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L'histoirede l'univers

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Le temps des peuples27 EspaceLe fauteuil d'Icare

Le cinquième jour d'une mission spatialed'une importance historique, qui a com¬mencé le 3 février 1984 et duré huit jours, lerêve d'Icare est devenu réalité quand unhomme s'est élancé dans l'espace, seul, à280 km au-dessus de la Terre, sans la moin¬dre attache avec son vaisseau. Au cours de

ce vol inaugural long de douze minutes,l'astronaute pouvait seulement compter surson sac à dos spécial que le monde entiercompara à un fauteuil volant privé de piedsà l'avant. Ce système de propulsion indivi¬duel (en anglais « Manned Manoeuvring

Photo <: IPS. Paris

Unit » ou « MMU ») fonctionne avec des

tuyères à nitrogène comprimé dont les com¬mandes se trouvent sur les bras du « fau¬

teuil ». Le développement de ces « MMU »offre d'immenses possibilités pour exécutertoute une gamme nouvelle de travaux dansl'espace. Des membres d'une mission sui¬

vante ont déjà réussi, grâce à leurs« MMU », à réparer la panne du satellitescientifique « Solar Maximum », prolon¬geant ainsi le précieux temps de fonctionne¬ment pendant lequel il transmet à la Terreses observations du Soleil.

LeCourriensnescoUne fenêtre ouverte sur le monde

Le Courrier du mois Septembre 198437e année

DANS ce numéro spécial du Courrier de l'Unesco nouslançons à la fois une invitation et un défi à nos lec¬teurs. Nous vous invitons tous à nous accompagner

dans l'exploration de notre univers, au cours d'un voyagequi nous conduira du cnur de l'atome aux confins du cos¬mos, du commencement des temps à l'éternité. Nous vousappelons à laisser toute liberté à votre imagination pourpénétrer avec nous dans le royaume de l'invisible, de l'infini-ment grand et l'infiniment petit.

Isaac Newton, ce géant de la science, n'était certainementpas le premier à voir une pomme tomber sur lé sol. Mais ilfut certainement le premier à franchir hardiment par la pen¬sée le pas qui lui permit de voir que la chute d'une pommeet les révolutions de la Lune autour de la Terre obéissaient

à une seule et même force, celle de la gravité. Pourtant,

quand on le questionna à son sujet, Newton avoua qu'ilsavait comment elle agissait, mais sans vraiment lecomprendre.

Ainsi ceux qui éprouveront quelque difficulté à suivre par¬faitement ce voyage de découvertes se trouveront-ils enbonne compagnie.

Une grande partie de la science porte sur ce que nous nepouvons pas voir : la gravité, les particules subatomiques,les ondes lumineuses, le c des étoiles et les galaxies lesplus lointaines. Mais la curiosité que montre l'homme pourtout ce qui a trait aux origines et à l'avenir de l'univers lepousse à sonder sans trêve ces mystères.

Pour tenter un bilan de cette quête sans fin et brosser untableau de ce qui se dérobe à notre vue, nous devons emprun¬ter le langage de notre monde visible et recourir, comme lepoète, aux métaphores et aux images. C'est pourquoi nousvous invitons à vous munir d'une bonne dose d'imaginationpour entreprendre ce voyage dans l'espace.

Dans sa jeunesse, à Berne, cet autre génie de la sciencequ'était Albert Einstein s'était demandé à quoi ressembleraitle monde si l'on pouvait voyager sur la crête d'une ondelumineuse. De cette question puérile mais hardie est néetoute la physique moderne. D'elle sont venues les meilleuresexplications dont nous disposons aujourd'hui sur les originesde notre univers.

Einstein cherchait des explications, mais sans jamais ces¬ser de s'émerveiller devant la miraculeuse musique dessphères.

Pour lui, il n'y avait aucune contradiction entre les décou¬vertes de la science et les visions religieuses de l'univers. « Cequ'il y a d'éternellement incompréhensible dans le monde »,écrivait-il, « c'est qu'il soit compréhensible ».

Venez donc avec nous ; nous nous efforcerons de poserdes jalons sur les chemins de la connaissance de notre universet de vous ouvrir des horizons illimités qui vousenchanteront.

Page de couverture : La nébuleuse de la Carène, une des merveilles du cielaustral.

Rédacteur en chef : Edouard Glissant

5 Le Big Bangpar John Gribbin

8 L'infiniment grandet l'infiniment petitpar Dimitri Nanopoulos

13 Y eut-il vraiment un Big Bang ?par Jayant Narlikar

16 Le décalage vers le rouge,l'effet Doppler et la loi de Hubble

17 Galaxies et quasarspar Nigel Henbest

19 La ronde des étoiles

par Nigel Henbest

20 Vie et mort d'une étoile

21 Géantes rouges et naines blanches

22 Supernovae, étoiles à neutrons,pulsars et trous noirs

23 A l'échelle du cosmos

25 La structure de l'univers

par Yacov Borissovitch Zeldovitch

27 Les canaux de Mars

28 La formation des éléments

31 Le mystère de la viepar Cari Sagan

36 Un télescope dans l'espacepar Albert Ducrocq

38 Lexique

2 Le temps des peuplesESPACE : Le fauteuil d'Icare

Mensuel publié en 27 langues Français Italienpar l'Unesco, Anglais HindiOrganisation des Nations Unies Espagnol Tamoulpour l'éducation, la science Russe Persanet la culture Allemand Hébreu

7, place de Fontenoy, Arabe Néerlandais75700 Paris.JaponaisPortugais

Turc

Ourdou

Catalan

Malais

Coréen

Kiswahili

Croato-Serbe

Macédonien

Serbo-Croate

Slovène

Chinois

BulgareGrec

Une édition trimestrielle en braille

est publiée en français, en anglais,en espagnol et en coréen.

ISSN 0304-3118

N° 9- 1984 -OPI -84- 3- 414 F

L'histoirede l'univers

par John Gribbin

D'OÙ venons-nous ? la question fondamentale de larecherche scientifique est bien celle des toutespremières origines de l'univers, et l'on peut dire

que la plus grande victoire de la science est de savoir y répon¬dre maintenant, sinon avec une précision parfaite, du moinsavec assez d'exactitude pour satisfaire tous les question¬neurs, sauf peut-être les plus exigeants. On nous présenteaujourd'hui l'univers en expansion. Les amas de galaxiess'éloignent les uns des autres à mesure que s'élargit l'espacequi les sépare. Cela signifie évidemment que dans le passé ilsont été plus rapprochés, plus groupés,- ce qui supposedonc qu'à un certain moment dont on peut calculer en grosla date, il y a 15 milliards d'années, toute la matière et toutel'énergie de l'univers étaient concentrées dans un pointmathématique « singulier » d'où elles ont explosé pour créerl'univers que nous connaissons. C'est cette explosion qu'onappelle le « Big Bang ».

Changement, évolution, voilà ce qui caractérise l'universselon cette conception. Vers 1920 pourtant, les astronomesle croyaient immuable et constant. On pensait encore que lesétoiles qui composent la Voie lactée étaient tout l'univers etque si, individuellement, les astres pouvaient naître, vivre etmourir, la Voie lactée elle-même persévérerait dans son être,à peu près sans changement, comme une forêt dont chacundes arbres va de la naissance à la mort et qui cependantdemeure plus ou moins la même forêt. Cet idéal de stabilitéallait bientôt succomber sous la double attaque de la théorieet de l'observation.

La théorie était due à Albert Einstein. La théorie généralede la relativité, publiée en 1917, décrit la nature de la gravita¬tion, laquelle régit la totalité de l'univers. Dans les équationsd'Einstein, la gravitation est conçue comme espace courbe(ou plus exactement comme espace-temps), la quantité dematière qui existe dans l'univers déterminant la courbure del'espace. Dans cette perspective, l'espace vide, ou espace-temps, a une dynamique propre, sa courbure, son expansionou sa contraction obéissant à des lois bien définies. Einstein

qui, avec tous ses contemporains, croyait en un univers sta¬ble et immuable, fut horrifié de découvrir que ses équationsprédisaient l'expansion de l'espace-temps, et donc la crois¬sance de l'univers. C'est pourquoi il « corrigea » ses équa¬tions en introduisant un nouveau terme, une « constante

cosmologique » destinée à supprimer l'expansion et à restau¬rer la stabilité. Il devait d'ailleurs déclarer plus tard que cettecorrection était une énorme erreur scientifique...

En 1922, le mathématicien soviétique Alexandre Fried¬mann, après avoir affiné les équations d'Einstein sur lanature de l'univers, publia la série des solutions de ces équa¬tions. Ces formules ou modèles de Friedmann, présentent

deux hypothèses qui restent fondamentales pour la compré¬hension de l'univers. L'une et l'autre prennent pour origineun point singulier (état de densité infinie) qui entre en expan¬sion pour donner des états de moindre densité..Mais commela courbure de l'espace dépend de la quantité de matière pré¬sente dans l'univers, on aboutit à l'alternative suivante : oubien la quantité de matière est inférieure à une masse criti¬que, et l'expansion doit se poursuivre éternellement, lesgalaxies s 'éloignant toujours davantage les unes des autres

l'univers est alors « ouvert ». Ou bien la quantité dematière est supérieure à la masse critique, et en ce cas la gra-

La Voie lactée

Photomontage représentant notre galaxievue en coupe, telle qu'elle apparaîtraitaux yeux d'un observateur depuis notresystème solaire.

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JOHN GRIBBIN, du Royaume-Uni, astrophysicien et auteur d'ouvra¬ges scientifiques, ancien membre de la Science Policy Research Unit(Unité de recherche en matière de politique scientifique) de l'Universitédu Sussex en Angleterre, travaille comme physicien consultant pour larevue New Scientist. // a écrit de nombreux ouvrages sur l'astronomie,

la géophysique et les changements climatiques, ainsi que deux romans.En 1974, il a reçu le prix de littérature scientifique le plus prestigieuxdu Royaume-Uni. Dans le domaine de l'astrophysique, il est l'auteur,entre autres, de White Holes 1 7S77 - Les trous blancs), Timewarps(1979 -La trame du temps) et Genesis : The Origins of Man and the Uni¬verse (1981 - Genèse : les origines de l'homme et de l'univers). JohnGribbin a contribué à la préparation de ce numéro spécial du Courrier del'Unesco en qualité de consultant pour les questions scientifiques.

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L 'écho du Big Bang

La découverte de l'écho du Big Bang qui, comme beaucoupd'autres découvertes, fut le fruit du hasard, a été saluée comme

l'une des observations scientifiques les plus remarquables denotre temps. En 1964, Arno Penzias et Robert Wilson, deuxradioastronomes des Bell Telephone Laboratories aux Etats-Unis, captèrent à l'aide d'une antenne géante de 7 mètres dediamètre, un gigantesque cornet acoustique pointé sur le cieldont ils se servaient pour la mise au point d'un satellite de com¬munications, un étrange bruit de fond d'ondes hertziennes quisemblaient provenir uniformément de toutes les directions del'espace et ne pouvait être attribué à aucune source émettricesur la Terre, dans le système solaire ou dans notre galaxie. Etait-il dû à une défaillance du matériel ? Pouvait-il être causé par lespigeons nichés dans le pavillon de l'antenne ? Celle-ci futdémontée et reconstruite, et les pigeons furent délogés, maisles bruits de fond enregistrés par les récepteurs de micro-ondespersistèrent inexplicablement.C'est alors que Penzias et Wilson eurent vent des calculs d'unphysicien de l'Université de Princeton, P.J.E. Peebles, qui avaitétabli que si l'univers était bien le résultat d'une explosion pri¬mordiale, une quantité énorme de radiations avait dû êtrenécessaire pour empêcher que les particules rassemblées initia¬lement en un groupe très dense ne fusionnent en donnant deséléments lourds, et pour que reste assez d'hydrogène et d'hé¬lium pour former les étoiles et les galaxies que nous y voyonsaujourd'hui. L'univers se dilatant, ces radiations s'étaientrefroidies, mais elles continuaient d'emplir l'univers, tout enétant plus faibles et plus diffuses. Peebles avait prévu qu'on lespercevrait encore, sous forme de radiations ayant une tempéra¬ture supérieure de quelques degrés au zéro absolu de l'échelleKelvin. Le chuintement capté par Penzias et Wilson trouvait làune explication immédiate : ces radiations cosmiques qui rem¬plissaient tout l'espace étaient l'écho lointain du Big Bang.

L'émotion que souleva chez les astronomes la découverte d'unphénomène qui semblait apporter une confirmation si éclatanteà la théorie du Big Bang n'alla pas sans quelque amertume : lesradiotélescopes des années 50 auraient parfaitement pu capterce bruit de fond, dont l'existence avait été annoncée vers le

milieu des années 40, mais aucun astronome ne s'y était inté¬ressé. En 1978, Penzias et Wilson reçurent le Prix Nobel pourleur découverte.

vitation est assez forte pour courber l'espace à tel point quel'expansion doit d'abord prendre fin puis se changer eneffondrement, de sorte que l'univers retourne à un étatd'hyper-densité. On parlera alors d'univers « fermé ».

Tandis qu'apparaissaient ces nouvelles théories, les astro¬nomes commençaient à utiliser les grands télescopes qui enperfectionnant et élargissant l'exploration de l'univers leurdémontraient combien leurs idées avaient été bornées. La

Voie lactée, ensemble de tous les astres visibles dans le ciel

nocturne, devenait simplement un amas d'étoiles parmibeaucoup d'autres. Elle renferme des milliards d'étoilesassemblées en un disque aplati qui forme comme une île,mais l'univers contient des millions de galaxies comparables,séparées les unes des autres par des étendues absolumentvides d'espace intergalactique. Plusieurs découvertes concer¬nant la nature de ces objets furent décisives ; elles étaientdues à une série de télescopes installés sur des cimes califor¬niennes : Mount Wilson et ses miroirs de 1,5 m (1908) et de2,5 m (1917), Mount Palomar et son réflecteur de 5 m (1948).C'est à l'observatoire de Mount Wilson, où il travaillaitdepuis 1919, qu'Edwin Hubble démontra qu'un grand nom¬bre de vagues taches lumineuses observables dans le cielétaient en réalité formées d'étoiles : c'étaient des galaxiessituées très loin de la Voie lactée. Puis, découverte plus pas¬sionnante encore, il établit que la lumière des galaxies loin¬taines vire au rouge proportionnellement à la distance qui lessépare de nous.

Ce décalage vers le rouge signifie littéralement que lescaractéristiques du spectre lumineux se déplacent vers l'ex¬trémité inférieure, le rouge. Le phénomène est interprétécomme un étirement des ondes lumineuses, la lumière rougese situant dans les grandes ondes du spectre visible (à l'in-

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verse, une compression des longueurs d'ondes entraîneraitun passage au bleu). Une seule explication plausible : la lon¬gueur d'onde lumineuse s'étire parce que la lointaine galaxies'éloigne de nous, exactement de la même façon que le sond'une sirène d'ambulance paraît plus grave quand le véhiculenous a dépassés à toute vitesse. Quant à la découverte faitepar Hubble que le passage au rouge est proportionnel à ladistance, c'était précisément l'effet que prédisaient les modè¬les d'Einstein-Friedmann et qu'Einstein avait tenté d'écarterau moyen de sa constante cosmologique. Cela ne veut pasdire que notre galaxie soit un endroit à part, au centre del'univers, et dont tout le reste s'éloignerait, car les autresgalaxies nous « voient » aussi reculer par rapport à elles.C'est une notion relative. Imaginons un ballon de caout¬chouc orné de figures equidistantes ; si on le gonfle, chaquefigure « verra » ses voisines s'écarter d'elle dans une mesureproportionnelle à la distance qui les séparait, alors qu'en réa¬lité aucune ne bouge sur la surface du ballon. La loi de Hub¬ble montre que l'univers est organisé de la même manière :l'espace vide, l'espace-temps d'Einstein, est en expansion etil écarte les unes des autres les galaxies, alors même quecelles-ci ne se déplacent pas à travers l'espace.

Vers 1930, les astronomes savaient tout cela théorique¬ment : il était admis depuis une trentaine d'années que l'uni¬vers avait eu un commencement et que l'expansion avait dûdébuter quelque part. Mais ce ne fut qu'après 1960 que ceconcept devint une réalité concrète. L'explosion originelle, leBig Bang, était une idée abstraite, comme étrangère aumonde réel : intangible, impalpable, apparemment les astro¬nomes n'avaient pas l'intime conviction qu'elle fût correcte.Et voilà qu'en 1964, Arno Penzias et Robert Wilson, deslaboratoires Bell aux Etats-Unis, trouvèrent le moyen dedémontrer le Big Bang de manière quasi tangible.

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Alors qu'ils se servaient d'un système ultra-sensible d'an¬tenne et d'amplificateur pour étudier les faibles signaux hert¬ziens renvoyés par les satellites Echo, ils eurent l'idée de cap¬ter à l'aide de cet équipement le vague bruit de fond d'ondeshertziennes provenant de la Voie lactée. A leur grande sur¬prise, le même faible signal uniforme leur parvenait de toutesles directions de l'espace. Cet espace (l'univers) semblaitplein de micro-ondes électromagnétiques dont l'énergie nedépassait pas le chiffre 3 sur l'échelle de Kelvin (où le zéroéquivaut à -273 CC). Pareil signal hertzien est évidemmenttrès faible, mais s'il emplit l'univers, il représente au totalune énergie considérable. D'où pouvait-il provenir ? Unphysicien de Princeton, P.J.E. Peebles, apporta bientôt laréponse : cet infime rayonnement de 3 Kelvin devait êtrel'écho de l'explosion originelle, la dernière trace de la boulede feu où l'univers a pris naissance.

Cette conclusion s'explique aisément. Au moment de l'ex¬plosion initiale, l'univers avait une température extrême¬ment élevée, sa densité de matière et d'énergie était prodi¬gieuse. Ensuite le rayonnement de cette énergie accompa¬gnant l'expansion, l'espace a toujours été empli d'énergieélectromagnétique. Mais à mesure que l'espace s'élargissait,l'énergie se diluait ; sa densité a diminué, sa température abaissé. Et la température du rayonnement cosmique hertzienest précisément celle qui correspond à l'expansion qui doits'être produite depuis le Big Bang, de sorte que l'on ne voitpas d'autre explication sérieuse du phénomène découvert parPenzias et Wilson. Cette découverte, qui valut à ses auteursle Prix Nobel en 1978, a eu sur la science une profondeinfluence. Désormais les astronomes pouvaient admettreavec confiance la réalité de l'explosion originelle, le Big Bangn'était plus seulement une conjecture mathématique.

Cependant la découverte du rayonnement cosmique soule¬vait d'autres questions sur l'explosion initiale elle-même.Comment un minuscule concentré d'énergie d'une chaleur etd'une densité extrêmes a-t-il pu évoluer pour former l'uni¬vers qui nous environne, où les galaxies pleines d'étoiless'éloignent continuellement les unes des autres dans unocéan toujours plus vaste d'espace-temps ? L'expansion del'univers est une réalité démontrée depuis longtemps : on

La "sténo"

des mathématiciens

L'étude de la structure de l'univers ou de celle des

particules fait forcément intervenir des distanceset des quantités, infinies ou infinitésimales, qu'il afallu pour exprimer représenter sous une formesimplifiée. C'est ainsi qu'il a été décidé, de façonconventionnelle, qu'un nombre comme dix fois dixfois dix, c'est-à-dire mille, s'écrirait 103. Un mil¬lion s'écrit 106, et 1014 désigne cent millions demillions. Les distances ou les quantités infinitési¬males s'expriment de façon analogue. Un divisépar un million, soit un millionième, s'écrit 10"6. Lerayon d'un atome, par exemple, est d'environ 1 0 8de centimètre.

peut prendre la température du Big Bang, on sait que l'uni¬vers a son origine dans une explosion créatrice il y a 15 mil¬liards d'années. Mais depuis ces fantastiques découvertes,des progrès plus étonnants encore ont été réalisés, par desphysiciens plutôt que par des astronomes par exemple parles chercheurs du CERN, à Genève, spécialistes des particu¬les élémentaires et des très hautes énergies dont les accéléra¬teurs géants leur dévoilent les mystères. On ne remonte passans doute à l'instant de la création, lorsque l'univers, d'unedensité infinie, d'une énergie infinie, occupait un pointmathématique sans aucun volume. Mais les théoriciens sontcapables de s'en approcher. A l'heure actuelle, ils se disenten mesure d'expliquer comment un objet minuscule conte¬nant toute la masse, toute l'énergie de l'univers actuel tasséedans le volume d'un proton a pu exploser pour aboutir à unrésultat tel que cet univers que nous voyons, avec ses millionsde galaxies et son interminable expansion.

John Gribbin

Ouvert ou fermé ? Le sort de l'univers

Si nous acceptons, comme la plupart desphysiciens aujourd'hui, l'idée d'un BigBang initial et d'un univers en expansion(ce que contredit l'article page 13), noussommes en droit de nous demander :

comment cela finira-t-il ? S'offrent alors

à nous deux scénarios possibles entre

lesquels le choix n'est absolument pasévident. Tout dépend de la quantité dematière qui existe dans l'univers. De lamême manière que notre système solaireet les galaxies sont retenus ensemble parla force de la gravité, la masse totale del'univers exerce une attraction constante

Univers ouvert

sur l'ensemble des éléments qui la com¬posent. A mesure que l'univers se dilatesous la force explosive du Big Bang, cetteattraction diminue. Mais s'il existe une

quantité suffisante de matière dans l'uni¬vers, la force de la gravité finira par l'em¬porter et ralentira graduellement cetteexpansion avant de l'arrêter. Comme unfilm qui défile à l'envers, le mouvements'inversera, l'univers se contractera de

plus en plus vite tandis que sa force degravité redoublera, jusqu'à ce qu'il s'ef¬fondre et redevienne à nouveau une

boule de feu compacte, peut-être pourdisparaître à jamais, ou alors pour renaî¬tre dans un autre Big Bang. Toutefois, sila masse totale de l'univers est insuffi¬

sante pour que la force gravitationnellepuisse arrêter son expansion, celle-cin'aura pas de fin. Les cosmologues ontvoulu calculer cette masse en mesurant

la matière contenue dans la partie del'univers que nous pouvons « voir ».Curieusement, leurs calculs la situent

autour de la valeur critique, laissantouvertes les deux possibilités. Le sort del'univers tient sur le fil d'un rasoir.

Big Bang Présent 2- Big Bang ?

L'infiniment

grand

La nébuleuse spirale M81 dans la GrandeOurse.

JUSQU'A une période récente, lesphysiciens des particules s'occu¬paient essentiellement de la struc¬

ture de la matière et des lois fondamenta¬

les de la nature, en considérant de très

petites distances, de l'ordre de0,0000000000001 centimètre (10-13 cm)et même inférieures. Les astronomes et

les astrophysiciens, quant à eux,essayaient de comprendre la structureglobale de l'univers, en travaillant sur desdistances mesurées en années-lumière(distance que la lumière, voyageant à300 000 km/s, parcourt en un an). Cesdeux domaines de pointe de la physique,il faut bien le reconnaître, avaient trèspeu de relations l'un avec l'autre.

Ces dernières années, cependant, ledéveloppement de la théorie du « BigBang » (voir article page 5) modifia dutout au tout cette situation. Les premièresfractions de seconde après la naissance del'univers devinrent le point de conver¬gence de l'infiniment grand avec l'infini¬ment petit*.

Il est nécessaire ici de rappeler deuxprincipes fondamentaux de la physique :d'abord, une température élevée signifie,pour les particules, de hautes énergies ;ensuite, selon le « principe d'incerti¬tude » formulé par le célèbre physicienallemand Werner Karl Heisenberg(1901-1976), les hautes énergies sontnécessaires pour explorer de très petitesdistances.

* L 'homme de la rue tend à sefigurer le Big Bangcomme un bloc de matière très dense (que lesscientifiques appellent un « singularité »), situédans un vide infini et explosant soudainement.Einstein, cependant, a montré que l'espace et letemps (qu 'il appelait l 'espace-temps) et la matièreétaient inséparables. Le Big Bang a donc créé nonseulement de la matière mais encore l'espace-temps. Il n'y avait rien, pas même de l'espacevide, aucun « dehors » où le Big Bang aurait puexploser.

DIMITRI NANOPOULOS, de Grèce, est un

théoricien de la physique des particules et dela cosmologie. Il fait partie de la Division théo¬rie du CERN (Organisation européenne pour larecherche nucléaire) à Genève. Il est l'un des

auteurs d'un ouvrage intitulé Grand Unifica¬tion With and Without Supersymmetry andCosmological Implications (La grande unifica¬tion avec et sans supersymétrie et ses inciden¬ces cosmologiques), qui doit paraître cetteannée.

8

D'après la théorie du Big Bang, latoute première phase de l'univers (soit10-35 de seconde après le Big Bang) étaitextrêmement chaude, les températursdépassant 1028 degrés Kelvin. L'énergiedes particules était suffisamment grandepour leur permettre d'interagir sur de trèscourtes distances, de l'ordre de 10~29centimètres par exemple. Dans sa toutepremière phase, l'univers fonctionnaitcomme un gigantesque accélérateur departicules.

On considère aujourd'hui que les cons¬tituants fondamentaux de la matière sont

les quarks et les leptons. Les atomes, quel'on a cessé de croire indivisibles, sontformés de protons, de neutrons (qui fontpartie du groupe de baryons) et d'élec¬trons, membres de la famille des leptons ;protons et neutrons sont formés de

quarks.

Ces constituants fondamentaux de la

matière interagissent les uns avec lesautres par l'entremise d'au moins quatreforces ou interactions fondamenta¬

les : l'interaction gravitationnelle, quiagit, par exemple, pour conserver le mou¬vement de rotation de la Terre autour du

Soleil ; l'interaction forte, qui maintientles quarks à l'intérieur des protons ; l'in¬teraction électromagnétique, qui régit larotation de l'électron autour du noyau etl'interaction faible, responsable de ladésintégration du neutron, connue égale¬ment sous le nom de désintégration Bêta.

Ces dernières années, la physique desparticules a progressé de façon spectacu¬laire : une simplicité accrue s'allie désor¬mais à une compréhension plus pro¬fonde. Il semble bien que l'ensemble des

processus fondamentaux observés met¬tant en jeu diverses interactions pour¬raient n'être que des aspects différentsd'une seule et unique interaction de basedont rendrait compte une théorie unifiée.

Du fait que nous vivons dans un uni¬vers où les distances sont grandes cequi correspond à de faibles énergies , ilnous est difficile de reconnaître cette

symétrie de base au premier coup d' ;elle est masquée par la diversité même desphénomènes. Mais comme nous parve¬nons à étudier des distances de plus enplus courtes (ou des niveaux d'énergie deplus en plus élevés), la diversité diminueet la symétrie se fait plus apparente.L'analogie avec la glace, l'eau et lavapeur peut être utile pour éclairer cepropos. Quand la température augmente,la glace se transforme en eau : les parti¬cules acquièrent alors une liberté de mou¬vement croissante et la symétrie dusystème s'accroît encore davantagequand nous "passons de l'état d'eau àl'état de vapeur.

L'idée de l'unification n'est pas nou¬velle. Einstein lui-même consacra les

trente dernières années de sa vie à tenter

en vain de formuler une théorie simple etdéfinitive qui expliquerait l'existence del'ensemble de la matière, de l'énergie etde toutes les interactions présentes dansl'univers. Jusqu'à sa mort, en 1955, ilchercha sans relâche à établir l'unité

entre les forces de gravitation et les forcesélectromagnétiques.

Mais le pas décisif, au plan de l'unifi¬cation, fut franchi à l'échelle microscopi¬que, dans le domaine des particules sub¬atomiques. Ce monde de particules est

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et I'infiniment

petit

régi par l'interaction faible, responsablede certaines formes de désintégrationradioactive, et l'interaction forte, quiemprisonne les quarks à l'intérieur desprotons et des neutrons.

La première étape, l'unification entreles interactions électromagnétique et fai¬ble, fut envisagée théoriquement dans lesannées 60 avant d'être confirmée expéri¬mentalement, l'année dernière seule¬

ment, dans l'accélérateur géant duCERN (Organisation européenne pour larecherche nucléaire), à Genève, par ladécouverte des particules W et Z, vec¬teurs de l'interaction faible.

En raison des similarités qu'on cons¬tate entre les formules mathématiquesdécrivant les interaction forte et faible,,les physiciens émirent l'hypothèsequ'elles pourraient être toutes deux lesformes différentes d'une unique forcequi existait dès la toute première phase duBig Bang.

L'étape suivante du programme d'uni¬fication consiste alors à expliquer lafaçon dont l'interaction forte intervientdans ce modèle ; c'est le but que visent lesactuelles théories dites de « grande unifi¬cation » (TGU). Il faudra, pour que cetteunification soit complète, y inclure lagravitation, mais les travaux menés dansce domaine sortent du propos de cetarticle.

D'après les théories de grande unifica¬tion, l'interaction forte et l'interaction

faible devraient s'unifier à des énergiesextrêmement élevées, c'est-à-dire autourde 1024 électrons-volts. Certes, nous dis¬posons aujourd'hui d'accélérateurs de

par Dimitri V. Nanopoulos

particules nous permettant d'explorerl'interaction faible, mais il semble bienque l'étude de l'interaction forte resteratoujours hors de portée de ce type d'ap¬pareil. Ainsi, il nous faut trouver d'au¬tres moyens d'investigation et chercherdes preuves indirectes de la grandeunification.

Certaines caractéristiques des théoriesde grande unification s'appliquent tout àfait à la description de la première phasede l'univers. L'une des conséquences lesplus étonnantes des TGU est qu'ellesimpliquent l'instabilité de la matière.Avant le développement de ces théories,en effet, on considérait que les protons,et donc l'atome et, avec lui, la matière,étaient absolument stables, mais l'inte¬

raction unifiée suppose la désintégrationdu proton, tout comme l'interaction fai¬ble provoque la désintégration du neu¬tron. En fin de compte, il semble quetoute la matière qui se trouve dans l'uni¬vers tel que nous le connaissons seradétruite.

Cependant, tandis que la durée de viedu neutron libre est d'environ 15 minu¬

tes, celle du proton dépasse 1030 ans,durée suffisamment longue pour préve¬nir toute panique si nous nous rappelonsque l'âge actuel de l'univers est seulementde 1010 ans. Ainsi, pour la première fois,« l'éternité » a-t-elle reçu une mesurequantitative (1030 ans) dans cet essai devérification d'une conséquence spectacu¬laire des TGU.

Quel lien y a-t-il entre ces considéra¬tions de détails et la cosmologie ? Lespreuves expérimentales de la théorie cos¬mologique classique du Big Bang sont

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Un atome d'hydrogène.

suffisamment nombreuses pour que l'onpuisse considérer qu'elle n'est pas sansrapport avec la réalité. Néanmoins, cettethéorie du Big Bang laisse certaines ques¬tions fondamentales sans réponses.Pourquoi l'univers est-il si homogène etsi isotrope (c'est-à-dire partout le mêmeet en expansion égale dans toutes lesdirections) ? Pourquoi l'univers possède-t-il une énergie moyenne si élevée,compte tenu de son âge assez avancé(1010 ans) ? Comment se fait-il qu'il sem¬ble y avoir beaucoup plus de matière qued'antimatière ? Comment se créent les

fluctuations de densité qui peuvent agircomme germes de la formation desgalaxies et d'autres structures observéesdans l'univers ? Les théories de grandeunification apportent des réponses satis¬faisantes à bon nombre de ces questions.

A la première conflagration du BigBang, l'univers était très chaud et trèsdense ; il était régi essentiellement parl'interaction unifiée. Mais, lors de son

expansion, il se refroidit, devint de moinsen moins dense et, au cours d'un proces¬sus appelé « rupture de symétrie », laforce unifiée unique commença à sefragmenter.

On a des raisons de supposer que,après le Big Bang, des particules de toutessortes étaient continuellement en interac¬

tion les unes avec les autres dans un état

Le principal outil dont se servent lesphysiciens pour arracher au monde del'infiniment petit ses secrets est l'accélé¬rateur de particules. Cette énormemachine communique aux particules desvitesses fantastiques et provoque leurcollision avec d'autres particules, ce quientraîne des réactions nucléaires dont

les physiciens étudient les débris subato¬miques. C'est grâce à l'accélérateur departicules du CERN (l'Organisation euro¬péenne pour la recherche nucléaire) àGenève, qui était jusqu'à l'année der¬nière l'accélérateur le plus puissant dumonde, puisqu'il est capable de provo¬quer la collision de faisceaux de protonset d'antiprotons avec une énergie totalede 540 milliards de volts, qu'ont étérécemment découvertes les particules Wet Z, vecteurs de l'interaction faible (voirarticle). A gauche, vue aérienne de l'ac¬célérateur de particules linéaire de

-3 050 m de long de Stanford, aux Etats-Unis.

L 'asymétrie cosmique

Les éléments fondamentaux qui consti¬tuent la matière vont par paires. A cha¬que particule correspond une anti¬particule de masse identique mais decharge électrique opposée. La symétrieentre les particules et les antiparticules,qui satisfait à la fois les exigences de lathéorie de la relativité et celles de la

physique quantique, a été vérifiée expéri¬mentalement. La collision à haute éner¬

gie des particules provoquée dans lesaccélérateurs de particules semble pro¬duire à chaque fois des particules et desantiparticules (de la matière et de l'anti¬matière) en quantités égales. Mais on netrouve apparemment pas d'antimatièrehors des laboratoires. Notre monde est

fait d'atomes constitués de protons, deneutrons et d'électrons, mais jamais

«d'antiparticules. Les récents progrès dela cosmologie et de la physique des parti¬cules, qui ont donné naissance aux nou¬velles théories dites de « grande unifica¬tion » (voir article), offrent une explica¬tion des origines de cette asymétrie entrela matière et l'antimatière. Ci-dessus, le

diagramme (1) représente l'univers à

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1 2

10"35 de seconde après le Big Bang. Acette phase, il y a symétrie entre les« particules X » superlourdes (pointsnoirs) produites par des collisions à trèshaute énergie, et leurs antiparticules(ronds noirs). Le diagramme (2) montrel'univers de 10"34 à 10* de secondes

après le Big Bang. Ici, les « particules X »se sont désintégrées en des particulesmoins massives, de sorte qu'un très légerdéséquilibre apparaît entre les protons

©

(points rouges) et les antiprotons (rondsrouges). Le diagramme (3) représentel'univers de 103 de seconde après le BigBang à nos jours. En se rencontrant, lesprotons et les antiprotons s'annihilentmutuellement et seuls les protons excé¬dentaires subsistent (un sur mille mil¬

lions). C'est à cet infime déséquilibre quenous devons les galaxies, les étoiles, lesplanètes et toutes les créatures del'univers.

que l'on qualifie d'équilibre thermique.Pouvons-nous construire un modèle quicorrespond à l'univers observable, entenant compte de cette « soupe » de par¬ticules et en supposant que les théories degrande unification décrivent correcte¬ment leurs interactions ? La réponse estun oui prudent.

A force de s'étendre et de se refroidir,l'univers finit par atteindre ce que lesphysiciens appellent la phase de transi¬tion TGU, celle où les interactions forte

et faible se séparent et où la grande unifi¬cation n'est plus apparente. Cela se pro¬duisit quand l'univers était âgé de 10"35de seconde et avait une température deKFK.

Cette période est d'une importancecosmologique fondamentale, car pen¬dant cette phase de transition une épo¬que de super-refroidissement l'universconnut une courte et hyper-explosivepoussée de croissance exponentielle,expansion qui fut beaucoup plus rapideque dans toute autre phase. Ce scénariod'« inflation », comme on l'appelle, al'avantage d'expliquer le fait que des par¬ties de l'univers, trop éloignées lès unesdes autres pour avoir entre elles un lien decause à effet, aient pourtant les mêmestempératures. Notre vaste univers estuniforme car il s'est formé à partir d'ungerme uniforme. Le modèle inflation¬niste résout le problème de la densitémoyenne d'énergie élevée de l'univers ;en outre, il fournit la forme correcte,qualitativement et quantitativement, desperturbations de la densité d'énergienécessaire pour la formation desgalaxies.

Le modèle inflationniste fournit aussi

la réponse à un autre problème crucial.Comment expliquer que le Big Bang ait10

produit plus de matière que d'anti¬matière ?

Les théories de grande unification pré¬disent l'existence, aux très hautes tempé¬ratures qui ont accompagné les toutespremières phases du Big Bang, de « parti¬cules X » super-lourdes qui se désintè¬grent en des particules moins massives etqui, ce faisant, peuvent produire unmélange inégal de matière (baryons) etd'antimatière (anti-baryons). 10~35 deseconde seulement après le Big Bang, latempérature tomba à un niveau auquelplus aucune particule X ne pouvait êtreproduite, et une faible asymétrie (unbaryon non apparié pour un milliard depaire de baryons/anti-baryons) fut ainsiintroduite, pour toujours, dans l'universen expansion. Ce léger excès de matièresur l'antimatière était suffisant pour pro¬duire toutes les étoiles dans toutes les

galaxies et tous les atomes de nos proprescorps. Il est intéressant de savoir que lesforces qui sont responsables de la créa¬tion du monde (l'asymétrie de la matièreet de l'antimatière) sont celles-là mêmesqui le mènent à sa fin (la désintégrationdes protons et, partant, l'instabilité de lamatière). Tel est le sort de l'univers :l 'autodestruction !

Par la suite, l'univers quitta la phase detransition de grande unification et com¬mença à s'étendre et à se refroidir à un

rythme moins rapide, plus ordinaire.

C'est ici que les physiciens des particu¬les se retirent, laissant aux astrophysi-ciens le soin de raconter l'histoire de laformation des éléments lourds, étoiles,planètes et galaxies. Néanmoins, enremontant de plus en plus dans le tempsjusqu'au moment du Big Bang et enexplorant plus profondément le mondede l'infiniment petit, les physiciens des

particules fournissent aux astrophysi-ciens les fondements d'une explicationlogique, cohérente, de la structure del'univers. Jamais encore dans l'histoire

de la physique la symbiose entre l'infini¬ment petit (le monde microcosmique) etl'infiniment grand (le monde macrocos¬mique) ne s'était faite avec autant de bon¬heur et de fécondité.

Dimitri V. Nanopoulos

Page en couleur

Dans presque toutes les civilisations onretrouve une mythologie plus ou moinscomplexe sur les origines et la nature del'univers. Pour nombre d'entre elles,l'univers a émergé d'un chaos originel.Pour d'autres, il est le résultat de ¡'eclo¬sión d'un « ¿uf cosmique ». Ci-dessus,trois peintures tantriques de Kangra,dans l 'Etat de Himachal Pradesh, au nord-ouest de l'Inde. A gauche, la syllabesacrée OM, le mantra essentiel (les man¬tras sont des phrases sacrées au pouvoirmystique). OM est la conjugaison destrois sons a, u et m, qui vibraient au débutde la création et représentent les troismondes (la Terre, l'Air et le Ciel), la triadehindoue (Brahma, Vishnu et Shiva) et lestrois textes védiques sacrés (Rig, Yajur etSama), incarnant ainsi l'essence de toutl'univers. Au centre, le pouvoir du ser¬pent Anantanag symbolise l'énergie cos¬mique qui crée, soutient et détruit l'uni¬vers. A droite, le soleil cosmique quidonne naissance par sa lumière radianteau monde phénoménal. Ci-dessous,détail d'un papyrus de l'Egypte ancienne(XXI' dynastie, 1085 à 945 av. J.-C), oùon voit Geb, le dieu de la Terre, allongésous la voûte céleste que représente lecorps arc-bouté de Nout, déesse du Ciel.

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Y eut-il vraiment

BIG BAN6?

par Jayant V. Narlikar

QUE savons-nous de l'origine del'univers ? Si l'on effectuait

aujourd'hui un sondage d'opi¬nion a ce sujet, la grande majorité desastronomes se prononcerait en faveurde l'idée selon laquelle l'univers est néd'une gigantesque explosion survenueil y a 10 ou 15 milliards d'années.

La théorie du « Big Bang », commeon l'appelle communément, qui est fortrépandue et soutient qu'à l'instant ori¬ginel l'univers était infiniment dense etinfiniment chaud et qu'à mesure que seproduisait son expansion en toutesdirections il allait se refroidir et devenir

moins dense. Peu après l'explosion ini¬tiale se formèrent à partir de ses débrisles constituants fondamentaux ou

« briques » de matière dont le dévelop¬pement aboutit ensuite aux grandesunités astronomiques que nous con¬naissons à présent : étoiles, galaxies,groupes de galaxies, etc.

Bien que l'univers continue d'être enexpansion à la suite de cet éclatementoriginel et que les galaxies ne cessent des'éloigner les unes des autres, la vio¬lence de l'explosion initiale a disparu et

JAYANT NARLIKAR, de l'Inde, est profes¬seur de cosmologie à l'Institut Tata de recher¬che fondamentale à Bombay et chercheurinvité à l'Observatoire national de Kitts Peak à

Tucson, en Arizona (Etats-Unis).

Page en couleur

Les Kungs, des Bochimans du désert duKalahari au Botswana, appellent la Voielactée, qui sous leurs latitudes est souventvisible, I'« échine de la nuit ». D'après leurscroyances, la galaxie soutient la nuit,comme si le ciel était quelque énorme bêteà l'intérieur de laquelle nous vivrions. Cettevision de la Voie lactée à inspiré ce tableaude Jon Lomberg, L'Echiné de la huit.

l'univers n'est ni très chaud ni très

dense. On estime sa température glo¬bale à environ 270 °C au-dessous de

zéro, et on considère que pour unvolume d'un million de kilomètres

cubes, il ne contient guère en moyennequ'un kg environ de matière visible.

La cosmologie est la discipline quis'intéresse à l'étude de la macrostruc¬

ture de l'univers, à son origine, à sonévolution. Comme les autres branches

de l'astronomie (et de la science engénéral) elle a sa part de controverses,et l'histoire semble montrer que lesidées reçues par la majorité ne sont pastoujours celles qui l'emportent à longterme. En dernière analyse, les conjec¬tures, si populaires qu'elles soient, doi¬vent céder devant les faits.

Le scénario du Big Bang, qu'on vientde décrire, s'est élaboré peu à peu à par¬tir d'une série de conjectures plausiblesfondées sur des faits relativement peunombreux. Sommes-nous bien sûrs

qu'il répond enfin à la grande questionque l'humanité tente d'affronter depuisla nuit des temps ? Avons-nous atteintle niveau de connaissance nécessaire

pour comprendre- l'origine de l'uni¬vers ?

Les hommes de science ne sont pastous du même avis à ce sujet. Pour cer¬tains, l'unification de toutes les forcesfondamentales de la nature est en vue et

on peut dès lors envisager la « fin de laphysique » ainsi que la solution du pro¬blème cosmologique, qui leur paraîttoute proche. Personnellement, je merange à l'appréciation plus pessimiste(plus réaliste ?) de l'astronome anglaisSir Fred Hoyle qui déclarait en 1970 :« Je juge très invraisemblable qu'unecréature, produit de l'évolution surnotre planète, l'être humain, possèdeun cerveau qui soit pleinement capablede comprendre , la physique dans satotalité. J'estime qu'une telle connais¬sance est foncièrement improbable,mais même si elle existait, il est à coup

sûr parfaitement improbable qu'on soitparvenu à l'acquérir en l'an 1970 ».

Compte tenu de ces réserves, on peutse demander si le scénario du Big Bangest le seul qui puisse expliquer l'origineet l'évolution de l'univers.

Due à l'astronome américain Edwin

Hubble (1889-1953), la découverte del'expansion de l'univers date de 1929.Depuis lors, les observations de Hubbleont été répétées avec une précision etsur des distances croissantes, ce qui aconfirmé la théorie selon laquelle l'es¬pace qui contient les galaxies ne cessede s'élargir. Le taux d'expansion del'univers à n'importe quelle époquedonnée se mesure d'après une cons¬tante, dite constante de Hubble ouconstante H.

Si l'on admet que l'univers est actuel¬lement en expansion, il nous faut unethéorie dynamique pour expliquer cequ'a été son comportement dans lepassé et ce qu'il sera dans le futur. Lathéorie générale de la relativité d'Eins¬tein est la plus simple et la mieux adap¬tée dont nous disposions à cette fin, etles modèles de l'univers qui s'y confor¬ment nous conduisent au concept del'explosion originelle. D'après cesmodèles, la densité de l'univers et letaux H d'expansion seraient de plus enplus élevés à mesure qu'on remontedans le passé de l'univers, tant et si bienqu'à une époque située dans un tempsfini ces deux quantités seraient infinies.C'est l'époque ou l'instant du BigBang.

Normalement, les physiciens com¬mencent à douter de la validité de leur

cadre théorique quand il les entraîneainsi vers des notions d'infini. La théo¬

rie d'Einstein aggrave encore la situa¬tion en ce qu'elle lie la densité et lemouvement de la matière aux proprié¬tés géométriques de l'espace et dutemps. Au moment du Big Bang, il estdonc impossible de définir ces proprié¬tés. C'est en raison de cette rupture des

13

Age de l'univers dans la théorie du Big Bang minimum 6,6

Age de l'univers dans la théorie du Big Bang maximum 13,3

Age de la Terre 4,6

Age des galaxies 15

Age des amas globulaires 18 Age exprimé en milliards d'années

En raison des incertitudes actuelles

quant à la valeur de la constante de Hub¬ble, l'âge de l'univers, selon la concep¬tion de l'explosion initiale, se situeraitentre 6,6 et 13,3 milliards d'années. Cettefourchette peut convenir à l'âge de laTerre, mais non à celui des galaxies les 'plus anciennes ou des amas globulaires.

descriptions physiques et mathémati¬ques qu'on a dû donner au moment del'explosion la qualification d'époque« singulière ». Mais il semblerait quecette singularité dénonce l'insuffisancede notre compréhension plus qu'elle nedécrit la réalité physique.

Cette époque singulière se confondavec l'origine de l'univers. C'est uneépoque à laquelle la loi de la conserva¬tion de la matière et de l'énergie cessede s'appliquer puisqu'il aurait fallu quetoute la matière (et toute radiation) pré¬sente dans l'univers fût créée dans cetinstant.

Les cosmologues définissent l'âge del'univers comme le temps écoulé depuiscette époque ; on l'a évalué en utilisantla réciproque de la constante de Hub¬ble. Autrement dit, en « additionnant àl'envers » afin de calculer le temps qu'ilfaudrait à l'univers tel qu'il est mainte¬nant pour se « recontracter » jusqu'àl'instant de l'explosion initiale.

Bien qu'aujourd'hui les observationsastronomiques ne puissent donnerexactement la valeur de la constante de

Hubble, le modèle favori des cosmolo¬

gues et des spécialistes de la physiquedes particules travaillant en collabora¬tion fournit, dans le calcul du temps quis'est écoulé depuis le Big Bang, une

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limite supérieure de 10 milliards à 20milliards d'années.

Ces calculs se fondent sur le modèle

abstrait d'un univers vide. Mais la pré¬sence de matière tend à ralentir l'expan¬sion de cet univers modèle et à diminuer

son âge. Si dans l'univers réel il y aassez de matière pour ralentir sonexpansion jusqu'à aboutir à une immo¬bilité momentanée suivie d'une con¬

traction (comme le prédit la version laplus généralement admise de la théoriedu Big Bang), l'âge actuel de cet universne peut excéder les 2/3 du calcul théori¬

que de la durée écoulée depuis l'explo¬sion. En d'autres termes, l'âge de l'uni¬vers doit se situer quelque part entre 6,6et 13,3 milliards d'années.

C'est là une durée considérable à

l'échelle humaine, mais non dans le

contexte astronomique. L'âge de laTerre est de 4,6 milliards d'années.Celui de la Voie lactée est estimera 10 ou

15 milliards d'années. Ceux de certains

amas d'étoiles, dits globulaires, sontencore plus élevés : 17 ou 18 milliardsd'années. Si toute la matière a été créée

dans l'explosion initiale, il apparaîttout simplement impossible de concilierla plupart de ces systèmes astronomi¬ques avec l'échelle de temps que l'onconnaît.

Il est clair que ces problèmes seposent parce qu'on part de l'hypothèsed'une « origine » de l'univers. Existe-t¬il des modèles de l'univers sans origine,des modèles dans lesquels l'âge del'univers serait infini ? Pour en trou¬

ver, il faut dépasser le cadre le plus tra¬ditionnel de la relativité généraliséed'Einstein.

En 1948, Hermann Bondi, Thomas

Gold et Fred'Hoyle ont ainsi proposéun modèle nouveau décrivant un uni¬

vers en expansion perpétuelle, sanscommencement ni fin. Le modèle a

reçu le nom de « Steady State » oucréation continue parce qu'il supposeque la densité de la matière se maintientà une valeur stable. Comment un

système peut-il être en expansion touten conservant la même densité ? Dans

ce modèle, ce résultat est obtenu parl'injection continue de matière nou¬velle. Il est possible de formuler mathé¬matiquement ce processus de créationsans violer la loi de la conservation de

la matière et de l'énergie.

Malgré nombre d'aspects très sédui¬sants, la théorie de la création continue

a subi une éclipse en 1965 lorsque ArnoPenzias et Robert Wilson ont décou¬

vert le rayonnement thermique demicro-ondes, bruit de fond cosmique

Dans un univers en expansion et en créa-tion continue, des galaxies telles que A,B, C, D, s'éloignent les unes des autres sion les observe depuis une époque loin¬taine jusqu'à une époque plus récente.De nouvelles galaxies (ronds noirs) secréent pour remplir l'espace engendrépar l'expansion, de sorte que l'universdans son ensemble ne change pas d'uneépoque à l'autre.

Epoque lointaine

14

Epoque plus récente

LUMIERE STELLAIRE

< GRAIN DE P0USSIE

LUMIERE STELLAIRE

MICRO -ONDES

GRAIN DE POUSSIE

De minces grains de graphite longs d'unmillimètre environ peuvent se formerdans l'espace Intergalactique. Ces grainspeuvent absorber la lumière stellaire et larenvoyer sous forme de micro-ondes. Ilest fort possible que le bruit de fond cos¬mique de micro-ondes soit un recyclagede radiations.

ED-

t t t t '

MICRO-ONDES,

qui serait le résultat de l'explosion ini¬tiale. Or le coup que cette observationporte au modèle ne paraît pas aussi ter¬rible aujourd'hui qu'à la fin des années1960. En fait, comme je vais mainte¬nant essayer de le montrer, l'idée d'in¬terpréter ce rayonnement comme unvestige du Big Bang rencontre des diffi¬cultés inattendues.

En accueillant avec enthousiasme la

découverte de Penzias et Wilson, on a

vu dans le rayonnement thermique demicro-ondes la preuve la plus solideque l'univers est né d'une explosion trèschaude. Il y avait deux raisons d'ycroire. D'une part, le rayonnementobservé est réparti avec une extrêmeuniformité et ne révèle aucune des irré¬

gularités auxquelles on s'attendrait s'ilprovenait de sources distinctes. D'autrepart, le rayonnement semblait avoir unspectre très semblable à celui du corpsnoir modèle (espace clos contenant desobjets qui émettent et absorbent conti¬nuellement des radiations, alors

qu'aucune radiation ne s'en échappeou n'y pénètre de l'extérieur. La théorieexplique qu'un système de ce genre évo¬lue vers un rythme bien défini d'uneintensité de rayonnement déterminée àlongueurs d'ondes déterminées).

Ces deux caractéristiques étaient àprévoir dans les modèles à explosioninitiale. On a donc pu considérer que lerayonnement était un résidu du premiermoment d'extrême chaleur de l'histoire

de l'univers. Cependant cette interpré¬tation se heurte à certaines difficultés.

La première est que le spectreobservé n'est pas exactement celui d'uncorps noir : il existe entre l'un et l'autrede petites disparités qu'il est impossiblede négliger. Le fait a été signalé parD.P. Woody et P.L. Richards en 1980,et il constitue depuis lors une gêne pourla théorie du Big Bang.

La seconde difficulté réside dans

l'extraordinaire uniformité du fond

cosmique de radiations lui-même ; elle

se manifeste de deux façons. Le pre¬mier problème concerne l'uniformitésur une petite échelle. Si, comme on leprétend, le rayonnement est le résidud'une phase initiale extrêmementchaude, il devrait conserver quelqueempreinte des changements que l'uni¬vers a subis après cette phase. Commenous l'avons dit au début, un change¬

ment important s'est produit dans lacomposition de l'univers, à savoir laformation de galaxies. La matière s'estrépartie alors en amas distincts et sépa¬rés, ce qui devrait se refléter dans cebruit de fond cosmique. Les recherchesne détectant aucune structure en agglo¬mérats distincts, il y a là un motif d'in¬quiétude pour les tenants du Big Bang.

Le deuxième problème de l'unifor¬mité a reçu le nom d'effet horizon.Quand nous explorons l'univers sur degrandes distances nous le voyons telqu'il a été dans le passé, puisque lalumière au moyen de laquelle nousvoyons les objets lointains voyage à unevitesse finie. Ainsi, si l'univers a 10 mil¬liards d'années, nous pouvons détecterdes objets jusqu'à des distances de 10milliards d'années-lumière (une année-lumière étant la distance parcourue parla lumière en un an). Or le rayonnementde micro-ondes s'est formé quandl'univers avait à peine 300 000 ans. A cemoment-là des régions séparées parplus de 300 000 années-lumière n'au¬raient pas été en contact les unes avecles autres puisque leur moyen de com¬munication le plus rapide (le rayonlumineux) n'aurait pas pu les relier. Orl'uniformité actuelle du rayonnementconstatée à grande échelle suppose queces régions très éloignées les unes desautres avaient une structure et un com¬

portement très semblables. Commentexpliquer cette similitude en l'absencede contact physique ?

Les cosmologues partisans du BigBang s'obligent à des conjectures théo¬riques sur la proto-histoire de l'universafin de comprendre les mystérieuses

propriétés de ce rayonnement. Cepen¬dant, je ne puis m'empêcher de penserque la solution est ailleurs et qu'il sepeut fort bien que le bruit de fond desmicro-ondes ne soit pas, en définitive,lé résidu que l'on croit.

En fait l'univers est plein de rayonne¬ments de longueurs d'ondes très diver¬ses depuis les ondes radio jusqu'auxrayons X et aux rayons gamma. Tous,sauf les micro-ondes, sont connus pour

être d'origine relativement récente,sans rapport possible avec la périodetrès chaude que aurait suivi l'explosionoriginelle. Pourquoi faire exceptionpour les micro-ondes ?

Fred Hoyle, Chandra Wickrama-singhe, V.C. Reddish et d'autres (ycompris l'auteur de ces lignes) avaientproposé vers 1970 de voir dans lerayonnement de micro-ondes la formerecyclée d'une autre radiation prove¬nant principalement des étoiles. Il suf¬firait d'une faible proportion de grainsde poussière dans l'espace intergalacti¬que pour effectuer le recyclage. N.C.Rana a calculé récemment les détails du

fonctionnement possible de ce proces¬sus. Il est certain que si l'on peut trou¬ver dans cette direction une explicationplausible du rayonnement thermiquede micro-ondes, l'argumentation de lacosmologie du Big Bang en souffrira,tandis que la théorie de la création con¬tinue pourrait connaître un nouvelessor.

Mais ce n'est qu'une des théoriesnon-conformistes qu'il serait possibled'opposer au scénario du Big Bang : jela cite seulement pour bien soulignerque le problème cosmologique n'estpas encore résolu, il s'en faut. De mêmequ'au début du siècle le perfectionne¬ment des télescopes a élargi nos concep¬tions de l'univers dans des dimensions

imprévues, j'espère que les techniquesd'observation de l'avenir agrandirontencore de façon spectaculaire les pers¬pectives de la cosmologie.

Jayant V. Narlikar

15

Le décalage vers le rougeet l'effet DopplerComme Monsieur Jourdain, le Bourgeoisgentilhomme de Molière, qui découvre,stupéfait, qu'il a toujours fait de la prosesans le savoir, quiconque a entendu duquai d'une gare s'éloigner le bruit de rou¬lement et le sifflement d'un rapide, serapeut-être surpris d'apprendre que l'effetDoppler, l'une des clés de la cosmologiemoderne, lui est tout à fait familier.

Le chauffeur de locomotive quiactionne son sifflet en arrivant dans une

gare entend un son uniforme de hauteur

constante. Mais une personne qui setient sur le quai perçoit à l'approche dutrain un sifflement dont la sonorité

s'élève dans les aigus pour retomberdans les tons plus graves a mesure que letrain s'éloigne. Cela s'explique par le faitque le son est une succession d'ondes

dans l'air. Lorsque la source d'un son serapproche, les ondes sonores sont com¬primées, leur fréquence s'élève et le sonest aigu ; lorsqu'elle s'éloigne, les ondessont étirées, leur fréquence baisse et leson est plus grave.

L'effet Doppler doit son nom à unphysicien autrichien du siècle dernier,Christian Doppler, qui en fit la démons¬tration et observa ou'il s'appliquait aussiaux ondes lumineuses. La lumière émise

par une source lumineuse en mouve¬

ment, pour peu que la vitesse de ce mou¬vement soit suffisante, subit en touchant

la rétine un décalage de fréquence ou,pourrait-on dire, de couleur. Si la source

lumineuse se rapproche, les ondes lumi¬neuses sont comprimées et la lumière

perçue dévie vers les fréquences éle¬vées, la partie bleue du spectre. Si elles'éloigne, la compression diminue, lalumière se décale vers les fréquencesbasses et tend vers le rouge.

Ce principe a pris toute son importanceau début de ce siècle, avec l'application

de la spectroscopic à l'astronomie. Lesastronomes ont entrepris de mesurer lesspectres des nébuleuses. Les raies spec¬trales de certaines d'entre elles, comme

la nébuleuse spirale d'Andromède,étaient décalées vers le bleu, ce qui signi¬fiait, d'après l'effet Doppler, qu'ellesdevaient se rapprocher de nous. D'autresprésentaient un décalage vers le rouge,ce qui voulait dire au contraire qu'elless'éloignaient de nous.

La récession des galaxies dans un uni¬vers en expansion évoque la manièredont des taches à la surface d'un ballon

s 'éloignent les unes des autres lorsqu 'onle gonfle. Ces illustrations figurentl'univers-ballon qui double successive¬ment de volume. Les taches sur ce ballon

représentent les galaxies qui s'éloignentles unes des autres à une vitesse propor¬tionnelle à la distance qui les sépare.

La loi de Hubble

L'astronome américain Edwin Hubble

(1889-1953).16

L'application de la spectroscopic à l'as¬tronomie a coïncidé avec la construction

d'une série de télescopes géants à MountWilson, en Californie, et avec l'entrée enscène d'un astronome américain du nom

de Edwin Hubble (1889-1953). Hubble,qui travaillait à l'observatoire de Mount

Wilson, démontra que de nombreusesnébuleuses étaient en fait d'authenti¬

ques galaxies, élabora une classification

des galaxies qui est toujours employée(voir diagramme à droite) et se mit àmesurer les distances nous séparant deplusieurs galaxies parmi les plus prochesde la nôtre.

Hubble ne tarda pas à s'apercevoir queles galaxies étaient réparties de façonplus ou moins régulière dans le ciel et quetoutes, à l'exceptin de nos plus prochesvoisines, avaient des raies spectralesdécalées vers le rouge. En 1929, ilrésuma ses observations en une loi, selonlaquelle les spectres des galaxies fai¬saient apparaître par rapport à notregalaxie des vitesses de récession propor

tionnelles aux distances de ces galaxies.Cette loi, qui allait prendre son nom,apportait directement la preuve de l'ex¬pansion de l'univers.

Les progrès réalisés depuis lors dans lamesure des distances des galaxies pro¬ches ont permis de déterminer avecdavantage de précision le coefficient deleur vitesse de récession par rapport àleur distance. Ce coefficient est désignésous le nom de constante de Hubble. On

estime que sa valeur se situe entre 50 et

100 kilomètres par seconde par méga-parsec (3,26 millions d'années-lumière).En d'autres termes, 75 kilomètres de

vitesse de récession mesurée correspon¬dent pour une galaxie à un éloignementde 3,26 millions d'années-lumière parrapport à la nôtre. La constante de Hub¬

ble nous donne une idée de la rapidité durythme d'expansion de l'univers, ce quinous permet de calculer à quel moments'est produit le Big Bang. A partir de là,on peut dire que l'univers est âgé de 1 5à 20 milliards d'années.

Galaxies el quasarsPOUR la mythologie gréco-ro¬

maine, la longue bande argentéequi traverse le ciel était formée

du lait de la déesse Héra (ou Junon),d'où son nom de Voie lactée ou

Galaxie. Depuis que Galilée, le pre¬mier, l'a explorée à l'aide de son téles¬cope, on sait qu'elle est toute entièrecomposée d'étoiles. C'est notre archi¬pel d'astres : ces étoiles sont au nombrede 100 milliards et l'une d'entre elles

s'appelle le Soleil.

Mais il y a des milliards de galaxies,qui s'étendent dans l'espace jusqu'auxconfins de l'univers observable. Les

recherches poursuivies depuis desdécennies ont démontré leur simplicitéfondamentale. Elles sont de trois prin¬cipaux types : spiralées, irrégulières,elliptiques. Les techniques récentes dela radioastronomie ou de l'astronomie

des rayons X et des infrarouges indi¬quent que certaines galaxies sont beau¬coup plus agitées que les spécimensnormaux du genre de notre Voie lac¬tée ; mais il faut se rappeler que si lesgalaxies violentes attirent davantagel'attention, elles sont nettement enminorité.

La Voie lactée est une des spiralestypiques. Ces galaxies doivent leur nomau beau déroulement en spirale à deuxbras que l'on peut voir sur les photo¬graphies, mais cette forme est uneapparence trompeuse. Les brillantesextrémités de la spirale ne sont qu'unerégion de la galaxie. D'ailleurs il semble

NIGEL HENBEST, du Royaume-Uni, travailleoccasionnellement pour la revue New Scien¬tist comme correspondant scientifique et con¬sultant pour l'astronomie. Avant de se consa¬crer entièrement à la littérature scientifique, ilétait radioastronome aux Laboratoires Caven¬

dish de l'Université de Cambridge. Il est l'au¬teur de plusieurs ouvrages, dont le dernier,The New Astronomy (La nouvelle astronomie

1983), a été écrit en collaboration avecMichael Marten.

par Nigel Henbest

La galaxie du Tourbillon (M 51 ).

prouvé que la majeure partie de lamatière d'une galaxie ne se trouve pasdans les étoiles, les gaz et la poussièreque l'on peut détecter, mais consiste enun matériau invisible qui emplit unimmense volume d'espace à l'intérieuret autour de la galaxie. Cette matièreobscure ne révèle sa présence que parson influence gravitationnelle.

Les plus vieilles étoiles d'une spiraleemplissent un vaste espace sphériquesur les bords de la galaxie et se concen¬trent de plus en plus à mesure qu'on vavers le centre. Les régions externes de cehalo d'étoiles sont difficiles à détecter,alors que les régions intérieures appa¬raissent comme une poche orange aucentre de la spirale.

Les bras ou extrémités de la spiralesont les zones proéminentes d'un mincedisque d'étoiles qui s'étale à partir de lapoche centrale comme le large bordd'un sombrero. Outre des étoiles, cedisque contient du gaz répandu defaçon très raréfiée dans l'espace inter¬stellaire et mêlé à de petites particulessolides de poussière interstellaire. Legaz et la poussière équivalent à 10 %environ de la masse des étoiles du dis¬

que et, pour la majeure partie, sontagglomérés en nuages moléculairesdenses où prennent naissance des étoi¬les nouvelles.

Dans de nombreuses galaxies, la spi¬rale est une forme gravitationnelle. Lepassage d'une galaxie voisine soulèveune vague dans le disque d'étoiles etcelle-ci se propage alentour en « ondede densité » en forme de spirale. Si laspirale est moins nette, ce peut être àcause d'une série d'explosions d'étoilesqui compriment le gaz interstellaireavoisinant. Dans les deux cas, la spiraleindique une région où la matière estplus concentrée et où naissent desquantités de jeunes étoiles brillantes.

Compagne de la Voie lactée, lagalaxie d'Andromède est une des spira¬les les plus massives que l'on con¬naisse : elle pèse ce que pèseraient 400milliards de Soleils (sans compter lamatière obscure). Mais la gamme desgalaxies spirales descend jusqu'à unpoids d'un milliard de masses solairesenviron. Si elles sont moins massives,les galaxies ne peuvent pas conserver ledisque régulier et les bras stables d'unespirale. En gros, elles contiennent lesmêmes proportions d'étoiles, de gaz etde poussière, mais le désordre de leurapparence explique leur qualificationde « galaxies irrégulières ». Les pluspetites d'entre elles sont à peine plusvolumineuses que les amas d'étoiles et

mm

Galaxies

elliptiques

Galaxies

spirales

Galaxies

spiralesbarrées

Edwin Hubble a établi une classification

des galaxies qui est largement employéeaujourd'hui. Il a fait une distinction entreles galaxies elliptiques, les galaxies spi¬rales, les spirales barrées et les galaxiesirrégulières. Les galaxies elliptiques ontune forme ovale et peuvent être jusqu'àtrois fois plus grosses que la nôtre. Lesgalaxies spirales, dont fait partie notreVoie lactée, ont des bras spiraux qui s 'en¬roulent autour d'un noyau central. Lesspirales barrées montrent deux bras quipartent radialement du noyau pour s'en¬rouler ensuite en spirale. Les galaxiesirrégulières, qui n 'apparaissentpas sur lediagramme, sont généralement des grou¬pements d'étoiles moins importants etn'ont pas de morphologie particulière.

17

gaz qui s'échelonnent le long desbras d'une spirale.

La troisième des grandes catégoriesde galaxies est celle des elliptiques. Ils'agit simplement de boules d'étoiles,dont certaines d'ailleurs sont sphéri-ques. Elles peuvent être entourées dematière obscure mais ne contiennent

qu'une quantité négligeable de.gaz et depoussière. En conséquence, elles necomportent ni zones de formationd'étoiles ni étoiles jeunes. Toutes lesétoiles d'une galaxie elliptique datentde l'époque où elle s'est formée. Lagamme des elliptiques va des plus vas¬tes et des plus massives galaxies del'univers mille milliards d'étoiles

jusqu'aux plus faibles assemblages demoins d'un million d'astres.

» Les galaxies sont des êtres plutôt gré¬gaires. La plupart vivent en groupe,

. liées à leurs voisines par la gravitation,et restent ensemble tandis que l'expan¬sion de l'univers écarte loin d'elles les

autres groupes de galaxies. La Voie lac¬tée appartient, avec une vingtaine degalaxies, à ce qu'on nomme 1'« amaslocal » ou « groupe local ». Parmi lesmembres de cet amas on compte lagalaxie d'Andromède, qui est une spi¬rale géante ; le Petit Nuage de Magel¬lan, qui est une irrégulière ; le GrandNuage de Magellan qui hésite entre lesspirales et les irrégulières, et enfin plu

sieurs petites irrégulières et plusieurselliptiques.

Comme bon nombre de grands amasde galaxies, l'amas local contient touteune variété de types. Mais les grandsamas qui comportent une concentra¬tion dense de galaxies vers leur centreaccusent certaines différences. Leurs

galaxies se répartissent en un essaimplus régulier, et les télescopes auxrayons X montrent qu'ils contiennentsouvent autour du centre un réservoir

de gaz à très haute température. Cesgalaxies sont presque entièrement ellip¬tiques, à moins qu'elles n'aient l'étran-geté de mériter le nom de « lenticulai¬res ». Ce sont alors des galaxies enforme de lentille qui ne comportent quedes étoiles : il s'agit probablement despirales qui ont perdu leur gaz et leurpoussière interstellaire en pénétrantdans la réserve de gaz à très haute tem¬pérature. La densité des galaxies dansces prodigieux amas indique que lescollisions doivent être fréquentes ; enfait, le centre de l'amas se signale sou¬vent par une elliptique massive proba¬blement constituée par des résidusaccumulés de galaxies qui se sont fra¬cassées les unes contre les autres au cen¬

tre de l'amas.

L'astronomie optique repère lesgalaxies à la lumière de leurs étoiles, cequi permet de mesurer une bonne partde la masse galactique puisque (la

matière obscure exceptée) la matièreréside principalement dans les étoiles.Cependant la lumière stellaire ne peutrévéler d'autres formes d'activité galac¬tique : les progrès de la radio¬astronomie ont permis de découvrir desgalaxies qui produisent d'énormesquantités de radiations, rayons X etinfrarouges. Elles sont relativementpeu nombreuses, mais fournissent desrenseignements précieux sur le fonc¬tionnement des galaxies. De plus, ellesoffrent un intérêt particulier puisquecertaines galaxies actives, les quasars,contiennent les plus grandes quantitésd'énergie de l'univers.

Les astronomes distinguent à l'heureactuelle deux sortes de galaxies actives.Les galaxies à déflagration d'étoilessont des spirales ou des irrégulièresdont une grande proportion de lamatière interstellaire se change d'unseul coup en étoiles. La lumière de cesétoiles nouvelles reste dissimulée par lesnuages de poussière très dense qui lesentourent, mais leur énergie parvient às'en échapper sous forme de radiationsthermiques infrarouges.

Pourt ant les galaxies les plus activessont celles de la seconde catégorie quedistingue la présence d'une « centralethermonucléaire ». Il s'agit, au milieude la galaxie, d'une petite régiond'énergie extrêmement concentrée,

SUITE PAGE 23

'

Vqle lagtéé

NGC 6822 «p Petit nuage

'-<" de Magellan.*.*.?* I ... |

NGC 147 m

Galaxie d'Andromède

(M31 : NGC 224)

ft NGC 185

Grand nuagede Magellan

Atelier du £FourneauSculpteur , ^ I 11

©

M 32 (NGC 221)

Wolf-Lundmark £

LE GROUPE LOCAL, un

amas comportant quelque20 galaxies connues, dont laVoie lactée et notre systèmesolaire, est représenté dansce cube dont chaque côtémesure environ 4 millions

d'années-lumière. A part laVoie lactée, seuls la galaxied'Andromède et les deux

nuages de Magellan sontvisibles à l'pil nu.

18

AigleCygne

LA RONDE

DES ETOILESLES étoiles sont des êtres d'une stupéfiante diversité.

Quelques-unes brillent de l'éclat de milliers de soleils,d'autres émettent une lumière falote, un millionième

à peine du rayonnement du Soleil. Les plus grosses, les géan¬tes rouges, atteignent plusieurs centaines de fois le diamètredu Soleil. Les plus petites, quant à elles, présentent des singu¬larités qui frisent l'extravagance. Les naines blanches n'ontque le centième du diamètre du Soleil, les étoiles à neutronssont encore plus ratatinées et les trous noirs ont une densitételle que l'étoile elle-même devient invisible et ne trahit saprésence que par son champ gravitationnel.

Toute cette diversité recouvre une réalité très simple. Lesétoiles ne varient que par leur masse et par leur âge. Les plusvolumineuses produisent d'avantage d'énergie et sont doncgénéralement plus brillantes et plus chaudes que les autres.Leurs dimensions sont fonction de leur âge. Le Soleil, parexemple, va se dilater pour devenir une géante rouge, avantde s'effondrer et de se transformer en une naine blanche . Le

ciel nous offre le spectacle d'astres de tous les âges, présen¬tant la gamme complète de tous les spécimens d'étoiles.

^^

Taureau

par Nigel Henbest

w*

Petite Ourse

©

Lion

VIE ET MORT

Naissance d'une étoile

Les étoiles se forment à partir du gaz interstel¬

laire, ce mélange léger d'hydrogène, d'hélium et

d'infimes particules de matière qui emplit l'espaceinterstellaire d'une galaxie. Au repos, ce gaz esttrop diffus pour se condenser en une masse globu¬laire compacte qui donnera une étoile. Mais le

milieu interstellaire est troublé par des ondes dechoc, qui compriment le gaz en nuages plus conden¬sés, lesquels engendrent les étoiles.

Les astronomes attribuent cette gestation à deux

"sortes d'ondes de choc. Sous l'effet de sa force gra¬vitationnelle, une galaxie comme la Voie lactée

prend la forme d'un spirale dont les bras tournent

à une vitesse différente du gaz interstellaire, lequelsubit donc localement de constantes compressions.Par ailleurs, une étoile qui explose ou supernova

balaie le gaz raréfié d'ondes de choc successives

qui le compriment en nuages denses. Ces nuagescontiennent un certain nombre de molécules (oxydede carbone et alcool, par exemple), ce qui leur avalu le nom de « nuages moléculaires ».

Au centre de ces nuages moléculaires, la densité

devient telle, qu'elle provoque un effondrement

gravitationnel. Comme le gaz est agité de turbulen¬ces, il ne se concentre pas en un point quelconque,mais se sépare en fragments qui se condensent indé¬

pendamment les uns des autres pour devenir chacunune étoile.

L'observation visuelle de ces phénomènes estgênée par la densité des particules de poussièreinterstellaire que contiennent les nuages moléculai¬res et qui arrêtent la lumière. Mais aujourd'hui, lesradiotélescopes permettent de déceler les radiations

émises par les molécules que renferme le nuage et,grâce à des instruments à infrarouges comme leInfrared Astronomical Satellite (IRAS Satellite

astronomique à infrarouges), on peut détecter lachaleur émise par les protoétoiles. Ces instuments

ont permis de constater que chaque fragment de gazcondensé s'aplatit en une sorte de disque sous l'ef¬fet de sa propre gravitation et que des filaments degaz sont projetés à très grande vitesse des rebords

de ce disque. Ces projections de gaz favorisent àleur tour dans leur voisinage la naissance de nouvel¬les étoiles.

Les jeunes étoiles, regroupées en amas compor¬tant plusieurs douzaines d'entre elles, émettent des

radiations et des flux de gaz qui vont en un ou deuxmillions d'années un temps relativement court

pour un astronome dissiper le nuage moléculaire

qui les entoure. Quelquefois, les étoiles sont si pro¬ches les unes des autres qu'elles vont demeurer liéespar la force de leur gravité et former un amas. Maisil est plus fréquent qu'elles se séparent. Près d'untiers d'entre elles poursuivent leur course en solitai¬

res, comme le Soleil ; les autres prennent une com¬pagne et deviennent des étoiles doubles.

20

(1) Une étoile naît de lacondensation de nuagesde poussière et de gazdispersés dans l'espace.(2) Sous l'effet de la gra¬vité, l'embryon d'étoilecommence à se contrac¬

ter. (3) Cette contractionprovoque un échauffe-ment en son centre, où latempérature devient suf¬fisamment élevée pourdéclencher des réactions

thermonucléaires. (4) Lecorps céleste est mainte¬nant devenu une vérita¬

ble étoile, rayonnant desquantités énormes d'é¬nergie.

Série principale

Sous l'effet de la compression, la tem¬pérature à l'intérieur de la protoétoiles'élève jusqu'à atteindre quelque dix mil¬lions de degrés, déclenchant des réac¬tions thermonucléaires au terme des¬

quelles l'hydrogène se transforme enhélium. Ces réactions dégagent uneénergie qui va se frayer un cheminjusqu'à la surface de l'étoile et rayonner,dans l'espace. L'énergie engendrée à l'in¬térieur de l'étoile va aussi s'opposer à lapression de la gravité et soutenir les cou¬ches extérieures, stoppant l'effondre¬ment gravitationnel du nuage préstellaireet le maintenant dans un état stable.

L'équilibre qui s'établit entre la produc¬tion d'énergie et la gravité est d'une sta¬bilité telle, que l'étoile se maintient ainsides millions d'années ou davantage.Cette phase de « combustion d'hydro¬gène » est en fait l'étape la plus longuedans la vie des étoiles, qui entrent alorsdans ce que les astronomes appellent la« série principale », où leurs caractéristi¬ques s'ordonnent suivant un schéma

bien défini. A masse égale, leur lumino¬sité et leur température superficielle (quileur donne leur couleur apparente) sonttrès similaires. Plus leur masse est

grande, et plus elles sont brillantes etchaudes ; à l'inverse, moins elles sont

massives, et plus elles sont sombres etfroides. Ainsi, le Soleil et Sirius sont tous

deux des astres représentatifs de la sérieprincipale, mais ce dernier, qui est deuxfois plus lourd que le Soleil, a une lumino¬sité vingt fois supérieure et une tempéra¬ture extérieure de 10 000 °C, alors quecelle de la surface du Soleil est de

5 500 °C.

L'étoile de la série principale finit parconsumer tout l'hydrogène qui brûle enson centre, là où les températures sontsuffisamment élevées pour que les réac¬tions thermonucléaires se produisent.Dans le cas du Soleil, cette échéanceinterviendra au terme d'une dizaine de

milliards d'années ce qui, heureuse¬ment, nous laisse du temps devant nous,puisqu'il est actuellement âgé de cinqmilliards d'années. Les étoiles plus mas- .sives au rayonnement très Intense épui¬sent leurs réserves de combustible beau¬

coup plus rapidement et leur passagedans la série principale ne dure que quel¬ques millions d'années.

Géantes rouges

Lorsque l'hydrogène central d'uneétoile a été entièrement transformé en

hélium par les réactions thermonucléai¬res, son noyau se contracte sous l'effetde sa propre gravité. La zone de fusionde l'hydrogène se déplace légèrementvers l'extérieur et se poursuit dans unemince enveloppe autour du noyau.

D'UNE ETOILE

Pour compenser l'effondrement decelui-ci, les couches extérieures vont sedilater, accroissant la taille de l'astreune centaine de fois. Le réchauffement

des couches gazeuses extérieures se faitdonc plus difficilement. La tempéra¬ture tombe à environ 3 000 °C. L'éclat

blanc ou jaune d'un Sirius ou d'unSoleil va se transformer en un terne

rougeoiement. L'astre rougeâtre etbouffi va devenir une étoile rougegéante.

Les couches extérieures de gaz d'unegéante rouge sont si diffuses qu'ellessont animées de mouvements alterna¬

tifs. Ceux-ci provoquent des variationsdans son éclat qui ont une période d'en¬viron une année. Les étoiles les plusgrandes deviennent plus monstrueusesencore, justifiant le nom de supergéan¬tes. Les couches extérieures de certai¬

nes d'entre elles oscillent à un rythmetrès régulier dont les périodes sontfonction de la masse de l'étoile et parconséquent de sa luminosité. Ces étoi

les variables, les Céphéides, présententen astronomie un intérêt exceptionnel,car elles permettent de mesurer les dis¬tances dans l'univers.

Naines blanches

La vitesse à laquelle une géante rougedécline pour devenir une naine blanchedépend de sa masse. Une étoile dont lamasse est proche de celle du Soleil,rejettera les couches fluides entourantson énorme corps erubescent, qui sediffuseront dans l'espace sous la formed'un anneau étincelant que les astrono¬mes appellent une nébuleuse planétaire(qui n'a rien de commun avec les planè¬tes, mais évoque simplement les dis¬ques d'Uranus et de Neptune, vus dansun petit télescope).

Il ne reste plus de l'étoile qu'un petitobjet extrêmement dense, une naineblanche, dont la masse est presqueégale à celle du Soleil, mais dont le

volume ne dépasse pas celui de la Terre.Les naines blanches sont faites de

matière à un état inhabituel. Comme

les autres étoiles, elles sont constituéesde noyaux d'atomes et d'électronsles éléments de l'atome dissociés par lachaleur qui règne au cdur de l'astre.Mais alors que les autres étoiles sontcomposées d'un nuage de gaz, dont lapression est maintenue par la trèsgrande vitesse de ces particules, les nai¬nes blanches sont des corps solides :leurs matière est comprimée au pointque les électrons sont tassés les uns con¬tre les autres. C'est ce que les physiciensappellent la « matière dégénérée ».

La naine blanche ne produit aucuneénergie et n'est le siège d'aucune réac¬tion nucléaire. Au départ, sa tempéra¬ture est extrêmement élevée en raison

de l'énergie résiduelle laissée par sonétat antérieur. Avec le temps, cetteénergie se dissipe dans l'espace et elledevient une « naine noire », froide,sombre et oubliée.

L 'évolution des étoiles

Petite étoile

de la série principale

O

Naine

blanche

\ /

Grande étoile

de la série principale

*mJ Supernova Pulsar

Etoile très grandede la série princlp;

Diagramme Dave Beckes © Encyclopaedia Britannica, Inc., Chicago

Supernovae, étoiles à neutrons, pulsars

Les étoiles massives achèvent leur

parcours sur un gigantesque feu d'arti¬fice. Lorsque prend fin leur phase degéantes rouges (ou de Céphéides varia¬bles), les réactions nucléaires qui seproduisent à proximité de leur centredeviennent instables. Elles explosent ensupernovae. La puissance inouïe decette explosion leur confère brièvementla brillance d'un milliard de Soleils.

En explosant, l'étoile éjecte dansl'espace toutes ses couches extérieuresde gaz. Le centre est comprimé par uneforce colossale qui réduit son diamètreà une vingtaine de kilomètres, la tailled'une grande ville. Pendant ce temps,les électrons se combinent aux protons

' pour former des neutrons, et l'effon¬drement s'interrompt lorsque les neu¬trons sont soudés. Nous avons là un

autre exemple de matière dégénérée,mais constituée cette fois de neutrons et

non plus d'électrons comme dans le casdes naines blanches. Un fragment de lamatière dont est faite l'étoile à neutrons

qui aurait la taille d'une tête d'épinglepèserait un million de tonnes.

En tournant sur elles-mêmes, lesétoiles à neutrons balaient rythmique-ment l'espace d'un faisceau d'ondesradio, produisant un effet de« phare ». Ces pulsations ont été détec¬tées pour la première fois en 1967 par

Lignes de forcedu champ magnétique

Faisceaux

de radiations

des radioastronomes de Cambridge(Royaume-Uni), qui ont donné à leursource le nom de « pulsar » (contrac¬tion de l'expression anglaise « pulsa¬ting star »). Les pulsars, ou étoiles àneutrons, émettent des faisceaux de

rayons X et gamma et, dans quelquescas, des signaux lumineux. Le rythmedes pulsations indique que ces petitesétoiles tournent à une vitesse incroya¬ble. Le pulsar de la nébuleuse duCrabe, résidu de l'explosion d'unesupernova qui s'est produite il y a 900

DES PHARES DANS LE CIEL. En tournant

sur elles-mêmes, les étoiles à neutronsbalaient le ciel de faisceaux de radiations

que nous percevons à intervalles régu¬liers, tout comme un marin voit de la merles signaux lumineux d'un phare à feutournant dans le lointain.

ans, a une période de rotation de 30tours par seconde, tandis qu'un autrepulsar, découvert en 1982, tourne à lavitesse stupéfiante de 642 tours parseconde !

Trous noirs

L'effondrement d'une étoile très mas- quelque part au milieu de ce trou, mais ilsive ne peut pas faire de son noyau une est parfaitement impossible de savoir cenaine blanche ou une étoile à neutrons, qu'il est devenu, puisque nul rayonne-puisque les masses de celles-ci ne peu- ment ne parvient à s'en dégager,vent dépasser pour l'une 1,4 fois et pour Ces trous noirs, dont l'existence estl'autre 3 fois celle du Soleil. Or, le résidu confirmée par la théorie, restent pourtantde l'explosion d'une très grosse étoile tout à fait indétectables. Leur présencepeut avoir une masse supérieure. Aussi, n'est trahie que par leur champ gravita-quand l'étoile se contracte, rien ne peut tionnel. Comme les deux tiers des étoilesplus arrêter son effondrement et, à ont une compagne, il est permis de pen-mesure qu'elle rapetisse, sa pesanteur Ser que de nombreux trous noirs sontaugmente. Lorsque son noyau n'a plus associés à des étoiles ordinaires, suffi-que quelques kilomètres de diamètre, sa samment éloignées pour ne pas être aspi-gravité devient si écrasante que rien, pas rées, mais en même temps assez prochesmême la lumière, ne peut s'en échapper. pour qu'ils puissent absorber une partieElle se transforme en trou noir. de leur atmosphère. Ces gaz attirés par

Le trou noir est donc une région de l'es- les trous noirs où il vont disparaître,pace, de quelques kilomètres à peine, s'échauffent en chemin et émettent desdont la force gravitationnelle est irrésisti- photons X.ble. C'est vraiment un « trou », car rien Et de ce fait, les astronomes ontde ce qui y tombe n'en ressort jamais, et détecté des sources de rayonnements Xil est vraiment noir, car aucune lumière ne dans l'espace, là où une étoile visible estpeut non plus en sortir. Le noyau de dans l'orbite d'une compagne invisible,l'étoile, devenu minuscule, se cache Ces rayons étant souvent intermittents,

22 A '

on a cru que celle-ci était en réalité uneétoile à neutrons. Mais après avoir étudiéune source de rayon X qu'ils ont baptiséeCygnus X-1, les astronomes se sontaperçus que l'objet invisible pesait aumoins six fois plus que le Soleil ; il étaitdonc beaucoup trop massif pour être uneétoile à neutrons. Plus récemment, deux

cas similaires ont été observés dans la

galaxie la plus proche de la nôtre, leGrand Nuage de Magellan. Bien que laprésence de trous noirs dans notregalaxie et dans d'autres ne puisse êtreprouvée que par déduction, aux yeux dela plupart des astronomes aujourd'hui,leur existence est incontestable.

Le graphique ci-contre décrit, de gaucheà droite, les étapes de la formation d'untrou noir. A gauche, dans la période destabilité de la vie des étoiles massives, la

pression de la gravitation (représentéepar les flèches dirigées vers l'intérieur)est équilibrée par celle des radiations etde la chaleur émises aucde l'étoile

(flèches dirigées vers l'extérieur). Aucentre, l'étoile ayant épuisé ses réservesd'hydrogène, l'équilibre est rompu : elles'effondre sur elle-même. Enfin, à droite,l'étoile est comprimée en une masseminuscule d'une densité extrême et au

champ gravitationnel si intense que rien,pas même la lumière, ne peut s'enéchapper.

A l'échelle du cosmosPour mesurer les distances relative¬

ment modestes de notre système solaire,les astronomes peuvent prendre pourunité le kilomètre. Mais une distance

comme celle qui sépare la Terre du Soleil,c'est-à-dire 150 millions de kilomètres,se traduit par un chiffre qui reste encoreun peu trop important pour être d'unmaniement aisé. Les astronomes spécia¬lisés dans l'étude du système solaire seservent souvent de cette distance

comme unité astronomique. Ainsi Plu-ton, la planète la plus excentrique, sesitue dès lors à 39 unités astronomiques.

Pour évaluer les distances astronomi¬

ques, on utilise aussi comme mesure le

temps que met la lumière à les franchir.La distance de la Terre au Soleil est de

8,3 minutes-lumière. Le diamètre de l'or¬

bite de Pluton est de 1 1 heures-lumière ;

pour infimes qu'elles soient à l'échelle de

la galaxie, ces dimensions ne sont pasmoins comparables à celles du noyauénergétique d'un quasar.

L'étoile la plus proche. Próxima duCentaure, est 7 000 fois plus éloignéeque Pluton et se trouve à 4,2 années-lumière. Les étoiles les plus lumineusesse trouvent à des distances très varia¬

bles. Sirius, par exemple, est à 8,6années-lumière, Arcturus à 36 années-

lumière et Deneb (de la constellation du

Cygne), la plus éloignée des étoiles de« première magnitude », à 1 500années-lumière. Mais il ne s'agit encorelà que de notre voisinage immédiat. Ladistance qui sépare le Soleil du c6ur de lagalaxie est de 30 000 années-lumière etle diamètre de la Voie lactée est d'environ

100 000 années-lumière.

Les galaxies de forme irrégulière sontbien plus petites que la Voie lactée, et laplupart des galaxies spirales sont dedimensions légèrement inférieures. No¬tre voisine, la galaxie d'Andromède,l'une des plus grandes galaxies spiralesconnues, a un diamètre de 1 50 000

années-lumière. Les plus grosses ga¬laxies elliptiques peuvent atteindre undiamètre d'un million d'années-lumière.

Ces mesures ne tiennent compte que duvolume occupé dans l'espace par lesétoiles qui constituent les galaxies. Maisles rayonnements émis par les radioga-laxies peuvent s'étendre beaucoup plusloin et font de ces objets les plus grandsensembles liés les uns aux autres de

l'univers.

La galaxie la plus proche de la Voie lac¬tée est le Grand Nuage de Magellan, quise situe à 170 000 années-lumière. Ce

qu'il est convenu d'appeler notre Groupelocal de galaxies a un diamètre de 5 mil¬lions d'années-lumière. L'essaim d'étoi¬

les le plus proche, l'amas de la Vierge, està quelque 50 millions d'années-lumière.

Les grands amas atteignent habituelle¬ment une distance d'environ 30 millions

d'années-lumière d'une extrémité à l'au¬

tre. Il se regroupent souvent en super¬amas, gigantesques systèmes d'uneétendue de 200 millions d'années-

lumière, qui constituent souvent les par¬ties les plus denses de structures fila¬menteuses s'étirant sur 500 millions

d'années-lumière ou plus.

SUITE DE LA PAGE 18

guère plus vaste probablement que lesystème solaire, et qui produit unequantité d'énergie équivalente à celleque dégageraient mille milliards deSoleils. La centrale peut aussi rayonnerde l'énergie dans l'espace extérieur sousforme d'étroits faisceaux.

Les plus grandes galaxies elliptiquespossèdent fréquemment une centralequi dégage peu de radiations mais pro¬pulse de l'énergie en émettant deuxrayons dirigés dans deux directionsopposées. Ces rayons consistent proba¬blement en électrons ultra-rapides,comparables à ceux de l'émetteur élec¬tronique d'un tube de télévision. Ilss'élancent dans l'espace de chaque côtéde la galaxie sans révéler grand chose del'énergie propulsée. Mais dès qu'ilsfrappent le gaz très ténu qui enveloppela galaxie, ils déchargent cette énergiequi se dégage dans un mélange dechamp magnétique et d'électrons chao¬tiques, lequel produit des ondes radiopar un processus de radiation appelél'effet synchrotron. Ainsi les radioté¬lescopes ne « voient » pas la galaxieelle-même : ils détectent deux nuagesbrillants, situés de chaque côté de lagalaxie.

Les « centrales thermonucléaires »

des galaxies spirales sont moins dissi¬mulées. En général, elles produisentdirectement des quantités d'ondeslumineuses, d'ondes radio et de rayonsX. Le type le plus commun, le mieuxétudié, est celui des galaxies Seyfert,ainsi nommées d'après Cari Seyfert quifut le premier en 1943 aux Etats-Unis à explorer des galaxies spiralespourvues en leur centre d'un minusculepoint lumineux. Outre cette source

La grande galaxie spirale dans la constel¬lation d'Andromède.

inexplicable, il découvrit que lesrégions centrales des galaxies en ques¬tion contiennent des gaz qui se dépla¬cent à très grande vitesse.

L'étape suivante eut lieu vingt ansplus tard quand on s'aperçut que cer¬taines sources d'ondes radio coïnci¬

daient avec de petits points lumineuxdans le ciel. Ces points ressemblaient àdes étoiles, mais leur luminosité virant

au rouge indiquait qu'il s'agissait d'ob¬jets extrêmement lointains emportéspar l'expansion de l'univers. En raisonde leurs propriétés contradictoires, onles appela « objets quasi stellaires », enanglais « quasi-stellar », ce qui adonné par contraction le mot quasar.

Enfin des recherches plus récentesont montré que les quasars sont simple¬ment des versions, encore plus chargéesd'énergie, des centres galactiques étu¬diés par Seyfert. A l'aide de détecteursélectroniques très sensibles, on s'estaperçu que les centrales brillantes sonten de nombreux cas entourées d'une

vague brume ou « duvet » qui corres¬pond à la galaxie que l'on s'attendraità trouver dans cet espace la forme dece « duvet » étant généralement en spi¬rale. On constate d'autre part que laluminosité des quasars aussi bien quedes centres de galaxies Seyfert est enfluctuation constante, de sorte qu'il esttrès probable qu'il s'agit d'un seul etmême phénomène observé à différentsniveaux d'activité.

La centrale thermonucléaire d'un

quasar est véritablement un enfer. Cer¬tains quasars modifient leurs émissionsde rayons X en deux heures seulement,ce qui suppose que le diamètre de lacentrale n'est que de quelques

23

« heures-lumière » : la dimension du

système solaire. Et pourtant dans laplus forte explosion qu'on ait observéeen provenance d'un quasar, cetteinfime région émettait autant d'énergieque plus de mille galaxies normales.

La plupart des astronomes pensentque pour une concentration d'énergied'une telle ampleur il n'existe qu'unesource possible : le formidable champde gravitation qui entoure un trou noir.Quarante pour cent de la masse du gazprécipité en spirale dans un trou noirpeuvent être convertis en énergie. Unegalaxie spirale aurait certainementassez de gaz pour « alimenter » le trounoir d'un quasar caché dans son centre.

Il paraît plus difficile d'expliquer lescentrales des galaxies elliptiques queéjectent les faisceaux d'électrons, cesgalaxies étant relativement dénuées degaz. Mais là encore il y a une solution :l'attraction gravitationnelle du trounoir est capable de faire éclater les étoi¬les dont les orbites passent trop près etle gaz qui s'en échappe alors sera luiaussi aspiré à l'intérieur en formant unespirale.

A l'appui de cette théorie, des mesu¬res délicates ont été effectuées pourdeux galaxies actives proches. Les pre¬mières concernent la galaxie elliptiqueM 87. Une équipe d'astronomes bri¬tanniques et américains a découvertque les étoiles voisines du centre decette radiogalaxie se déplacent commesi elles étaient aspirées par la gravitéd'un objet compact mais invisible quiserait environ 5 milliards de fois pluslourd que le Soleil. Seul un trou noirpourrait être en même temps si pesantet si réduit. D'autre part, une équipeinternationale qui a étudié les mouve¬ments du gaz contenu dans la galaxieSeyfert NGC 4151 est arrivée à la con¬clusion que ce gaz tourne en orbiteautour d'un trou noir dont le poids estd'à peu près 500 millions de fois celuidu Soleil.

Les explosions d'une galaxie activedépendent nécessairement de la pré¬sence d'un trou noir en son centre, etaussi de l'absorption effective de gazpar ce trou noir. Environ 10 % desgrandes spirales sont des galaxies Sey¬fert ; les astronomes considèrent géné¬ralement qu'elles ne sont pas actives defaçon continue. Retournons la statisti¬que : il se peut alors que toutes lesgalaxies spirales contiennent un trounoir central et qu'elles ne soient alimen¬tées que 10 % du temps. En ce cas, ladistinction entre galaxie normale etgalaxie active s'estompe. Des galaxiesordinaires, comme Andromède etmême comme notre Voie lactée con¬

tiennent peut-être un trou noirendormi ; elles ont peut-être subi autre¬fois les explosions d'une centrale, etcela pourrait leur arriver encore.

Nigel Henbest

24

La nébuleuse du Crabe, qui est le reste del'explosion d'une supernova en 1054.

La galaxie spirale barrée NGC 1300.

.

La galaxie du Sombrero, une jeunegalaxie spirale.

LA caractéristique majeure dumonde physique qui nous en¬toure, l'univers, réside dans sa

structure. Au lieu d'être éparpillée auhasard, la matière environnante estassemblée, dans une très large mesure,en diverses formations ou structures.

Ainsi des structures d'un premierniveau forment-elles les « cubes » des

structures d'un second niveau aux

dimensions spatiales beaucoup plusvastes. En s'assemblant, celles-ci for¬ment à leur tour des structures d'un

troisième niveau et ainsi de suite

mais non, comme nous le verrons,jusqu'à l'infini. Autrement dit, il existeune hiérarchie des niveaux structurels.

Si l'on se limite à l'échelle astronomi¬

que, toute enumeration de ces structu¬res doit forcément commencer par laTerre et les autres planètes du systèmesolaire qui a pour centre cette étoilequ'on appelle le Soleil. Des centainesde millions ou des milliards d'étoiles se

groupent dans des galaxies comme lanôtre la Voie lactée ou comme la

nébuleuse d'Andromède. C'est le

deuxième niveau structurel astronomi¬

que. Mais les galaxies sont inégalementréparties dans l'espace et forment desamas ou des superamas. Ce sont lesstructures auxquelles s'intéresse la cos¬mologie, qui est l'étude de l'univers,dans son fonctionnement.

Pour le profane en astronomie, lamesure qu'il peut concevoir le plus faci¬lement est l'année-lumière, soit la dis¬tance parcourue par la lumière en unan. Une année-lumière équivaut à peuprès à 10 mille milliards (1013) de kilo¬mètres. A titre de comparaison, rappe-

YACOV BORISSOVITCH ZELDOVITCH,

physicien soviétique, et membre de l'Acadé¬mie des sciences de l'URSS. Dans les domai¬

nes de l'astrophysique et de la cosmologie, ila contribué à l'élaboration de théories sur

l'évolution des étoiles et des systèmes stellai-res, et sur les mécanismes d'un univers en

expansion « chaud ». Ses travaux lui ont valule Prix Lénine et quatre prix d'Etat.

structure par Yacov Borissovitch Zeldovitch

de l'univers

Ions que, pour parvenir jusqu'à laTerre, la lumière du soleil met huit

minutes tandis que celle de Próxima duCentaure, l'étoile la plus proche, met àpeu près quatre ans. La distance quinous sépare de Próxima est donc dequatre années-lumière.

Le diamètre d'une galaxie caractéris¬tique varie entre dix et cent milleannées-lumière ; la distance entre la

Terre et la galaxie géante la plus pro¬che, la nébuleuse d'Andromède,dépasse deux millions d'années-lumière. Les galaxies sont groupées enamas dont les plus gros ont un diamètrede l'ordre de dix millions d'années-

lumière. Les superamas que formentles amas en s'associant ont une étendue

qui va de cent à trois cents millionsd'années lumière.

Ces gros groupements de galaxiescontenant des milliers de galaxies, si cen'est davantage, sont connus depuislongtemps car ils sont bien visibles dansle ciel. Le dessin 1, par exemple, mon¬tre le grand amas de galaxies qui setrouve dans la direction (mais bien au-delà) de la constellation de Coma.Cependant, c'est seulement grâce auxprogrès accomplis ces dix dernièresannées dans le domaine de l'observa¬

tion astronomique qu'on a pu identi¬fier formellement ces superamas.

En effet, il fut impossible de connaî¬tre leur structure aussi longtemps queles photographies montraient seule¬ment une projection de l'emplacementd'une galaxie sur la sphère céleste. Si lesgalaxies apparaissent situées côte à côtesur ces photos, cela ne signifie nulle¬ment qu'elles sont proches les unes desautres dans la réalité. Il se peut fortbien qu'elles soient situées à diversesdistances de la Terre et que ce soit seule¬ment par hasard qu'elles s'alignent surle même axe visuel quand on les observede notre planète. On ne peut détermi¬ner avec exactitude la position exactedes galaxies dans l'espace qu'en cons

truisant une image tridimensionnelle.Pour cela, il faut ajouter une troisièmecoordonnée la distance qui noussépare de la galaxie aux deux coor¬données angulaires qui donnent saposition sur la sphère céleste (à la façondes latitude et longitude de la géo¬graphie).

La distance des galaxies lointainess'obtient en appliquant la loi de Hub¬ble. Selon celle-ci, la vitesse à laquelleune galaxie s'éloigne de nous est pro¬portionnelle à la distance qui nous ensépare, rapport qu'on appelle la cons¬tante de Hubble (voir page 16). Lavitesse d'une galaxie s'obtient à partirde l'effet Doppler appliqué à la lumièrequ'elle émet, c'est-à-dire en mesurantle décalage vers le rouge de son spectre(voir page 16).

A l'heure actuelle, on a déjà mesuréles décalages respectifs vers le rouge duspectre de plus de dix mille galaxies.Avec les distances ainsi obtenues, on aconstruit, à l'aide d'ordinateurs, desimages tridimensionnelles donnant larépartition de ces galaxies dans l'es¬pace. Le résultat est surprenant.

Pourquoi cela ? Quelle était donc larépartition qu'on avait prévue à l'ori¬gine ? Si les niveaux structurels de lamatière sont tous semblables qualitati¬vement et diffèrent seulement par leursdimensions spatiales, on aurait dûobtenir une structure offrant quelqueressemblance avec celle qu'évoque leschéma 2, où chaque point représenteune galaxie. Autrement dit, il étaitnaturel de supposer, en s'appuyant surles principes énoncés plus haut, que lesgalaxies sont groupées en amas de lamême façon que les étoiles en galaxies.L'existence de tels amas, comme dansComa (voir le dessin 1), devrait appor¬ter un nouvel argument en faveur decette hypothèse.

Or, la réalité est apparue toute diffé¬rente. On a constaté que les galaxies, àune majorité écrasante (80 à 90 °7o),

étaient groupées dans des formes trèsallongées, filamenteuses, d'une épais¬seur inférieure à trente millions

d'années-lumière et d'une longueurpouvant atteindre trois cent millionsd'années-lumière. Des « ficelles »

adjacentes forment en s'entrecroisantune structure combinatoire et tridimen¬

sionnelle, à la façon d'un réseau d'al¬véoles ou d'un rayon de ruche. Onappelle cette structure un superamas,qu'on distingue, par convention, dessuperamas séparés, dans lesquels les« ficelles » deviennent plus fines etplus visibles. Les gros amas de galaxies,du type qu'on voit sur le dessin 1, con¬tiennent une très petite quantité (moinsde dix pour cent) de galaxies par rap¬port à la totalité de celles-ci, et sontsituées en règle générale près des pointsd'intersection des structures filamen¬

teuses.

Le dessin 3 donne une image très sim¬plifiée, schématique, de la répartitiondes galaxies. Les superamas n'occupentqu'une infime partie (dix pour centenviron) du volume de l'univers dansson ensemble. L'espace restant ne con¬tient presque pas de galaxies. En revan¬che, quand on procède à une projectionde la sphère céleste visible, ces immen¬ses vides disparaissent tout à fait, caron voit les superamas, qui sont situéspourtant bien au-delà, dans les inter¬valles entre les astres. Il en va de même

avec les structures filamenteuses. Seuls

les grands amas ayant une forte con¬centration vers leur centre, ressortentencore (comme dans le dessin 1). C'estpourquoi il est indispensable de cons¬truire un modèle tridimensionnel.

Les structures représentées dans lesdessins 2 et 3 sont nettement visibles à

l' nu et il est impossible de les con¬fondre. Mais comment peut-on les dis¬tinguer les unes des autres mathémati¬quement et qualitativement ? Ce pro¬blème s'apparente à un autre auquelnous sommes confrontés dans la vie

quotidienne. Nous reconnaissons aus-^

25

sitôt un de nos familiers quand nous levoyons en photo ou le rencontronsdans la rue, mais comment le décrire

par des mots en sorte que les autrespuissent le reconnaître ? (il est encoreplus difficile d'apprendre à un ordina¬teur à reconnaître quelqu'un à son seulaspect).

Les schémas 2 et 3 ont été dessinés de

façon à montrer que la densitémoyenne des points galactiques et lecontraste de la densité (c'est-à-direcette partie du volume de l'espace quicontient la plupart des galaxies) sontidentiques. Nous pouvons facilementles distinguer. Néanmoins, il est essen¬tiel d'avoir un critère mathématiquerigoureux pour différencier les structu¬res, car l'fil peut voir des structures làoù il n'y en a pas. L'histoire des« canaux » observés naguère à la sur¬face de la planète Mars, qui disparurentquand on se servit de télescopes pluspuissants, en offre un bon exemple(voir page 27).

Notre équipe de Moscou est parve¬nue récemment à mettre au point un telcritère qu'on peut, en simplifiant,expliquer sous la forme du problèmesuivant. Supposons que vous deviezaller d'une extrémité à l'autre de

l'image 2 ou de l'image 3, étant entenduqu'il s'agit chaque fois d'une représen¬tation de l'univers infini dans son

entier. Vous avez le droit de ne prendreappui que sur les endroits où il y a despoints galactiques. En outre, vos possi¬bilités physiques sont limitées, car vousne pouvez faire des pas ou des sauts qued'une certaine longueur. Voici la ques¬tion : quelle est l'enjambée maximaleque vos serez amené à faire pour par¬courir l'univers tout entier ?

La réponse dépend du rapport qu'il ya entre cette enjambée maximale et ladistance moyenne séparant les pointsgalactiques, ce qu'on peut appeler leparamètre critique.

Considérons les images 2 et 3. Il faut,pour traverser la structure de l'image 2,faire de grands sauts entre les amas(une enjambée maximale égale à la dis

tance séparant les amas est donc indis¬pensable). En revanche, on peut traver¬ser la structure de l'image 3 à petitspas ; l'enjambée maximale ne dépassepas la distance séparant les galaxies àl'intérieur du filament. Par consé¬

quent, le paramètre critique apparaîtdans le premier cas bien plus élevé quedans le second. Pour les besoins de la

démonstration, on peut concevoir untroisième cas, celui où les points galac¬tiques sont répartis tout à fait au hasardet sans lien entre eux. Le paramètre, iciaura une valeur intermédiaire, prochede trois.

A quel type de structure l'universressemble-t-il donc ? Quand on cher¬che à obtenir une répartition réelle, tri¬dimensionnelle, des galaxies, on décou¬vre que le paramètre est, de façon signi¬ficative, inférieur à trois et proche decelui qu'on a trouvé pour la structurefilamenteuse de l'image 3. Voilà quinous indique, d'une façon mathémati¬que rigoureuse, que la structure enrayon de ruche des superamas que nousvoyons à l'iil nu est bien réelle.

Les observations prouvent aussi que,sur une échelle de l'ordre d'un milliard

d'années-lumière, soit le double del'échelle maximale d'un superamas, larépartition de la matière dans l'universest, à un haut niveau de précision,homogène (la même partout), isotrope(elle a le même aspect dans toutes lesdirections) et non structurée. Les écartspar rapport à la densité moyenne, àcette échelle, ne dépassent pas dix àvingt pour cent. Sur une échelle encoreplus grande, le degré d'homogénéité etd'isotropie est encore plus élevé. Ainsin'existe-t-il pas de structures nonhomogènes d'un niveau supérieur auxsuperamas, qui sont les plus grandesstructures de l'univers et occupent doncle sommet de la hiérarchie. A plusgrande échelle, l'univers est uniforme.

Comment peut-on expliquer la struc¬ture ainsi observée ? Les caractéristi¬

ques générales de l'univers, comme sonhomogénéité globale, son isotropic etson expansion, sont décrites de manièrevivante dans le modèle du « Big

Bang ». Pour expliquer l'origine desgalaxies, leur association en amas etsuperamas, il faut supposer qu'aumoment du Big Bang il y avait, dans ladistribution de la matière, de très légè¬res hétérogénéités (inégalités ou « gru¬meaux »). Ces dernières années, certai¬nes théories fort séduisantes ont été

avancées pour expliquer ces hétérogé¬néités initiales (voir article page 8).Mais ici nous examinerons seulement la

façon dont elles se sont développées àmesure que croissait l'univers.

Il est facile d'étudier l'évolution de

ces hétérogénéités tant qu'elles sontpetites. Ces grumeaux se développentparce que, sous l'effet de la gravitation,ils se chargent de plus en plus dematière. Pour décrire leur comporte¬ment pendant leur croissance, il fautrecourir à des équations de plus en pluscomplexes. Cependant je suis parvenuà montrer que les premières structuressolides qui sont apparues ont dû avoirla forme d'un gâteau plat, très mince,aux bords fins. C'est pourquoi cettethéorie de la formation des galaxies areçu le nom de « théorie de la crêpe ».Par la suite, ces « crêpes » ont grandijusqu'à ce qu'elles finissent par s'entre¬croiser. La densité de matière, sur ces

lignes entrecroisées, s'accroît avec l'at¬traction gravitationnelle : ce sont ellesjustement qui, à un stade ultérieur deleur évolution, forment la structure enréseau alvéolaire. Des calculs numéri¬

ques effectués sur ordinateur, à Mos¬cou et ailleurs, donnent l'image d'unestructure en rayons de ruche sur unegrande échelle, semblable, au total, àcelle qu'on peut observer, même si tou¬tes deux ne concordent pas entièrementdans les détails.

D'immenses progrès sont actuelle¬ment accomplis en cosmologie et, enparticulier, dans la théorie de la struc¬ture de l'univers. Il reste beaucoup àfaire, mais le rythme auquel nous avan¬çons est si rapide qu'il est permis depenser qu'en une génération nous neserons pas loin d'avoir trouvé réponseà toutes ces questions fondamentales.

Yacov Borissovitch Zeldovitch

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Dessin 1

26

Dessin 2 Dessin 3

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Les canaux de Mars

Les difficultés que présente la réalisationd'observations astronomiques précises àtravers l'atmosphère turbulente de laTerre sont illustrées par l'étrange contro¬verse soulevée par les « canaux deMars ». En 1 877, l'astronome italien Gio¬

vanni V. Schiaparelli (1835-1910)observa sur Mars un curieux réseau de

lignes qu'il appela canali, un mot qui futtraduit par erreur en anglais par canals aulieu de channels (chenaux).

Reprenant les idées de Schiaparelli, l'as¬tronome américain Percival Lowell

(1855-1916) alla encore plus loin etaffirma que ces « canaux » étaient desfossés d'irrigation creusés par des êtresintelligents. « Le système que nousvoyons semble être l'duvre d'une intelli¬gence hors du commun », écrit-il « et entous cas bien supérieure à celle qui pré¬side aux destinées de nos propres servi¬ces de travaux publics ». Ces théoriesont inspiré une foule de romans descience fiction et n'ont été abandonnées

que vers le milieu des années 70, lorsqueles images obtenues grâce aux missionsd'exploration « Viking » lancées par lesEtats-Unis révélèrent la surface poussié¬reuse et criblée de cratères de Mars, où

on ne voyait aucune trace des fameuxcanaux. Ci-contre, un dessin de Mars et

de ses canali fait par Schiaparelli en1888. Ci-dessus, un assemblage de pho¬tos prises par « Viking Orbiter 2 » à7 600 km de distance, montrant un

grand cratère creusé par un météorite surla surface de Mars.

La formation des éléments

LE refroidissement de l'univers aprèsl'explosion primordiale qui a marquésa naissance a permis aux nuages de

gaz de se condenser sous la pression de leurpropre gravité pour former des étoiles. Maisces premières étoiles étaient loin de conte¬nir toute la diversité des éléments chimi¬

ques qu'on trouve aujourd'hui sur la Terre.L'explosion initiale elle-même n'a produitque de l'hydrogène et un peu d'hélium

soit environ 20 % de la totalité de la

matière. Tous les autres éléments, y com¬pris le carbone de notre organisme et l'oxy¬gène de l'air que nous respirons, ont étéfabriqués dans le cuur des étoiles et disper¬sés dans l'espace par les explosions stellai-res, les supernovae.

Les étoiles de la première génération, quine renfermaient que de l'hydrogène et defaibles quantités d'hélium, devaient êtreconstituées d'une boule de gaz qui se con¬tractait du fait de sa propre gravitation etdont le centre s'échauffait avec la transfor¬

mation de l'énergie gravitationnelle en cha¬leur. L'élévation de la température accélèrele mouvement des particules au cdur desjeunes étoiles et entraîne des collisions plusviolentes. A quelques milliers de degrés, lesélectrons sont arrachés des atomes, lais¬sant des nuées de protons (noyauxd'hydrogène) qui s'entrechoquent sansrépit. A près de 10 millions de degrés Kel¬vin, deux protons qui se rencontrent fusion¬nent ; chacun est porteur d'une chargepositive, mais en fusionnant ils émettent un

positron, particule élémentaire à chargepositive qui est l'antiparticule de l'électron,et l'un des protons se transforme en un neu¬tron. La combinaison d'un proton et d'unneutron forme un deutéron, le noyau d'unatome d'hydrogène lourd, le deuterium. Enheurtant un autre proton, le deutéron peuts'y fixer pour donner le noyau d'un atomed'hélium-3, qui est constitué de deux pro¬tons et d'un neutron. Deux de ces noyauxd'hélium-3 donnent en fusionnant un noyaud'hélium-4 composé de deux protons et dedeux neutrons, et libèrent deux protons quiretournent dans la « marmite » stellaire.

Tout ce cycle a pour résultat de convertirquatre protons en un noyau d'hélium-4 etde produire de l'énergie. C'est la fusionnucléaire, le principe même de la bombe àhydrogène. Et de fait, une étoile comme leSoleil n'est rien de moins que l'équivalent àl'échelle du cosmos d'une bombe à hydro¬gène qui exploserait durant dix millionsd'années. L'énergie dégagée entretient lachaleur du centre de l'étoile et la retient de

s'effondrer tant que dure sa réserved'hydrogène. Celle-ci finit quand même pars'épuiser. Lorsque tout l'hydrogène centrala été transformé en hélium, l'étoile s'effon¬dre à nouveau brutalement et son crur

devient encore plus brûlant. A ce stade, lapression est telle que les noyaux d'héliumse mettent eux-mêmes à fusionner. Trois

noyaux d'hélium-4 s'unissent pour donnerun noyau de carbone, qui contient six pro¬tons et six neutrons. Ces réactions déga¬gent à nouveau de l'énergie (à une tempéra¬ture encore plus élevée) et freinent l'effon¬

drement gravitationnel, jusqu'à ce que toutl'hélium ou presque se soit transformé encarbone. Le même cycle recommenceensuite, avec la synthèse d'éléments deplus en plus lourds qui se forment aucde l'étoile au fur et à mesure qu'elle vieillit.Cette combustion des étoiles massives est

rapide : toutes les grosses étoiles de pre¬mière génération qui se sont formées auxdébuts de l'univers se sont depuis long¬temps entièrement consumées.

Le produit le plus lourd que puissent don¬ner ces réactions est le fer, qui est aussil'élément le plus stable. Si la synthèse deséléments chimiques de plus en plus lourdsqui vont jusqu'au fer dégage de l'énergie, lafusion d'éléments plus lourds que le ferexige au contraire un apport d'énergie con¬sidérable que seules les étoiles les plusmassives sont capables de fournir. Cettefusion, lorsqu'elle se produit, est spec¬taculaire.

Après qu'une étoile massive a épuisé toutson carburant nucléaire et que son centres'est transformé en un nuage de noyaux de

Comment se forme l'hélium à partir de l'hydrogène dans une étoile.

« Briques »

Atome | Id'hydrogène

Etapeintermédiaire

1

G)Hydrogène ^-/7 }\ Hydrogène

Hydrogène vi/v^ ^sVî-^lourd (deuterium) \< ^-^ /--s jS Hydrogène lourd

Y 0\ fO\ (deuterium)

Hélium-S^-x\^ ¿^ ^Hélium-3

Produit final I'"---Hélium

T

Héhum-4

fer qui s'entrechoquent à une températurede dix millions de degrés, il arrive un .moment où aucune énergie n'étant pluslibérée, rien ne peut contrebalancer la forcede sa' gravité. Cela se produit lorsque le cen¬tre de l'étoile atteint une masse égale a unefois et demi celle du Soleil, pour une massétotale d'au moins dix fois celle du Soleil. Il

s'effondre alors brusquement en unemasse très dense dans laquelle tous les pro¬tons et les électrons fusionnent pour don¬ner des neutrons. Le c de l'étoile

devient une boule de neutrons pas plusgrande que l'île de Manhattan, mais aussi

pesante que le Soleil. Cette compressionlibère des quantités fantastiques d'énergiegravitationnelle, qui se diffuse dans les90 % restants du corps de l'étoile. L'explo¬sion qui en résulte entraîne à son début le

tassement des noyaux d'atomes, produi¬sant des éléments lourds comme le plombou l'uranium. Quelques fractions deseconde plus tard, toutes les couches exté¬rieures de l'étoile sont éjectées et disper¬sées dans l'espace. Les éléments arrachésaucmourant de l'étoile formeront ulté¬

rieurement de nouveaux nuages de gazinterstellaire, qui s'effondreront à leur tourpour donner naissance à des étoiles et desplanètes, semblables à celles de notre

système solaire. Notre Soleil est une étoile

plus tardive : c'est la raison pour laquelle ilcontient d'autres éléments que l'hydrogèneet l'hélium et se trouve environné de planè¬tes faites d'éléments plus lourds. Nousdevons notre existence aux soubresauts

d'agonie des étoiles.

Page en couleur

Le Soleil, une étoile de la série principale,est une masse sphérique dense dematière incandescente de 1 392 000 kilo¬mètres de diamètre. Il est essentielle- .

ment constitué d 'hydrogène et sa tempé¬rature centrale est incroyable : 13 mil¬lions de degrés Celsius. Dans cet enfertorride, les électrons sont arrachés aux

atomes, dont les noyaux entrent en colli- .sion et fusionnent en une série de réac¬

tions qui aboutissent à la conversion del'hydrogène en hélium. Le Soleil est à mi-chemin environ de son passage dans lasérie principale. Dans quelque 5 1/2 mil¬liards d'années, il aura brûlé ses réservesd'oxygène et mourra. A la surface duSoleil, des gaz charriant la chaleurde l 'in¬térieur de l'astre bouillonnent et forment

des protubérances qui jaillissent à des ¡centaines de milliers de kilomètres dans "-.

l'espace. Cette photo, prise par « Skylab si4 » en décembre 1973, montre l'une des Splus spectaculaires protubérances ja- fmais vues. £

28 Diagramme Le Courrier de ¡'Unesco

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Le mystèrede

la VIEpar Cari Sagan

TOUTE ma vie je me suis posécette question : la vie existe-t-elle ailleurs que sur la Terre ?

Si oui, à quoi ressemble-t-elle ? Dequoi est-elle faite ? Tout ce qui vit surnotre planète est formé de moléculesorganiques, constructions microscopi¬ques d'une complexité extrême danslesquelles l'atome de carbone joue unrôle primordial. Il fut un temps avant lavie. La Terre était un lieu aride, com¬plètement désertique. Et maintenant,elle regorge de vie. Comment est-cearrivé ? Comment étaient faites, avant

Page en couleur

En haut

Ceffe image infrarouge de la Voie lactéesemblable à une baguette de fée scintil¬lante est le résultat d'un progrès considé¬rable qui a permis aux astronomes d'ob¬server pour la première fois un universqui leur était jusqu 'alors invisible et inac¬cessible. Elle fut transmise en 1983 parun télescope à infrarouge équipant leSatellite astronomique à infrarouge(IRAS), un projet de douze mois auquelparticipèrent des astronomes hollandais,américains et anglais. Les ondes infra¬rouges, qui ressemblent aux ondes lumi¬neuses mais sont invisibles àl'nu, tra¬versent les nuages de poussière inters¬tellaire très denses qui obscurcissent lalumière des étoiles grâce à laquelle lesastronomes peuvent observer l'universdans leurs télescopes optiques. Bienqu'on ait construit des observatoires àsystème infrarouge sur de hauts som¬mets, les observations faites à partir de lasurface du globe sont rendues difficilespar le fait que la plus grande partie durayonnement infrarouge est absorbée parl'eau contenue dans l'atmosphère denotre planète. Avec un laboratoire à infra¬rouge situé dans l'espace, ce problèmeest résolu. L 'IRAS a déjà fourni une minede données sur la formation des étoiles,dont l'analyse détaillée exigera desannées et bouleversera très "Vraisembla¬

blement beaucoup de conceptions encours.

En bas

Les Pléiades sont un amas serré d'étoiles

âgé d'environ 60 millions d'années et tou¬jours en cours de formation. Comme onpeut en voir six ou sept à l'nil nu, cetteconstellation est couramment appeléeles Septs mais les photographiesmontrent qu'elle en contient en fait plu¬sieurs centaines.

la vie, les molécules organiques ? Com¬ment est apparue la première étincellede vie ? Comment a-t-elle évolué au

point de produire des êtres aussi élabo¬rés et complexes que les humains, capa¬bles d'explorer les mystères de leurorigine ?

Et y a-t-il de la vie sur les innombra¬bles planètes qui tournent probable¬ment autour des autres soleils ? La vie

extra-terrestre est-elle, si elle existe,basée sur les mêmes molécules organi¬ques que la vie terrestre ? Les êtres desautres mondes ressemblent-ils à ceux

d'ici ? Ou bien sont-ils étonnament dif¬

férents adaptations différentes àd'autres milieux ?

Dans l'obscurité profonde qui règneentre les étoiles se trouvent des nuagesde gaz, de poussière et de matière orga¬nique. Grâce aux radiotélescopes, nousy avons trouvé des dizaines de sortes demolécules organiques. Cette abon¬dance laisse croire que la substance dela vie se rencontre partout dans l'Uni¬vers. Le Cosmos, si on lui en donne letemps, est voué inévitablement à la vieet à son évolution. Mais parmi les mil¬liards de planètes de la Voie lactée, cer¬taines ne la connaîtront jamais. D'au¬tres la verront simplement apparaître etdisparaître, ou encore se limiter à sesformes les plus simples sans jamais évo¬luer. Sur un petit nombre d'entre elles,enfin, il peut se développer d'autresformes d'intelligence, et des civilisa¬tions plus avancées que la nôtre.

On souligne parfois la chance qui estla nôtre, celle de vivre sur une planète

CARL SAGAN, des Etats-Unis, est Directeur

du Laboratory for Planetary Studies et profes¬seur « David Duncan » d'astronomie et de

sciences de l'espace à l'Université Cornell, à

Ithaca, dans l'Etat de New York. Ancien prési¬dent de la Division des sciences planétaires dela American Astronomical Society, il a joué unrôle déterminant dans les expéditions « Mari¬ner », « Viking » et « Voyager » vers les pla¬nètes du système solaire. Il est l'auteur, le co¬auteur et le directeur de plus d'une douzained'ouvrages, parmi lesquels Intelligent Life inthe Universe, The Cosmic Connection, The

Dragons of Eden, et Broca's Brain. // a reçu en1975 le prix Pulitzer de littérature. Cet articleest tiré de Cosmos (paru en français en 1 981aux Editions Mazarine), un livre basé sur unesérie d'émissions de télévision du Professeur

Sagan.

Texte © 1981 Editions Mazarine, Paris

parfaitement appropriée à la vie : tem¬pérature modérée, eau sous sa forme .liquide, oxygène dans l'atmosphère,etc. Mais une telle assertion constitue,du moins en partie, une confusion entrela cause et l'effet. C'est nous, les Ter¬riens, qui sommes parfaitement adap¬tés à ce milieu, puisque nous nous ysommes développés. Les premières for¬mes de la vie qui n'étaient pas adaptéesont disparu. Nos ancêtres furent desorganismes qui se défendaient bien.Des organismes ayant évolué dans unmonde très différent en chanteraient

aussi sans aucun doute les louanges.

Les espèces vivant sur la Terre sonttoutes très proches les unes des autres :même chimie organique, même patri¬moine hérité de leur évolution. De ce

fait, les études de nos biologistes res¬tent extrêmement limitées, car elles nepossèdent qu'un seul terrain d'observa¬tion. Un thème unique dans la sympho¬nie de la vie. Cet air murmuré par unevoix ténue est-il le seul à résonner à tra¬

vers des milliers d'années-lumière ? Ou

bien peut-on imaginer une fugue chan¬tée par l'Univers entier, avec ses pointset contrepoints, ses harmonies et sesdissonances, par des millions de voixs 'élevant dans la Galaxie ?

Il est possible que ce qui s'est passésur la Terre constitue un exemple plusou moins caractéristiques de l'évolu¬tion de la vie dans de nombreux autres

mondes ; mais des détails tels que lachimie des protéines ou la neurologiedu cerveau font peut-être de l'histoirede la vie terrestre un cas unique danstoute la Voie lactée.

La Terre a été formée par condensa¬tion de gaz et de poussière interstellai¬res il y a quelque 4,6 milliards d'années.Nous avons appris grâce aux fossilesque la vie est apparue peu après, il y aenviron quatre milliards d'années, dansles mers et les eaux continentales de ce

qu'était alors notre planète.

Les premières formes de la vien'avaient rien de la complexité d'unorganisme unicellulaire, déjà haute¬ment sophistiqué. Elles restaient beau¬coup plus humbles. En ces joursanciens, les éclairs et la lumière ultra¬violette émis par le soleil brisaient les^

31

molécules simples et riches en hydro¬gène de l'atmosphère primitive, et lesfragments ainsi libérés se combinaientà nouveau en molécules de plus en pluscomplexes. Les produits de cette chimieélémentaire se dissolvaient dans les

eaux, formant une espèce de soupeorganique à son tour de plus en pluscomplexes, jusqu'à ce qu'apparaisse,bien accidentellement, une moléculecapable de fabriquer de grossièrescopies de sa propre organisation, en seservant d'autres molécules de son

entourage comme de « briques ».

C'est ainsi que naquit le premierancêtre de l'acide désoxyribonucléiqueou ADN, molécule fondamentale de lavie terrestre. Elle a la forme d'uneéchelle tordue en hélice dont les bar¬

reaux correspondent aux quatre parties«moléculaires différentes qui consti¬tuent les quatre lettres du code généti¬que. Ces barreaux, les nucleotides,chiffrent les instructions génétiquesconcernant la production d'un orga¬nisme donné.

Toute forme de vie existant sur la

Terre possède sa « liste » d'instruc¬tions ; mais si ces listes sont différentesles unes des autres, elles sont formuléesdans un langage essentiellement simi¬laire. Les organismes sont différents lesuns des autres parce que leurs acidesnucléiques contiennent des instructionsdifférentes. Une mutation vient de la

transformation d'un nucleotide, trans¬formation dont hérite la génération sui¬vante qui la transmet à son tour. Cettetransformation étant le fruit du hasard,la plupart des mutations sont nocivesou destructrices, car le code dont ellessont porteuses aboutit à la créationd'enzymes inefficaces. Il faut attendrelongtemps avant qu'une mutationn'améliore le fonctionnement d'un

organisme. Et c'est pourtant cet événe¬ment improbable, cette légère transfor¬mation d'un nucleotide mesurant un

dix-millionième de centimètre, qui per¬met l'évolution.

Il y a quatre milliards d'années, laTerre était un paradis moléculaire. Lesprédateurs n'existaient pas encore.Quelques molécules se reproduisaient ;elles se disputaient les « briques » et nelaissaient derrière elles que des copiessans intérêt. Mais avec la reproduction,la mutation et l'élimination sélectivedes variétés les moins efficaces, l'évolu¬tion avait pris un bon départ, même sice n'était qu'au niveau moléculaire.

Avec le temps, les molécules firentdes progrès. Certaines d'entre elles, quiavaient chacune une fonction particu¬lière, finirent par se regrouper et for¬mèrent une sorte de collectivité

moléculairela première cellule.

Il y a trois milliards d'années, un cer¬tain nombre de formes végétales unicel-lulaires avaient commencé à se regrou¬per, peut-être du fait d'une mutation

qui empêchait les cellules de se sépareraprès s'être divisées. Les premiers orga¬nismes multicellulaires étaient apparus.Toute cellule de notre corps ressembleà une communauté d'individus ayantvécu autrefois chacun de leur côté, etdésormais réunis pour le bien commun.Et nous sommes faits de cent mille mil¬

liards de cellules. Chaque homme estune multitude.

La sexualité semble avoir été inven¬

tée il y a environ deux milliards d'an¬nées. Jusque-là, toute nouvelle variétéd'organismes résultait d'une accumula¬tion de mutations dues au hasard

une sélection de changements, lettrepar lettre, dans les instructions généti¬ques. L'évolution se déroulait à unrythme extrêmement lent. Avec l'in¬

vention de la sexualité, deux organis¬mes furent désormais capablesd'échanger des paragraphes, des pages,des livres entiers de leur code ADN, etde produire de nouvelles variétés prêtesà passer au crible de la sélection.

Ci-dessus, cette ancienne peinture chi¬noise montre, sur un fond d'étoiles, unedouble hélice entrelacée représentantl'interaction des contraires, le Yin ef leYang, qui dans la cosmogonie chinoiseaboutit à la création. A droite, maquettede la double hélice de l'ADN (acidedésoxyribonucléique), la moléculeessentielle de la vie, qui se trouve aucsur de chaque cellule vivante. Elle a laforme d'une échelle spiralée et contientle code génétique, c'est-à-dire l'ensem¬ble des instructions qui déterminent si unorganisme vivant deviendra, par exem¬ple, un mille-pattes, une baleine, unhomme ou un arbre.

De l'algue

PALEOZOIQUE

Cambrien Ordovicien Silurien DevonianCarbonifère

Inférieur Supérieur

Algues

Champignons

Algues marines Plantes

aquatiques

Organismesmonocellulaires

Premiers

invertébrés

à coquille

opodes

'remierslconifères

x-&*2&^'

Brachiopodes

Coraux

Trilobites

Mollusques

Poissons

cuirassés sans

mâchoires

Vrai loisson Premiers »mphibiens

*>*^7Araignées

^r^'j1

Premiers

nautiiidésPremiers poissonsà mâchoires Scorpions

600 millions d'années300

32

Un milliard d'années plus tard, lesvégétaux, par leur travail collectif,avaient complètement transformé lemilieu terrestre. Les plantes vertes sontgénératrices de molécules d'oxygène.Elles peuplaient alors toutes les eaux duglobe, et l'oxygène devint un des princi¬paux constituants de notre atmosphère,jusque-là surtout riche en hydrogène,mettant fin à la période de l'histoire ter¬restre au cours de laquelle la matièrevivante était issue d'un processus nonbiologique. Mais l'oxygène a tendanceà briser les molécules organiques. Mal¬gré le penchant que nous éprouvonspour lui, il constitue un poison pourtoute matière organique sansprotection.

Le passage à une atmosphère oxy¬dante provoqua une des plus grandescrises de la vie terrestre, et tous les orga¬nismes incapables de lutter contrel'oxygène périrent en masse. Seul unpetit nombre de formes de vie élémen¬taires telles que les bacilles botuliniqueet tétanique arrivent à survivre, mêmeencore aujourd'hui, dans un environ¬nement d'oxygène à l'état pur. L'azotecontenu dans l'atmosphère terrestre estchimiquement beaucoup plus inerte, etpar conséquent moins dangereux quel'oxygène. Et il est, lui aussi, biologi-quement entretenu. Ce qui fait que99 % de notre atmosphère est d'originebiologique. Le ciel vient de la vie.

Pendant la plus grande partie desquatre milliards d'années qui suivirentson apparition, la vie terrestre futdominée par les algues vert-bleumicroscopiques qui couvraient et rem¬plissaient les mers. Puis, il y a environsix cent millions d'années, ce monopoleprit fin et de nouvelles formes de vie semirent à proliférer : ce fut l'explosioncambrienne.

La vie était apparue presque immé¬diatement après la formation de laTerre, ce qui laisse croire qu'elle consti

tue peut-être un processus chimiqueinévitable pour une planète comme laTerre. Mais pendant trois milliardsd'années, son évolution ne dépassapratiquement pas le stade des alguesmicroscopiques, ce qui suggère à sontour la difficulté qu'ont à se développerdes formes de vie contenant des orga¬nes spécialisés, difficulté encore sansdoute plus grande que celle posée parl'apparition de la vie. Il existe peut-êtrebon nombre de planètes peuplées en cemoment d'innombrables microbes,sans que plantes ni animaux de grandetaille n'y vivent.

Peu après l'explosion cambrienne,de nombreuses espèces peuplaient déjàles mers. Il y a environ cinq cent mil¬lions d'années, de larges troupeaux detrilobites y vivaient ; admirablementconstruits, ils ressemblaient à de grosinsectes dont les yeux munis de cristauxdétectaient la lumière polarisée. Mais ilne reste plus aujourd'hui aucun trilo-bite vivant sur Terre ; cela fait deuxcent millions d'années qu'ils ont dis¬paru. Le globe était autrefois peupléd'animaux et de plantes dont il ne sub¬siste plus aucun exemple vivant. Et,évidemment, parmi les espèces existantaujourd'hui, beaucoup n'étaient pasencore apparues. Pas le moindre signe,dans les vieilles roches, d'animaux quinous ressemblent. Les espèces surgis¬sent, restent sur Terre plus ou moinslongtemps, puis s'éteignent.

Avant l'explosion cambrienne, ilsemble que les espèces ne se soient suc¬cédé que lentement. Après l'explosioncambrienne, de merveilleuses espècessurgirent les unes après les autres prati¬quement sans discontinuer.

Se suivant de près, on vit apparaîtreles premiers poissons, puis les premiersvertébrés ; les plantes, confinéesjusqu'alors dans les océans, se mirent àenvahir les terres ; les premiers insectesprirent forme et leurs descendants

à Vhomme

Dessin © David A. Hardy, Birmingham

MESOZOIQUE

Permian Triasique Jurassique

Herbes

Fougères à graines Cycas

Ammonites

,*-*

nosaures

Derniers

trilobites

19Premiers

oiseaux

Reptiles

Premiers njammifères

- 200

« S'il se trouve des êtres intelligents surles planètes d'étoiles pas trop lointaines,est-il possible qu'ils sachent que nousexistons ? Aujourd'hui on assiste à unelarge circulation de communicationsInternationalesradio, télévision, radar.A certaines fréquences radio, la Terre estdevenue sans conteste l'objet le plus bril¬lant, la source radio la plus puissante detout le système solaire plus puissanteque Jupiter, plus puissante que le Soleil.Une civilisation extra-terrestre écoutant

des émissions radio en provenance de laTerre et recevant de tels signaux ne pour¬rait manquer d'en conclure qu'il se passedepuis quelque temps des choses inté¬ressantes chez nous ». A droite, Strahlen¬linien (Rayonnement), 1927, une huile deWassily Kandinski.

La vie existe sur la Terre depuis quatremilliards d'années. Durantprès de la moi¬tié de cette période, les organismes sesont reproduits par division cellulaire, unprocessus qui n'autorise que rarementl'apparition de nouvelles formes de viepar mutations accidentelles. Par la suite,la différenciation sexuelle et la reproduc¬tion sexuée, en rendant possiblel'échange d'énormes quantités d'infor¬mations génétiques, ont suscité l'ex¬traordinaire profusion de formes de vie etd'espèces que présente notre planète. Lemécanisme biologique de la sexualité aété Inventé par l'algue verte. Ci-dessous,les cellules d'une variété d'algues vertes,le spirogyre, en cours de conjugaison.

furent les pionniers de la colonisationterrestre par les animaux ; en mêmetemps que les insectes ailés apparurentles animaux amphibies qui, comme lespoissons dipneumones, pouvaient sur¬vivre sous l'eau comme sur terre ; puisles premiers arbres et les premiers repti¬les ; les dinosaures ; les mammifères, et

ensuite les oiseaux ; enfin les premièresfleurs ; les dinosaures disparurentalors, et les premiers cétacés, ancêtresdes dauphins et des baleines apparurentsur terre en même temps que les prima¬tes, dont descendent les singes et leshommes. Il y a moins de dix millionsd'années commença l'évolution despremières créatures ressemblant de prèsaux êtres humains, évolution accompa¬gnée d'une augmentation spectaculairede la taille du cerveau. Et puis, il y aquelque millions d'années, les hommesapparurent.

Il existe des milliards de molécules

organiques connues. Et pourtant, cin¬quante d'entre elles seulement sont uti¬lisées au cours des activités essentielles

de la vie. Les mêmes structures sont

conservées et successivement em¬

ployées de façon ingénieuse dans desfonctions très variées. Et au c

même de la vie dans les protéines quicontrôlent la chimie cellulaire et dans

les acides nucléiques qui transmettentles instructions génétiques , cesmolécules se montrent essentiellement

identiques pour tous les végétaux ettous les animaux. Le chêne et moi, nous

sommes conçus de la même matière. Enremontant assez loin dans le temps,nous pouvons nous trouver un ancêtrecommun.

Sur une autre planète, où une suite dehasards aurait orienté sur d'autres

voies le processus de différenciationhéréditaire, où un environnement dif¬férent aurait sélectionné des collections

particulières de gènes, les chances detrouver des être physiquement très sem¬blables à nous sont, à mon avis, prati¬quement nulles. Or les chances de trou¬ver une autre forme d'intelligence ne lesont pas.

34

S'il se trouve des êtres intelligents surles planètes d'étoiles pas trop lointai¬nes, est-il possible qu'ils sachent quenous existons ? Une façon consisteraità se mettre à l'écoute du Cosmos avec

de grands radiotélescopes. Aujour¬d'hui, on assiste à une large circulationde communications internationales

radio, télévision, radar. A certainesfréquences radio, la Terre est devenuesans conteste l'objet le plus brillant, lasource de radio la plus puissante de toutle système solaire plus puissante queJupiter, plus puissante que le soleil.Une civilisation extra-terrestre à

l'écoute d'émissions radio en prove¬nance de la Terre et recevant de tels

signaux, ne pourrait manquer d'enconclure qu'il se passe depuis quelquetemps des choses intéressantes cheznous.

Dans l'ensemble, notre sourced'émissions radio la plus envahissante,la plus décelable, c'est la télévision. Dufait de la rotation de la terre, certainsprogrammes télévisés apparaissent à un

bout de l'horizon terrestre tandis qued'autres disparaissent à l'autre bout,créant un véritable embrouillamini.

Malgré tout, une civilisation évoluéeoccupant une planète d'une étoile pro¬che devrait pouvoir en tirer quelquechose.

Les messages les plus fréquents sontles indicatifs des chaînes de télévision et

les incitations à acheter des détergents,des déodorants, des comprimés contreles maux de tête, des automobiles, del'essence d'une certaine marque. Lesmessages les plus caractéristiquesseraient ceux diffusés simultanément

par plusieurs émetteurs par exempledes discours prononcés en temps decrise par des chefs d'Etat. Les publici¬taires et les effets de surface des crises

internationales et des conflits fratrici¬

des au sein de la famille humaine, voilàles principaux messages que nous avonschoisi de diffuser de la Terre vers d'au¬

tres êtres dans le Cosmos. Que peuvent-ils penser de nous ?

Cari Sagan

« Les arbres sont de superbes machinesqui tirent leur énergie du Soleil, puisentde l'eau dans le sol et du dioxyde de car¬bone dans l'air, et transforment ces élé¬ments en aliments qui assurent leur sub¬sistance ef la nôtre... Il existe des mil¬

liards de molécules organiques connues.Et pourtant, cinquante d'entre elles seu¬lement sont utilisées au cours des activi¬

tés essentielles de la vie. Les mêmes

structures sont conservées et successi¬

vement employées de façon Ingénieusedans des fonctions très variées. Et au

caur même de la vie... ces molécules se

montrent essentiellement identiquespour tous les végétaux et tous les ani¬maux. Le chêne et mol, nous sommesconçus de la même matière ».

35

Un télescope dans l'espace

par Albert Ducrocq

ALBERT DUCROCQ, de France, est ingé¬nieur, écrivain, homme de radio et journalisteau quotidien français « Le Figaro ». Spécia¬liste de la cosmologie et des questions tou¬chant l'espace, il a été aussi l'un des pionniersde la cybernétique en France. Il a publié denombreux ouvrages dont le dernier. Le futuraujourd'hui, vient de paraître aux Presses de laCité, à Paris.

PROMIS à multiplier par 350 le volu¬me de l'univers observable, le Téle¬scope spatial sera le plus important

instrument scientifique jamais envoyé dansl'espace, n'hésite pas à affirmer l'adminis¬trateur de la NASA, M. James Beggs. Samise en orbite, à 550 km de la Terre, estattendue courant 1986 grâce à la navetteaux dimensions de laquelle ce télescope atout évidemment été prévu : plié, il sera eneffet long de 13,1 m pour un diamètre de4,27 m.

La pièce essentielle de cet engin de 1 1 ton¬nes ? Ce sera un télescope d'un modèle peudifférent de celui imaginé par le physicienfrançais N. Cassegrain et le mathématicien

écossais James Gregory. Les rayons lumi¬neux frappent un miroir primaire quasihyperbolique ayant 2,4 m de diamètre ; ilssont réfléchis vers un miroir secondaire de

30 cm disposé à 5 m devant lui, puis ils tra¬versent un orifice de 60 cm aménagé dans lemiroir principal, pour pénétrer, en arrière,dans un compartiment des appareils, ce der¬nier comprenant un photomètre, deux spec-tromètres (respectivement à haute résolu¬tion, pour faire connaître la constitutionchimique des objets célestes, et à grandesensibilité pour faire connaître leur vitesse)et deux caméras, à savoir une caméra à

grand champ sensible à tous les rayonne¬ments de l'infrarouge à l'ultraviolet et une

©

Porte d'entrée

Antenne radio

Panneaux solaires

Enceinte du satellite

Ci-dessus, schéma du Télescope spatialqui devrait être mis en orbite par lanavette spatiale en 1986. A gauche, vueextérieure du télescope de 5 m d'ouver¬ture situé dans l'un des observatoires

Haie du mont Palomar (Californie). C'estle second télescope du monde pour lapuissance, après le télescope UTR-Z, de6 m d'ouverture, du centre de Zeulent-cheskaia, en URSS.

Miroir primaire

Instruments disposésparallèlement

à l'axe optiquedu télescope

Instruments disposésperpendiculairement

à l'axe optiquedu télescope

caméra ultra sensible, mais de champ 40fois plus faible, dite FOC (« Faint ObjectCamera » : caméra pour objets faiblementlumineux).

Les grands télescopes du mont Palomaret de Zeulentcheskaia ont des ouvertures

respectives de 5 et 6 m, mais le Télescopespatial devrait faire beaucoup mieux, vud'abord le soin extraordinaire avec lequelson miroir a été créé, à partir d'un verre ensilicate de titane à très faible coefficient de

dilatation fixé sur une structure en nid

d'abeille. Sa fabrication, commencée enoctobre 1977, s'est terminée en décembre1978. Pour livrer cette pièce de 829 kg, unsystème de transport spécial par rail enchambre propre a dû être créé. Le polissagefin du miroir fut dirigé par ordinateur, cequi a permis un respect des cotes à 10 nmprès (1). La même précision a présidé à l'ap¬plication d'une couche réfléchissante d'alu¬minium de 80 nm, et d'une couche protec¬trice plus fine, de 25 nm, de fluorure demagnésium.

Lorsqu'on observe le ciel depuis la Terre,on est gêné par une atmosphère toujoursturbulente même quand on la dit calme,les étoiles « dansent » dans un instrument

(!) 1 nm (nanometre)limètre.

-1 millionnième de mil-

conventionnel et légèrement lumineuse,car diffusant les rayonnements de toutenature qui la frappent. Dans l'espace, cesinconvénients n'existent pas.

Comment le Télescope spatial s'orien-tera-t-il ? Sa partie arrière est un « modulede support » appelé à jouer le rôle de plate¬forme avec un senseur stellaire et un gyros¬cope pour permettre une finesse de pointagede 7 millièmes de seconde d'arc on pour¬rait viser, à 1 mm près, un point distant de30 km et cela pendant une très longuedurée. Certains programmes prévoient desposes de 10 heures qui devraient permettred'atteindre la 29e magnitude stellaire.

Mais il ne s'agira pas de prendre des pho¬tographies. A la pellicule a été préféré ledétecteur solide dit CCD (charge coupleddevice) ou DTC (dispositif à transfert decharge). Chaque DTC (il y en aura quatre),a la forme d'un carré de 1 ,2 cm de côté

comportant un réseau de 640.000 élémentsqui fonctionnent comme autant de cellulescouplées à un amplificateur de lumière : lasensibilité sera 50 fois celle d'un film.

Dans le module de support se trouventencore un système retransmetteur chargéd'organiser les liaisons avec la Terre (parl'intermédiaire de satellites relais à raison

de 1 million de bits ou brins d'information

par seconde) et le système de distribution de

l'énergie. Le courant sera fournipar deuxpanneaux solaires qui flanqueront le Téles¬cope spatial, chacun mesurant2.3 mx 11,8 m, qui devraient produire2.4 kW.

Des astronomes seront nécessaires pourrégler les instruments et mettre en marcheles expériences auxquelles ils auront accèsgrâce à huit tiroirs disposés à l'arrière. Maisil ne saurait être question que ces hommesrestent solidaires du Télescope spatial pen¬dant qu'il fonctionne, car leurs mouve¬ments seraient catastrophiques. A ce degréde précision, les seuls battements de leurc feraient vibrer l'appareil. Tout le tra¬vail se fera normalement en régime automa¬tique et sera commandé depuis la Terre.

Episodiquement peut-être tous les deuxansle Télescope spatial sera rejoint par unéquipage chargé de vérifier le matériel et deprocéder à d'éventuels réglages.

Cet instrument est appelé à rester le fer delance de l'astronomie jusqu'à la fin du siè¬cle. Le plan d'exploitation prévoit qu'aprèscinq ans de service, le Télescope spatial serarécupéré par la navette et ramené sur laTerre pour être modernisé et notammentrecevoir les nouveaux détecteurs DTC pluscompacts qui, entre temps, auront vu lejour.

Albert Ducrocq

37

Lexique

ANNEE-LUMIERE. La distance parcourue par la lumière enune année (9,460 x 1015 mètres), soit environ 10 mille mil¬liards de kilomètres.

BARYONS. Terme générique des neutrons et des protons.

BIG BANG. Théorie selon laquelle l'univers est issu de l'ex¬plosion d'une concentration de matière extrêmement dense.L'expansion de l'univers serait le résultat de cette déflagra¬tion, qui aurait dispersé les galaxies comme les éclats d'unebombe qui explose (voir article page 5).

KELVIN. (Symbole : K). Du nom du physicien britannique-William Thomson (Lord Kelvin), l'échelle Kelvin des tempé¬ratures commence au zéro absolu, qui équivaut à -273,15degrés de l'échelle centésimale ordinaire ou Celsius. Le degréKelvin étant égal au degré Celsius, toute température expri¬mée en degrés Celsius correspond à la même température endegrés Kelvin moins 273,15 degrés.

NEBULEUSE. Concentration de poussières et de gaz dans lesgalaxies. Ce terme a parfois été employé dans le passé pourdésigner les galaxies elles-mêmes.

CERN. Sigle du Conseil européen pour la recherche nucléaire(Organisation européenne pour la recherche nucléaire), créé àGenève (Suisse) en 1952.

CREATION CONTINUE (« Steady state »). Théorie selonlaquelle l'univers aurait toujours existé sous une forme stableet son expansion serait compensée par la création continue dematière.

DECALAGE VERS LE ROUGE. Déplacement vers le rougedu spectre des ondes lumineuses émanant des étoiles et d'au¬tres objets célestes. Ce déplacement indique que ces objetss'éloignent de nous. C'est le principal argument à l'appui dela thèse de l'expansion de l'univers (voir page 16).

NEUTRON. Particule élémentaire qui fait partie de tous lesnoyaux atomiques, sauf du noyau d'hydrogène normal.

POSITON ou POSITRON. Anti-particule à charge d'électri¬cité positive de l'électron.

PROTON. Particule élémentaire de charge électrique posi¬tive, constitutive de tous les noyaux atomiques.

PULSAR. Etoile en rotation rapide émettant des radiationsqui sont perçues comme des pulsations rapides et rythmées.

QUARK. Particule subatomique hypothétique. Les baryonsseraient constitués de trois quarks liés les uns aux autres.

ELECTRON. Elément constitutif de tous les atomes, possé¬dant une charge d'électricité négative.

ETOILE A NEUTRONS. Etoile parvenue au dernier stade deson évolution et dont le volume a été fortement réduit par lacompression gravitationnelle.

GALAXIE. Enorme ensemble d'étoiles, de poussières et degaz. La Voie lactée, dont notre système solaire fait partie, estune galaxie spirale.

GROUPE LOCAL. Amas regroupant une vingtaine degalaxies connues, dont la Voie lactée.

QUASAR (« Quasi stellar radio sources »). Source extra-galactique de radiations de très haute intensité électroma¬gnétique.

SUPERNOVA. Etoile qui explose. A la fin de sa phase degéante rouge, une étoile massive explose et se transforme ensupernova, prenant brièvement l'éclat de milliards de Soleils.

TROU NOIR. Région hypothétique de l'espace au champgravitationnel si intense que ni la matière, ni les radiations, nimême la lumière, ne peuvent s'en échapper. Ces régions seformeraient lors de l'effondrement d'étoiles massives ayantépuisé tout leur carburant nucléaire (voir page 22).

VOIE LACTEE. Galaxie spirale comprenant quelques mil¬liards d'étoiles, et parmi elles notre Soleil.

a

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ENAMEP, 20, rue de la Liberté, Alger.RÉP. FED. D'ALLEMAGNE. Le Courrier de l'Unesco (allemand,anglais, français, espagnol) Mr. Herbert Baum DeutscherUnesko-Kurier Vertrieb, Besaitstrasse 57 5300 BONN 3. Autres

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Forbundet, Skolgrand 2, Box 150-50, S- 10465 Stockholm.

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Berne, Vevey, Montreux, Neuchâtel et Zurich.

SYRIE. Líbrame Sayegh Immeuble Diab, rue du Parlement, B.P.704, Damas.

TCHAD. Librairie Abssounout, 24, av. Charles de Gaulle,

B P.388, N'Djamena.

TCHÉCOSLOVAQUIE. S N.T.L., Spalena 51, Prague 1. Artia,Ve Smekach 30, P.O.Box 790, III-27 Prague 1. Pour la Slovaquieseulement : Alfa Verlag Publishers, Hurbanovo nam. 6, 893 31Bratislava.

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