps noir. En moyenne, un proton dans un plasma de corps noir à la température de K aura une énergie cinétique égale à J = 129 eV qui correspond à une vitesse de 160 km/s.

Les hadrons

Liste des particules subatomiques

Classement des particules subatomiques en fonction de leur familles : photon, lepton et hadron.

Crédit : Wikipédia

Tableau des particules élémentaires

Tableau des particules élémentaires d'après le modèle standard. On y retrouve la famille des leptons. Les photons appartiennent à la famille des bosons avec le gluon et les bosons Z et W. Les six quarks sont les particules élémentaires dont les combinaisons forment les hadrons.

Crédit : Wikipédia

Les hadrons forment la famille de particules subatomiques la plus riche. Elle compte des représentants très connus tel que le proton et le neutron (les nucléons), mais aussi une flopée de particules instables qui ne s'observent qu'assez rarement. Parmi elles se trouve la sous famille des mésons (, , ...), ou celle des hypérons (, , ...). Le schéma ci-joint résume clairement ces différentes familles. Les hadrons forment une structure complexe car ce ne sont pas des particules élémentaires. Elles sont elle-mêmes l'association de particules élémentaires, les quarks, jusqu'à preuve du contraire. Par exemple, le proton est l'assemblage de trois quarks : deux quarks up et un quark down. A l'inverse, le neutron est constitué de deux quarks down et d'un quark up. Les hadrons ont une masse, une charge et un spin. Ils peuvent donc ressentir les interactions gravitationnelles et électromagnétiques sauf si leur charge est nulle comme pour le neutron. En plus de cela, ils sont sujets par définition à l'interaction forte et faible. A chaque hadron est associé un nombre hadronique. Par exemple, le neutron et le proton ont un nombre hadronique de 1. Ce nombre doit être conservé dans une transformation tout comme est conservée la charge électrique.

La théorie du Big Bang s'attache à décrire l'univers depuis ses premiers instants. Plus on remonte dans le passé, plus l'univers est dense et chaud. En théorie, la température et la densité croissent de manière infinie jusqu'au temps zéro. Cela crée un univers avec des conditions que nous n'avons jamais rencontrées sur terre et que nous n'avons jamais reproduites dans un accélérateur de particules. Cette époque de l'univers, les premières secondes, sont terra incognita.

Cela n'empêche pourtant pas les chercheurs d'échafauder de nombreuses théories pour expliquer cette époque de l'univers. Il en est même qui tentent d'expliquer ce qu'il y avait avant le Big Bang. Ce processus est normal en science, mais seule la contrainte observationnelle pourra trancher entre les différentes théories : théorie des supercordes, M-cordes, gravitation quantique, grande unification des lois fondamentales. C'est à cette époque de l'univers que pourrait avoir eu lieu l'inflation qui permet d'expliquer la grande homogénéité du FDC. En une fraction de seconde, l'univers se serait étendu d'un facteur faisant passer des inhomogénéités sur des échelles microscopiques à des échelles macroscopiques. C'est aussi à la fin de cette époque que les quarks se seraient assemblés pour former les hadrons : muons, protons, neutrons, ...

Tout cela est encore une terra incognita. Il faut des instruments plus performants pour créer des conditions de température et de pression qui avoisinent celles de l'univers durant les premières secondes. Le Large Hadron Collider (LHC large collisionneur d'hadron) devrait donner des pistes en produisant des énergies de l'ordre du Tev ( eV) ce qui correspond à une température de l'ordre de K.

Revenons vers des contrées plus connues de la science avec l'ère hadronique de l'univers. Cette ère commence à une température de plus de K jusqu'à une température de K, lorsque la température seuil du plus léger des hadrons est atteinte : le méson neutre ( Mev/). Cette ère dure seulement un dix-millioniène de seconde. Les hadrons et leurs antiparticules forment alors un système en équilibre thermodynamique. Leurs masses imposantes face aux leptons en font la composante dominante de la matière de cette époque. L'origine de la prédominance de la matière sur l'antimatière dans l'univers contemporain est à situer au coeur de ces ères, comme une conséquence possible de l'asymétrie de leurs propriétés dans les processus de création-annihilation qui régissaient l'équilibre thermodynamique. Cependant, cela reste encore une question très débattue.

Entre les température K et K, pendant un peu plus d'une seconde, l'univers se situe dans l'ère leptonique. La température de seuil des hadrons n'est plus atteinte. Les hadrons et leurs anti-particules se sont annihilés pour la plupart. Du fait d'une très légère dissymétrie avant l'annihilation, quelques hadrons ont survécu, un sur un milliard en ordre de grandeur. Il ne reste alors que des protons et des neutrons. L'univers est rempli de photons, de neutrinos, d'anti-neutrinos, d'électrons et de positrons. Le rapport entre les hadrons et les autres composantes est de 1 pour 1 milliard à peu près. Il y a presque autant de neutrinos, d'antineutrinos, d'électrons et de positrons. Des réactions incessantes se produisent, changeant protons en neutrons et vice-versa. Cependant, l'égalité du nombre des leptons assure l'égalité entre la proportion de neutrons et de protons.

Après 0,11 s, la température descend à K, rien ne change de nature mais il est maintenant plus facile aux neutrons, plus lourds, de se transformer en protons. Les proportions ne sont plus symétriques : 38% de neutrons contre 62% de protons.

Après 1,09 s, à une température de K, les neutrinos et antineutrinos qui interagissent bien moins fortement avec les autres particules deviennent libres. Ils peuvent alors se déplacer sans interagir avec la matière environnante. C'est le premier découplage. Ainsi, les neutrinos ont dû garder l'empreinte des conditions de l'univers à ses tous premiers instants de même que le FDC le fera plus tard. C'est donc une nouvelle voie pour étudier directement l'univers à des âges très reculés. La difficulté provient évidemment de la très faible interaction neutrino-matière qui rend quasiment impossible une observation fiable à l'heure actuelle. Le découplage interdit aux neutrons de se transformer en protons. Étant instables dans le vide, les neutrons sont alors voués à disparaître. Leur nombre continue de décroître : 76% de protons contre 24% de neutrons.

13,82 s après la fin de l'ère hadronique, la température est descendue jusqu'à K. Les électrons et positrons se sont annihilés en photons et il reste seulement 1 électron sur 1 milliard, rejoignant le nombre de protons. Les photons sont maintenant majoritaires en densité d'énergie. L'ère leptonique est terminée et l'ère radiative a pris place. Les nucléons commencent à s'associer en deutérium, tritium et Hélium 3. Cependant, ces nouveaux noyaux atomiques ne sont pas assez stables à ces températures pour former un atome d'hélium qui, lui, aurait pu l'être. La proportion de neutrons continue de chuter : 17% de neutrons et 83% de protons.

Après trois minutes, la température est de K, le nombre de neutrons a encore chuté à 14 %. Si le tritium et l'hélium 3 sont stable, le deutérium est quant à lui encore trop instable pour former des atomes plus complexes.

Passé le cap de l'instabilité du deutérium, à 3 min 46s, à 900 millions de Kelvins, la nucléosynthèse primordiale peut se mettre en marche. Il se forme des noyaux d'hélium avec les neutrons disponibles qui représentent maintenant 13% du nombre total des atomes. La température est trop élevée pour la formation de noyaux plus lourds que l'hélium en grand nombre. Il en résulte des fractions de masse de 25% d'hélium et de 75% de protons. C'est la nucléosynthèse primordiale.

L'expansion de l'univers fait décroître la densité d'énergie de la matière en diluant la masse. La densité d'énergie de la matière évolue en , où est le facteur d'expansion de l'univers vu au chapitre sur la relativité générale. De même, les photons sont dilués et leur longueur d'onde est dilatée par l'effet Doppler cosmologique. Leur densité d'énergie décroît donc plus vite, en . L'équilibre entre l'énergie radiative et l'énergie de la matière se situe 60 000 ans après le Big Bang à à une température de plus de 8 000 K. Suit alors l'ère stellaire où la matière domine le contenu énergétique.

L'ère stellaire connaît vraiment ses débuts lorsque, vers 380 000 ans après le début du Big Bang, la température a chuté vers 3 000 K. A ce moment, les électrons peuvent se stabiliser autour des noyaux atomiques et la lumière se découple de la matière. La lumière de cette époque deviendra après 13,7 milliards d'années le Fond Diffus Cosmologique étudié au chapitre précédent.

Passée l'époque de la recombinaison, l'univers est composé de trois systèmes indépendants : le système neutrino-antineutrino, le système de photons du FDC et la masse composée d'hydrogène et d'hélium. Chacun de ces systèmes évolue de manière quasi-indépendante. Les deux premiers ne feront que se refroidir tandis que la matière connaîtra une évolution plus complexe. La distribution de la matière va devenir de plus en plus inhomogène. Cette structuration de l'univers est l'objet du prochain chapitre.

Pour ce chapitre qui résume l'histoire de l'univers des premiers instants jusqu'à aujourd'hui, un schéma est présenté pour résumer les différentes étapes, et pour donner les ordres de grandeurs associés à ces dernières.

Les ères cosmologiques

Ligne du temps et histoire thermique de l'Univers. On remarquera les échelles de temps très différentes entre les ères : l'ère stellaire dure à elle seule plus de 10 milliards d'années tandis que les ères précédentes durent de quelques infinitésimales fractions de seconde à quelques milliers d'années.

Crédit : A. Füzfa

Après la période de recombinaison, 380 000 ans après le Big Bang, jusqu'à nos jours, l'univers a évolué d'un gaz neutre presque homogène à un état très inhomogène avec comme composantes du gaz neutre, du gaz ionisé et des étoiles regroupés gravitationnellement dans des galaxies qui sont elles-mêmes structurées suivant des filaments séparés par des zones de quasi-vide. Ce changement radical de structure a connu plusieurs phases, un âge sombre qui est la suite directe de l'époque de recombinaison, une époque de réionisation où se sont formées les premières structures (étoiles et galaxies), et où tout le gaz de l'univers s'est ionisé, et enfin une évolution hiérarchique qui dure depuis plus de treize milliards d'années et qui a vu principalement la formation des galaxies par des fusions successives.

Effondrement gravitationnel

Simulation cosmologique de gaz et de matière noire montrant l'effondrement du gaz et de la matière noire du décalage spectral 100 à 25, durant l'âge sombre. A z = 100, on retrouve une très faible inhomogénéité de densité. Après z = 100, les inhomogénéités sont trop grandes pour utiliser un modèle linéaire pour décrire l'évolution, d'où les simulations. Les premières structures baryoniques, étoiles et galaxies, apparaissent après z = 25.

Crédit :

La première image de l'univers est donnée par l'observation du Fond Diffus Cosmologique 380 000 ans après le Big Bang (voir FDC). La grande homogénéité et isotropie de l'univers permet d'utiliser des lois analytiques et la physique linéaire pour prédire l'évolution de sa densité. Les fluctuations de densité, notées , dépendant du temps et de la position, sont très petites (1 partie pour 100 000) devant la densité moyenne de l'univers, notée et ne dépendant que du temps. Tandis que cette densité moyenne chute avec l'expansion de l'univers d'après la loi , les fluctuations croissent linéairement avec la baisse de la température, . L'indice "rec" dénote les conditions au moment de la recombinaison. Les fluctuations deviennent non négligeables pour des décalages spectraux proches de 100. A cette époque, la physique linéaire doit être remplacée par une physique non linéaire. Pour ce faire les astronomes utilisent des simulations cosmologiques. Cette période de croissance linéaire a duré près de 16 millions d'années.

Du décalage spectral 100 à 25, c'est à dire de 16 à 132 millions d'années, les inhomogénéités de l'univers augmentent sans rencontrer de force pour les en empêcher, pas de pression lumineuse ni de force de pression mécanique, les collisions entre les atomes sont rares et peu énergétiques. L'univers reste sous la forme d'un gaz majoritairement composé en masse d'Hydrogène (75%) et d'Hélium (25%) avec un peu de Lithium et de Deutérium (voir cours sur la nucléosynthèse primordiale). Les galaxies, les étoiles, les planètes, tous les objets astronomiques connus dans l'univers proche n'existent pas encore. Cette époque qui dura presque 150 millions d'années, sans étoile et sans création de lumière, est appelée l'âge sombre.

La réionisation

Résumé des grandes phases de l'univers. De droite à gauche, le Big Bang, l'époque de recombinaison vue dans le cours sur le FDC, l'âge sombre décrit précédemment, la réionisation qui rend non opaque l'univers aux rayonnements énergétiques.

Crédit : NAOJ

Réionisation autour d'une étoile

Simulation du début de l'époque de réionisation. Une étoile massive est en train de chauffer le gaz neutre (bleu) et de le ioniser (rouge).

Crédit :

La phase suivant l'âge sombre est appelée l'époque de réionisation. Au cours de cette période qui se déroule grossièrement du décalage spectral 25 au décalage spectral 6 se déroulent deux évolutions majeures pour l'univers : l'ionisation de tout le gaz neutre, l'univers redeviendra ionisé comme il l'était avant la recombinaison, et la formation des premières étoiles et des premières structures contenant ces étoiles.

A la fin de la réionisation, bien que l'univers ait formé les premières structures, l'évolution de l'univers est loin d'être terminée. Trois processus vont transformer l'univers distant en notre univers proche. Le premier est la formation stellaire qui convertira une partie du gaz présent à cette époque en étoiles. Le second processus est la fusion entre les galaxies qui est le mécanisme à la base du modèle de structuration des galaxies, le modèle hiérarchique. Partant d'une multitude de petites galaxies, de nouvelles galaxies plus massives se forment. Les galaxies géantes au centre des amas de galaxies en sont le symbole. Enfin le dernier changement structurel de l'univers est le renforcement d'une structure filamentaire de la distribution spatiale des galaxies. En effet, les galaxies ne sont pas distribuées de manière isotrope et homogène mais elles forment des filaments qui semblent entourés de sphères quasiment vides. La description de la structure de notre univers à différentes échelles, du Mpc au Gpc, est traité dans le premier cours sur la découverte de notre univers.

Afin de suivre l'évolution des structures de la matière depuis l'âge sombre jusqu'à nos jours, des simulations cosmologiques de plus en plus précises ont été entreprises. Leur but est de décrire l'univers à différentes époques et à différentes échelles.

La matière dans l'univers proche s'est répartie suivant une structure filamentaire mais elle a aussi changé de forme. Depuis la matière froide et neutre des âges sombres en passant par du gaz ionisé à la réionisation, la matière aujourd'hui prend plusieurs formes.

Carte du ciel (ascension droite en abscisse, déclinaison en ordonnée), avec toutes les étoiles de magnitude plus brillante que 6. La taille du symbole est proportionnelle à la magnitude, et la couleur représente le type spectral. La région la plus riche en étoiles est notre Galaxie, vue par la tranche.

Crédit : BSC/ASM

Une multitude d'objets sont visibles de nuit. Sous un ciel sans nuage, sans Lune et sans pollution lumineuse, plusieurs milliers d'étoiles sont visibles à l'œil nu. Malheureusement, ce nombre est de plus en plus restreint par l'activité humaine (éclairage urbain...) et, dans le centre des grandes villes, au mieux quelques dizaines d'étoiles sont visibles.

En plus de ces étoiles, outre la Lune et les cinq planètes visibles à l'œil nu (Mercure, Vénus, Mars, Jupiter et Saturne), le ciel est barré par la Voie Lactée, grande bande laiteuse (d'où son nom), faiblement lumineuse, aux contours flous. En la parcourant à l'œil ou aux jumelles, on se rend compte qu'elle est composée de zones brillantes et de zones sombres, de nébuleuses, d'étoiles en amas... Au télescope, elle se décompose en une nuée d'étoiles. La Voie Lactée n'est, en effet, que le disque de notre Galaxie vue par la tranche. Par extension, notre Galaxie porte ainsi le nom de Voie Lactée.

D'autres objets sont également visibles : des nébuleuses qui peuvent être extérieures à notre Galaxie - comme les Nuages de Magellan ou la nébuleuse d'Andromède, qui sont des galaxies proches de la nôtre - ou, au contraire, des éléments de notre Galaxie - comme la nébuleuse d'Orion, un nuage interstellaire, ou des groupes de millions d'étoiles liées par la gravitation appelés « amas globulaires » qui, comme la Voie Lactée, ne sont pas résolus en étoiles par l'œil.

Constellation d'Orion tirée de l'Uranométrie de Bayer, 1603.

Crédit : Linda Hall Library of Science, Engineering and Technology, Kansas City

Parmi les étoiles de notre Galaxie, la Voie Lactée, seules 6000 à 7500 sont visibles à l'oeil nu (sur l'ensemble du ciel). Pour se repérer dans le ciel, les astronomes des siècles passés ont dessiné arbitrairement sur la sphère céleste des figures reliant les étoiles les plus brillantes qu'ils ont nommées constellations. Les noms des constellations boréales (situées dans l'hémisphère nord) nous viennent principalement de l'antiquité, et sont des personnages (Andromède, Cassiopée...), des animaux (le Cygne, la Grande Ourse...), ou des objets (la Lyre, la Balance...) liés à la mythologie (principalement grecque et romaine). Mais les astronomes de l'antiquité n'ont pas observé la partie la plus australe du ciel (visible dans l'hémisphère sud) et ne l'ont donc pas organisée en constellations.

Ce travail fut effectué par des astronomes comme Bayer au 17^ème siècle qui choisit des noms d'animaux (le Phénix, le Poisson Volant...) et La Caille au 18ème siècle qui préféra des noms d'instruments scientifiques (le microscope, la machine pneumatique...). Cependant, les limites des constellations restaient floues, et certaines nouvelles constellations mordaient sur les anciennes. La situation fut réglée en 1922 par l'Union Astronomique Internationale qui découpa une bonne fois pour toute le ciel en 88 constellations. En 1930, l'astronome belge Eugène Delporte en fixa précisément les limites selon des arcs de méridien ou de fuseaux horaires.

Modification de la forme du grand chariot dans la Grande Ourse vu depuis la Terre.

Crédit : ASM/Noël Robichon et Gilles Bessou

Les étoiles des constellations n'ont pas de liens physiques entre elles. Seule leur position apparente dans une même zone du ciel, lorsqu'elles sont vues depuis la Terre, les relie. En particulier, leurs distances peuvent être très différentes. Comme les étoiles ont des vitesses différentes les unes des autres, la forme des constellations évolue au cours du temps. Au bout de quelques dizaines de milliers d'années seulement, la forme d'une constellation n'est plus reconnaissable.

Durant l'antiquité, les astronomes nommaient les étoiles d'après leur position dans la constellation à laquelle elles appartenaient. Au moyen-âge, les astronomes arabes fixèrent le nom des étoiles les plus brillantes sur le même principe (Rigel dans la constellation d'Orion, qui était pour l'astronome grec Ptolémée « l'étoile la plus brillante du pied gauche en contact avec l'eau », signifie simplement « le pied » en arabe) et ces noms sont restés d'usage courant.

Au début du 17^ème siècle, l'astronome allemand Bayer classa les étoiles des constellations par luminosité décroissante en suivant l'alphabet grec puis l'alphabet latin suivi du génitif du nom latin de la constellation. Ainsi, Arcturus, l'étoile la plus brillante du Bouvier (Bootes en latin) se nomme-t-elle aussi α Bootis (ou α Boo). De même, Castor et Pollux, les deux étoiles les plus brillantes des Gémeaux (Gemini) sont respectivement et α et β Geminorum ( α et β Gem). Parallèlement, l'astronome anglais Flamsteed désigna les étoiles visibles de chaque constellation en les comptant par ascension droite croissante. La manière de nommer une étoile par un numéro et d'une lettre grecque ou latine suivis du génitif du nom latin de la constellation à laquelle elle appartient s'appelle ainsi dénomination de Bayer-Flamsteed.

De nos jours, où le catalogage des étoiles n'est plus une fin en soi, et où le nombre d'étoiles connues est considérable, les étoiles sont nommées d'après leur numéros dans des catalogues spécifiques (catalogues d'étoiles brillantes, de binaires, de variables, d'étoiles observées avec tel ou tel instrument...). Une étoile appartenant à plusieurs catalogues a donc plusieurs noms. L'étoile Véga de la Lyre, par exemple, apparaît ainsi sous plus de cinquante noms comme α Lyr, GJ 721 (étoile numéro 721 du catalogue d'étoiles proches de Gliese et Jarheiss), HIP 91262 (catalogue Hipparcos), HD 172167 (catalogue Henry Drapper), CCDM J18369+3847A (catalogue CCDM d'étoiles doubles), etc.

La parallaxe trigonométrique d'une étoile (ou parallaxe annuelle) est l'angle sous lequel est vu le demi-grand axe de l'ellipse apparente que semble effectuer une étoile à cause de son mouvement réflexe dû à la rotation de la Terre autour du Soleil. Il est noté π ou lorsqu'il y a ambiguité avec le nombre pi.

La distance D d'une étoile est alors donnée par la formule :

où R est le demi grand-axe de l'orbite terrestre c'est-à-dire une unité astronomique.

Par définition, la distance est de 1 parsec si la parallaxe est de 1 seconde de degré.

Comme R = 1 unité astronomique (u.a.), on a

L'étoile la plus proche a une parallaxe : .

Sa distance est donc : .

La précision des meilleures parallaxes était au début du siècle d'environ 1 millième de seconde de degré (1 mas). C'est en particulier la précision médiane du catalogue Hipparcos qui a mesuré les positions, parallaxes et mouvements propres d'environ 120 000 étoiles. Ainsi, seule la distance des étoiles proches était connue grâce à la mesure de leurs parallaxes trigonométriques. En effet, avec une telle précision, à 100 parsecs par exemple, l'erreur relative sur la parallaxe est de 10 % ce qui donne une erreur sur la distance du même ordre. Or, la Galaxie fait quelque 30 000 parsecs de diamètre ! Les parallaxes trigonométriques ne permettaient alors que d'obtenir la distance d'étoiles du voisinage solaire. Le satellite GAIA, lancé en 2013 et qui a une précision de quelques millionièmes de seconde de degré, permet maintenant un décryptage complet des différentes populations de notre Galaxie (plus d'1 milliard d'objets en 2018).

La distance d'étoiles plus lointaines, qui ont une parallaxe trigonométrique trop petite pour les instruments actuels, est mesurée par des méthodes indirectes. Par exemple en comparant leur luminosité intrinsèque et leur luminosité apparente observée depuis la Terre comme nous le verrons plus loin. On parlera alors de parallaxe spectroscopique ou photométrique selon que sa luminosité intrinsèque (on dit plutôt absolue) a été calibrée par spectroscopie ou photométrie.

• Vitesse de la lumière : c = 299 792,458 km/s (exactement)
• L'année-lumière :
• L'unité astronomique : C'est le demi-grand axe de l'orbite que décrirait autour du Soleil une planète de masse négligeable et de révolution 365,256 898 3263 jours.
• Le parsec : C'est la distance d'une étoile dont la parallaxe trigonométrique est de 1 seconde de degré.

Relations entre les différentes unités :

Les étoiles se déplacent les unes par rapport aux autres dans notre Galaxie. Ces mouvements sont régis par la loi de la gravitation. La vitesse d'une étoile par rapport au Soleil se décompose en une vitesse sur la voûte céleste, appelée vitesse tangentielle, et une vitesse sur la ligne de visée de l'étoile appelée vitesse radiale. Ces deux composantes de la vitesse se mesurent par des méthodes très différentes.

Décomposition de la vitesse relative d'une étoile en vitesses radiale et tangentielle.

Crédit : ASM/Noël Robichon, Gilles Bessou et Djamila Taharbouche

Évolution en tire-bouchon de la position d'une étoile comme combinaison du mouvement propre et du mouvement parallactique.

Crédit : ASM/Noël Robichon et Gilles Bessou

La position d'une étoile dépend de sa position à une certaine époque, de sa parallaxe et de son mouvement propre selon les relations :

où et sont les coordonnées équatoriales à un instant t, et à l'instant t₀ de référence, et les composantes du mouvement propre de l'étoile, sa parallaxe et et les composantes du facteur parallactique de l'étoile à l'instant t. Le facteur parallactique est simplement la projection de l'orbite de la Terre dans la direction de l'étoile.

Une étoile double est un système de deux étoiles proches sur la sphère céleste. Une étoile double visuelle peut être une binaire visuelle (deux étoiles gravitant l'une autour de l'autre et donc liées physiquement) ou une étoile double optique (étoiles fortuitement proches sur le ciel mais qui sont en fait à des distances différentes).

Une étoile binaire (ou simplement binaire ou étoile double physique) est un système de deux étoiles orbitant l'une autour de l'autre sous l'effet de la gravité (comme la Terre tourne autour du Soleil). Une binaire est dite :

• visuelle lorsque les deux étoiles qui la composent sont observables séparément à travers un télescope. 
• spectroscopique lorsque les raies d'au moins une des composantes se décalent périodiquement dans le spectre à cause des variations de vitesse radiale induites par son mouvement orbital.
• photométrique (ou binaire à éclipse) quand sa luminosité est variable à cause des éclipses produites par le passage de l'une des composantes devant l'autre.
• astrométrique lorsque sa position est perturbée de manière détectable par la présence d'un compagnon trop peu lumineux pour être vu.

Le concept de binarité est donc subjectif : une binaire visuelle peut être résolue par un gros instrument et pas par un plus petit. De même la binarité spectroscopique ou photométrique dépend de la précision des détecteurs.

La plupart des étoiles se trouve dans des systèmes binaires ou multiples (il existe également des étoiles triples, quadruples...).

Les binaires jouent un rôle primordial dans notre connaissance des étoiles. En particulier, le calcul des éléments orbitaux (période, demi-grands axes, inclinaison...) des composantes d'une binaire est le seul moyen direct de mesurer des masses d'étoiles grâce aux lois de Kepler comme nous allons le voir dans les pages qui suivent.

Si l'on arrive à observer l'orbite des deux composantes d'un système binaire visuel, on peut déterminer leurs masses.

En effet, en posant P la période, m₁ et m₂ les masses des deux composantes, a₁ et a₂ les demi-grands axes des orbites des deux composantes autour du centre de gravité du système on a :

• a₁m₁ = a₂m₂ par définition du barycentre
• d'après la troisième loi de Kepler.

La résolution de ce système donne alors les masses individuelles m₁ et m₂ des deux étoiles.

En fait, les choses ne sont pas si simples. L'observation de l'étoile pendant une durée de temps supérieure à la période permet d'obtenir l'orbite apparente de l'étoile la plus faible autour de la plus brillante. La période est directement déduite de ces observations. En revanche, l'orbite observée n'est que la projection sur le ciel de l'orbite réelle. Il s'agit d'une ellipse, mais son demi-grand axe n'est pas celui de l'orbite réelle. Il existe néanmoins des moyens géométriques ou analytiques qui permettent de retrouver l'inclinaison de l'orbite mais dont le développement dépasse le cadre de ce cours.

Le rayon des étoiles peut facilement être déterminé dans le cas de binaires à éclipses. Une binaire à éclipses est une étoile binaire dont le plan de révolution est dans la ligne de visée de l'observateur (la Terre). Les deux composantes de la binaire ne sont pas résolues et la luminosité mesurée par l'observateur est la somme des luminosités des deux composantes de la binaire. Lorsqu'une des composantes passe entre l'observateur et l'autre étoile - on parle alors d'éclipse - une partie de la lunière de celle-ci est masquée à l'observateur. Il y a alors diminution de la luminosité totale de l'étoile binaire (somme des luminosités des deux composantes).

Si l'on connaît la masse des deux étoiles, la période du système nous permet, par la troisième loi de Kepler, de connaître la distance qui les sépare. On a alors la vitesse de ces étoiles. La durée des deux éclipses donne alors le rayon des deux composantes.

Variation de la luminosité d'une étoile double binaire à éclipses.

Crédit : ASM/Noël Robichon et Gilles Bessou

D'autres techniques presque* directes permettent d'obtenir le rayon de certaines étoiles. On peut citer les occultations par la Lune où l'on mesure le temps que met une étoile à disparaître derrière le limbe lunaire ou l'interférométrie qui permet, pour des étoiles suffisamment proches ou grosses, de mesurer directement le diamètre.

*moyennant tout de même un modèle d'assombrissement centre-bord du disque stellaire c'est-à-dire la manière dont la lumière se distribue sur le disque stellaire (le bord étant plus sombre que le centre).

Le gaz à la surface de l'étoile peut être considéré, en première approximation, comme un corps noir. Un corps noir est un corps idéal qui réémet tout le rayonnement qu'il reçoit sous forme d'un spectre continu (qui suit la loi de Planck) avec un maximum à une longueur d'onde λ_m qui ne dépend que de sa température T (selon la relation de Wien :  λ_m T = cte = 3.10^-3 m.K). La longueur d'onde λ_m détermine la couleur de l'étoile.

La température de la surface d'une étoile variant d'environ 3000 kelvins à quelques dizaines de milliers de kelvins, λ_m varie environ entre 150 et 3000 nm. Ceci correspond à un maximum situé entre le proche ultraviolet et le proche infrarouge en passant par toutes les couleurs de l'arc-en-ciel. Les étoiles les plus chaudes apparaissent ainsi très bleues et les plus froides sont rouge sombre.

Le flux F d'énergie émis par un corps noir à sa surface ne dépend lui aussi que de la température selon la relation de Stefan-Boltzmann F=σT⁴ avec σ = 5,67.10^-8 W/m²/K. La luminosité totale L émise par un corps noir est le produit de sa surface par le flux F. La luminosité L d'une étoile représentée par un corps noir sphérique de rayon R, donc de surface égale à 4πR², est par conséquent égale à L=4πR² σT⁴ .

À rayon égal, une étoile chaude, donc bleue d'après la relation de Wien, émettra donc plus d'énergie qu'une étoile froide et plus rouge. De même, une étoile de grand rayon, comme une géante rouge par exemple, émettra plus d'énergie qu'une naine rouge de même température mais de rayon inférieur.

La luminosité apparente d'une étoile est la puissance du rayonnement électromagnétique émis par cette étoile qui arrive à l'observateur. La luminosité bolométrique est la luminosité sur l'ensemble du spectre électromagnétique. Sinon, il faut préciser dans quelle bande de longueur d'onde on intègre le flux.

La luminosité apparente d'un objet dépend de sa luminosité absolue et de sa distance. On conçoit bien en effet que plus un objet est intrinsèquement brillant, plus il va être brillant sur le ciel de même que plus il va être loin, moins il va être brillant.

On définit également la notion de magnitude. Initialement, c'est l'intensité de la sensation visuelle produite par une étoile. Les étoiles visibles ont ainsi été classées en 6 ordres de grandeur par les astronomes anciens, de la première magnitude pour les plus brillantes à la sixième pour les étoiles tout juste visibles à l'oeil nu. À cette hiérarchie s'est substitué un classement plus quantitatif coïncidant avec la première définition : Si F est le flux d'une étoile dans une bande de longueur d'onde donnée, la magnitude est définie par , où est une constante.

La magnitude absolue d'une étoile est la magnitude qu'aurait l'étoile si elle était située à 10 parsecs de la Terre. La magnitude absolue permet ainsi de comparer des étoiles ayant des distances différentes. La magnitude absolue est égale à , où D est la distance de l'étoile en parsecs et A est l'absorption interstellaire.

Connaissant la magnitude absolue d'un objet, sa magnitude apparente permet de déterminer sa distance même si il est trop loin pour avoir une parallaxe mesurable. Vice versa, connaissant la magnitude apparente d'une étoile et sa distance, on peut déterminer sa magnitude absolue.

L'indice de couleur d'une étoile est la différence de sa magnitude dans deux bandes différentes. Selon le système photométrique utilisé, un indice de couleur permet d'avoir des informations quantitatives sur les paramètres physiques d'une étoile (température, métallicité, magnitude absolue...).

Lorsque l'on fait varier la température d'un corps noir, la répartition de l'énergie avec la longueur d'onde varie. Ainsi pour un corps noir à 6000 K, le maximum d'émission est dans le jaune. La quantité d'énergie émise dans une bande spectrale autour du jaune (à travers un filtre de couleur jaune) est plus grande que la quantité d'énergie émise dans une bande spectrale centrée sur le bleu. Inversement, un corps noir à 12000 K émet plus dans le bleu que dans le jaune. La mesure de la quantité de lumière émise dans ces deux bandes renseigne ainsi sur la température de l'objet observé.

Comme la lumière du Soleil, la lumière d'une étoile peut être décomposée par un prisme ou un réseau selon toutes les couleurs de l'arc-en-ciel. La décomposition de la lumière selon la longueur d'onde s'appelle un spectre. Celui-ci peut-être de trois natures fondamentales : continu, avec des raies d'émission ou avec des raies d'absorption.

La lumière, ou onde électromagnétique, est composée de photons. Autrement dit, le photon est la particule qui transmet l'interaction électromagnétique. L'énergie E d'un photon dépend de sa fréquence ν selon la formule simple E=hν où h est la constante de Planck (h≈6,626.10^-34 m²kg/s).

On appelle spectre continu un spectre dans lequel la lumière est émise à toutes les longueurs d'onde. C'est le cas par exemple dans un gaz à haute température. Les particules qui constituent le gaz (atomes et ions, électrons si le gaz est ionisé) ont une distribution continue de vitesses. Les collisions aléatoires entre les particules émettent des quantités aléatoires d'énergie et donc des photons à toutes les fréquences (ou à toutes les longueurs d'onde). Le corp noir donne un exemple typique et idéal de spectre continu.

L'énergie de liaison d'un électron dans un atome ou dans une molécule (de même que l'énergie vibrationnelle ou rotationnelle d'une molécule ou encore l'énergie des nucléons dans un noyau atomique) ne peut pas prendre n'importe quelle valeur : on dit qu'elle est quantifiée. Les lois physiques qui régissent ce phénomène sont regroupées dans la branche de la physique appelée physique quantique. Lors du passage d'un système quantique d'un niveau d'énergie E₁ à un autre E₂ plus petit, par exemple dans le cas d'un électron qui passe d'un niveau d'énergie à un autre moins exité dans un atome, un photon est émis à la fréquence ν qui correspond à la différence entre les deux niveaux d'énergie : ν=(E₁-E₂)/h. L'accumulation de photons émis à cette fréquence donne ce que l'on appelle une raie d'émission et le spectre résultant est un spectre d'émission. Inversement, si un photon de cette fréquence atteint un atome dont un électron est au niveau E₂, il fait passer cet électron au niveau E₁. Le photon est alors absorbé et l'on parle de raie d'absorption et de spectre d'absorption.

L'analyse du spectre des étoiles permet de connaître un certain nombre de leurs propriétés :

• leur température
• leur vitesse radiale par effet Doppler
• leur vitesse de rotation
• leur composition chimique
• la gravité de surface
• les propriétés du champ magnétique...

Nous allons voir comment.

Une raie d'absorption correspond au saut d'un électron dans un atome d'un niveau à un niveau plus énergétique par absorption d'un photon. Mais les atomes sont dans des états plus ou moins ionisés suivant la température (et la pression). De même, les niveaux d'énergie occupés par les électrons ne sont pas les mêmes selon la température. Les raies ne se forment donc pas toutes à la même température. La distribution des raies renseigne donc sur la température (ou plutôt la distribution de températures) dans la photosphère de l'étoile.

Le type spectral d'une étoile est une lettre donnée selon l'allure de son spectre et l'intensité de ses raies. Il permet de classer les étoiles en température. Des types les plus chauds aux plus froids on a : OBAFGKM.

Un moyen mnémotechnique a été inventé par les anglo-saxons avec la phrase : "Oh Be A Fine Girl Kiss Me!" qui peut aisément se transformer en "Oh Be A Fine Guy Kiss Me!" pour ne pas choquer les féministes les plus virulentes ou même en "Oh Be A Fine Gay Kiss Me!" pour être politiquement correct en toutes circonstances.

Chaque type spectral peut être affiné en rajoutant un nombre compris entre 0 et 10 (ainsi une étoile F3 est un peu plus chaude qu'une F4 et une A9 plus qu'une F0). On adjoint souvent la classe de luminosité au type spectral de manière à bien définir une étoile. Le Soleil est ainsi une G2V c'est-à-dire une étoile G2 de la séquence principale.

La première naine brune GL 229 B (dans une binaire) a été observée en 1995 ; la première naine brune de champ en 1997. Depuis, plusieurs dizaines d'objets plus froids que 3000 K ont été découverts. L'observation récente de ces objets stellaires plus froids que le type M a amené les astronomes à définir deux nouveaux types spectraux encore plus froids : les types L et T (comme les autres lettres utilisées pour définir les types spectraux, les lettres L puis T n'ont pas de signification particulière ; elles ont été choisies car elles étaient disponibles).

La séquence complète est donc maintenant OBAFGKMLT qui peut se retenir par la phrase : « Oh Be A Fine Girl (Guy, Gay...) Kiss My Lips Tenderly ».

L'observation du spectre d'une étoile et son analyse permet donc, entre autres, de connaître sa température effective.

Chaque composante du système binaire tourne autour du barycentre du système. La vitesse de chaque composante varie donc périodiquement. L'observation du décalage spectral des raies des deux composantes donne les variations de la vitesse radiale de chaque objet. Les masses individuelles des deux étoiles ne sont alors connues qu 'à l'inclinaison du système près. Si l'inclinaison est connue par d'autres moyens (binaire à éclipses, observations interférométriques…) les masses sont alors connues.

Outre la température et la pression, la forme des raies spectrales nous renseigne sur d'autres paramètres stellaires :

• L'abondance des éléments : plus un élément est abondant, plus les raies de cet élément seront fortes.
• La vitesse de rotation de l'étoile : plus l'étoile tourne vite, plus les raies seront élargies par effet Doppler
• La gravité modifie également le profil des raies ce qui permet en particulier de distinguer naines et géantes
• L'intensité du champ magnétique a également de l'influence sur la forme des raies

Diagramme HR Hipparcos

Diagramme de Hertzsprung-Russell des étoiles du catalogue Hipparcos avec une distance plus précise que 10 %.

Crédit : ASM/Noël Robichon et Gilles Bessou

Un diagramme de Hertzsprung-Russell (ou diagramme HR en abrégé) a une ordonnée dans une échelle de magnitude absolue et une abscisse dans une échelle de température. On parle de diagramme théorique lorsque l'abscisse est la température effective et l'ordonnée la magnitude absolue bolométrique toutes deux calculées à partir de modèles théoriques de structure interne et de modèles d'atmosphères stellaires. On parle de diagramme observé lorsque abscisse et ordonnée sont des paramètres observés (par exemple une magnitude absolue MV en fonction de l'indice de couleur B-V).

Connaissant la distance d'une étoile, sa magnitude apparente et sa température, il est possible de la placer sur un diagramme HR observationnel. Les étoiles se répartissent selon des séquences dans le diagramme :

• la séquence principale (ou séquence des étoiles naines) est une zone qui traverse le diagramme en diagonale. C'est la partie où l'on trouve la majorité des étoiles.
• la branche des géantes rouges
• la séquence des naines blanches.

L'explication de la structure de ce diagramme est donnée par les mécanismes de l'évolution stellaire et détaillée plus loin.

Diagramme HR théorique

Diagramme de Hertzsprung-Russell théorique. L'axe des abscisses donne les correspondances température-couleur-type spectral. L'axe des ordonnées est gradué en luminosité solaire et en magnitude absolue bolométrique.

Crédit : ASM/Noël Robichon et Gilles Bessou

En supposant qu'une étoile rayonne comme un corps noir, sa luminosité est : avec L la luminosité de l'étoile, R son rayon et T sa température.

En prenant le logarithme, on obtient :

On reconnaît l'équation d'une droite dans un diagramme (log T, log L). Les lignes d'égal rayon sont donc des droites sur le diagramme HR.

Les étoiles ont donc une grande variété de propriétés physiques :

• quelques 0,01 < < quelques 1000
• quelques 0,0001 < < quelques 1 000 000
• 3000 K 50 000 K

où est le rayon du Soleil et sa luminosité.

Les étoiles brillent car leur surface, ou photosphère, est composée de gaz ionisé très chaud - entre 3000 et 50000 K - qui émet de la lumière.  Mais pourquoi la surface est-elle si chaude et pourquoi émet-elle ? C'est-à-dire où l'étoile puise-t-elle son énergie ?

On connaît la masse du Soleil, environ 2.10³⁰ kg.

On connaît la quantité de lumière émise par le Soleil, environ 4.10²⁶ Watts.

On connaît enfin l'âge du Soleil  : 4,6 milliards d'années. On suppose que la formation du système solaire a été brève devant son âge et on mesure l'âge des météorites par la mesure de la composition en isotopes radioactifs de longue période comme l'uranium 238 ou 235 et les produits de leurs désintégrations, plomb 206 et 207.

On peut maintenant tester différentes hypothèses quant à la nature de l'énergie interne du Soleil, et donc, des étoiles :

• Supposons que la source d'énergie du Soleil soit de nature chimique comme par exemple une combustion. On sait que les réactions chimiques les plus énergétiques ne dépassent jamais plus de 400 millions de watt par kilogramme de matière. Connaissant la masse du Soleil, environ 2.10³⁰ kg, on en déduit que le Soleil ne peut pas briller plus de 70 000 ans. Ce mécanisme est donc exclu.
• Supposons que le Soleil tire son énergie de la contraction gravitationnelle de la matière qui le forme. On imagine, par exemple, que le Soleil se forme par agrégation de morceaux de matière venant de très loin et attirés par la force de gravité. Les morceaux, en tombant sur la surface du Soleil, vont ainsi dégager de la chaleur. On a alors tranformation de l'énergie gravitationnelle en énergie cinétique avec libération de chaleur. Un calcul simple montre que le Soleil ne peut alors pas dépasser 25 millions d'années. Ce mécanisme ne peut donc, au mieux, qu'expliquer comment le jeune Soleil a pu chauffer.
• Supposons que le Soleil est composé de radium pur, élément naturel le plus radioactif qui existe (cette hypothèse est par ailleurs fantaisiste car on sait que le Soleil est composé presque exclusivement d'hydrogène et d'hélium). Le Soleil ne peut pas être plus vieux que 500 millions d'années. Cette hypothèse est donc également exclue.
• La seule source d'énergie connue qui reste est la fusion nucléaire. C'est le fait de transformer un élément léger en un élément plus lourd, l'énergie libérée étant proportionnelle à la différence de masse selon la célèbre formule établie par Einstein : E=mc². 4 moles de noyaux d'hydrogène pèsent 4,032 grammes et une mole d'hélium pèse 4,002 grammes. La différence entre les deux est très petite, environ 0,7 pour cent. Mais la masse du Soleil est énorme. On peut calculer facilement que pour briller pendant 4,6 milliards d'années, le Soleil ne perd que 10 pour cent de sa masse.

La température, la pression et la densité au coeur des étoiles atteignent des valeurs gigantesques. À titre d'exemple, la température au centre du Soleil est d'environ 15 millions de kelvins, la pression est de plusieurs centaines de milliards d'atmosphères et la densité est de plusieurs centaines de milliers de kilogrammes par mètres cubes. Dans ces conditions, les atomes d'hydrogène (protons) ont une vitesse suffisante pour vaincre la force de répulsion électrostatique et peuvent entrer en collision et fusionner pour former de l'hélium, en perdant de la masse et en libérant de l'énergie sous forme de neutrinos et de photons à haute énergie. C'est ce que l'on appelle la fusion nucléaire. Elle est d'autant plus importante que la température et la densité sont grandes.

Les neutrinos interagissent très peu avec la matière et sont tout de suite éjectés de l'étoile.

Les photons, au contraire, mettent plusieurs siècles à quitter l'étoile en ce sens qu'un photon issu d'une réaction de la fusion de deux atomes est presque immédiatement réabsorbé par un autre atome qui réémet à son tour un autre photon et ainsi de suite jusqu'à atteindre la surface de l'étoile où il part vers le milieu interstellaire.

La surface de l'étoile est donc chauffée par les réactions nucléaires qui ont lieu au cœur de l'étoile.

Deux forces agissent globalement sur l'étoile :

• la gravité qui tend à attirer les différentes parties de l'étoile les unes vers les autres et qui a donc tendance à faire s'effondrer l'étoile sur elle-même
• la pression qui tend au contraire à dilater l'étoile.

Ces deux forces sont en équilibre tant que la fusion peut se produire dans l'étoile. En effet, imaginons que l'étoile se dilate sous l'effet de la pression. Sa densité va diminuer (puisque l'on a la même quantité de matière dans un volume plus grand). Le taux de réactions nucléaires va également diminuer (il est facile de comprendre que les réactions sont plus faciles si la densité est plus grande puisque les particules sont plus proches de leurs voisines). Moins d'énergie étant produite, la température va baisser. Une dilatation (hypothétique) de l'étoile entraîne donc une diminution de la densité et de la température. Or, la pression est directement proportionnelle à ces deux paramètres. Elle va donc également baisser et la gravité fera se contracter l'étoile.

À l'inverse, si l'étoile se contracte, la densité va augmenter, va faire croître la production d'énergie par fusion donc la température et la pression qui va faire se dilater l'étoile.

Le milieu interstellaire, mélange de particules gazeuses (atomes et molécules) et de grains de poussière, dans la proportion de 10¹² à 1, est extrêmement ténu : on y rencontre des densités de gaz, en nombre de particules par cm³, qui varient de quelques unités dans les zones les plus diffuses, à quelques dizaines ou centaines de milliers dans les régions les plus denses. Ces densités sont extêmement faibles : le milieu interstellaire est plus ténu que les vides les plus poussés que l'on sait réaliser en laboratoire.

Bien qu'extrêmement ténu, le milieu interstellaire occupe un espace si vaste qu'il représente une masse de 10 à 15% de celle de l'ensemble des étoiles de notre Galaxie, c'est-à-dire de l'ordre de 10 à 15 milliards de fois la masse de notre Soleil. Les grains de poussière représentent 1% de la masse totale du milieu interstellaire.

La photographie de la galaxie Centaurus A montre que le milieu interstellaire a une structure extrêmement complexe. On y observe des régions sombres, nuages où le gaz et la poussière sont intimement mêlés, qui côtoient des zones brillantes, appelées nébuleuses, principalement composées de gaz illuminé par les étoiles voisines.

La structure complexe du milieu interstellaire dans la galaxie Centaurus A

Crédit : ESO

Le gaz et la poussière ne sont pas les seuls constituants du MIS. Ce dernier baigne en effet dans un rayonnement électromagnétique couvrant toutes les longueurs d'onde, depuis les rayonnements gamma et X, les plus énergétiques correspondant aux très courtes longueurs d'onde, jusqu'au rayonnement radio, le moins énergétique, en passant par les rayonnements ultraviolet, visible et infrarouge.

Ces rayonnements sont produits par les étoiles, les enveloppes et nébuleuses qui leur sont associés à certaines étapes de l'évolution stellaire, et également au sein des différentes composantes (nuages, poussières, nébuleuses...) du MIS, au cours de processus physiques extrêmement variés.

A côté du rayonnement électromagnétique, le MIS est baigné par un rayonnement de type corpusculaire : le rayonnement cosmique, constitué de particules animées de très grandes vitesses, proches de celle de la lumière.

Ces particules sont d'une part, des noyaux d'atomes qui portent une charge électrique positive, essentiellement des protons (noyaux d'atomes d'hydrogène) et des particules alpha (noyaux d'atomes d'hélium) et, d'autre part, des électrons.

Les particules du rayonnement cosmique sont produites lors des explosions de supernovae, ultime étape de l'évolution des étoiles les plus massives. Les particules sont libérées par l'explosion de l'étoile et éjectées dans le milieu interstellaire avec une très grande énergie. Elles peuvent être accélérées en traversant les champs magnétiques, de structures et d'intensités extrêmement variées, qui baignent le MIS.

Le milieu interstellaire est observable directement, notamment en lumière visible, sous la forme de nébuleuses diffuses plus ou moins brillantes et contrastées. La plus brillante (elle est visible à l'œil nu) et l'une des plus célèbres, est la nébuleuse d'Orion, représentée dans la figure ci-contre.

La nébuleuse d'Orion (Messier 42) région d'hydrogène ionisé (HII)

Crédit : ESO

Il s'agit d'un nuage d'hydrogène atomique soumis au rayonnement ultraviolet intense émis par quelques étoiles très lumineuses et chaudes (de type spectral O ou B) dont les quatre plus brillantes, formant le trapèze d'Orion, sont visibles sur la photo.

Ces étoiles émettent l'essentiel de leur rayonnement dans le domaine ultraviolet, c'est-à-dire de longueur d'onde inférieure à 300 nm. Les plus énergétiques de ces photons, ceux dont la longueur d'onde est inférieure à 91,2 nm, peuvent ioniser l'atome d'hydrogène en lui arrachant un électron. Une région, composée d'un mélange de protons et d'électrons, appelée région HII, se forme autour des étoiles brillantes.

Les zones brillantes et diffuses que l'on observe sur les photographies, sont dues au rayonnement fluorescent qui est produit lorsque l'électron se recombine sur le proton pour former un atome d'hydrogène. Celui-ci est formé dans un état d'énergie élevée et se désexcite en émettant des photons sous forme de cascades radiatives. Le rayonnement émis s'étend du domaine visible jusqu'aux domaines infrarouge et radio.

L'hydrogène est le constituant principal de l'univers et donc du milieu interstellaire des galaxies. Si les nébuleuses d'hydrogène ionisé sont directement observables en lumière visible (cf page précédente), il a fallu attendre l'avènement de la radioastronomie pour observer l'hydrogène atomique sous la forme neutre.

L'atome d'hydrogène est constitué d'un proton et d'un électron en "orbite" autour de lui. L'électron se comporte comme s'il était animé d'un mouvement de rotation sur lui-même. Spontanément, mais avec une très faible probabilité d'une fois tous les 11 millions d'années, le sens de rotation de l'électron s'inverse : ceci entraîne l'émission d'une onde électromagnétique de longueur d'onde 21 cm (de fréquence 1420 MegaHertz), dans le domaine radio.

La raie 21 cm a été observée pour la première fois en 1951 en utilisant des radiotélescopes implantés aux USA, en Australie et aux Pays-Bas. Cette raie est observable partout dans notre Galaxie ; son intensité est plus grande dans une zone étroite correspondant à la Voie Lactée, c'est-à-dire dans le disque où est concentrée la grande majorité des étoiles de notre Galaxie. La raie 21 cm est émise au sein de nuages de gaz principalement constitués d'hydrogène neutre et appelés régions ou nuages HI.

La raie 21 cm, peu absorbée par le MIS, permet d'observer toute notre Galaxie, y compris les régions situées au-delà du centre. La distribution spatiale des nuages HI, déterminée à partir des variations d'intensité de la raie 21 cm a permis de montrer que notre Galaxie possédait une structure spirale.

La figure ci-contre montre la distribution de l'intensité de la raie 21 cm dans notre Galaxie, en fonction de la longitude et de la latitude galactiques. Les zones brillantes correspondent au maximum d'intensité et donc d'abondance de HI. Cette dernière est maximale dans le plan moyen de la Galaxie (la ligne brillante qui traverse toute la figure). Mais on peut voir que l'hydrogène neutre est présent partout et peut s'étendre à de très hautes latitudes galactiques. Des "ponts" d'hydrogène ayant la forme de filaments reliant le plan de notre Galaxie et ses zones extérieures, son halo, sont nettement visibles sur la figure.

Un ciel plein d'hydrogène !

Crédit : J. Dickey (UMn-USA) & F. Lochman (NRAO-USA)

La matière interstellaire n'existe pas que sous la seule forme des nuages atomiques HI, elle est aussi distribuée dans des nuages moléculaires d'extension, de masse, de densité, de température et de morphologie extrêmement variées.

Les nuages moléculaires géants sont constitués d'un mélange de poussières et de gaz composé de plus d'une centaine de molécules différentes (voir plus loin). Ils s'étendent sur plusieurs parsecs, voire dizaines de parsecs. Leur masse peut atteindre plusieurs millions de fois celle du Soleil. Ils ont une densité moyenne typique de 1000 particules/cm³ et leur température varie entre 10 et 150 K. La nébuleuse de l'Aigle en est un exemple typique.

La nébuleuse de l'Aigle (Messier 16)

Crédit : NASA - Hubble Space Telescope

Les nuages moléculaires géants sont le siège de la formation des étoiles et sont souvent associés à des régions HII, comme on peut le voir sur l'image de la nébuleuse RCW 38. Ces régions HII sont créées par les étoiles très chaudes et très lumineuses qui se sont formées il y a moins de 10 à 100 millions d'années, c'est-à-dire tout récemment à l'échelle cosmique. Les étoiles se forment donc au sein des nuages moléculaires de façon continue, et encore de nos jours.

Le nuage moléculaire associé à la nébuleuse RCW 38

Crédit : ESO

A l'autre extrémité de la séquence des nuages interstellaires, on trouve les nuages diffus qui sont vus en absorption devant des étoiles. Leurs masses (quelques dizaines à quelques centaines de masses solaires) et leurs densités (entre dix et quelques centaines de particules/cm³) sont beaucoup plus faibles. Ils sont composés surtout d'atomes neutres (H, C, N, O...) ou ionisés (C⁺, Mg⁺, Si⁺...). Les plus denses d'entre eux contiennent quelques molécules simples neutres (H₂, CO, CH, CN, OH, H₂O...) ou ionisées (CH⁺...). Tous ces constituants sont identifiés par leur spectre en absorption devant celui de l'étoile située derrière.

De propriétés physiques voisines, les nébuleuses par réflexion sont des nuages de gaz et de poussières qui diffusent la lumière d'étoiles situées au sein du nuage ou dans son environnement immédiat. Un bel exemple est fourni par la nébuleuse du Caméléon.

Nébuleuses par réflexion dans la constellation du Caméléon

Crédit : ESO

Les nuages moléculaires sombres et les globules se présentent comme des taches sombres plus ou moins régulières masquant la lumière d'étoiles situées en arrière plan. L'un des plus fameux est la nébuleuse de la Tête de Cheval.

Nébuleuse de la Tête de Cheval

Crédit : ESO - VLT

Ces nuages interstellaires ont un contenu moléculaire aussi riche que celui des nuages géants, leur densité est comparable, voire plus élevée (quelques dizaines de milliers de particules/cm³), mais ils sont plus froids (une température de l'ordre de 10 K, voire moins). Les poussières dans ces zones denses absorbent plus ou moins complètement la lumière des étoiles situées derrière, d'où leur aspect de taches sombres, particulièrement visibles dans la photographie du globule B 68.

Le globule de Bok B 68

Crédit : ESO - VLT

Les nuages sombres peuvent présenter des formes plus complexes comme c'est le cas par exemple des globules de Thackeray.

Les globules de Thackeray dans IC 2944

Crédit : NASA - Hubble Space Telescope

Les observations en infrarouge ont permis de mettre en évidence la présence de sources ponctuelles au sein de certains nuages sombres. Quelques sources IR ont été identifiées comme des étoiles en formation, dont seul le rayonnement infrarouge, moins absorbé par les poussières, parvient à sortir du nuage.

Le télescope spatial Hubble a même permis de détecter un disque protoplanétaire en formation.

Disque protoplanétaire en formation dans la nébuleuse d'Orion

Crédit : NASA - Hubble Space Telescope

La présence de proto-étoiles et de disques proto-planétaires dans les nuages sombres montrent qu'ils sont, comme les nuages moléculaires géants, le siège d'une formation continue d'étoiles qui se poursuit à l'époque actuelle.

Les premières observations de molécules dans le MIS remontent à 1941 : les molécules CH, CH⁺ et CN ont été détectées dans un nuage diffus, grâce à leurs raies observées en aborption dans le domaine visible du spectre de l'étoile Dzeta Ophiuchii.

L'avènement de la radioastronomie en ondes centimétriques et décimétriques, outre la découverte de l'hydrogène atomique, a permis la découverte du radical hydroxyle OH (en 1963) et des premières molécules polyatomiques : l'ammoniac NH₃ (en 1968), l'eau H₂O et le formaldéhyde H₂CO (en 1969).

C'est le développement de la radioastronomie dans le domaine des ondes millimétriques et sub-millimétriques, à partir des années 1970, qui a permis de découvrir la plupart des molécules interstellaires. La première molécule découverte dans ce domaine de longueur d'onde est la molécule de monoxyde de carbone CO. C'est la molécule la plus abondante, après H₂ : elle sert de traceur du gaz moléculaire dans notre Galaxie et les galaxies extérieures.

A ce jour, 200 molécules ont été identifiées dans le MIS. On peut en consulter la liste sur les sites suivants : http://aramis.obspm.fr/mol/index.html et http://www.cv.nrao.edu/~awootten/allmols.html

On y trouve des molécules simples bien connues, comme par exemple le chlorure de sodium NaCl (sel de cuisine !). Beaucoup de molécules organiques ont été détectées ; parmi les plus courantes : le méthane CH₄, l'alcool éthylique C₂H₅OH, l'acide acétique CH₃COOH (qui entre dans la composition du vinaigre !), l'acétone CH₃COCH₃, et même un sucre : le dihydroxyacétone (CH₂OH)₂CO.

Une des molécules les plus complexes découvertes jusqu'ici est une longue chaîne carbonée de 13 atomes : le cyanodécapentayne HC₁₁N. Elle fait partie de la famille des cyano-poly-ines dont tous les éléments plus simples : HC₃N, HC₅N, HC₇N et HC₉N ont également été détectées dans le MIS. Des fullerènes comme C₆₀ ou C₇₀ ont aussi été détectés.

Il est remarquable que dans un ultra-vide, que sont en fait les nuages interstellaires, où règnent des conditions physiques extrêmes, puissent se former des molécules, et en particulier des molécules organiques, aussi complexes. L'acide aminé le plus simple, la glycine : NH₂CH₂COOH, est une molécule moins complexe que les molécules les plus complexes détectées à ce jour. Néanmoins, toutes les tentatives de détection de la glycine dans le MIS ont échoué jusqu'ici.

Une autre caractéristique de la composition chimique du MIS est la présence de cations (ions chargés positivement), et en particulier, de cations moléculaires, tels : CH⁺, SO⁺, H₃⁺, HCO⁺, HCS⁺, N₂H⁺, H₃O⁺, HOCO⁺, H₂COH⁺, HCNH⁺, HC₃NH⁺. Comme nous le verrons plus loin, les cations jouent un rôle fondamental dans la chimie interstellaire. Les anions (ions chargés négativement) sont aussi présents dans le MIS, mais en nombre beaucoup plus restreint.

Le nombre, la diversité, la complexité (en particulier des composés organiques) des molécules détectées dans les nuages interstellaires sont la preuve qu'une chimie active et très élaborée est en œuvre dans le MIS.

Aux faibles densités et températures qui règnent dans ce milieu, les collisions entre particules sont extrêmement rares : elles se produisent néanmoins et peuvent se transformer en collisions réactives, c'est-à-dire en réactions chimiques conduisant à la transformation d'espèces chimiques. On peut citer en exemple la réaction suivante :

C⁺ + H₂O → HCO⁺ + H

L'animation ci-dessous présente la suite des réactions qui conduisent à la formation de la molécule CO, la plus abondante après H₂. On parle de réactions en phase gazeuse. Seules les réactions exothermiques, c'est-à-dire qui se produisent spontanément en libérant de l'énergie, participent à la chimie du MIS compte tenu des faibles températures prévalant dans ce milieu.

Ensemble de réactions chimiques conduisant à la formation de CO

Crédit : ASM/Yves-Paul Viala et Gilles Bessou

La synthèse des molécules complexes observées dans le MIS est le résultat d'un ensemble de plusieurs milliers de réactions chimiques en phase gazeuse. Ces réactions chimiques se classent en différents types qu'il n'est pas possible de détailler ici.

L'enchaînement de réactions chimiques en phase gazeuse peut conduire à la formation des molécules interstellaires, même les plus complexes. Cette production de molécules requiert cependant la présence de la molécule H₂, nécessaire au démarrage de toute cette chimie interstellaire active et complexe.

Or, on ne peut pas former H₂ directement par collision réactive entre deux atomes d'hydrogène car cette réaction ne peut se produire spontanément dans les conditions physiques qui règnent dans le MIS. La formation de H₂ interstellaire se produit à la surface des grains de poussière suivant le schéma illustré ci-dessous :

La formation de H₂ à la surface d'un grain de poussière

Crédit : ASM/Yves-Paul Viala et Gilles Bessou

Les atomes d'hydrogène qui se déplacent dans le MIS du fait de l'agitation thermique, entrent en collision avec un grain de poussière et se collent à sa surface : c'est le phénomène d'adsorption. Ils ne restent pas immobiles mais sont au contraire animés d'une grande mobilité sur cette surface, se déplaçant très rapidement d'un site à un autre. Il arrive que deux atomes d'hydrogène, présents au même moment sur un même site, se recombinent pour former une molécule, le grain de poussière servant en quelque sorte de "catalyseur". La molécule formée peut alors être ré-injectée dans l'espace environnant : c'est le processus de désorption.

Des expériences de laboratoire et des études théoriques ont montré que la formation de H₂ sur les grains de poussière est un processus efficace. A tel point que, si les conditions sont favorables (en particulier en l'absence de rayonnement UV au plus profond des nuages moléculaires), tout l'hydrogène existe sous la forme moléculaire. Cet hydrogène moléculaire initie la chimie interstellaire en phase gazeuse et la formation de molécules de plus en plus complexes.

Les processus conduisant à la formation de H₂ sur des grains de poussière peuvent également entrer en jeu pour former d'autres molécules, jusqu'aux plus complexes des molécules organiques observées. Une chimie intestellaire à la surface des grains de poussière, au moins aussi active et efficace, coexiste donc avec la chimie gazeuse. Elle semble même plus efficace que cette dernière pour former les molécules les plus complexes.

Des études théoriques et des mesures de laboratoire, couplées à des modèles élaborés de chimie interstellaire, ont permis de comprendre la richesse et la complexité de cette dernière. Les processus chimiques en œuvre, même dans les conditions extrêmes qui prévalent dans le milieu interstellaire, participent pleinement à la "complexification" de la matière cosmique, qui conduit des particules élémentaires aux constituants de la vie.

Les étoiles se forment par effondrement gravitationnel de nuages de gaz interstellaire composés principalement d'hydrogène (~70-75 % de la masse) et d'hélium (25-30 %) avec une faible teneur en éléments plus lourds (< 2 %), appelés (improprement) métaux en astrophysique. Contrairement à l'hydrogène et à la majeur partie de l'hélium qui se sont formés au cours de la nucléosynthèse primordiale (juste après le Big-Bang), les éléments lourds sont le produit des réactions de fusion nucléaire de générations précédentes d'étoiles.

Une étoile passe sa vie à s'opposer à l'effondrement gravitationnel. Au fur et à mesure qu'une étoile se contracte, sa densité augmente. Ceci entraîne une augmentation de la pression jusqu'à ce que celle-ci équilibre la contraction gravitationnelle.

L'augmentation de la pression s'accompagne d'une augmentation de la température qui peut alors atteindre les quelques millions de degrés nécessaires à la fusion de l'hydrogène. Au cœur d'une étoile ont donc lieu des réactions de fusion nucléaire qui transforment des noyaux légers en noyaux plus lourds et produisent de l'énergie sous forme de photons et de neutrinos selon la fameuse formule d'Einstein E=mc². Les réactions nucléaires permettent de maintenir la température élevée et donc la pression nécessaire à la stabilité de l'étoile. Les réactions nucléaires créent de l'énergie qui a tendance à augmenter la température. Or, le taux de réactions nucléaires croît avec la température. Les réactions devraient donc s'emballer. Ce n'est pas le cas car la pression augmente avec la température. Si la température augmentait, les forces de pression deviendraient supérieures aux forces de contraction gravitationnelle. Le milieu se dilaterait et la densité diminuerait. La pression et donc la température suivraient cette diminution ce qui calmerait les réactions nucléaires. La température et le taux de réactions nucléaires sont ainsi autorégulées et l'intérieur d'une étoile est donc en équilibre.

Les étoiles ainsi formées peuvent avoir des masses allant de quelques centièmes à quelques dizaines de masses solaires. Plus l'étoile est massive, plus la pression et la température au centre sont fortes.

Formation d'étoiles par contagion dans des nuages moléculaires. Le premier nuage se fragmente et forme des étoiles de toutes masses au sein d'une association OB. Après quelques millions d'années, les étoiles les plus massives explosent en supernovae et créent une onde de choc. Cette onde, en atteignant une autre nuage proche, le déstabilise, y provoque une fragmentation et la formation d'une nouvelle association OB. Et ainsi de suite pour un troisième nuage... C'est le mécanisme invoqué pour expliquer la formation d'étoiles dans les complexes d'association OB des constellations du Scorpion et du Centaure.

Crédit : ASM/Noël Robichon et Gilles Bessou

Les étoiles naissent dans un même nuage moléculaire sous forme d'amas de quelques parsecs eux-mêmes souvent situés au sein d'associations de quelques dizaines de parsecs. Les amas sont constitués d'étoiles de différentes masses, les étoiles de faible masse étant les plus nombreuses. Dans ces structures, les étoiles sont mutuellement attirées par les forces de gravitation. Ces amas vont se disperser ensuite d'autant plus vite qu'ils seront moins massifs. En effet, les étoiles d'un amas peuvent échanger de l'énergie lors de leurs passages proches ou lors de perturbations externes par un nuage moléculaire massif. Si une étoile gagne suffisament d'énergie pour atteindre une vitesse supérieure à la vitesse de libération du système elle quitte l'amas. L'amas est alors moins massif et l'énergie gravitationnelle moindre permettant aux autres étoiles membres de quitter l'amas d'autant plus facilement.

Les étoiles qui se forment dans le disque galactique commencent ainsi leur vie dans des amas ouverts de quelques dizaines ou centaines de masses solaires. De tels amas mettront typiquement quelques dizaines ou centaines de millions d'années pour perdre toutes leurs étoiles qui iront « vivre leur vie » dans la Voie Lactée.

Il existe, par ailleurs, des amas beaucoup plus massifs, appelés amas globulaires, qui se sont formés, dans notre Galaxie, il y a plus de 12 milliards d'années, en même temps que les premières étoiles. Ces amas globulaires contenant jusqu'à des millions d'étoiles ont une masse suffisante pour avoir survécu jusqu'à maintenant aux perturbations gravitationnelles de la Galaxie et de ses composantes.

Amas ouvert Praesepe (encore appelé la Crèche ou Messier 44). Cet amas de la constellation du Cancer a environ 700 millions d'années et compte un millier de membres.

Crédit : NOAO/AURA/NSF

Le double amas ouvert h et Per (dans la constellation de Persée, comme son nom l'indique). Situés à plus de 2 kiloparsecs, ces deux amas sont très jeunes (environ 10 millions d'années) et hébergent des étoiles très chaudes et bleues qui n'ont pas encore évolué en supernovæ.

Crédit : N.A.Sharp/NOAO/AURA/NSF

Un amas stellaire est un groupe d'étoiles nées d'un même nuage moléculaire et qui sont encore liées par la gravitation. Les étoiles qui composent un amas ont donc même âge et même composition chimique. On distingue deux types d'amas qui dépendent des conditions dans lesquelles ils se sont formés :

• les amas ouverts : ce sont des groupes de quelques dizaines à quelques milliers d'étoiles qui se forment dans les nuages moléculaires du plan galactique. Leur structure est lâche. Leur masse n'est pas assez importante pour que les étoiles restent groupées plus de quelques millions à quelques centaines de millions d'années. Ce sont des objets typiques du disque de la Galaxie (composée d'étoiles de population I).
• les amas globulaires : ils sont composés de quelques dizaines de milliers à quelques millions d'étoiles. Ils ont une structure sphérique dense, d'où leur nom. On n'observe dans notre Galaxie que des amas globulaires très vieux qui se sont formés aux premiers âges de la Voie Lactée il y a quelque 12 à 15 milliards d'années. Ils ont une distribution sphérique dans la Galaxie. Ce sont des objets typiques du halo de la Galaxie (composée d'étoiles de population II).

Les étoiles tirent donc principalement leur énergie de réactions de fusion nucléaire. La durée de vie d'une étoile n'est donc pas illimitée puisque l'étoile à une masse limitée. Pour fusionner, deux noyaux doivent donc d'abord vaincre une force de répulsion électrostatique d'autant plus forte qu'ils sont chargés (et donc lourds). L'élément qui fusionne le premier dans les étoiles est donc l'hydrogène. Pour vaincre cette force électrostatique, ils doivent avoir une énergie cinétique suffisante et donc une vitesse suffisante. Ceci revient à dire que la température doit être très élevée puisque la température n'est rien d'autre qu'une mesure macroscopique de la distribution de vitesse des particules. De plus, comme la réaction de fusion de l'hydrogène est celle qui fournit le plus d'énergie, et que l'hydrogène est de loin l'élément le plus abondant, la majeure partie de la vie d'une étoile se passera à fusionner de l'hydrogène. L’endroit du diagramme HR où les étoiles fusionnent de l’hydrogène dans leur cœur s'appelle la séquence principale. Lors de cette phase, les paramètres globaux de l’étoile évoluent peu (la luminosité augmente de quelques dizaines de pourcents, le rayon de quelques pourcents) ce qui explique que la majorité des étoiles se placent sur cette séquence.

Contrairement à ce que l'on pourrait croire, plus une étoile est massive, moins elle vit longtemps. En effet, plus la masse est grande, plus la pression et la température à l'intérieur de l'étoile seront fortes. Or l'efficacité des réactions de fusion croit avec la température. Les deux grands types de réactions qui transforment l'hydrogène en hélium sont le cycle pp (pour proton-proton) qui domine dans les étoiles de petite masse (comme le Soleil) et le cycle CNO (pour Carbone-Azote-Oxygène qui agissent globalement comme catalyseurs) dans les étoiles de grande masse. Or, le taux de production d'énergie du cycle p-p est proportionnel à T⁴ et celui du cycle CNO à T²⁰, l'égalité de ces deux taux étant équivalent aux alentours de 1,2 masse solaire. Les étoiles libèrent donc d'autant plus d'énergie qu'elles sont massives et vivent donc moins longtemps car elles épuisent plus vite leur carburant.

En fonction de leur masse, les étoiles ne vivront donc pas la même durée. Mais leur fin pourra également être très différente. Les étoiles peu massives vont vivre tranquillement très longtemps et finir paisiblement tandis que les étoiles massives brilleront beaucoup avant de finir dans un cataclysme.

Arrivée en haut de la branche asymptotique, l'étoile a perdu ses couches externes par l'effet des vents stellaires. La majeure partie de l'étoile est éjectée dans le milieu interstellaire sous forme de gaz enrichi. Le cœur de C et O est désolidarisé de l'enveloppe éjectée et se contracte et s'échauffe à luminosité constante. Cette phase est masquée (dans le domaine visible du spectre) par le gaz et les poussières éjectés. Lorsque sa température atteint environ 10 000 K, le flux UV devient intense et balaye et ionise les couches expulsées formant une nébuleuse planétaire.

Le cœur continue de se contracter mais la masse n'est pas suffisante pour atteindre la température de fusion du carbone. Il continue de se contracter jusqu'à ce que la pression de dégénérescence des électrons s'oppose à la gravité. On a alors formé une naine blanche de C et O. La naine blanche n'a plus de source d'énergie et continue à rayonner en se refroidissant. Sa température diminue inexorablement.

Structure dite en «pelure d'oignon» d'une supergéante juste avant l'effondrement du cœur de fer et l'explosion de la supernova.

Crédit : ASM/Noël Robichon et Gilles Bessou

À partir de la séquence principale, des éléments de plus en plus massifs fusionnent au cœur de l'étoile. Les éléments moins massifs continuent de fusionner en couches enrichissant les couches plus profondes en produits de fusion. De forts vents stellaires sont également observés. Finalement, le noyau de fer dépasse la masse limite de Chandrasekhar et s'effondre. Le vide créé aspire la matière de l'étoile qui rebondit et crée une onde de choc qui expulse violemment toutes les couches externes : c'est la supernova de type II.

Le résidu du cœur de fer effondré forme une étoile à neutrons ou un trou noir selon sa masse. Si elle est inférieure à 3 masses solaires environ, la force nucléaire forte s'oppose à la gravité (la densité dans une étoile à neutrons est en effet de l'ordre de la densité d'un noyau atomique). Sinon, aucune force ne peut s'opposer à la gravitation et l'on a un trou noir.

Nous venons de voir ce qu'il advient d'une étoile massive en fin de vie : une supernova de type II. Il existe un autre type de supernovae, les supernovae de type Ia, qui ont une cause différente.

Comme nous l'avons déjà vu, une grande proportion des étoiles vivent en couple. Lorsque les deux masses sont différentes, la plus massive peut devenir une naine blanche de C/O tandis que son compagnon est encore sur la séquence principale.

Lorsque la secondaire devient géante, ses couches externes peuvent être accrétées par la naine blanche qui acquiert de la masse. Si le taux d'accrétion est suffisamment grand, la masse atteint la masse limite de Chandrasekhar (1,4 masse solaire) et l'étoile finit par exploser en fusionnant son carbone, son oxygène… jusqu 'à former des éléments du pic du fer. Contrairement à une SN II, aucun débris ne subsiste et la totalité des éléments produits vont enrichir le milieu interstellaire.

Le tableau suivant donne les caractéristiques des supernovae de types Ia et II.

Voici un tableau qui récapitule quelques propriétés des résidus stellaires.

Voici un récapitulatif des phases d'évolution stellaire en fonction de la masse initiale de l'étoile.

		La température centrale de l'étoile est inférieure à la température de fusion de l'hydrogène. L'objet est une étoile avortée : une naine brune.
		L'hydrogène fusionne en hélium lorsque l'étoile est sur la séquence principale mais, ensuite, la température centrale de l'étoile est inférieure à la température de fusion de l'hélium. L'étoile finit en nébuleuse planétaire avec formation au centre d'une naine blanche d'hélium. Il faut tout de même noter que le temps d'évolution sur la séquence principale est supérieur à l'âge de l'Univers et que cette évolution est hypothétique (aucune naine blanche d'hélium ne peut encore être observée).
		Fusion de l'hydrogène, puis de l'hélium. Ensuite la température centrale de l'étoile est inférieure à la température de fusion du carbone. L'étoile finit en nébuleuse planétaire avec formation au centre d'une naine blanche de carbone et d'oxygène.
		Fusion de l'hydrogène sur la séquence principale puis fusion de l'hélium, puis du carbone, puis de l'oxygène... lors de la phase de supergéante rouge. L'étoile finit par avoir une structure en pelure d'oignon avec un cœur de fer entouré d'éléments de plus en plus légers en train de fusionner. L'étoile finit par exploser en supernova de type II.
	si	Le résidu de la supernova donne une étoile à neutrons (éventuellement observable sous forme de pulsar)
	si	Le résidu de la supernova donne un trou noir de masse stellaire.

Les deux définitions précédentes conduisent à peu près au même résultat : une exoplanète est un corps de masse maximum environ 13 masses de Jupiter en orbite autour d'une étoile. Toutefois, il y a des exceptions à cette coïncidence :

La méthode la plus naturelle à laquelle on pourrait penser a priori est celle de l'imagerie directe, à savoir essayer de détecter, sur une image, la faible lueur d'une planète à côté de son étoile parente. Cette méthode se heurte cependant à deux obstacles majeurs :

1. L'éclat de la planète est extrêmement faible par rapport à celui de l'étoile
2. A la distance où on observe le système, la planète va se trouver extrêmement proche de l'étoile sur l'image.

La combinaison de ces deux effets va faire que la planète risque d'être complètement noyée dans le halo de lumière de l'étoile. En raison de ces difficultés, la détection directe de planètes a longtemps été hors de portée, et c'est par d'autres méthodes que les premières exoplanètes ont été découvertes. Mais les techniques d'observation ont aujourd'hui suffisamment progressé pour rendre l'imagerie directe de planètes enfin possible. Et à ce jour, une trentaine d'exoplanètes ont été détectées par cette méthode. (voir le nombre actualisé de planètes détectées sur le site exoplanet.eu)

Nous allons dans ce chapitre voir tout d'abord plus en détail pourquoi l'observation directe est si difficile, avant de nous pencher sur les différentes techniques d'observation et les premiers résultats, spectaculaires, qui ont été obtenus.

Il y a deux régimes différents par lesquels on peut recevoir la lumière émanant d'une planète :

• la lumière de l'étoile réfléchie par la planète
• l'émission thermique de la planète chauffée par l'étoile.

Comparaison entre le spectre du Soleil et celui de 4 planètes du système solaire, ainsi que celui d'un "Jupiter chaud" (S.Seager, 2010). Les spectres planétaires montrent les deux types d'émission, le flux réfléchi à gauche et l'émission thermique à droite.

Crédit : S. Seager et A.Boccaletti (2010)

Sur la figure, on voit que le spectre réfléchi est prépondérant aux longueurs d'onde visibles. Aux plus grandes longueurs d'onde, l'émission thermique de la planète l'emporte sur le flux réfléchi. Plus la planète est proche de l'étoile, donc chaude, plus la transition entre les deux régimes se fait à petite longueur d'onde.

Le cas le plus favorable pour l'observation directe est celui d'une planète loin de son étoile, pour qu'elle sorte du halo de celle-ci, et qui soit de plus de grande taille et très chaude afin que son flux thermique soit élevé. Ce cas idéal est malheureusement difficile à trouver, car en principe plus une planète est loin de son étoile, plus elle est froide. Par exemple, Jupiter, qui a une surface 100 fois plus grande que celle de la Terre, n'a pas un flux 100 fois plus grand du fait de sa température de surface beaucoup plus faible.

Il existe cependant un type de systèmes planétaires pour lesquels on peut trouver ce cas idéal d'une planète lointaine et chaude, à savoir les systèmes jeunes, pour lesquels les planètes conservent encore une grande partie de l'énergie thermique emmagasinée lors de leur formation. On pense ainsi que Jupiter, lorsqu'il était âgé de seulement 100 millions d'années, était beaucoup plus chaud qu'aujourd'hui et environ 1000 fois plus lumineux ! C'est donc vers l'observation de tels systèmes jeunes que se sont tournés les efforts de détection directe... et ces efforts ont enfin payé. Après la première image directe obtenue en 2004, plusieurs dizaines de détections ont eu lieu depuis. Les deux résultats les plus spectaculaires étant sans doute le système autour de l'étoile HR8799, avec pas moins de 4 planètes détectées, et la découverte de la planète autour de β Pictoris, dont l'existence avait été prévue depuis plus de 10 ans par l'observation du disque de poussière autour de cette étoile.

Le système planétaire autour de HR8799

Image directe des 4 planètes en orbite autour de l'étoile HR8799. Le petit trait horizontal donne l'échelle : 20 AU (20 "unités astronomiques" correspond environ à la distance Soleil-Uranus. Cette image a été obtenue avec le télescope géant Keck, en masquant la lumière de l'étoile centrale avec un coronographe (voir page suivante).

Crédit : C.Marois & Keck Observatory

Il faut souligner que, même pour ces cas idéaux de planètes externes et chaudes, la détection directe relève toujours de la prouesse technique, tout le problème étant de faire ressortir la faible luminosité de la planète juste à côté de son éblouissante étoile hôte.

Pour résoudre le problème majeur de l'imagerie directe, à savoir faire ressortir la faible lumière de la planète à côté d'une étoile infiniment plus brillante, il faut arriver à masquer la lumière de l'étoile sans toucher à celle de la planète. Pour celà, on utilise 2 techniques : la choronographie et l'extinction interférométrique.

Schéma du montage optique qui fait interférer destructivement une étoile avec elle-même, ce qui permet d'augmenter le contraste planète/étoile.

Crédit : Jean Schneider

Au vu de la difficulté d'observer directement une exoplanète, d'autres méthodes peuvent être envisagées, qui vont chercher à observer le mouvement induit par la planète sur son étoile.

Mouvement d'une étoile dû à une planète

On présente souvent les lois de Kepler en disant que l'orbite d'une planète est une ellipse dont son étoile occupe l'un des foyers. Mais l'on pourrait tout aussi bien dire que le couple étoile-planète tourne autour du centre de gravité de ce système. Certes, la masse de l'étoile étant beaucoup plus grande que celle de la planète, ce centre de gravité sera très proche du centre de l'étoile, mais pas tout à fait. Et ce "pas tout à fait" a ici une importance cruciale, car il fait que l'étoile a elle aussi un mouvement, décrivant une petite orbite autour du centre de gravité de son système.

Ainsi, pour une planète de masse M_pl dont l'orbite autour de son étoile de masse M_* est une ellipse de demi-grand axe a, le mouvement de l'étoile autour du centre de gravité du système est une ellipse de demi-grand axe a_* :

Dans le cas simplifié où la planète est sur orbite circulaire, est constant et il en est donc de même de a_* de sorte que l'étoile suit une trajectoire circulaire autour du centre de masse.

mouvement orbital d'un couple étoile-planète

Mouvements respectifs d'une étoile et d'une planète moins massive autour du centre de gravité du système étoile-planète

Crédit : (Rtn20)

La période orbitale de l'étoile sera la même que celle de la planète et est donnée par la 3ème loi de Kepler :

où est la constante de la gravitation,

Du fait de la faible masse de la planète, le mouvement de l'étoile est très limité, mais il peut cependant s'observer, et ce de trois manières différentes :

• vitesses radiales
• astrométrie
• chronométrage

Cette méthode, même si elle n'est pas la plus simple dans son principe, est la première à avoir permis la découverte d'une exoplanète autour d'une étoile de type solaire en 1995. Elle a été pendant plusieurs années la méthode par laquelle la quasi-totalité des exoplanètes était trouvée. Même si aujourd'hui beaucoup d'autres méthodes moissonnent avec succès de nouvelles planètes, il n'en reste pas moins que plus de 2/3 des exoplanètes découvertes à ce jour l'ont été par la méthode des vitesses radiales.

Principe de la méthode

Effet Doppler sur la lumière provenant d'une étoile perturbée par une planète. La lumière est décalée vers le bleu (courtes longueurs d'onde) lorsque l'étoile se rapproche de nous, et vers le rouge quand elle s'éloigne. La courbe en haut à droite donne la courbe de vitesse radiale de l'étoile que l'on peut déduire de son décalage Doppler.

Crédit : Observatoire de Paris/ASM Emmanuel Pécontal

Le principe de cette méthode est de détecter le mouvement d'une étoile en observant l'effet Doppler sur la lumière qui nous en provient. Quand l'étoile a un mouvement qui la fait se rapprocher de nous, sa lumière est décalée vers le bleu, alors qu'elle est décalée vers le rouge quand elle s'éloigne. L'amplitude de ces décalages est proportionnelle à la vitesse de l'étoile. Dans le cas simplifié où l'orbite de l'étoile (due à une planète) est parfaitement circulaire, la vitesse V_R à laquelle elle s'éloigne ou se rapproche de nous varie en fonction du temps suivant :

où K est l'amplitude de la variation de , donnée par :

où i est l'angle entre la ligne de visée de l'observateur et la perpendiculaire au plan de l'orbite de la planète. L'effet Doppler est maximum quand cet angle est égal à 90°, c'est-à-dire quand on regarde l'orbite "par la tranche". Quand i est nul, la vitesse de l'étoile n'a pas de composante radiale. Dans ce cas, même si une planète est présente, cette méthode ne permet pas de la détecter.

L'amplitude de l'effet Doppler induit par le mouvement de l'étoile est de l'ordre de K/c, où c est la vitesse de la lumière, c'est-à-dire de quelques m/s (la vitesse d'un homme qui court !) divisés par 300 000 km/s ! (voir ce petit exercice, pour calculer cet effet pour la Terre et pour Jupiter). Il s'agit donc de mesurer des effets extrêmements fins. A l'heure actuelle, on peut détecter des vitesses radiales de l'ordre de ∼0.5 m/s, c'est-à-dire qu'une "exo Terre" est presque à notre portée.

On voit que cette méthode favorise la détection de planètes massives et proches de leur étoile, car l'amplitude K est directement proportionnelle à Mpl et inversement proportionnelle à . Et de fait, les premières planètes détectées par effet Doppler étaient des "Jupiter chaud", c'est-à-dire des planètes de la masse de Jupiter mais situées extrêmement près de leur étoile (plus près que Mercure). Le plus célèbre de ces Jupiter chaud est la planète 51 Pégase b, la toute première à avoir été détectée.

Courbe de vitesse de l'étoile 51 Pegase (1995)

Cette courbe est historique, car elle correspond à la première détection d'une exoplanète autour d'une étoile de type solaire. Cette observation a été réalisée à l'Observatoire de Haute-Provence, par Michel Mayor et Didier Queloz, de l'Observatoire de Genève.

Crédit : (M.Mayor & D.Queloz)

Depuis 1995, quantité d'autres exoplanètes ont été découvertes par cette méthode. Et si initiallement la plupart d'entre elles étaient des Jupiter chaud (car ce sont les plus faciles à détecter), celles découvertes aujourd'hui sont de tout type : "Jupiter froid", "Neptune-chaud", "super-Terre", etc. Voir l'Encyclopédie des planètes extrasolaires pour une liste actualisée de toutes les exoplanètes découvertes par effet Doppler.

C'est la méthode qui a actuellement le "vent en poupe". Son principe est simple : si on a la chance d'observer un système étoile-planète exactement "par la tranche", alors on peut assister à un transit de la planète devant son étoile. Lors de ce transit une petite fraction de la lumière stellaire est cachée par la planète et donc le signal lumineux en provenance de l'étoile chute légèrement le temps du transit (voir Figure).

Simulation (animation)

Crédit : Hans Deeg (Instituto de Astrofisica de Canarias)

La chute de luminosité est de l'ordre de (R_pl/R*)², où R_pl est le rayon de la planète et R* celui de l'étoile. L'effet est certes petit, mais il est bien plus important que le rapport de luminosité directe entre la planète et l'étoile, qui est lui de l'ordre de (R_pl/d)², où d est cette fois-ci la distance de la planète à l'étoile (voir exercice page suivante).

Exemple de courbe de lumière

courbe de lumière autour de l'étoile OGLE-TR-56

Crédit : Groupe Ogle

La principale difficulté de cette méthode n'est pas tant l'amplitude de l'effet à mesurer que le fait qu'il faut une situation très favorable et a priori peu probable pour voir un transit, à savoir être exactement aligné avec l'orbite planétaire (voir exercice page suivante). De ce fait, la solution est de réaliser un très grand nombre d'observations d'étoiles, pour être sûr d'avoir au moins une chance d'être dans une configuration favorable.

Le premier transit planétaire a été observé en 1999, et depuis lors, plus de 2000 planètes ont été observées par cette méthode. Le rythme de détection s'est très fortement accéléré ces dernières années, avec l'arrivée du télescope spatial français COROT et du télescope KEPLER de la NASA, tous deux dédiés à ce type d'observations.

C'est une application de la théorie d'Einstein de la gravitation. Celle-ci prédit que lorsqu'un corps de masse M (déflecteur) est à une distance b projetée sur le ciel ("paramètre d'impact") de la ligne de visée d'une source lointaine, l'éclat apparent de cette dernière est amplifié par un facteur . Lorsque la source et le déflecteur se déplacent l'un par rapport à l'autre sur le plan du ciel, le paramètre d'impact b varie au cours du temps. Il en est donc de même du facteur d'amplification qui devient une fonction du temps A(t).

Principe d'une détection par lentille gravitationnelle

Saut de luminosité dû à un phénomène de lentille gravitationnelle. Une étoile lointaine passe exactement derrière une autre étoile autour de laquelle orbite une planète. L'étoile proche focalise la lumière de l'étoile lointaine, ce qui crée une augmentation de la luminosité. La planète focalise aussi la lumière de l'étoile lointaine, ce qui crée les deux pics de luminosité visibles avant le maximum.

Crédit : Observatoire de Paris / UFE

La probabilité d'observer un tel évènement est très faible. De ce fait, cette méthode de l'extrême nécessite d'observer un large champ stellaire pendant très longtemps pour avoir une chance d'assister à un phénomène de lentille.

Cette méthode de l'extrême a porté ses fruits : plus de 80 planètes ont été ainsi détectées à ce jour.

Un peu de philosophie :

La notion de vie est fondamentalement subjective : nous déclarons vivant un "objet" (comme on dit "objet d'attention" ou "objet d'amour") avec lequel nous pouvons avoir des relations riches et intéressantes. Parmi ces relations, il y a le fait de pouvoir projeter sur lui des comportements qui nous sont propres comme l'autonomie. Il n'y a donc strictement parlant pas d'organisme vivant mais seulement des relations vivantes à des organismes.

Cela dit, c'est une constatation empirique que tout objet avec lequel nous entretenons une relation vivante a une architecture physico-chimique complexe (molécules, cellules, organes, ...). Aucune théorie philosophique, psychologique ou biochimique n'a jamais expliqué cette corrélation, on ne peut que la constater. Elle permet de faire le chemin inverse et d'attribuer, à titre d'hypothèse méthodologique, le caractère de biologiquement vivant à un objet dont l'architecture physico-chimique est complexe et présente des caractéristiques analogues à celles des organismes terriens. C'est la démarche suivie par les astronomes qui cherchent "la vie" en dehors de la Terre (exobiologie). Dans cette démarche, il s'agit alors de savoir quelles sont les caractéristiques que l'on va retenir. Ce choix est partiellement arbitraire.

Une fois admise la démarche biochimique décrite précédemment, elle permet de préciser dans quel type de planète on peut s'attendre à rencontrer une vie biologique. Pour que cette dernière puisse prospérer, un certain nombre de conditions sont requises. Ces conditions sont généralement admises par les astronomes, mais ils restent ouverts à des écarts et des variantes.

La condition principale est qu'il faut un milieu liquide car il favorise énormément le transport des matériaux nécessaires à une activité biochimique.

L'eau est un liquide à priori prometteur car c'est l'un des plus abondants de l'univers (les autres étant par exemple l'alcool ou le méthane et l'ammoniaque qui peuvent également être liquides, quoique à des températures beaucoup plus basses). De plus elle a l'avantage d'être un des meilleurs solvants ce qui favorise les réactions et échanges biochimiques. On est ainsi conduit à favoriser les circonstances permettant la présence d'eau liquide.

Une autre condition universelle est qu'il faut, dans le cadre des concepts thermodynamiques traditionnels, une source d'énergie "noble" (c'est-à-dire sous forme non thermique) à entropie très basse. Elle doit par ailleurs être permanente car son interruption conduirait à la destruction des organismes. La meilleure source d'énergie permanente, abondante et de basse entropie connue à ce jour est le rayonnement des étoiles.

Distance de la zone habitable à l'étoile, en fonction du type stellaire.

Crédit : NASA

Le meilleur endroit identifié à ce jour où on trouve à la fois de l'eau liquide et une source permanente et intense de lumière est une planète située à une distance de son étoile telle que sa température est d'environ 300 K. De plus elle doit être suffisamment massive pour empêcher l'eau de s'échapper de la planète, mais pas trop sinon l'eau est confinée dans des couches profondes et sans lumière d'une atmosphère d'hydrogène (ce dernier point est toutefois sujet à discussion). On est ainsi conduit à chercher en priorité une vie biologique sur une planète de 1 à quelques masses terrestres située à une distance de 0,2 UA (pour les étoiles de type M) à 1,5 UA (pour les étoiles de type F) de son étoile (bien que des satellites de planètes géantes riches en eau et chauffés par effet de marée comme Europe, satellite de Jupiter, soient envisageables). Cette distance critique, dépendant du type d'étoile, définit ce qu'on appelle la zone d'habitabilité de l'étoile.

Alors que dans le système solaire on peut envoyer des missions qui feront de l'analyse in situ voire du retour d'échantillons pour analyser la structure biochimique d'échantillons, dans le cas des exoplanètes on en est réduit à faire de la télédétection. Celle-ci peut a priori prendre plusieurs formes :

• analyse de "signaux" radio ou optiques : c'est la démarche des programmes "SETI" (Search for ExtraTerrestrial Intelligence) que nous ne commentons pas davantage ici
• analyse polarimétrique des exoplanètes. Cette voie n'est pour l'instant pas explorée
• analyse spectrale des exoplanètes. C'est l'approche la plus élaborée, qui est développée ci-dessous.

Il y a deux approches pour détecter une activité biologique dans le spectre d'une planète : l'analyse spectrale de sa surface et celle de son atmosphère.

Pouvoir réflecteur de la végétation en fonction de la longueur d'onde. On voit que les plantes réfléchissent essentiellement dans l'infrarouge, et 7 fois moins dans le visible (du bleu au rouge).

Crédit : "Spectroscopy of Rocks and Minerals, and Principles of Spectroscopy" par Roger N. Clark. cf http://speclab.cr.usgs.gov/PAPERS.refl-mrs/refl4.html#section4.3

Il y avait en juillet 2012 plus d'une centaine de programmes de recherche d'exoplanètes en cours ou en projet. Parmi les 90 projets qui utilisent des instruments au sol, plus de 20 ont déjà donné lieu à des détections. Parmi la vingtaine de projets spatiaux opérationnels ou en projet, 4 ont déjà donné des résultats, Corot et Kepler par la méthode des transits, le Hubble Space Telescope en astrométrie et le satellite infrarouge Spitzer qui détecte l'émission thermique de la planète en spectroscopie.

Les projets du sol privilégient aujourd'hui la technique des transits alors que la majorité des exoplanètes découvertes l'ont été par la méthode des Vitesses Radiales (VR). L'observation d'un transit aboutit à la détection de planète mais peut aussi donner des informations sur sa taille et la composition de son atmosphère. Au-delà des techniques de VR et de transit, d'autres projets recherchent l'émission directe des planètes, soit en imagerie visible, millimétrique ou sub-millimétrique, soit en détection radio, soit avec de la photométrie, de la spectroscopie ou de la spectro-polarimétrie.

Quelques projets du sol recherchent des signatures d'exoplanètes par astrométrie ou micro-lentilles gravitationelles. Les projets de l'espace privilégient l'astrométrie et les techniques des transits mais exploitent aussi les fenêtres infrarouges, inaccessibles du sol, pour faire de la photométrie, de l'imagerie et de la spectroscopie.

De ces découvertes, on peut tirer quelques leçons intéressantes.

Voisinage du Soleil

La plupart des méthodes utilisées ne permettent de détecter des planètes qu'autour des étoiles situées à moins de 300 années-lumière du Soleil.

Crédit : NASA