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L’Univers
QUÉBEC AMÉRIQUE
GUIDES
DELA
CONN
AISSANCE
L’UniversComprendre le cosmos
et l’exploration spatiale
UniversL’
Éditeur Jacques Fortin
Directeur éditorial François Fortin
Rédacteur en chef Serge D’Amico
Directeur artistique Marc Lalumière
Designer graphique Anne Tremblay
Rédacteurs Nathalie FredetteClaude LafleurStéphane Batigne
Illustrateurs Mamadou TogolaAlain LemireHoang -Khanh LeAra YazedjianJean-Yves AhernMichel RouleauMélanie Boivin
Graphistes Lucie Mc BreartyVéronique BoisvertGeneviève Théroux BéliveauPascal Goyette
Documentalistes-recherchistes Anne-Marie VilleneuveAnne-Marie Brault
Astronome consultant Louie Bernstein
Correction Liliane Michaud
Responsables de la production Gaétan ForcilloGuylaine Houle
Technicien en préimpression Kien TangKarine Lévesque
Données de catalogage avant publication (Canada)
Vedette principale au titre : Comprendre l’Univers
(Les guides de la connaissance ; 1)Comprend un index.
ISBN 978 -2 -7644 -1110 -0
1. Astronomie - Encyclopédies. 2. Univers - Encyclopédies. 3. Planètes -Encyclopédies. 4. Étoiles - Encyclopédies. 5. Espace extra-atmosphérique -Exploration - Encyclopédies. 6. Astronomie - Observation - Encyclopédies. I.Collection.
QB14.U54 2001 520’.3 C99 -941236 -1
Comprendre l’Univers fut conçu et créé par QA International, une division de Les Éditions Québec Amérique inc., 329, rue de la Commune Ouest, 3e étage Montréal (Québec) H2Y 2E1 Canada T 514.499.3000 F 514.499.3010
©2007 Éditions Québec Amérique inc.
Il est interdit de reproduire ou d’utiliser le contenu de cet ouvrage, sousquelque forme et par quelque moyen que ce soit - reproduction électronique oumécanique, y compris la photocopie et l’enregistrement - sans la permissionécrite de l’éditeur.
Nous reconnaissons l’aide financière du gouvernement du Canada par l’entremisedu Programme d’aide au développement de l’industrie de l’édition (PADIÉ) pournos activités d’édition.
Les Éditions Québec Amérique tiennent également à remercier les organismessuivants pour leurs appuis financiers :
Imprimé et relié en Slovaquie.
10 9 8 7 6 5 4 3 2 1 04 03 02 01
www.quebec-amerique.com
Développement des�ressources humaines Canada��
QUÉBEC AMÉRIQUE
UniversComprendre le cosmos
et l’exploration spatiale
L’
4
Table des
6 | Le Système solaire
8 Le Système solaire
10 Tableau comparatif des planètes
12 Le Soleil
14 L’évolution du Soleil
16 Les éclipses solaires
46 Pluton
45 Neptune
44 Uranus
43 Saturne
42 Jupiter
40 Les comètes
38 Les météorites
37 Les astéroïdes
36 Mars
35 Les éclipses lunaires
34 Les phases lunaires
32 La Lune
30 Le cycle des saisons
29 Les coordonnées astronomiques
28 Les coordonnées géographiques
26 L’atmosphère terrestre
24 La magnétosphère
22 La naissance de la Terre
21 La Terre
20 Vénus
19 Mercure
17 | Planètes et satellites 47 | Les étoiles
49 L’origine des étoiles
50 Les étoiles multiples
51 La classification des étoiles
52 Les étoiles de faible masse
54 Les étoiles massives
56 Les trous noirs
58 Les amas stellaires
60 Les constellations imaginaires
62 Les constellations de l’hémisphère austral
64 Les constellations de l’hémisphère boréal
74 Les galaxies actives
73 Les amas de galaxies
72 Le groupe local
70 La Voie lactée
69 La classification des galaxies
68 Les galaxies
66 | Les galaxies
5
119 L’exploration des petits astres
118 Ulysses
117 Cassini et Huygens
116 Galileo
115 Voyager
114 Pioneer 10 et 11
113 Magellan
110 L’exploration de Mars
108 L’exploration de la Lune
106 Les sondes spatiales
104 Autour de la Terre
102 | Exploration spatiale
matières
84 | Observation astronomique
86 Le spectre électromagnétique
88 Les télescopes
90 Les observatoires astronomiques
92 Une nouvelle génération de télescopes
94 Le télescope spatial Hubble
96 Les radiotélescopes
98 La vie ailleurs dans l’Univers
100 Les planètes extrasolaires
120 | Glossaire
122 | Index
83 Le rayonnement de fond cosmologique
82 L’expansion de l’Univers
80 Le Big Bang
78 Les dimensions de l’Univers
76 | Structure de l’Univers
Bien qu’il soit incroyablement grand de notre point de vue, le Système solaire est un monde
infiniment petit à l’échelle de l’Univers. Son étude se révèle pourtant
déterminante lorsqu’on désire scruter l’Univers. Notre Soleil, l’astre de feu autour duquel orbitent les planètes,
n’est-il pas une étoile comme l’Univers en compte un nombre astronomique?
8 Le Système solaireNeuf planètes autour du Soleil
10 Tableau comparatif des planètesLe tour du Système solaire
12 Le SoleilUne étoile bien ordinaire
14 L’évolution du SoleilLa naissance et le destin de notre étoile
16 Les éclipses solairesUne disparition spectaculaire
Le Système solaire
8
Le Système solaire comprend une étoile (le Soleil), neuf planètes, une soixantainede satellites naturels qui gravitent autour des planètes, des milliers d’astéroïdes(petits astres rocheux), des millions de comètes (boules de neige sale), des milliardsde cailloux ainsi que de la poussière cosmique et des gaz.
Le S
ystè
me
sola
ire
Neuf planètes autour du Soleil
LES PLANÈTES EXTERNESLes planètes les plus éloignées du Soleil sont des planètes géantes gazeuses (principalement composéesd’hydrogène et d’hélium) qui possèdent généralement des anneaux et plusieurs satellites.
JupiterSoleil
Neptune
Uranus
Saturne
L’ÉCLIPTIQUEToutes les planètes orbitent approximativement dans le même plan : l’écliptique,que l’on définit comme le plan de l’orbite de la Terre par rapport au Soleil. Le schéma suivant montre l’inclinaison de chaque planète ; Plutonest celle qui a l’inclinaison la plus forte.
La ceinture de Kuiper, situéeau-delà de l’orbite de Neptune,est formée d’astres de glace plusou moins semblables à Pluton.
Pluton, la planète la plus petite, la pluséloignée et la plus froide du Système
solaire, se situe dans une classe à part.
équateur du Soleil
Uranus (0,8˚) Neptune (1,8˚) Saturne (2,5˚) Mercure (7˚)Terre (0˚) Jupiter (1,3˚) Mars (1,9˚) Vénus (3,4˚)
Pluton (17,2°)
LA VOIE LACTÉENotre Système solaire est situé en périphérie de la Voie lactée, notre galaxie. Il s’étend sur quelque12 milliards de kilomètres. Pourtant, si on compare la Voie lactée à une plage, il ne s’agit là que d’ungrain de sable.
Le Système solai re
0Q
0W
0R
0E
9
Le S
ystè
me
sola
ire
LES PLANÈTES TELLURIQUESPlus petites mais très denses, les planètes dites telluriques
ou rocheuses sont les plus proches du Soleil.
Malgré l’abondance d’astres de tous genres, le Systèmesolaire est pratiquement vide. Contrairement auxreprésentations usuelles, d’immenses espaces videsséparent en réalité chacune des planètes. La distanceentre les planètes externes est plus grande encore.
Le nuage de Oort, situé à plus de 4 500 milliards de kilomètres, entoure tout le Système solaire. Il estcomposé de milliers de milliards de comètes.
La ceinture d’astéroïdes, qui marque la frontière entre les planètesinternes et les planètes externes, est la région du Système solaire
où l’on trouve le plus grand nombre d’astéroïdes.
Mercure
Vénus
Terre
Mars
LES OBJETS CÉLESTESD’une manière générale, une étoile (comme le Soleil)est un astre émettant une grande quantité d’énergie(lumière et chaleur). Une planète Q est un corpscéleste qui orbite autour d’une étoile et reflète unepartie de cette énergie. Un satellite naturel W (oulune) gravite autour d’une planète.
Les neuf planètes orbitent autour du Soleil dans lamême direction, soit dans le sens anti-horaire E.Elles tournent aussi sur elles-mêmes dans ce sens R, sauf Vénus et Uranus.
Les planètes circulent autour du Soleil surune orbite elliptique, c’est-à-dire sur uncercle légèrement ovale. À l’exception decelles de Mercure et de Pluton, ces orbitessont pratiquement circulaires.
Soleil
orbite elliptique
Le tour du Système solaire
10
Le S
ystè
me
sola
ire
Mercure
Vénus
Ganymède
CallistoEurope
Soleil
Jupiter
Io
MarsTerre
Lune PhobosDeimos
Mercure Vénus Terre Mars
Diamètre (km) 4 878 12 100 12 756 6 787
Période de rotation 58,6 jours 243 jours 23,9 h 24,6 h
Inclinaison de l’orbite7˚ 3,4˚ 0˚ 1,9˚(par rapport à l’écliptique)
Nombre de lunes connues 0 0 1 2
Distance moyenne du Soleil0,39 UA 0,72 UA 1 UA 1,52 UA(1 UA = 149 600 000 km)
Période de révolution 87,9 jours 224,7 jours 365,2 jours 686,9 jours
Masse (relative à la Terre) 0,056 0,82 1 (5,9 X 1024 kg) 0,11
Composition de l’atmosphèretraces d’hydrogène 96 % CO2, 3 % 78 % azote, 21 % 95 % CO2, 1,6 %et d’hélium azote, 0,1 % eau oxygène, 1 % argon argon, 3 % d’azote
LES PLANÈTES INTERNES
Tableau comparati f des planètes
11
Le S
ystè
me
sola
ire
Saturne
Uranus
TitanRhéa
Dioné
Téthys
Mimas
Charon
Pluton
ObéronTitania
UmbrielAriel
Miranda
TritonNeptune
Jupiter Saturne Uranus Neptune Pluton
142 984 120 536 51 108 49 538 2 350
9,8 h 10,6 h 17,2 h 16 h 6,3 jours
1,3˚ 2,5˚ 0,8˚ 1,8˚ 17,2˚
17 22 21 8 1
5,2 UA 9,54 UA 19,19 UA 30,06 UA 39,44 UA
11,8 ans 29,4 ans 84 ans 164,8 ans 248,5 ans
318 95 15 17 0,002
90 % hydrogène, 10 % 96 % hydrogène, 3 % 84 % hydrogène, 14 % 74 % hydrogène, 25 % méthane et azotehélium, traces de méthane hélium, 0,5 % méthane hélium, 2 % méthane hélium, 1 % méthane
LES PLANÈTES EXTERNES
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Le S
ystè
me
sola
ire
Une étoile bien ordinaire
Situé à 150 millions de kilomètres de la Terre, le Soleil est une étoile jaune de taillemoyenne, comme la centaine de milliards d’étoiles de notre Galaxie. Ce n’est pas uncorps solide, mais une sphère de gaz incandescents composée essentiellementd’hydrogène et d’hélium.
La production d’énergie solaire se fait au centre de l’étoile, en son noyau Q, où latempérature atteint 15 000 000 ˚C et où l’hydrogène est converti en hélium par fusionnucléaire. Cette énergie se déplace du noyau vers la surface à travers des couchessuccessives. Dans la zone radiative W, l’énergie produite migre sous forme de photons(grains de lumière), et se refroidit. Les photons interagissent constamment avec lamatière dans une trajectoire irrégulière E, et mettent ainsi un million d’années àémerger de la zone radiative. Ils franchissent ensuite la zone de convection R où destourbillons de gaz chauds T circulent entre les régions chaudes en profondeur, et lesrégions «froides» de la surface. Remontant jusqu’à la photosphère Y, en surface, lesphotons sont émis sous forme de lumière et de chaleur, à une température de 6 000 ˚C.Cette lumière met huit minutes à nous parvenir.
La couronne est constituée degaz de très faible densité et
s’étend sur des millions dekilomètres. C’est le siège demécanismes mystérieux, car
on s’explique mal comment latempérature peut y atteindre
1 000 000 ˚C.
La chromosphère est unecouche de gaz raréfiés d’uneépaisseur de 10 000 km et oùla température se maintient
à 10 000 ˚C.
Un spicule est un mince jetde gaz se produisant dans
la chromosphère et pouvantatteindre la couronne.
zone deconvection
TEMPÉRATURE
1 000 000 ˚C 6 000 ˚C 15 000 000 ˚C
zone radiative
noyau
10 000 ˚C
0T
0Y
0R
0E
0W
0Q
Le Solei l
13
Le S
ystè
me
sola
ire
Le traitement à l’ordinateur d’un cliché duSoleil révèle l’intensité du vent solaire.
LE VENT SOLAIREDu Soleil s’échappe un fluxpermanent de protons etd’électrons qui se déplace àenviron 500 km/s et qui metquatre jours à atteindre laTerre. Il varie selon l’intensitéde l’activité solaire et estresponsable de l’orientationde la queue des comètes etdes aurores polaires.
La couronne n’est visible que lorsd’une éclipse solaire totale, alorsqu’elle apparaît comme un halobrillant autour de la Lune.
activité minimale
activité maximale
L’ACTIVITÉ SOLAIRESur Terre, des perturbations
des réseaux de transportd’électricité ou des pannes desatellites de communications
sont provoquées par desorages dits géomagnétiques,
liés à la fluctuation del’activité magnétique solaire.Notre étoile passe ainsi tousles 11 ans par une période
maximale de taches solaireset d’éruptions avant de
redevenir plus calme.
Les taches solaires sont desrégions de la photosphèrelégèrement plus froides (4 000 ˚C)qui ont un aspect sombre et où le champ magnétique est plusintense. Certaines peuvent couvrir une superficie équivalant à cinq fois celle de la Terre.
Les éruptions solaires sont desprojections de langues de gaz dedizaines de milliers de kilomètres,qui sont parfois brusquementrejetées dans l’espace.
La Terre, ici représentée àl’échelle, a un diamètre 109 fois inférieur à celui duSoleil, qui est de 1 400 000 km.Celui-ci constitue, à lui seul,99,8 % de la masse duSystème solaire.
La photosphère est la surfacevisible du Soleil, dont latempérature est de 6 000 ˚C.
14
Le S
ystè
me
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La naissance et le destin de notre étoile
W Au centre de ce nuage contracté, la matière en rotation est devenue de plus en plus dense,chaude, puis lumineuse, et a engendré un embryond’étoile, ou une protoétoile.
Q Dans un des bras spiraux de la Voie lactée, unnuage de poussière a commencé à graviter sousl’effet d’une onde de choc provenant probablementde l’explosion d’étoiles massives.
Le Soleil est né il y a 4,6 milliards d’années, soit environ 10 milliards d’années après le Big Bang. Lieu d’une intense réaction nucléaire, il mettra encore environ 5 milliardsd’années à épuiser son combustible et brillera tout ce temps. Dans moins d’un milliardd’années, la luminosité de notre étoile ayant augmenté, notre planète sera même tropchaude pour que la vie puisse y prospérer.
E La matière qui s’est condensée a provoqué unefantastique augmentation de la température etdéclenché la réaction nucléaire qui alimentemaintenant le Soleil. Les poussières environnantes se sont agglomérées pour former les protoplanètes.
R Les éléments légers ont été repoussés et ontdonné naissance aux planètes géantes gazeusesexternes. Les éléments plus lourds se sontsédimentés et ont formé les planètes internesrocheuses, dites telluriques, dont la Terre.
Y Depuis cette époque, notre étoile connaît une phase de stabilité qui a permis l’apparition de la vie sur Terre. On prévoit toutefois que, dans 500 millions d’annéesseulement, le Soleil verra une croissance de sa luminositéet de son diamètre, ce qui augmentera la température surTerre au point d’entraîner l’évaporation des océans.
T Quatre planètes rocheuses (Mercure, Vénus, laTerre et Mars), quatre géantes gazeuses (Jupiter,Saturne, Uranus et Neptune) et une multitude decorps célestes singuliers (astéroïdes, comètes et laplanète Pluton...) se sont ainsi formés et ontconstitué le Système solaire actuel.
L’évolution du Solei l
15
O Notre étoiledeviendra par la suiteaussi petite que la Terremais extrêmementdense : un cube d’uncentimètre pèsera alorsune tonne ! Ce sera une naine blanche.
P Au bout de milliardsd’années, le Soleils’éteindra complètementen une naine noire.
U Lorsque toutl’hydrogène sera épuisé,notre étoile se gonflera enune géante rouge, 100 fois plusgrosse et des centaines de fois pluslumineuse, absorbant la Terre au passage.
I Par la suite, la réaction nucléaire aucœur du Soleil s’arrêtera complètement etl’astre se contractera, après avoir éjectéune enveloppe gazeuse qui formera autourde lui une nébuleuse planétaire.
16
Le S
ystè
me
sola
ire
Une disparition spectaculaire
ÉCLIPSE ANNULAIREUne éclipse annulaire se produit lorsque le disque apparent de laLune, plus petit que celui du Soleil, laisse entrevoir un anneau dudisque solaire. À ce moment, la Lune est plus éloignée de la Terre.
Une éclipse solaire se produit lorsque, vue de la Terre, la Lune passe devant le Soleilet que les trois astres sont parfaitement alignés. Les éclipses solaires sont le résultatd’une coïncidence remarquable qui survient plusieurs fois par siècle ; nulle partailleurs dans le Système solaire peut-on assister à une occultation du Soleil aussiparfaite, aucune autre planète ne possédant une lune capable de masquer aussi biennotre étoile.
Une éclipse solaire a toujours lieu le jour et n’est visible que durant quelques minutesdepuis une région limitée du globe qui prend la forme d’un corridor de quelquescentaines de kilomètres de diamètre.
ÉCLIPSE PARTIELLEQue ce soit lors d’une éclipse solaire totale ou annulaire,l’observateur situé dans une zone de pénombre voit uneéclipse partielle.
ATTENTION! DANGER!Sous aucun prétexte on ne doit regarder le Soleil à l’œil nu. Il semble plus faciled’observer le Soleil lors d’une éclipse solaire, mais l’effet dévastateur des rayons ultravioletspour les yeux reste le même. Une façon d’observer sans danger une éclipse consiste, avec le Soleil derrière soi, à laisser passer les rayons solaires à travers une feuille perforée et à regarder l’éclipse sur une autre feuille.
Lune
Terre
zone d’ombre
orbite terrestre
orbite lunaire
zone de pénombre
Lune
orbite lunaire
Terre
zone d’ombre
orbite terrestre
zone depénombre
Soleil
Soleil
ÉCLIPSE SOLAIRE TOTALEUne éclipse solaire totale dure au maximum sept minuteset laisse paraître la couronne solaire. La zone d’ombrequ’elle projette s’étend au plus sur 270 km.
Les écl ipses solai res
Planètes et satellitesMême si le Soleil contient 99,8 % de la matière du Système solaire et éclipse à tous points de vue les neuf planètes qu’il
attire, celles-ci restent singulières sur bon nombre d’aspects. De quoi sont faites nos voisines immédiates,
situées à des millions de kilomètres de nous? Qu’est-ce qui distingue la Terre de chacune d’elles? Révélationsétonnantes sur ces planètes et leurs satellites que l’on croit parfois connaître...
19 MercureL’étrange lune du Soleil
20 VénusLa planète sœur devenue enfer
21 La TerreL’exceptionnelle planète vivante
22 La naissance de la TerreLa formation et l’évolution de notre planète
24 La magnétosphèreUn bouclier contre le vent solaire
26 L’atmosphère terrestreUne précieuse et mince couche d’air
28 Les coordonnées géographiquesFaire le point sur Terre
29 Les coordonnées astronomiquesRepérer les astres dans le ciel
30 Le cycle des saisonsPourquoi le temps est cyclique
32 La LuneNotre satellite naturel
34 Les phases lunairesPourquoi la Lune change de forme
35 Les éclipses lunairesQuand la Lune devient rougeâtre
36 MarsLa fascinante planète rouge
37 Les astéroïdesDe petites planètes méconnues
38 Les météoritesDes pierres tombées du ciel
40 Les comètesAstres de terreur ou de bienfaits?
42 JupiterLa planète de la démesure
43 SaturneLa planète aux anneaux
44 UranusLa planète couchée
45 NeptuneAux confins du Système solaire
46 PlutonEst-ce vraiment une planète?
Planètes et satellites
19
L’étrange lune du Soleil
Plan
ètes
et
sate
llite
s
roche
L’ORBITE DE MERCUREMercure circule autour du
Soleil selon une orbite trèsexcentrique. Elle s’en approche
jusqu’à 46 millions de kilomètreset s’en éloigne jusqu’à 70 millions
de kilomètres.
La planète réalise une rotation et demie sur elle-même lors de la
première révolution autour du Soleil.
Après deux révolutions, Mercureaura donc accompli trois rotations.C’est le seul astre ainsi synchronisé
dans le Système solaire. Un important noyau de ferconstitue près de 75 % du diamètrede la planète. La matière rocheusequi le recouvre est pratiquementaussi dense que la roche terrestre.
Mercure est la planète la plus rapprochée du Soleil et celle qui ressemblele plus à notre Lune, quoique de diamètre supérieur (4 900 km contre 3 500 km). Comme notre satellite, Mercure est dénuée d’atmosphèreet sa surface, âgée de plusieurs milliards d’années, est criblée decratères. De la glace pourrait se cacher au fond des cratèrespolaires, là où les ardents rayons du Soleil n’atteignent jamais lesol. Les écarts de température (de -185 à 425 ˚C) sont les plusimportants que l’on connaisse dans tout le Système solaire.
pôle Nord
inclinaison de l’axe de 0˚
plan de l’orbite pôle Sud
croûte
Mercure est traversée par desfailles de quelques milliers de mètres de hauteur qui s’étendent sur des centaines de kilomètres.Ces falaises traversent des cratères et se seraient forméeslors du refroidissement du cœur de la planète, ce quiaurait comprimé, rompu et plissé la croûte.
cratère
UN RELIEF ACCIDENTÉ
Mercure
La planète sœur devenue enfer
Plan
ètes
et
sate
llite
s
pôle Sud
pôle Nord
inclinaison del’axe de 2˚
L’atmosphèreopaque de laplanète voile enpermanence le sol vénusien. La pression est 90 fois celle quenous connaissonssur Terre.
Le noyau se composede fer et de nickel.
manteau rocheux
LA SURFACE VÉNUSIENNEOutre les plaines vallonnées, de peu de relief, qui forment l’ensemble du paysage, il existe surVénus d’immenses volcans semblables à ceux del’archipel d’Hawaii.
Vénus pivote sur elle-même dans lesens horaire, a contrario de presquetous les astres du Système solaire.
croûte
Vénus a longtemps été considérée comme la planète partageant le plusde traits communs avec la Terre. Elle a pratiquement la même taille, elleorbite sensiblement à la même distance du Soleil, elle est pourvued’une épaisse atmosphère et elle a la même densité et compositionchimique. Il y a quelques décennies à peine, on imaginait ytrouver une végétation luxuriante. Malheureusement lesconditions sur Vénus se révélèrent inhospitalières.
plan de l’orbite
L’EFFET DE SERRE SUR VÉNUSL’atmosphère, composée à 96 % de dioxyde decarbone (C02), emprisonne une bonne partie del’énergie solaire et produit un terrible effet de serre.En surface, la température atteint 465 ˚C.
rayons infrarougeslibérés
rayons infrarougescaptifs
lumière solaire
surface de Vénusatmosphère
Vénus laisse paraître d’étonnantes structuresgéologiques en forme de dômes affaissés, résultantde l’expulsion puis de la rétraction de la lave.
La planète est couverte de coulées de lave etprésente des montagnes, comme le mont Maatde 8 km de haut.
Vénus
21
L’exceptionnelle planète vivante
Plan
ètes
et
sate
llite
spôle Nord
inclinaison del’axe de 23,4˚
30 % d’oxygène
15 % de silicium
13 % de magnésium
35% de fer
pôle SudLe noyau interne serait constitué de fer mêlé à d’autres éléments comme lenickel. En son centre, la températureatteindrait 5 000 ˚C, soit presque autantqu’à la surface du Soleil.
Le noyau externe est une coucheliquide constituée de silicium, demagnésium et d’oxygène avec du fer,du calcium et de l’aluminium.
Le manteau forme 80 % duvolume terrestre et se composed’olivène et de pyroxène (fer,magnésium et silicate) ainsique de calcium et d’aluminium.
La croûte terrestre est une mince enveloppe quicompte pour moins de 2 % du volume terrestre et quiest constituée de roche solide relativement légère,principalement du quartz et autres silicates. C’est ellequi forme les continents et les fonds marins.
atmosphère
océan
atmosphère
LA COMPOSITION CHIMIQUEDE LA TERRELe schéma suivant représente la proportion des élémentscomposant la masse totale de la Terre.
2% de nickel
2 % de soufre
traces d’éléments demoins de 1%
manteau
La Terre est l’une des cinq planètes rocheuses du Système solaire.En moyenne, chaque mètre cube de la planète pèse 5,5 tonnes, cequi en fait l’astre le plus dense du Système solaire. C’est aussi laseule planète qui possède de vastes océans d’eau liquide.
plan de l’orbite
croûte océanique
manteausupérieur rigide
croûte continentale
La Terre
22
Plan
ètes
et
sate
llite
s La formation et l’évolution de notre planète
Il y a plus de 5 milliards d’années, le Système solaire n’existait pas. Ce n’était qu’unimmense nuage de poussière et de gaz diffus tournant lentement sur lui-même. Les neuf planètes, dont la Terre, se sont formées par agglomération de matière – un peu à la manière d’une boule de neige – au sein de cette nébuleuse originelle.
R Ces protoplanètes entrent en collision les unes avec les autres et s’agglomèrent jusqu’à atteindre la taillede planètes (de plusieurs milliers de kilomètres). Durant des centaines de millions d’années, les planètesnaissantes subissent le bombardement intense des autres corps rocheux.
Q Tout aurait commencé, il y aquelque 4,6 milliards d’années, aucentre de la nébuleuse primitive.
W Le Soleil aurait été formé aucentre de ce nuage alors que lesgaz et la matière en périphériecommençaient à s’agglutiner.
E Des petits cailloux, dont la tailledevient de plus en plus imposante,forment des embryons de planètes,ou protoplanètes, de quelqueskilomètres de diamètre.
La naissance de la Terre
Plan
ètes
et
sate
llite
s
T Ainsi, il y a environ 4,5 milliards d’années, la jeuneTerre est entièrement couverte d’un océan de lavebrûlante – de la roche liquide – de plusieurs centainesde kilomètres d’épaisseur.
Y Petit à petit, cet océan de lave serefroidit pour former une croûte quiest toutefois intensément bombardéepar les météorites et les comètes.
I La présence de continents, d’océans et d’une atmosphère pauvre en oxygène qui permet la formation demolécules de plus en plus complexes engendre un phénomène remarquable : la vie. Fait encore plus étonnant,cette vie apparaît très rapidement dans les océans, moins d’un milliard d’années après la naissance de la Terre.Elle mettra cependant plusieurs milliards d’années pour s’étendre sur les continents...
U Notre jeune planète estaussi le théâtre d’une intenseactivité volcanique, qui libèreune atmosphère primitiveradicalement différente de la nôtre. L’eau apparaît –peut-être des profondeurs dela Terre ou apportée du cielpar les comètes – pour formerles océans. Parallèlement, lacroûte se disloque et donnenaissance aux continents.
24
Plan
ètes
et
sate
llite
s
La magnétosphère s’étend sur plusde 60 000 km en direction du Soleilet s’étire en une longue queue de
quelques millions de kilomètres dansla direction opposée.
Terre
La magnétopause est la frontièreexterne de la magnétosphère.
La ceinture interne de VanAllen, située à 5 000 km
d’altitude, contient des protonset des électrons capturés.
La ceinture externe de Van Allen,située à 36 000 km d’altitude, est
constituée d’électrons capturés.
Un bouclier contre le vent solaire
Comme d’autres corps célestes, dont certaines planètes et le Soleil, la Terre agit comme unesorte d’aimant géant. Elle possède en effet un champ magnétique, que l’on nomme lamagnétosphère. Celle-ci agit comme un bouclier qui nous protège en faisant dévier laplupart des particules chargées provenant du Soleil et dangereuses pour toute forme de vie.
Le vent solaire Q, qui est un flux permanent de particules dont l’intensité varie selonl’activité du Soleil, s’approche de la Terre à une vitesse de 300 à 800 km/s, et forme uneonde de choc W lorsqu’il rencontre le champ magnétique terrestre. La plupart des particulessont alors déviées dans une zone nommée la magnétogaine E. Certaines d’entre elles sontnéanmoins piégées dans les ceintures interne et externe de Van Allen R, tandis qued’autres pénètrent parfois la haute atmosphère par les cornets polaires T et créent lesaurores polaires.
0Q
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La magnétosphère
0Q
0W
0E
25
L’énergie libérée lors de la collisionentre les particules est visible sousforme de lumière, de couleurdifférente selon l’altitude et le typede molécules qu’elles rencontrent.
À 300 km d’altitude et plus, lesparticules entrent en collision avecles atomes d’hydrogène et ces raresaurores prennent alors une teinterouge Q. À 140 km d’altitude, les collisions avec des moléculesd’oxygène produisent des auroresbleues ou violettes W. À environ100 km d’altitude, le vent solairepercute des atomes d’oxygène oudes molécules d’azote et engendredes aurores vertes ou roses E.
Plan
ètes
et
sate
llite
s
LES AURORES POLAIRESCe n’est que récemment que la physique a élucidé le mystère des aurores polaires. Le phénomène se produit lorsquecertaines particules chargées du vent solaire pénètrent dans la haute atmosphère (ionosphère) par les cornetspolaires. En entrant en collision avec les atomes et les molécules de la haute atmosphère, ces particules produisentalors des effets lumineux spectaculaires. Au Nord, les aurores sont dites boréales alors qu’au Sud, ce sont les auroresaustrales. Elles s’étendent sur des milliers de kilomètres mais leur épaisseur est inférieure à 1 km.
100 km
140 km
300 km
0Q
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Une précieuse et mince couche d’air
Plan
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La moitié de l’atmosphère seconcentre au-dessous de 5 kmd’altitude et 99 % à moins de30 km, ce qui est infime enregard du diamètre de la planète(12 800 km). À l’échelle d’unglobe terrestre de 30 cm,l’atmosphère ne représente quel’épaisseur d’un papier collant !
0,93 % d’argon
0,03 % de dioxydede carbone
COMPOSITION DE L’AIR
78 % d’azote
21 % d’oxygène
rayons ultraviolets
rayons X
rayons gamma
ondes infrarouges
lumière visible
ondes radio
LE FILTRE ATMOSPHÉRIQUEL’atmosphère terrestre ne laisse paspénétrer toutes les formes d’ondes
lumineuses. Seuls la lumière visible,les ondes radio et très peu de
rayons ultraviolets et infrarougesparviennent jusqu’à nous. Les autressources sont stoppées par l’une ou
l’autre des couches supérieures.
La Terre est surnommée la «petite planète bleue» en bonnepartie grâce à son atmosphère qui permet l’existence des océans.Sans atmosphère, notre planète ressemblerait à la Lune ou à Marsqui ne comportent pas d’eau liquide.
Cette mince couche d’air constituée d’une bonne partie d’oxygènelibre nous protège des rayons ultraviolets nocifs du Soleil et rendpossible la vie sur Terre.
L’atmosphère terrestre
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Plan
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et
sate
llite
s
15 km-55 ˚C
0 ˚C
-100 ˚C
1 000 ˚C
2 000 ˚Cet plus
0 km
50 km
80 km
500 km
6 000 km
La mésosphère est la plus froide de toutes lescouches. C’est dans cettezone que les météoreslégers se consument.
L’ionosphère, où l’air est raréfié, comporte des particules chargéesélectriquement et donnelieu à la formationd’aurores polaires.
L’exosphère ne contient quede rares molécules de gaz quis’évanouissent dans l’espaceinterplanétaire, échappant àla gravité terrestre.
La stratosphère est la zoneoù se trouve la couche d’ozonequi absorbe une partie durayonnement solaire.
satellite
télescopespatialHubble
aurorepolaire
navettespatiale
météore
couched’ozone
avionsupersonique
nuage
montEverest
avion de ligne
LES COUCHES ATMOSPHÉRIQUESL’atmosphère est constituée de plusieurs couches qui s’étendent de la troposphère dans laquelle nous vivonsjusqu’à l’exosphère, la couche la plus externe. Chacune de ces couches présente des caractéristiques différentes.
La troposphère contientl’essentiel des gaz et de lavapeur d’eau. Elle est lethéâtre de presque tous lesphénomènes météorologiques.
28
Pour se situer sur Terre, on utilise un système simple, celui des coordonnéesgéographiques. On peut ainsi identifier précisément n’importe quel point à l’aidedes coordonnées des lignes horizontales et verticales qui s’entrecroisent. Lalocalisation d’un point géographique s’établit donc à l’aide de deux coordonnées :la longitude (méridien) et la latitude (parallèle) qui s’expriment en degrés. Pl
anèt
es e
t sa
telli
tes Faire le point sur Terre
Les méridiens sont des lignes imaginaires qui passentperpendiculairement à l’équateur et se rejoignenttoutes aux pôles. Ce sont des demi-cercles quidivisent la planète à la manière de quartiersd’orange. À partir d’un méridien zéro, on divise leglobe en deux hémisphères : l’hémisphère Est etl’hémisphère Ouest, et chacun est subdivisé en 180˚.
Des lignes horizontales imaginaires, parallèles àl’équateur, entourent la Terre. Leur longueur diminueà mesure que l’on s’approche des pôles. L’équateurdivise le globe en deux hémisphères : le Nord et leSud. Il y a donc un 30e parallèle Nord et un 30e
parallèle Sud. L’angle de l’équateur est de 0˚ alorsque l’angle maximal atteint 90˚ aux pôles.
LES MÉRIDIENS
30˚ O 30˚ E
60˚ E
90˚ E90˚ O
60˚ O
équateur
méridien origine
60˚ S 60˚ S
30˚ S 30˚ S
LES PARALLÈLES
pôle Nord
pôle Sud
pôle Nord
pôle Sud
90˚ N
60˚ N 60˚ N
30˚ N
équateur (0˚)équateur (0˚)
90˚ S
30˚ N
30˚
pôle Nord
hémisphère boréal
hémisphère austral
cercle polaire arctique
tropique du Capricorne(23,5˚ de latitude Sud)
Le parallèle qui encercleprécisément le globeterrestre à mi-chemin entrele pôle Nord et le pôle Sudse nomme équateur.
tropique du Cancer(23,5˚ de latitude Nord)
pôle Sud cercle polaire antarctique
Le méridien origine, dit deGreenwich, passe par l’ancienobservatoire de Greenwich,situé près de Londres.
longitude
latitude
0˚
Les coordonnéesgéographiques
29
Pour situer aisément les étoiles, on utilise un système d’angles comparable à celuides coordonnées géographiques. Les mêmes principes s’appliquent ; il y al’équateur et les pôles célestes ainsi que les hémisphères boréal et austral. Pouréviter toute confusion avec les latitudes et les longitudes, on parle respectivementde déclinaison (les parallèles) et d’ascension droite (les méridiens). Pl
anèt
es e
t sa
telli
tesRepérer les astres dans le ciel
Dubhe
Castor
ET POURTANT ELLE TOURNELorsqu’on regarde le ciel, on a l’impression que les étoiles se déplacent, d’est en ouest. En réalité, c’est laTerre qui tourne sur elle-même, d’ouest en est. De plus, l’endroit où un observateur se situe déterminequelles étoiles il voit et de quelle façon ces astres semblent se déplacer.
Polaris
Polaris
Dubhe Castor
Mintaka
Fomalhaut
Polaris
Dubhe
CastorMintaka
Fomalhaut
Alpha du Centaure
Un parcours complet (de 360˚)au niveau de l’équateur célesteéquivaut à 24 heures, chaque
heure correspondant à 15˚.
pôle Nordcéleste
sphère terrestre
La déclinaison estl’équivalent de la latitudeterrestre. Elle se compte,à partir de l’équateur, en degrés positifs dansl’hémisphère Nord et en degrés négatifs dansl’hémisphère Sud, de 0˚à 90˚.
sphère céleste
Le point vernal est l’équivalentdu méridien origine. Situé àl’intersection de l’équateurcéleste et de l’écliptique, ilcorrespond à la position du
Soleil à l’équinoxe de printemps.
écliptique
équateur
L’ascension droitecorrespond à la longitudesur Terre. Elle se mesureen heures, d’ouest en est,à partir du point vernal.pôle Sud céleste
À 45˚ DE LATITUDE NORDÀ L’ÉQUATEUR, 0˚AU PÔLE NORD, 90˚
Les coordonnéesastronomiques
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N
E
S
Plan
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s
Pourquoi le temps est cyclique
En été, le Soleil est haut dans leciel : il fait chaud. Au solstice
d’été, vers le 21 juin, correspondle jour le plus long de l’année
dans l’hémisphère Nord.
été
SOLSTICE D’ÉTÉ
Étonnamment, dansl’hémisphère Nord, la saisonchaude se produit alors que
la Terre est à sa distancemaximale du Soleil, à sonaphélie (à 152,1 millions
de kilomètres).
Dans l’hémisphère Nord, les rayons solaires frappentle sol à l’oblique. L’énergie est étalée sur unesurface trois fois plus grande qu’à l’équateur et estde ce fait moins concentrée. Le climat est tempéré.
À l’équateur, les rayons solaires sont concentrés etfrappent la surface du sol à 90 degrés ; il fait chaud.
L’INCIDENCE DES RAYONS DU SOLEILLa différence des températures entre les diversesrégions du globe résulte de l’inclinaison de laTerre par rapport au Soleil et s’explique par l’angled’incidence des rayons solaires.
Au pôle Nord, les rayons solaires sont presqueparallèles à la surface ; l’énergie est dissipée ;il fait froid.
Contrairement à la croyance populaire, le phénomène des saisons – c’est-à-dire lechangement périodique du climat au fil des mois – n’est pas dû au rapprochement ou à l’éloignement de la Terre par rapport au Soleil. Les variations climatiquessaisonnières sont dues à la légère inclinaison de la Terre, qui pivote sur elle-mêmecomme une toupie penchée de 23,5 degrés. C’est cette inclinaison qui explique qu’unhémisphère reçoit plus de soleil que l’autre à un moment de l’année.
Si l’axe des pôles n’avait pas étéincliné, il n’y aurait pas devariations saisonnières de latempérature. Notre climatressemblerait plus oumoins à ce que nousconnaissons en octobreou en mars. C’est le casnotamment de Mercure et Vénus.
Le cycle des saisons
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SN
E
O
E
O
N S
E
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Plan
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Vers le 21 septembre, la durée du jouret de la nuit sont égales, d’où le nomd’équinoxe d’automne. Ce jour-là, le Soleil se lève exactement à l’Est et se couche exactement à l’Ouest.
automne
printemps
hiver
Soleil
ÉQUINOXE DE PRINTEMPS
ÉQUINOXE D’AUTOMNE
SOLSTICE D’HIVER
Vers le 21 mars, la durée du jouret celle de la nuit sont égales,d’où le nom d’équinoxe deprintemps. Ce jour-là, le Soleilse lève exactement à l’Est et secouche exactement à l’Ouest.
En hiver, le Soleil est bas dans le ciel : il faitfroid. Au solsticed’hiver, vers le 21décembre, correspond le jour le plus court de l’année dansl’hémisphère Nord.
La saison froide, dansl’hémisphère Nord, coïncideavec le moment où la Terre se trouve la plus proche duSoleil, à son périhélie (à147,3 millions de kilomètres).
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Notre satellite naturel
Plan
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s pôle Nord
inclinaison del’axe de 2,6˚
pôle Sud
La Lune a tout d’une planète puisque sa taille (un quart de celle de laTerre), sa surface et son histoire se comparent à celles des planètesproches du Soleil. On la considère plutôt comme un satellite naturelparce qu’elle gravite autour de la Terre. La Lune est dénuéed’atmosphère et d’eau, mais il y a de fortes chances que les pôleslunaires recèlent une certaine quantité de glace mélangée à dusable au fond des cratères polaires, là où la température semaintient en permanence sous les –200 ˚C. Dans ces conditionsextrêmes, ce mélange forme un matériau aussi dur que le roc.
plan de l’orbite
face visible
face cachée
La surface lunaire est extrêmement tourmentée ; on y rencontredes cratères de plusieurs centaines de kilomètres de diamètre, desmontagnes hautes de 9 km et des ravins de 6 km de profondeur.
L’empreinte de la chaussure d’unastronaute sur le sol lunaire meten évidence le régolite.
Le noyau interne ferreuxprésente une températurede 1 200 ˚C.
Le noyau externe estvisqueux.
Le manteau solide mesure1 000 km d’épaisseur.
Étonnamment, la croûtelunaire est plus mince sur laface visible (60 km) que surla face cachée (100 km).
Les traînées lumineuses provenantde matière éjectée rayonnent surplusieurs centaines de kilomètres
à partir de jeunes cratères.
chaîne de cratères
Les mers, de vastes plaines de lavesolidifiée, forment les régions sombres
que l’on aperçoit à l’œil nu.
La Lune
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Plan
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s
L’ORIGINE DE LA LUNELa Lune serait née à la suite d’une terrible collision entre la Terre et un immense astéroïde Q. L’impact aurait projetéune énorme quantité de matière dans l’espace, provenant de la Terre et de l’astre détruit W. Sous l’attractionterrestre, les débris auraient gravité autour de la Terre E et se seraient amalgamés R pour former la Lune T.
DES ROCHES DE PLUSIEURS MILLIARDS D’ANNÉESDes centaines de kilos de roches lunaires ont été ramenés sur Terreafin d’être analysées. Ces échantillons, qui peuvent être datés, se
révèlent une source de connaissance importante.
Les anorthosites sont unecomposante des hautes terres.Elles ont généralement plus de 4 milliards d’années.
Criblés de vacuoles causées par desgaz, les basaltes sont des rochesvolcaniques qui se trouvent en grandnombre dans les mers. Elles ontentre 3,2 et 3,8 milliards d’années.
Les brèches sont des fragmentsde roches qui se sont cimentées àla suite d’impacts météoritiques.
faille
Les hautes terres, régions fortaccidentées de montagnes etde cratères, sont des zones plusclaires, visibles à l’œil nu.
Les plaines closes sont de grands cratères qui peuventatteindre 300 km de diamètre.
La croûte lunaire, altérée par le bombardement des micrométéorites et par les particules du ventsolaire, se couvre d’une couche de roches et desable que l’on nomme le régolite, pouvantatteindre plusieurs mètres d’épaisseur et surmontéd’une fine couche de poussières.
couches de lave
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Chaque mois, la Lune change d’apparence en passant d’un mince croissant à unedemi-lune puis à une pleine lune pour disparaître de la même façon. C’est lerésultat du déplacement de la Lune, vue de la Terre, par rapport au Soleil. Comme laLune brille en réfléchissant la lumière solaire, ces phases dépendent de la positionqu’elle occupe par rapport à la Terre et au Soleil.
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Pourquoi la Lune change de forme
I nouvelle lune U dernier croissant Y dernier quartier T gibbeuse décroissante
Q premier croissant W premier quartier E gibbeuse croissante R pleine lune
Au début du cycle lunaire, la Lune est comme un mince croissant. Elle se trouve alors à gauche du Soleil et estvisible en début de soirée Q. Puis, d’une nuit à l’autre, sa face visible est de mieux en mieux éclairée, le croissantlunaire s’épaissit. Après une semaine, celui-ci atteint la forme d’un demi-cercle W. La Lune continue de s’éloignerdu Soleil E. À la pleine lune, toute la face visible de l’astre est illuminée ; vu de la Terre, le Soleil paraît l’éclairer deface R.
Le processus inverse s’amorce ensuite. La Lune se rapproche du Soleil. L’ombre commence à obscurcir son disque T.Nuit après nuit, la portion éclairée se rétrécit, jusqu’à redevenir une demi-lune Y. Peu après, elle se retrouve à ladroite du Soleil et apparaît dans le ciel à l’aube, sous la forme d’un mince croissant U. Finalement, la Lune disparaîtcomplètement. C’est la nouvelle lune. Elle est présente dans le ciel mais invisible, la lumière du Soleil étantéblouissante I.
lumière du Soleil
Les phases lunaires
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0Q
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Contrairement à une éclipse de Soleil, on peut suivresans danger à l’œil nu une éclipse lunaire. Bien quemoins spectaculaire, ce phénomène est plus fréquentet dure plus longtemps. L’éclipse lunaire se produitlorsque la Terre passe entre la Lune et le Soleil. Les trois astres sont donc alignés. Le diamètre de laTerre étant quatre fois celui de la Lune, celle-cidisparaît alors totalement durant une heure dansl’ombre que projette la Terre.
Plan
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Quand la Lune devient rougeâtre
UNE SEULE FACE VISIBLENous voyons toujours la même face de la Lune
parce que notre satellite met exactement lemême temps à tourner sur lui-même et autour
de la Terre, soit 27 jours et 8 heures. Pour cetteraison, une face est en tout temps invisible
depuis la Terre.
L’atmosphère de la Terre dévie unefraction de la lumière du Soleil versl’intérieur de la zone d’ombre etdonne une coloration rouge à la Lune.
Lune
Terre
Une éclipse lunaire commence lorsque la Lune entre dans la zone de pénombre ; sa luminosité diminue alors de manière presque imperceptible. Elle entre ensuite dans la zone d’ombre où une partie de son disque estobscurcie ; c’est l’éclipse lunaire partielle Q. Lorsqu’elle se trouve complètement dans la zone d’ombre, laLune prend une teinte rougeâtre de plus en plus prononcée ; on assiste alors à une éclipse lunaire totale W.
éclipse partielle Q
éclipse totale WSoleil
Lunezone d’ombre
zone depénombre
orbite terrestre
Terre
orbite lunaire
Les écl ipses lunaires
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La fascinante planète rouge
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s De toutes les planètes du Système solaire, Mars est celle qui a le pluscaptivé l’être humain. Deux fois plus petite que la Terre, elle réunitpresque toutes les conditions pour héberger la vie : une atmosphère etun climat tempéré ainsi que de l’eau aux pôles (et probablement sousla surface). Dans l’état actuel de nos connaissances, Mars est la seuleplanète sur laquelle les humains pourraient un jour s’installer.
pôle Nordaxe d’inclinaisonde 25,2˚
pôle Sudplan de l’orbite
L’inclinaison de Mars étant presque identique à celle de la Terre,la planète rouge connaît des saisons comparables aux nôtres, maiselles sont deux fois plus longues que sur Terre puisque Mars orbite
autour du Soleil en 687 jours.
La plus haute montagneconnue, le mont Olympus, estun immense volcan de 27 kmde hauteur (trois fois l’Everest)et de 600 km de diamètre.
Le plus vaste canyon, valléeMarineris, s’étend sur plus de 4 000 kilomètres (soit lalargeur des États-Unis) et recèledes escarpements de 5 à 10 km de profondeur.
LES RELIEFS LES PLUS EXTRÊMES DU SYSTÈME SOLAIRE
LES LUNES DE MARSMars possède deux minuscules
lunes nommées Phobos («peur»)et Deimos (« terreur») qui
s’apparentent davantage à de groscailloux. Il s’agit probablement
d’astéroïdes provenant de laceinture située près de Mars et
que la planète a capturés.
noyauferreux
manteau rocheux
La croûte martienne contient del’oxyde de fer, qui lui donne sacouleur rouge. L’atmosphère est rosepour la même raison. Somme toute,Mars est une planète rouillée.
La calotte polaire australe estcomposée de sable, de dioxyde decarbone gelé et de glace d’eau.Les calottes polaires diminuent etgrandissent suivant les saisons,comme sur Terre.
Mars
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De petites planètes méconnues
Les astéroïdes sont de petits astres constitués de roche et de métal, qui gravitent autour du Soleil comme les planètes. De taille réduite, généralement inférieure à centkilomètres, ces astres n’ont pas la forme sphérique des planètes mais plutôt celle derochers irréguliers, très foncés. Certains pourraient avoir été capturés par les planètes,notamment les lunes martiennes (Phobos et Deimos) et certaines petites lunes de Jupiter.
Un grand nombre d’astéroïdes gravitent entre l’orbite de Mars et de Jupiter dans ce qu’on appelle la
ceinture d’astéroïdes. Leur masse totale estinférieure à celle de la Lune.
La plupart des astéroïdes circulent autour du Soleil en suivant une trajectoire circulaire. C’est le cas de Cérès Q.Certains astéroïdes ont par contre une trajectoire très excentrique qui croise l’orbite terrestre, tels Icare W
et Apollo E. Ces astéroïdes sont dits géocroiseurs. On estime qu’il en existe des centaines, peut-être des milliers,dont certains pourraient un jour entrer en collision avec notre planète.
Terre
Mars
Jupiter
DES MILLIERS D’ASTÉROÏDESIl existe certainement des centaines de milliers d’astéroïdes. Plus de 7 000 astéroïdes sont connus et, chaque année, onen découvre d’autres. Chacun reçoit un nom et se voitattribuer un matricule qui correspond à l’ordre chronologique desa découverte (1 Cérès, 2 Pallas, 3 Juno, 4 Vesta, etc.).
Le plus gros astéroïde, Cérès, découvert en 1801, mesure environ1 000 km de diamètre et sa masse représente à elle seule le quart
de celle de tous les autres astéroïdes.
Gaspra a étéphotographiépar la sondeGalileo en 1991 ;il a une longueur de 20 km et présente des cratères en surface.
Ida,découvertpar la sondeGalileo en1993, mesure52 km de longueuret possède une minusculelune, Dactyl.
Toutatis,nommé enl’honneur du dieudes Gaulois quicraignaient que le cielleur tombe sur la tête, s’estapproché de la Terre en septembre 2004.Cet astéroïde géocroiseur, découvert en1898, mesure 4,6 km de longueur.
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Les astéroïdes
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La Terre est sans cesse bombardée de particules rocheuses qui proviennent de laceinture d’astéroïdes située entre Mars et Jupiter. Attirées par la gravitation, cesparticules tombent dans notre atmosphère à une vitesse foudroyante. Notre planètereçoit ainsi quotidiennement des centaines de tonnes de matière cosmique!
On appelle météoroïdes ces fragments de roches et de particules de poussière.Bien que la plupart se consument avant d’atteindre le sol, certains fragmentsentrent en collision avec la surface terrestre.
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Les météoritesCes pierres tombées du ciel
Lorsque des météoroïdes pénètrent l’atmosphère, ils forment une brève traînée lumineuse constituée
du fragment principal et d’une queue de débrisincandescents. On les nomme communément étoilesfilantes (bien que ce ne soient pas des étoiles) ou,scientifiquement, météores. La taille de ces grains
de poussière se compare à une tête d’épingle.
Le météore qui ne se consume pasen traversant l’atmosphère devientune météorite dont on retrouverades traces de quelques grammes àquelques tonnes sur Terre.
En touchant le sol, la météoritese désintègre partiellement etcrée une onde de choc qui sepropage dans la croûte terrestre.À l’impact, une explosion seproduit ; les débris sont disperséssur plusieurs kilomètres.
La météorite arrivant à grandevitesse forme alors un cratère auxbords relevés. Elle crée un cratèred’impact qui peut atteindre 10 à20 fois sa dimension.
FILER JUSQU’À LA TERRE
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Plan
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s
LES MARQUES DE CHOCS TERRIBLESDans le passé, il semble que la chute de météorites de grande taille ait provoqué l’extinction d’au moins 90 %de la vie terrestre. Aujourd’hui encore, une collision d’importance reste faiblement probable. On trouve traced’une centaine de cratères d’impact majeurs à travers le monde, mais nul doute que notre planète a été victimede bien davantage de météorites. On estime que les deux tiers des météorites qui atteignent la surface denotre planète sont perdues à jamais puisque les deux tiers du globe sont couverts d’eau.
Les météorites ferreuses sont constituéesprincipalement de fer et de nickel.
Les météorites métallo-rocheuses sont composéesde fer et de matière rocheuse.
Les achondrites se comparent au basalteterrestre et proviendraient de la Lune et de Mars.
CLASSIFICATION DES MÉTÉORITESOn a récupéré, depuis deux siècles, plusieurs milliers de météorites, qui sont de véritables échantillons duSystème solaire dont la valeur scientifique est remarquable. L’Antarctique est un endroit où de nombreusesmétéorites ont été préservées et repérées plus facilement puisque ces fragments contrastent bien sur la neige.On distingue généralement trois sortes de météorites.
Les chondrites constituent la majorité desmétéorites connues. Ce sont probablementles plus anciennes du Système solaire.
La composition des météorites pierreuses ou rocheuses ressemble au manteau et à la croûte terrestre.Ces météorites se divisent en deux catégories :
Dans le désert de l’Arizona, une météorite massive de50 m s’est abattue il y a 50 000 ans pour engendrer le
célèbre Meteor Crater (nommé aussi le Barringer Crater),qui fait 1,2 km de diamètre et 200 m de profondeur.
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Plan
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La matière qui entoure le noyau passe de l’étatsolide à l’état gazeux sous l’effet de la chaleuret forme le coma, constitué d’eau, de dioxyde
de carbone et de divers gaz.
Le nuage d’hydrogène, une énorme envelopped’hydrogène de plusieurs millions de kilomètres,
entoure la comète.
ORIGINE DES COMÈTESLes comètes viendraient des confins du Systèmesolaire, du nuage de Oort qui en recèlerait des milliersde milliards. De temps à autre, certaines se décrochentdu nuage pour plonger en direction du Soleil.
La queue ionique, qui peut atteindre centmillions de kilomètres, est formée de gazionisé qui interagit avec le vent solaire.
La queue de poussière, faite de particulesextrêmement fines, peut atteindre dix millions
de kilomètres ou plus. C’est cette bellechevelure que l’on voit au firmament.
Le noyau, au centre, demeure relativementsolide et stable puisqu’il est fait de gaz et de poussière rocheuse. Cette matières’échappe en partie de la croûte du noyau
lorsque la comète passe près du Soleil.
Système solaire
nuage de Oort
Les comètes sont de minuscules astres qu’on ne devrait pratiquement jamais voir.Pourtant, ce sont les seuls planétoïdes connus depuis l’Antiquité. Cette notoriétéest due à un spectaculaire effet d’illusion ; lorsqu’une comète s’approche duSoleil, elle se met à fondre et déploie une magnifique queue de plusieursdizaines de millions de kilomètres. On sait maintenant que les comètespercutent les planètes, ce qui a sûrement été maintes fois le cas sur Terredans le passé. Source notable de matière organique et d’eau, elles ontpeut-être joué un rôle dans le développement des océans et de la viesur notre planète. Une comète se différencie d’un astéroïde parcequ’elle est en bonne partie composée de glace et de sable ; on lacompare couramment à une boule de neige sale.
Astres de terreur ou de bienfaits ?Les comètes
41
Certaines comètes s’insèrent sur des orbites très elliptiques.C’est le cas de la célèbre comète de Halley.
L’ORBITE DES COMÈTESOn connaît plus de 900 comètes qui réalisent une
orbite plus ou moins bien déterminée autour du Soleil.Certaines gravitent entre les orbites de Vénus et de
Mars et ne mettent que quelques années pour compléter une révolution, alors que d’autres qui ont des orbites
fortement excentriques – donc des cercles très allongés – ,nécessitent des décennies voire des siècles.
orbite de Jupiter
orbite de Mars orbite de lacomète de Halley
orbite de Saturne
1987
1994
2004
2024
2045orbite de Pluton
orbite de Neptune
orbite d’Uranus
UNE COMÈTE PERCUTANTEAssez rarement, une comète percute une planète ; cela s’est produiten juillet 1994 lorsque la comète Shoemaker-Levy 9, après s’être
scindée en une vingtaine de fragments, a percuté Jupiter.
Plan
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La queue d’une comète se maintienttoujours à l’opposé du Soleilpuisque c’est le vent solaire quisouffle sur le nuage de gazentourant la comète. Lorsque lacomète s’approche du Soleil, laqueue se trouve étirée vers l’arrière.
La collision en cascade a laissé dansl’atmosphère jovienne des taches sombresplus grandes que la taille de la Terre et qui
ont perduré durant des mois.
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La planète de la démesure
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s pôle Nordaxe d’inclinaisonde 3,1˚
pôle Sud
Io est l’astre où il y a le plus de volcans enactivité ; ceux-ci crachent du soufre qui
donne à ce satellite une coloration jaune-ortrès particulière.
Europe présente une surface couverte degigantesques «autoroutes» gelées. La sonde
Galileo a révélé que, sous cette surface, il yaurait vraisemblablement des océans.
Le plus grand satellite naturel du Système solaire, Ganymède, présente
une surface glacée qui recouvrirait unnoyau rocheux.
Callisto est tourmenté par l’incessantbombardement des astéroïdes et des comètes
attirés par la gravité de la planète géante.
LES SATELLITES NATURELS DE JUPITER Un peu à l’image du Soleil, Jupiter est entourée d’un minisystème solaire composé de 17 lunes connues. Les quatre
principales – Io, Europe, Ganymède et Callisto – ont d’ailleursla taille de planètes comme Mars, Mercure et Pluton.
Jupiter est l’une des quatre géantes gazeuses qui nepossèdent pas de surface solide ; la matière devient de plus en plus compacte lorsqu’on descend dansl’atmosphère gazeuse vers le centre de la planète.
La planète possède trois ouquatre anneaux très ténus,
presque invisibles, composés de fines particules foncées.
LA GRANDE TACHE ROUGELa portion supérieure de l’atmosphère est constituée de couchesnuageuses qui sont le théâtre de violentes tempêtes. La spectaculaireGrande Tache rouge est un immense ouragan qui sévit depuis plus detrois siècles et dont le diamètre atteint le double de celui de la Terre.
roche en fusion
hydrogène ethélium gazeux
Des nuages froidsd’ammoniac, d’eau etd’hydrogène forment la couche supérieure.
hydrogène métallique
hydrogène ethélium liquides
La plus grosse planète du Système solaire pourrait contenir 1 400 fois laTerre et sa masse représente 2,5 fois celle de toutes les autres planètes.Jupiter aurait pratiquement pu devenir une seconde étoile puisqu’ellea les mêmes composantes que le Soleil : 90 % d’hydrogène et 10 %d’hélium, avec des traces de méthane, d’eau, d’ammoniac et depoussières rocheuses. Il lui aurait toutefois fallu être plus massivepour que la réaction thermonucléaire s’y enclenche.
plan de l’orbite
Jupiter
La planète aux anneaux
Plan
ètes
et
sate
llite
s
Mimas présente un cratère, Herschel,qui occupe un tiers de sa surface.
Le diamètre de Titan correspond àune fois et demie celui de notre
Lune. Ce satellite possède uneatmosphère riche en azote et en
composés organiques, un peucomme celle de la Terre à l’origine.
Dioné comporte des cratères etprobablement des dépôts de glace.
LES SATELLITES NATURELS DE SATURNE Saturne possède 22 lunes connues. Certaines font plusieurs
milliers de kilomètres de diamètre alors que d’autres nesont que de gros cailloux de 20 ou 30 km (probablementdes astéroïdes capturés). La plupart d’entre elles seraient
composées de glace mélangée à du méthane, del’ammoniac et du dioxyde de carbone.
pôle Nord
axe d’inclinaisonde 27˚
pôle Sud
De couleur jaunâtre, Saturne est la deuxième plus grosse planètedu Système solaire. Comme Jupiter, elle est constituée presqueentièrement d’hydrogène et d’hélium. Les célèbres anneauxcouvrent une bande d’environ 200 000 km de diamètre – cequi correspond à près de la moitié de la distance Terre-Lune –,mais ils n’ont qu’une épaisseur maximale de quelquescentaines de mètres. plan de l’orbite
En s’éloignant du noyau de la planète, les couchesd’hydrogène et d’hélium setransforment graduellementen liquide et en gaz.
manteau d’hydrogènemétalliqueLe noyau, de la
taille de la Terre,est composé de fer et de roche.
anneau F
anneau E
anneau C
division deCassinianneau A
anneau D
division deEncke
anneau B
anneau G
Constellée de cratèresd’impact, Rhéa est formée de
glace aussi dure que le roc.
LES ANNEAUX DE SATURNEDe loin, les anneaux de Saturne ressemblent à undisque de matière solide. En réalité, ils sont formésd’une myriade de blocs de glace et de poussièresqui gravitent autour de la planète de façondésordonnée. Les images prises par les sondesVoyager nous révèlent l’existence de milliersd’anneaux à la structure extraordinairementcomplexe. On les divise généralement en septsections principales, de A à G. Les divisions deCassini et de Encke sont des régions plus sombressituées à l’intérieur des anneaux.
Japet présente une surface trèscontrastée; la partie claire est forméede glace, tandis que la partie sombre
est faite de matière inconnue.
Saturne
44
La planète couchée
N
Plan
ètes
et
sate
llite
s
pôle Nord
axe d’inclinaisonde 98˚
pôle Sud
Uranus a été découverte par l’astronome William Herschel qui l’a observée pour la première fois au télescope en 1781.Troisième plus grosse planète du Système solaire aprèsJupiter et Saturne, Uranus est principalement composéede roche, de glace et d’hydrogène.
plan del’orbite
Curieusement, et contrairementaux autres planètes, Uranusorbite à la manière d’une toupiecouchée sur le côté.
La sombre Umbriel.
Obéron est le pluséloigné des satellitesd’Uranus.
Le plus grand des satellitesuraniens, Titania.
Ariel, la lune la plusbrillante d’Uranus.
La surface particulière de Miranda laissepenser que ce satellite, sous l’impact d’unemétéorite, s’est d’abord brisé puisreconstitué sous la force de la gravitation.
Les pôles d’Uranus pointent directement vers le Soleil ; ils sont alternativement éclairés pendant 42 ans puis plongésdans l’obscurité pendant une autre période de 42 ans, Uranusaccomplissant sa révolution autour du Soleil en 84 ans.
Soleil
automne
printemps
été aupôle Sud
hiver aupôle Nord
hiver aupôle Sud
été aupôle Nord
LES SATELLITES NATURELS D’URANUSUranus possède au moins 21 satellites : 5 lunes externes, 11 petites lunes internes découvertes en 1986par la sonde Voyager 2 et 5 lunes très éloignées, découvertes depuis 1997.
hydrogèneet hélium
noyau de roche
glaces
Les traces de méthane présentesdans l’atmosphère d’Uranus luidonnent sa couleur bleu-vert.
Onze anneaux orbitent autour de l’équateur de laplanète, penchés sur le côté. Aussi sombres queceux de Jupiter, ces anneaux semblent constituésde poussière et de blocs de roche.
U ranus
45
Aux confins du Système solaire
Plan
ètes
et
sate
llite
spôle Nordaxe d’inclinaisonde 30˚
pôle Sud
Neptune est une planète bleutée qui ressemble beaucoup àUranus : elle est légèrement plus petite qu’elle mais plus massive.Elle a été découverte par l’astronome Johann Galle en 1846grâce aux calculs des deux mathématiciens John Adams etUrbain Le Verrier.
plan del’orbite
La dernière des géantes gazeuses possèdequatre anneaux sombres et ténus,probablement constitués de poussières.
L’atmosphère de Neptune estcomposée d’hydrogène, d’héliumet de méthane (qui donne à laplanète sa coloration bleue).
noyau de roche
manteau de glaces
L’atmosphère neptunienne montre plus d’activité quecelle d’Uranus puisqu’on y distingue des bandescolorées semblables à celles de Jupiter et de Saturneainsi que des petits nuages de méthane.
La sonde Voyager a photographié un immense ouragan,semblable à la Grande Tache rouge de Jupiter et de lagrosseur de la Terre, nommé la Grande Tache sombre.On y a mesuré les vents les plus puissants du Systèmesolaire, pouvant atteindre 2 000 km/h.
LES SATELLITES NATURELS DE NEPTUNENeptune possède au moins 8 satellites naturels, dont Proteus (420 km de diamètre), Néréide (350 km) et Triton (2 700 km). Les 5 autres lunes, très foncées, mesurent moins de 200 km.
La calotte polaire de Triton comporterait des geysers actifsqui crachent de la neige d’azote.
Triton, le plusgros satellite de Neptune, estl’objet le plusfroid du Systèmesolaire observépar une sonde.
Neptune
46
Est-ce vraiment une planète ?
Plan
ètes
et
sate
llite
s
La planète possède peut-être uneatmosphère ténue. Sa surfaceserait couverte de méthane,d’azote et de dioxyde de carbone.
Pluton serait constituée à 80 %de matière rocheuse et à 20 % de glaces, un peu comme Triton(l’un des satellites de Neptune).Ces deux astres pourraient n’êtreque des astéroïdes appartenant à la ceinture de Kuiper.
pôle Sudinclinaison del’axe de 58˚
plan de l’orbitepôle Nord
Découverte en 1930 par Clyde W. Tombaugh, Pluton est la seuleplanète à ne pas avoir été visitée par une sonde spatiale. C’est unastre très étrange qui se démarque des huit autres planètes etdont la dimension se compare à celle de la Lune, à tel point quecertains la considèrent plutôt comme un astéroïde ou une comète.
Pluton possède l’orbite la plusinclinée et la plus excentrique.Elle s’approche parfois plus prèsdu Soleil que Neptune, commece fut le cas entre 1979 et 1999.
roche
glaces
Pluton est si petite et distante duSoleil qu’on a peu de certitudes à sonsujet. De récents clichés du télescopespatial Hubble nous la révèlent defaçon inédite, accompagnée de sonsatellite Charon.
Charon
La distancemoyenne entrePluton et Charonest de 19 600 km(une fois et demiele diamètre de la Terre).
Pluton
Terre
UNE PLANÈTE DOUBLE ?Pluton et son satellite Charon ont une
taille et une masse comparables, ce quifait que les deux astres gravitent l’un
autour de l’autre et se présententtoujours la même face.
P luton
Les étoilesLe Soleil, autour duquel orbitent neuf fascinantes planètes, n’est qu’une des milliards d’étoiles que contient l’Univers. Ainsi
que le révèle déjà en partie le firmament dès que nous levons les yeux au ciel, il existe en effet des centaines demilliards d’autres soleils, petits et gros, qui naissent et meurent, et dont la vie et le
destin sont gouvernés par leur masse.
49 L’origine des étoilesÉchauffement au cœur des nébuleuses
50 Les étoiles multiplesLes compagnes célestes
51 La classification des étoilesLe diagramme Hertzsprung-Russell
52 Les étoiles de faible masseLe destin des petites étoiles
54 Les étoiles massivesUn destin éclatant
56 Les trous noirsUne extraordinaire force d’attraction
58 Les amas stellairesDe vastes concentrations d’étoiles
60 Les constellations imaginairesLa méthode simple pour se repérer dans le ciel
62 Les constellations de l’hémisphère australUn firmament aussi riche que méconnu
64 Les constellations de l’hémisphère boréalUne petite balade au firmament
Les étoiles
49
0Q
0E
0R
0W
0T 0Y
Échauffement au cœur des nébuleuses
Les
étoi
lesChaque année, des étoiles voient le jour dans les nébuleuses. Elles sont le théâtre
d’extraordinaires réactions nucléaires qui consomment des millions de tonnes decarburant à chaque seconde. Dans le cas duSoleil, la réserve d’hydrogène est telle –quelque 2 milliards de milliards de milliards detonnes – que la réaction nucléaire engendréeil y a 5 milliards d’années se poursuivra encoreaussi longtemps.
la nébuleuse Trifide
proton proton
photon
neutron
deutéron
hélium léger
L’explosion d’une oude plusieurs étoilesvoisines bouscule la nébuleuse etpermet à la gravité de faire effet.
hélium
LA NAISSANCE DES ÉTOILES
Les étoiles naissent au sein d’un immensenuage d’hydrogène et de poussière qu’onappelle nébuleuse.
Le nuage se contractepeu à peu sur lui-même, sous l’effet de la gravitation qui amène la matière à s’agglomérernaturellement.
La protoétoile devientalors étoile et brilleraaussi longtemps quesa réserve d’hydrogènen’aura pas étéconvertie en hélium.
Le nuage se met à tourner sur lui-même; la température augmente.L’embryon d’une étoile(protoétoile) apparaît.Bientôt la réactionnucléaire s’amorce.
LES RÉACTIONS NUCLÉAIRES AU CŒUR DES ÉTOILES
La pression au cœur d’une étoile peut engendrercomme dans le cas du Soleil une température de15 millions de degrés. Dans de telles conditions,
les noyaux d’hydrogène (protons) Q s’agglutinentdeux à deux, pour former un noyau d’hydrogène
lourd (deutéron) W. Ce noyau incorpore un autreproton E et forme un noyau d’hélium léger R.
Enfin, deux noyaux d’hélium léger fusionnent pourcréer la forme commune de l’hélium T, contenant2 protons et 2 neutrons. À chaque étape, l’énergie
est libérée sous forme de lumière (photons) Y.
proton
L’origine des étoiles
50
Les compagnes célestes
Les
étoi
les On imagine spontanément que les étoiles sont solitaires, qu’elles se forment au sein
d’un nuage de matière (nébuleuse) dont elles occupent le centre, alors qu’autour d’ellesse développe un cortège de planètes. Or ce schéma, qui est celui du Système solaire, estplutôt l’exception.
On estime qu’au moins les deux tiers de toutes les étoiles de notre galaxie forment dessystèmes de deux étoiles ou plus en orbite l’une autour de l’autre, unies par leurattraction gravitationnelle. Contrairement au Soleil, donc, la plupart des étoilesévoluent en groupe de deux ou trois, et parfois même plus.
Certaines étoiles sont de « faux doubles» visibles à l’œil nu, commeAlcor et Mizar dans la Grande Ourse. D’autres ne peuvent être repéréessans l’aide de lunettes astronomiques et n’apparaissent finalementqu’après un grossissement adéquat.
L’étoile Algol, dans la constellationde Persée, semble clignoter. En fait, il s’agit d’une étoile doublequi est périodiquement occultéepar sa compagne plus sombre, cequi explique que la luminosité del’étoile principale semble décroîtreà intervalles réguliers.
Sirius, l’étoile la plus brillante du ciel, est en réalité une étoile double.Sa compagne est une naine blanche, nommée Sirius B.
LES ÉTOILES VARIABLESLes étoiles variables sont des étoiles dont la luminosité varie, de façon régulière ou non. Plusieurs d’entre elles sont des étoiles pulsantes qui oscillent à cause de leur instabilité interne. C’est le cas de Mira dont la tailleet la luminosité varient sur une période de 11 mois. Au cours de ce cycle, elle semble apparaître puisdisparaître ; elle est plus brillante lorsqu’elle est petite.
luminosité minimale plus brillante luminosité maximale moins brillante luminosité minimale
Les étoi les mult iples
Au début du siècle, deux astronomes (Hertzsprung et Russell) ont créé un graphiquequi établit une relation entre la luminosité des étoiles, leur masse et leurtempérature. L’ensemble des étoiles forme sur le graphique une bande diagonale quel’on nomme la séquence principale. Elle correspond à la vie mature des étoiles – lapériode durant laquelle elles transforment leur réserve d’hydrogène en hélium – alorsque celles qui figurent à l’extérieur de la courbe sont en train de naître ou de mourir ;95 % des étoiles observées s’inscrivent sur la courbe de la séquence principale.
Les
étoi
les
Au sommet de la séquence principale se trouvent les grosses étoiles bleues dont la température estsupérieure à 25 000 degrés. Au centre, se situent les étoiles moyennes blanches ou jaunes dont latempérature avoisine les 6 000 degrés, alors que les petites étoiles rouges faiblement lumineuses setrouvent au bas de la courbe.
Soleil
supergéantes géantes
TEMPÉRATURE DE SURFACE (K)
*La magnitude absolue représente l’éclat des étoiles : les valeurs négativessont affectées aux étoiles les plus brillantes. Le type spectral désignenotamment la température des étoiles en rapport avec leur composition.
LUM
INOS
ITÉ
(SOL
EIL
= 1)
naines blanches
LA TAILLE DES ÉTOILESLa supergéante Bételgeuse est 1 000 fois plus grosse que notre Soleil, une étoile naine. En comparaison, les nainesblanches sont 100 fois plus petites et les étoiles à neutrons sont plus de 100 000 fois plus petites que le Soleil.
étoile à neutrons
naine blanche
Soleil
Bételgeuse
MAG
NIT
UDE
ABS
OLU
E*
TYPE SPECTRAL*
O
25 000 11 000 7 500 6 000 5 000 3 500
A F G K MB
-5
0
+5
+10
+15
10 000
100
1
0,01
0,0001
Le diagramme Hertzsprung-Russell
La c lassi f icat ion des étoi les
0Q
0W
0E
0R
0T
0Y
0U 0I
0O
52
Les
étoi
les
VIE ET MORT D’UNE PETITE ÉTOILELes étoiles naissent au sein d’un immensenuage d’hydrogène et de poussière qu’on appelle nébuleuse Q. Peu à peu, le nuage se contracte sur lui-même ; la pression fait croître la température. Une protoétoile W apparaît. Il lui faudraquelques dizaines de millions d’annéespour devenir une étoile.
Si la protoétoile a une masse insuffisantepour engendrer une réaction nucléaire,elle devient une naine brune E. La protoétoile dont la masse est plusgrande enclenche pour sa part unprocessus de fusion nucléaire et entame sa vie adulte ; elle devient une étoile de la séquence principale R. C’est le cas du Soleil actuellement.
Après environ dix milliards d’années,l’étoile devient une géante rouge T quiaura 100 fois le diamètre du Soleil et descentaines de fois sa luminosité. Avec letemps, les couches périphériques de lagéante rouge se dissipent dans l’espace.Éclairées par le cœur de l’étoile, ellesforment, pour environ un milliardd’années, une nébuleuse planétaire Y.
Progressivement, le noyau de l’étoile secontracte et diminue jusqu’à atteindre la taille de la Terre. L’astre devient une naine blanche U, un objet d’une énorme densité. Si la naine blanche est accompagnée d’une seconde étoile, elle aspirera la matière de celle-ci et setransformera en nova I extrêmementbrillante. Puis, l’éclat de l’étoile diminuerajusqu’à disparaître totalement. Au bout dequelques milliards d’années, ce ne seraplus qu’un astre mort, une naine noire O.
Même si elles semblent immuables, les étoiles connaissent en fait plusieurstransformations. Le destin de ces astres – c’est-à-dire leur vie et leur mort – estgouverné par leur masse. Notre Soleil, de masse moyenne, mettra 10 milliardsd’années à convertir son hydrogène en hélium, avant de terminer sa vie en naineblanche. Les étoiles moins massives mettront des dizaines, voire des centaines demilliards d’années à se consumer avant de connaître le même sort.
Le destin des petites étoiles
Les étoi les de faible masse
53
Les
étoi
les
Les naines brunes sont plusgrosses que les planètes mais leur masse est trop faible pourdéclencher une réaction nucléaire.Sur la photo : une minusculenaine brune à côté de la petiteétoile Gliese 229.
naine blanche
disque d’accrétion
nova
Le phénomène qui donne naissance aux novaeest susceptible de se produire lorsqu’une naineblanche se trouve près d’une autre étoile.
La naine blanche aspire parfois une partie de lamatière de sa compagne. La matière s’accumuleà la surface et forme un disque d’accrétion.
La température s’élève, ce qui engendre uneformidable explosion. Une nova brille alors dans le ciel. En un an, cette «nouvelle étoile»émettra plus d’énergie que le Soleil durant unmillion d’années.
LES NOVAEUne naine blanche qui se transforme soudainement en un astre très éclatant est appelée «nova», un terme quisignifie «nouvelle étoile ». On estime que quelques dizaines de novae apparaissent chaque année dans laVoie lactée.
UNE ÉTOILE RATÉE
étoile
LES ÉTOILES EN FIN DE PARCOURSÀ la fin de leur vie, les étoiles de faiblemasse deviennent des naines blanches,les restes d’une étoile autrefois pluséclatante mais toujours très dense.
Le même amas observé avec le télescope spatialHubble. Les naines blanches sont entourées d’uncercle. Elles représentent approximativement 10 %de l’ensemble des étoiles.L’amas d’étoiles M4 observé depuis la Terre.
0Q
0E
0W
0R 0Y
0T
54
Un destin éclatant
Les
étoi
les
L’ÉVOLUTION DES ÉTOILES MASSIVESLes étoiles massives évoluentsensiblement comme les étoiles de faible masse, pour devenir des étoiles de la séquence principale Q.
Après 500 millions d’années, l’étoiledevient une supergéante W qui a 500 foisle diamètre du Soleil et 10 000 fois saluminosité. Contrairement aux étoiles de faible masse, l’étoile massive poursuitensuite le processus de fusion pourdonner naissance aux 26 premierséléments chimiques, jusqu’au fer.
En moins d’une seconde, l’étoiles’effondre sur elle-même et explose avecune telle intensité qu’elle libère plusd’énergie que des milliards de soleils :c’est dorénavant une supernova E.Durant quelques semaines, elle brilledavantage que les milliards d’étoiles qui forment la galaxie où elle réside.
La supernova laisse derrière elle unreliquat de la matière effondrée : uneétoile à neutrons R, laquelle contientautant de matière qu’un soleil, concentréedans un espace de la taille d’une grandeville. Il s’agit d’un astre incroyablementdense. L’étoile à neutrons qui tournerapidement sur elle-même est un pulsar T.Si le reste de la supernova est supérieur à trois masses solaires, cette matièrecontinue de se condenser pour setransformer en un trou noir Y.
L’évolution des étoiles massives diffère de celle des étoiles de faible masse. Plus brève,leur vie est aussi plus spectaculaire : l’étoile massive est plus lumineuse qu’une étoilede faible masse et passe plus rapidement d’un stade à l’autre puisqu’elle brûle plusrapidement son carburant. Alors que les petites étoiles mettront des milliards d’annéesà transformer leur hydrogène en hélium, les étoiles massives y parviendront enquelques millions d’années, avant de devenir des supernovae...
Les étoi les massives
0Q
0W
0R
55
0E
Les
étoi
les
reliquatdu noyau
En février 1987, une supergéantesituée dans le Grand Nuage deMagellan explose et devient unesupernova, nommée Supernova1987a, la plus proche et la plusbrillante observée depuis près dequatre siècles. En haut, une photoprise peu avant l’explosion de l’étoile.
ÉTOILES À NEUTRONS ET PULSARSComme son nom l’indique, l’étoile à neutrons se compose principalement de neutrons fortement comprimés,résultat de la combinaison des électrons et des protons au moment de l’explosion de la supernova. Le pulsar(nom provenant de la contraction de pulsating star) désigne une étoile à neutrons qui tourne trèsrapidement sur elle-même en émettant ainsi un signal radio régulier. Les deux pôles de l’intense champmagnétique de l’étoile produisent chacun un faisceau d’ondes électromagnétiques.
Le faisceau électromagnétiquedu pulsar tournoie dans l’espacecomme la lumière d’un phare.
Au centre de la nébuleuse duCrabe se trouve un pulsar quiémet une pulsation toutes les 33 millisecondes.
faisceauélectromagnétique
pôle Nordmagnétique
champmagnétique
pôle Sudmagnétique
pulsar
axe de rotation
LES SUPERNOVAEL’étoile massive
commence lafusion de
l’hydrogène enhélium et de
l’hélium en carbone Q.Le processus se poursuit
pour donner naissance auxéléments lourds, jusqu’au fer
qui forme le cœur de l’étoile W.La température grimpe à des
milliards de degrés. Le cœur très dense de l’étoile constitue un mur
contre lequel rebondit la matière descouches externes E. Il se produit une
explosion colossale, au cours de laquellesont créés les éléments chimiques plus
lourds que le fer (mercure, argent, plomb,or, uranium, etc.). La supernova éjecte ainsidans l’espace interstellaire les éléments qui
contribueront éventuellement à la fabrication de la vie R.
onde dechoc
noyau de fer
éléments lourds
carbonehélium
hydrogène
hydrogène
hydrogène
56
Les
étoi
les
Une extraordinaire force d’attraction
Certaines étoiles qui sont des dizaines de fois plus massives que le Soleil connaissent undestin exceptionnel. Leur noyau s’effondre sur lui-même jusqu’à disparaître totalementpour devenir un trou noir… l’étape ultime de la vie de l’étoile. Un trou noir produit uneforce gravitationnelle si intense que plus rien ne peut s’en échapper, pas même la lumière!
Un objet aussi étrange ne peut être détecté en tant que tel. Par contre, on peut observerles effets qu’il exerce sur l’espace environnant.
Lorsqu’elle passe prèsd’un trou noir, la
lumière est déviée.
La lumière qui passe un peu plus près du trou noir est retenue captive dans un anneau.
Si la lumière passe encoreplus près, elle s’engouffre àtout jamais dans le trou noir.
Lorsqu’une étoile estsuffisamment proched’un trou noir, la matièreest aspirée.
L’ASPIRATEUR COSMIQUEContrairement à ce que l’on croitgénéralement, un trou noirn’est pas un «aspirateurcosmique» qui attireet emprisonne tout ce qui se trouve près de lui. En effet, saforce de gravité qui courbe l’espace autour de lui, si grandesoit-elle, a une portée limitée. Pour être aspiré par un trounoir, un corps céleste doit être relativement près de lui.
Si on pouvait comprimer la Terreen une sphère d’à peine 1 cm, sa grande densité ferait quenotre planète aurait lescaractéristiques d’un trou noir.
Les t rous noirs
57
0Q
0W
0E 0R
Les
étoi
les
L’horizon des événementsmarque la limite au-delà de laquelle la matière resteprisonnière.
La plupart des galaxies massivescontiendraient en leur centre un trou noir. Ci-contre, la galaxieNGC 4261 dont le disque équivautà 100 000 soleils tombant aucentre dans un trou noir.
Au centre du trou noir se trouvela singularité, le point où seconcentre toute la masseinfiniment dense de l’étoile.
rayonslumineux
force degravitation
cœur del’étoile
LA FORMATION D’UN TROU NOIRAprès l’explosion d’une étoile massive (supernova), le reste du cœur commence à se contracter et exerce uneextraordinaire force gravitationnelle. À la surface de l’étoile, les rayons lumineux arrivent encore à s’échapper Q. Peuà peu, les rayons sont courbés sous l’effet de la gravité qui augmente sans cesse W jusqu’à ne plus pouvoir s’enéchapper E. L’astre finit par s’écraser sur lui-même pour atteindre un volume nul de matière infiniment dense; c’estun trou noir R duquel rien ne peut s’échapper, pas même les photons de lumière. Il est donc invisible.
La matière attirée par le trou noir s’accélère,s’échauffe et forme un disque d’accrétionqui produit une importante quantité derayons X. C’est ce rayonnement qui suggèrela présence du trou noir.
La friction entre les gaz aspirés et ledisque d’accrétion crée une tache chaude.
58
Les
étoi
les
De vastes concentrations d’étoiles
Les étoiles naissent par dizaines au sein d’immenses nuages qu’on appelle amasstellaires et qui rassemblent une multitude d’étoiles. Le phénomène donne parfoislieu à des pouponnières stellaires d’une beauté féerique.
Ces amas nous permettent de voir en un coup d’œil et dans un espace restreintl’évolution de la gamme des étoiles – des petites étoiles rouges jusqu’aux géantesbleues, en passant par les étoiles de type solaire – dont l’âge est le même.
LES AMAS OUVERTSUn amas ouvert, aussi appelé amas galactique, est un petit groupe d’étoiles de forme irrégulière. Il rassemble plusieurscentaines ou quelques milliers d’étoiles et occupe des dimensions relativement limitées. Il s’agit d’une véritablepouponnière stellaire, c’est-à-dire un lieu où l’on observe des étoiles âgées d’à peine quelques millions d’années. Pour cette raison, c’est dans ce type d’amas qu’on retrouve les grosses étoiles bleues qui ont une courte existence. On y observe également beaucoup de gaz et de poussière, ce qui donne lieu à de splendides paysages cosmiques.
L’amas ouvert desPléiades, situé dansl’hémisphère boréal,
est constitué deplusieurs centaines
d’étoiles dont lesSept Sœurs, visibles
à l’œil nu.
Le détail d’une spectaculaire photographie prise par le télescope spatial Hubble montre le processus de formation des étoiles, dans la nébuleuse del’Aigle. Les pics de gaz situés au sommet de lacolonne entourent les nouvelles étoiles naissantes.
On estime à environ un 1 500 le nombre d’amas ouvertsse trouvant dans la Voie lactée. Ces amas sont tous situés à l’intérieur du disque de notre galaxie.
Les amas stel la i res
59
Les
étoi
les
LES AMAS GLOBULAIRESUn amas globulaire est un nuage sphérique qui comprend généralement des centaines de milliers ou desmillions d’étoiles. À la différence d’un amas ouvert, il contient des étoiles plus âgées et par conséquent peude grosses étoiles bleues. Le nuage est en outre pratiquement dépourvu de gaz et de poussière interstellairepuisque la concentration d’étoiles y est des dizaines de fois plus importante que dans un amas ouvert.
On a répertorié quelque 150 amasglobulaires autour de notre galaxie,répartis dans un halo sphérique. Cesamas se seraient constitués avant la
formation de la Voie lactée.
L’amas globulaire du Toucan, célèbre amas de l’hémisphère austral, comprend deux ou trois millions d’étoiles. Sa luminosité est un demi-million de fois plus grande que celle du Soleil.
60
En regardant le firmament, loin de toute lumière, on peut voir jusqu’à 3 000 étoilesdepuis chacun des hémisphères. Afin de se guider parmi cette myriade d’étoiles, noslointains ancêtres ont créé les constellations qui permettent de répartir aisément lesmilliers d’étoiles visibles à l’œil nu en portion qu’on peut mémoriser.
Avec le temps, nous avons peuplé le ciel d’un nombre croissant de figures de toutessortes comprenant aussi bien des formes géométriques, des représentationsd’animaux ou de personnages mythologiques auxquels nous avons souvent attribuéune histoire ou une légende. En 1929, l’Union astronomique internationale adélimité les régions du ciel où se trouvent les 88 constellations que l’on reconnaîttoujours aujourd’hui.
Les
étoi
les La méthode simple pour se repérer dans le ciel
LE ZODIAQUELa trajectoire annuelle de la Terre traverse douze de ces constellations. On appelle cette bande du firmament leZodiaque. La Lune, le Soleil et les planètes semblent s’y mouvoir. Les constellations ne se trouvent jamais à plusde 40˚ de l’équateur céleste. Selon la période de l’année, différentes constellations sont visibles la nuit depuisla Terre. Ainsi, en mars, on aperçoit les constellations du Lion et de la Vierge.
Soleil
Scorpion
Balance
Vierge
21 juin
21 mars
21 décembre
21 septembreSagittaire
Capricorne
Verseau
Poissons
Bélier
Lion
Cancer
Gémeaux
Taureau
Les constel lat ionsimaginaires
61
Les
étoi
les
Alkaïd
Alcor
Mizar
Alioth
Megrez
Phekda
Merak
Dubhe
50 a.l.
70 a.l. 90 a.l. 110 a.l. 130 a.l.
APPARENCES TROMPEUSESLes constellations sont des regroupements arbitraires d’étoiles. La plupart du temps, les étoiles d’uneconstellation sont très distantes les unes des autres, et la forme apparente qu’elles dessinent dans le cielrésulte d’un effet de perspective. C’est le cas des huit étoiles qui composent la Grande Ourse. Les deux étoilesles plus éloignées, Alkaïd et Dubhe, se trouvent à des dizaines d’années-lumière (a.l.) des autres étoiles dela constellation.
Terre
D’UN HÉMISPHÈRE À L’AUTRELe ciel compte environ 6 000 étoiles visibles à l’œil nu, regroupées en 88 constellations. Il est cependantimpossible de voir toutes les constellations à partir d’un point donné du globe. Par contre, à l’équateur, unepartie des constellations des deux hémisphères peut être observée. C’est ce qui explique que certainesconstellations présentes dans l’hémisphère austral (qui regroupe 55 constellations) soient égalementvisibles depuis l’hémisphère boréal (qui compte 33 constellations) et inversement.
équa
teur
cél
este
équinoxe d’automne
équateur célestetrajectoire
du Soleil
solstice d’été
équinoxe deprintemps (point vernal)solstice d’hiver
écliptiqueTerre
1. Lion2. Cancer3. Gémeaux4. Orion5. Cocher6. Taureau
7. Bélier8. Poissons9. Pégase
10. Cygne11. Aigle12. Lyre
13. Hercule14. Couronne boréale15. Bouvier16. Chevelure de Bérénice17. Hydre18. Machine pneumatique
19. Poupe20. Grand Chien21. Éridan22. Baleine23. Verseau24. Poisson austral
25. Capricorne26. Sagittaire27. Ophiuchus28. Scorpion29. Balance30. Vierge
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62
Les
étoi
les Un firmament aussi riche que méconnu
ÉCHELLE DE MAGNITUDE (L’ÉCLAT APPARENT DES ÉTOILES)
C’est dans la sphère célesteaustrale qu’on observe l’étoilela plus brillante du ciel,Sirius, dans le Grand Chien.
Canopus, l’étoilerepère dont se servent
les sondes spatialespour s’orienter.
Le Grand Nuage de Magellan estl’une des deux petites galaxies quigravitent tout près de la Voie lactée.
Regarder le ciel du Sud revient à contempler le centre de notre Voie lactée. Pour cette raison, notre Galaxie y paraît beaucoup plus étincelante. Le firmament austral est aussi très riche en nébuleuses et enamas d’étoiles.
Les noms donnés aux constellations de cet hémisphère se distinguent de ceux de l’hémisphère boréal. On parle de la Croix du Sud Z (la plus célèbre de cet hémisphère), la Mouche l, le Paon w, leTriangle austral [, la Table D, le Toucan q.Ces constellations ont été inventées par lespremiers marins occidentaux qui ontsillonné les mers du Sud. Ce sont eux quiont établi ces points de repère utiles enfaisant fi de la mythologie – preuves’il en est que les constellations sontdes constructions imaginaires del’esprit humain.
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Les constel lat ions del ’hémisphère austral
63
Les
étoi
les
BêtaAlpha
LA CROIXDU SUD
LE CENTAURE
EpsilonZêta
MuNuThêta
Iota
DeltaTau
Gamma
Delta
Gamma
Epsilon
Mimosa
La nébuleusede l’Hélice estla nébuleuseplanétaire laplus près de la Terre, à 450années-lumière.
écliptique
Sud
équateur célesteTerre
1. Baleine2. Verseau3. Aigle4. Capricorne5. Microscope6. Poisson austral7. Grue8. Atelier du
sculpteur9. Éridan
10. Fourneau11. Horloge12. Phénix13. Toucan14. Paon15. Indien16. Télescope17. Couronne australe18. Sagittaire19. Écu20. Scorpion21. Règle22. Autel23. Triangle austral24. Oiseau de
Paradis25. Octant26. Hydre mâle27. Table28. Réticule
29. Dorade30. Chevalet du
Peintre31. Colombe32. Burin33. Lièvre34. Orion35. Grand Chien36. Licorne37. Poupe38. Boussole39. Voiles40. Carène41. Poisson volant42. Caméléon43. Mouche44. Compas45. Croix du Sud46. Centaure47. Loup48. Ophiuchus49. Serpent50. Balance51. Vierge52. Corbeau53. Coupe54. Sextant55. Hydre femelle56. Machine
pneumatique
L’écliptique marque latrajectoire du Soleil.
La constellation duCentaure contient plusieurs
étoiles parmi lesquelles Alpha,l’étoile la plus proche du Soleil. Jusqu’au
XVIIe siècle, la célèbre Croix du Sudfaisait également partie du Centaure.
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64
Les
étoi
les Une petite balade au firmament
La nébuleuse de l’Amérique duNord, visible à l’œil nu, est situéeprès de la constellation du Cygne.
Observer le ciel du Nord revient à regarder en direction opposée du centre de notre Galaxie. Les constellations de cet hémisphère ne sont pasvisibles depuis les basses latitudes. Par contre, au nord del’Europe ou de l’Amérique, certaines d’entre elles peuventêtre observées toutes les nuits de l’année, notammentla Grande K et la Petite Ourse o.
D’autres constellations sont relativementfaciles à repérer, parmi lesquelles l’énormecarré de Pégase, formé de quatre étoilesbrillantes. On remarque également laconstellation du Cygne { où brilleDeneb, une étoile 70 000 fois pluslumineuse que le Soleil.
Presque au zénith(à la verticale devotre tête), au printemps,un groupe d’étoiles brillantesest disposé selon la formed’une casserole ; c’est laconstellation de la Grande Ourse. Quatre étoiles forment le manche du récipient. Une des étoiles du manche paraîtdouble, en fait, ce sont deux étoiles côte à côte : Mizar etAlcor. Les Arabes s’en servaient comme test d’acuité visuelle.
ÉCHELLE DE MAGNITUDE (L’ÉCLAT APPARENT DES ÉTOILES)
Deneb
Alkaïd
Alcor MizarAlioth
Phekda
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Megrez
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Les constel lat ions del ’hémisphère boréal
65
Les
étoi
les
Nord
Capella, dans laconstellation du Cocher,est l’étoile la plusbrillante du ciel boréal.
L’étoile Polaire joue le rôle de balise cosmiqueindiquant la direction nord. Pour la repérer, ilsuffit de tracer une ligne imaginaire entre lesdeux étoiles de droite de la Grande Ourse et dela prolonger de cinq fois vers le nord.
La spectaculaire galaxie spirale M81 est située dans la région de la Grande Ourse.
écliptiqueTerre
1. Poissons2. Baleine3. Bélier4. Triangle5. Andromède6. Pégase7. Petit Cheval8. Dauphin9. Aigle
10. Flèche11. Cygne12. Lézard13. Céphée14. Cassiopée15. Persée16. Taureau17. Orion18. Cocher19. Girafe
20. Lynx21. Petite Ourse22. Dragon23. Lyre24. Ophiuchus25. Hercule26. Serpent27. Couronne boréale28. Bouvier29. Vierge30. Chevelure de Bérénice31. Chiens de chasse32. Grande Ourse33. Petit Lion34. Lion35. Hydre36. Cancer37. Petit Chien38. Gémeaux39. Petit Renard
équateurcéleste
La Voie lactée s’apparente à un nuagefaiblement luminescent traversant le ciel d’unhorizon à l’autre. Elle se compose de milliardsd’étoiles de faible magnitude qu’on peutnéanmoins observer à l’aide de jumelles.
L’écliptique marque latrajectoire du Soleil.
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La Voie lactée, la galaxie spirale où se trouve notre Soleil, se partage l’Univers avec des milliards degalaxies qui sont de grands amas multiformes regroupant des milliards d’étoiles. Entourées d’immenses
espaces vides, ces galaxies dans leur ensemble composent la toile de fond de toutl’Univers. Tour d’horizon de ces amas dont l’étude nous rappelle notre importance toute relative.
68 Les galaxiesCes milliards d’îlots de milliards d’étoiles…
69 La classification des galaxiesDistinguer un ensemble d’un autre
70 La Voie lactéeNotre galaxie dans l’Univers
72 Le groupe localLes galaxies qui accompagnent la nôtre
73 Les amas de galaxiesLes vastes ensembles de l’Univers
74 Les galaxies activesUne intense énergie au cœur des galaxies
Les galaxies
68
Les
gala
xies Une galaxie est un regroupement de plusieurs milliards d’étoiles et de matière
interstellaire liées ensemble par la gravitation. Chaque galaxie forme un îlotbrillant perdu dans l’immensité noire de l’Univers. On estime que l’Universcontient environ 100 milliards de galaxies et que chacune d’elles renferme, enmoyenne, une centaine de milliards d’étoiles. Les galaxies naines en contiennentà peine quelques millions tandis que les galaxies géantes en rassemblent desmilliers de milliards. Le diamètre de ces diverses galaxies s’échelonne de quelque3 000 années-lumière jusqu’à plus de 500 000.
DES GALAXIES DE TOUTE TAILLE ET FORME
Ces milliards d’îlots de milliards d’étoiles…
Dans la constellation Éridan, on trouve une splendidegalaxie spirale, NGC 1232. De jeunes étoiles sontvisibles partout dans ses longs bras.
La galaxie Sombrero, située dans la constellation dela Vierge, est un bon exemple de galaxie lenticulairecaractérisée par un énorme noyau.
La galaxie spirale barrée NGC 1365 se trouve dansla constellation du Fourneau, à environ 60 millionsd’années-lumière de la Terre.
Le Grand Nuage de Magellan est une galaxieirrégulière typique, située à proximité de la Voielactée, notre Galaxie.
LA NAISSANCE D’UNE GALAXIEEnviron deux milliards d’années après le Big Bang, des galaxies se seraient formées à partir de nuages diffusde gaz et de matière.
Sous l’effet de la gravitation, lamatière commence à s’agglomérervers le centre.
Avec le temps, le disque s’aplatitencore et l’on assiste finalement à la formation des bras spiraux.
Au moment de l’effondrement, lenuage s’aplatit pour former un disqueavec un large bulbe central danslequel de nouvelles étoiles naîtront.
Les galaxies
69
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E0 E4 E7
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Irr IIIrr I
Dès 1925, l’astronome Edwin Hubble a conçu une méthode simple de classificationdes galaxies qui sert encore aujourd’hui. Il a d’abord identifié trois formes principales– les galaxies elliptiques, spirales et irrégulières – auxquelles il a ensuite ajouté laforme lenticulaire. Environ 60 % des galaxies observées seraient de forme spirale,20 % lenticulaire, 15 % elliptique et entre 3 et 5 % irrégulière.
Distinguer un ensemble d’un autre
Les
gala
xies
Les galaxies elliptiques (E) ont la forme d’une sphère régulière, qui s’aplatit progressivement. Elles sont classées selon le degréd’allongement de l’ellipse, de 0 à 7.
Les galaxies lenticulaires (SO) ressemblent à des galaxies elliptiquestrès aplaties, mais elles possèdent un important noyau comme lesgalaxies spirales.
Les galaxies spirales possèdent dechaque côté de leur noyau des brascourbés en forme de spirale. Elles sontréparties en catégories dites Sa, Sb et Sc selon la dimension du noyau et l’aspect plus ou moins resserrédes bras spiraux. Notre Voie lactéeest une spirale de type Sb.
Les spirales normales (S) Qprésentent souvent deux brasémergeant des côtés opposés dunoyau. Les spirales barrées (SB) W sont traversées par une barred’étoiles et de matière interstellaireaux extrémités de laquelle les brasspiraux prennent naissance.
Les galaxies irrégulières n’ont pas de noyau, de bras ou de formespécifique. Les galaxies irrégulièresde type I (Irr I) ne présentent pas de structure définie alors que les galaxies irrégulières de type II(Irr II) semblent présenter unestructure perturbée.
GALAXIES ELLIPTIQUES
GALAXIES LENTICULAIRES
GALAXIES SPIRALES
GALAXIES IRRÉGULIÈRES
La c lassi f icat ion des galaxies
70
Notre galaxie dans l’Univers
Les
gala
xies Le Système solaire se trouve au sein d’une galaxie spirale qu’on appelle la Voie
lactée. Vue de la Terre, celle-ci apparaît comme une mince bande nuageuse,faiblement lumineuse qui traverse le ciel nocturne de part en part. On dirait unecoulée de lait, d’où le nom qui a inspiré les Grecs.
Composée de 200 à 300 milliards d’étoiles qui forment un imposant disque munide bras spiraux, notre galaxie serait âgée de 10 milliards d’années alors que leSystème solaire aurait quelque 5 milliards d’années.
Le bulbe est larégion la plus densede la Voie lactée ;on y retrouve la plusgrande concentrationd’étoiles.
bras du Cygne
bras de PerséeLA GALAXIE VUE DE DESSUS
Les vieilles étoiles sont réparties dans 150 amas globulaires.
Le disque ne mesure pasplus de 1 000 années-lumière d’épaisseur surles bords extérieurs.
Au centre du disque,le bulbe atteint 15 000 années-
lumière d’épaisseur.
LA GALAXIE VUE DE PROFIL
On a récemmentconfirmé la présence
d’un trou noir aucentre de la Voie
lactée.
bras de Sagittaire
Le Systèmesolaire se trouve
en périphérie, dansle bras local d’Orion
qui semble sortir du bras de Persée.
bras du Centaure
La Galaxie estentourée d’un halocontenant de très
vieilles étoiles.
Le Soleil se trouve à 30 000 années-lumière du centre de la Galaxie.
La Galaxie a un diamètre de 100 000 années-lumière.
La Voie lactée
71
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Les
gala
xies
Des nuages de poussièrescachent la lumière
provenant d’une partie du bras du Sagittaire.
équateurgalactique
Des nuages depoussières masquent lecentre de la Galaxie.
De la lumière provient desétoiles et des nébuleusesdu bras de Persée.
nébuleused’Orion
galaxied’Andromède
Grand Nuagede Magellan
Le Petit Nuage de Magellan est
une galaxie située près de la nôtre. Canopus est la
deuxième étoile laplus lumineuse.
PANORAMA SUR LA VOIE LACTÉEIl est difficile de déterminer la forme exacte de notre galaxie puisque le fait que nous y soyons situés nousenlève toute perspective d’ensemble. Nous nous trouvons légèrement au-dessus de l’équateur galactique alorsque le centre nous apparaît dans la direction de la constellation du Sagittaire. Le bulbe nous estmalheureusement invisible puisque de la poussière dense et opaque nous empêche de l’observer.
FAIRE LE TOUR DU CENTRE GALACTIQUELa Terre tourne sur elle-même, en 24 heures, à une vitesse de 1 670 km/h (ou 464 m/s) Q. Elle tourne autour du Soleil, en un an, à une vitesse de 107 000 km/h parcourant ainsi 2,5 millions de kilomètres par jour W.Le Soleil quant à lui tourne autour du centre galactique à 1 million de km/h. Il met 220 millions d’années à faireun tour complet E. Depuis qu’il existe, le Système solaire n’a fait que 20 fois le tour de la Voie lactée.
Terre
24 h un an 220 millions d’années
Soleil
Voie lactée
Polaris(étoile Polaire)
Capella
Sirius est l’étoile laplus brillante du ciel.
Bételgeuse
amas d’étoilesdes Pléiades
72
Les galaxies qui accompagnent la nôtre
Les
gala
xies
La galaxie d’Andromède est unespirale qui ressemble beaucoup à la Voie lactée. Elle se rapprochelentement de notre galaxie aveclaquelle elle devrait entrer encollision dans 10 milliards d’années.
La Voie lactée, la galaxie où nous nous trouvons, fait partie d’un amas appelé groupelocal qui comprend une trentaine de galaxies. Notre galaxie et celle d’Andromèdesont les deux plus imposants membres du groupe. La plupart des autres sont depetites galaxies elliptiques ou de forme irrégulière. L’ensemble du groupe locals’étend sur environ 6 millions d’années-lumière.
Dragon
Le Petit Nuage de Magellan,situé à 190 000 années-lumière,fut observé la première fois parl’explorateur Magellan en 1519.
Le Grand Nuage de Magellan est la galaxie la plus proche de la nôtre. Situé à 160 000 années-lumière, il est visible à l’œil nudepuis l’hémisphère austral.
Lion I
Système de laPetite Ourse
Lion II
Voie lactée
Située à 2,3 millions d’années-lumière, la galaxie d’Andromède est
l’objet céleste le plus distant quel’on puisse apercevoir à l’œil nu.
La galaxie spirale M33, dans la constellation du Triangle, est située à
2,7 millions d’années-lumière de nous.
1 million a.l.
2 millions a.l.
3 millions a.l.
Le groupe local
73
Les
gala
xies
Les vastes ensembles de l’Univers
Les groupes de galaxies, ou amas, sont classés en fonction du nombre de galaxiesqu’ils contiennent. Les amas dits « riches» sont de grandes concentrations degalaxies importantes rassemblées généralement en une structure définie (de formesphérique ou ellipsoïdale). Les amas dits «pauvres» sont de forme irrégulière et ilscontiennent moins de galaxies.
LE SUPERAMAS LOCALLe superamas local est une gigantesque structure, s’étendant sur plus de 100 millions d’années-lumière, quicompte plusieurs amas et des milliers de galaxies. Cette colossale association est loin d’être un cas isolépuisqu’on a repéré une cinquantaine d’ensembles comparables contenant chacun en moyenne une douzained’amas riches. Certains astronomes recherchent maintenant des structures encore plus grandes.
LA FORME D’UNE ÉPONGELes astronomes observent de grands réseaux desuperamas s’étirant à travers l’Univers sur descentaines de millions d’années-lumière. Les amas etsuperamas seraient séparés par des sortes de bulles, dontcertaines peuvent avoir plus de 300 millions d’années-lumièrede diamètre et qui sont pratiquement vides de toute galaxie. Ainsi l’Univers aurait un peu la forme d’une éponge…
amas de laVierge IIamas du Lion II
amas de la Coupe
amas de l’Éperon des chiens de chasse
Le superamas local contient enson centre l’amas de la Vierge,son membre le plus massif, situé à50 millions d’années-lumière de nouset constitué d’environ 2 500 galaxies.
Le groupe local, dans lequel se trouvenotre galaxie, est situé à la périphériedu superamas local. L’espace environnantest presque totalement vide.
amas de laVierge III
amas des Chiensde chasse
Les amas de galaxies
74
Les
gala
xies
Une intense énergie au cœur des galaxies
Il existe une famille très particulière et fort disparate de galaxies (comprenant lesquasars, les galaxies de Seyfert et les radiogalaxies) qu’on rassemble sousl’appellation de galaxies actives. Il s’agit de galaxies qui émettent une bonne part deleurs rayonnements sous forme de rayons X, d’infrarouges et d’ondes radio.
Ces galaxies actives présentent toujours des formes très particulières, plus ou moinsdéformées par la présence de galaxies voisines. Elles émettent de grandes quantitésd’énergie, généralement supérieures aux galaxies ordinaires qui émettent surtoutde la lumière visible et que nous avons l’habitude d’observer. On penseque les galaxies actives seraient alimentées par des trous noirsprésents en leur centre.
LES QUASARSL’exemple le plus étrange de galaxie active est sans doute celuides quasars (abréviation de l’expression anglaise quasi-stellarradio sources). Découverts dans les années 1960, ces objetsauraient la taille du Système solaire et ils émettraient plusd’énergie qu’une galaxie composée de centaines de milliardsd’étoiles. Les quasars sont parmi les plus lointains objets quel’on puisse observer dans l’Univers ; leur lumière a été émise il y ades milliards d’années.
Le quasar 3C 273 estl’un des premiers
quasars que l’on aitdécouvert.
Une photographie prise par le télescopespatial Hubble montre en gros plan lepuissant jet provenant du noyau du quasar.
Des forces colossales aucentre de la galaxie sontà l’origine de formidables
jets de matière.
Les galaxies act ives
75
Les
gala
xies
LES RADIOGALAXIESLes radiogalaxies sont des galaxies
elliptiques géantes qui peuvent émettreune puissance radio jusqu’à 100 000 fois
supérieure à une galaxie ordinaire.L’émission radio peut provenir du centrede la galaxie, dans une région parfois
extrêmement petite ou, au contraire, trèsétendue. Les radiogalaxies contiennent
souvent deux régions émettrices d’ondesradio pouvant être séparées l’une de l’autre
par des millions d’années-lumière.
La galaxie Centaurus A, située à 15 millions d’années-lumière, est laradiogalaxie la plus proche de nous. À gauche, la galaxie en lumièrevisible traversée par une large bande de poussière. À droite, l’image radiomontre les deux lobes, situés de chaque côté de la galaxie, à 90˚ de cettebande. L’émission radio invisible provient de ces lobes qui mesurentpresque 2 millions d’années-lumière.
LES GALAXIES DE SEYFERTEn 1943, l’astronome Carl Seyfert découvrait
un type de galaxie dont le noyau estparticulièrement brillant. Sur les quelque
150 galaxies dites de Seyfert, la majorité sontdes spirales normales mais qui émettent beaucoup
de radiations infrarouges et peu d’ondes radio.
La galaxie de Seyfert NGC 7742 ressemble àune galaxie spirale normale mais son noyauest très lumineux.
L’exceptionnelleluminosité desgalaxies actives seraitdue à la présence d’untrou noir qui,happant la matièreenvironnante, crée unjet d’énergie.
En s’éloignant les unes des autres, les galaxies suggèrent que l’Univers est en expansion. Dès lors, on s’interroge.
Comment l’Univers a-t-il commencé? Qu’est-ce que le Big Bang? Perçoit-on toujours des traces
de cet événement originel qui s’est traduit par une formidable explosion ? Quel est le destinprobable de l’Univers? Autant de questions dont cette partie esquisse les réponses.
78 Les dimensions de l’UniversDe l’infiniment petit à l’infiniment grand
80 Le Big BangLes premiers instants de l’Univers
82 L’expansion de l’UniversLe devenir de milliards de galaxies
83 Le rayonnement de fond cosmologiqueUn voyage au début des temps
Structure de l’Univers
78
Stru
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l’Un
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s De l’infiniment petit à l’infiniment grand
Généralement, la Terre nous semble immense. À l’échelle de l’Univers, elle estpourtant bien petite si l’on considère que les distances dans l’Univers semesurent aisément en milliards de milliards de kilomètres ou, par commodité, enannées-lumière. Notre Système solaire fait lui-même partie d’une galaxie, l’uneparmi la centaine de milliards de galaxies que comprend l’Univers…
Le Système solaire est composé deneuf planètes et d’une étoile, notre
Soleil. Tout le Système s’étend sur une douzaine de milliards de
kilomètres et est situé dans un desbras spiraux de notre galaxie.
Ce noyau se trouveau cœur de l’atome.
Des quarks se groupent entre eux pourformer des protons et des neutrons,
constituants de base du noyau atomique.
On peut aligner plus d’un milliardd’atomes sur une distance de 10 cm
correspondant à peu près à lalargeur de la main.
Notre planète, la Terre, a undiamètre de 12 756 kilomètres.
Soleil
L’UNIVERS IMAGINÉ À LAMANIÈRE DES POUPÉES RUSSES…
La matière, quel que soit son aspect, est faite d’un nombre restreint de constituantssimples. La plus petite particule de matièreconnue s’appelle un quark.
10-15 m
10-18 m
10-10 m
10-1 m
107 m
1013 m
Les dimensions de l ’Univers
79
Stru
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Notre galaxie, la Voie lactée, comportequelque 200 milliards d’étoiles. Ce grosnuage très aplati mesure 100 années-lumièrede diamètre et une dizaine d’années-lumièred’épaisseur.
La Voie lactée fait partie d’un amas d’une trentaine de galaxies, le groupe local. Ces galaxies se
maintiennent ensemble dans un espace de moins dedix millions d’années-lumière.
Le groupe local fait lui-même partie d’un superamas de galaxies quiconstituent une structure complexe,filamenteuse, qui s’étend sur unecentaine de millions d’années-lumière.
Les superamas de galaxies forment la toile complexe del’Univers qui contient environ 100 milliards de galaxies.Dans cette structure difficilement imaginable, il y auraitun réseau enchevêtré d’amas, de superamas galactiques,
et d’immenses bulles de vide.
Pour mesurer l’Univers, les astronomesont créé une nouvelle unité, en prenantpour mesure étalon la distance Terre-Soleil. Il s’agit de l’unité astronomique(UA), qui correspond à la distancemoyenne qui nous sépare de notreétoile. Les distances encore plus grandessont exprimées par une autre unité :l’année-lumière (a.l.), soit la distanceque parcourt la lumière en une année à la vitesse de 300 000 kilomètres à la seconde.
Afin de se représenter la différence entre millier, million et milliard, on peut se rappeler que 1 000 secondesreprésentent environ un quart d’heure, un million de secondes équivaut à près de 2 semaines tandis que unmilliard de secondes est l’équivalent de 32 ans...
M33
1020 m
1022 m
1023 m
amas dela Vierge
Andromède
1030 m
UNITÉS DE MESURE
unité valeur
unité astronomique (UA) 149,6 millions de kilomètres
année-lumière (a.l.) 9 460 milliards de kilomètres
parsec (pc) 3,26 années-lumière ou 206 265 UA
mégaparsec (Mpc) 3 260 000 années-lumière
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Les premiers instants de l’Univers
Il n’y avait rien, absolument rien, ni matière, ni énergie, aucune force et pas mêmele temps. Puis, soudainement, est survenu le Big Bang, la grandiose explosion qui adonné naissance à l’Univers. C’était il y a environ 15 milliards d’années. Même si ceconcept est difficile à imaginer, le Big Bang marque le début de l’espace, de lamatière et du temps. Quant au temps zéro, et ce qui le précède, «ce qu’il y avaitavant», la science ne peut en rendre compte; c’est l’énigme.
Au cours des premières fractions de la seconde initiale, seule l’énergie existait. Sous l’impulsion de l’explosion, cette énergie se répand et se refroidit ; elle devientmatière qui s’organise de façon de plus en plus complexe. L’Univers amorce alors sonmouvement d’expansion qui se poursuit encore aujourd’hui.
À 10-43 SECONDE DE L’ORIGINELe Big Bang est la théorie la plus généralement acceptée dans la communauté scientifique pour expliquer lanaissance de l’Univers. Par l’application des lois connues de la physique et par les progrès vertigineuxaccomplis dans le domaine de l’observation astronomique, les scientifiques tentent en quelque sorte deparcourir le chemin à rebours et de remonter à ce que fut l’Univers primordial. On peut ainsi remonterjusqu’à une infime portion de la première seconde de l’Univers : 10-43 seconde. Écrite au long, cette fractionreprésente 0,0000000000000000000000000000000000000000001 seconde, après le Big Bang.
TEMPÉRATURE (KELVINS)
TEMPS
1032 K 1025 K 1015 K 1012 K
0 s 10-43 s 10-32 s 10-12 s 10-4 s
Le Big Bang
0Y 0U 0I 0O 0P
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109 K 2,7 K5 K10 K3 000 K
2 milliards a 10 milliards a 11,5 milliards a300 000 a3 min
DES PREMIÈRES SECONDES... JUSQU’À AUJOURD’HUI À 0 seconde, un état infiniment dense et chaud concentre en un infime point physique toute la masse del’Univers Q. Une incommensurable énergie est libérée et l’on assiste alors à l’expansion de la singularitéoriginelle W. L’énergie initiale se transforme en matière ; des particules élémentaires comme les photons etles quarks se forment E. Progressivement, l’Univers se refroidit et prend de l’expansion. D’autres particulesse forment dont l’électron R. Peu après, les quarks se groupent entre eux pour former des protons et desneutrons, constituants de base des futurs noyaux atomiques T. Après trois minutes, la température s’estabaissée, ce qui permet l’assemblage des protons et neutrons qui constituent les noyaux des premierséléments légers de l’Univers : l’hydrogène et l’hélium Y. Lorsque la température atteint moins de 3 000 K,après 300 000 ans, les électrons peuvent s’associer aux protons pour former les premiers atomes stablesd’hydrogène et d’hélium U. Après 2 milliards d’années, l’effet de la gravitation permet la constitution denébuleuses, d’embryons de galaxies (ou protogalaxies), de galaxies et des premières étoiles, car la matières’amalgame dans l’espace I. Plus de 8 milliards d’années plus tard, on assiste à la formation du Soleil et desplanètes du Système solaire O. Par la suite, des atomes se combinent pour former des molécules qui elles-mêmes forment des entités plus complexes pour mener à l’apparition de la vie P.
LÉGENDE DE L’ILLUSTRATION
quarksphoton
électronproton
neutronatome
nébuleuse galaxieétoileprotogalaxie
LA LOI DE HUBBLEHubble constate que les galaxies s’éloignent les unes des autres et d’autant plus rapidement qu’elles setrouvent distantes. En 1929, il énonce une loi qui stipule que la vitesse d’éloignement des galaxiesaugmente en fonction de la distance. Une analogie simple permet de comprendre ce phénomène ; imaginonsune sphère contenant des galaxies.
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sphère 1
A3 c
m6 cm
B
C
sphère 2
B6 c
m
A 12 cm
C
Stru
ctur
e de
l’Un
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Le devenir de milliards de galaxies
Au début des années 1920, l’Univers tel qu’on se le représente se limite à peu dechose près à notre galaxie et ne mesure guère plus de 200 000 années-lumière.Cette conception change lorsque l’astronome Edwin Hubble observe la galaxied’Andromède, semblable à la nôtre. Par la suite, de nombreuses galaxies toujoursplus éloignées de nous sont découvertes, si bien que l’Univers est aujourd’huiconstitué d’environ 100 milliards de galaxies.
Au départ, lepoint A est à unedistance de 3 cmde B, et à 6 cm
du point C.
On peut imaginer que laconcentration de matière survenue
lors d’un Big Crunch serait leprélude à un nouveau Big Bang.
Dans ce cas, on parlera d’unUnivers oscillant où des Big Bang
et des Big Crunch se succèdent.
Si la quantité de matièrecontenue dans l’Univers estfaible, l’expansion telle que
nous la connaissons aujourd’huise poursuivra indéfiniment et
l’Univers s’étendra à tout jamais ;ce sera un Univers ouvert.
S’il existe, par contre, unegrande quantité de matière dans
l’Univers, la gravité finira parstopper l’expansion et l’Univers
se contractera jusqu’à un BigCrunch. Il s’agirait alors d’un
Univers fermé.
Si on double lediamètre de lasphère, le point Cs’éloigne de A de 6 cm alors que lepoint B, qui est plusproche, ne s’éloigneque de 3 cm, et ce,dans le mêmeintervalle de temps.
LE DESTIN DE L’UNIVERSTel que nous l’observons aujourd’hui, l’Univers est en expansion mais on ignore s’il en sera toujours ainsi.L’un des plus grands défis de la cosmologie moderne consiste à évaluer avec précision la quantité de matièrecontenue dans l’Univers car l’avenir de celui-ci en dépend.
L’expansion de l ’Univers
83
Un voyage au début des temps
Stru
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l’Un
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L’ÉCHO DU BIG BANGEn 1989, le satellite COBE a mesuréla radiation de fond pour constaterla présence d’infimes variations dela température, qui ont mené à laformation des grandes structuresde l’Univers, comme les galaxies.
L’horizon cosmique constitue la limite de l’univers observable;quand on tente de voir plus loin, on se heurte à un mur degaz dense et opaque. Il ne sera jamais possible d’observerdirectement le Big Bang.
atomesprimordiaux
quasar
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300 000
3000 K10 K
5 K
Big Bang
galaxie
protogalaxie
TEMPÉRATURE (KELVINS)
TEMPS
(ANN
ÉES)
10 milliards
2 milliards
15 milliards (aujourd’hui)
Plus un astre est éloigné, plus sa lumière prend de temps à nous parvenir. Si nous regardons un objet situé à 2 millions d’années-lumière, comme la galaxied’Andromède, ce que nous voyons correspond à l’état de cette galaxie il y a 2 millions d’années, puisque la lumière qu’elle a émise a mis ce temps à nousparvenir. Regarder loin dans le cosmos signifie regarder le passé ; plus nousscrutons loin, plus nous voyons un univers jeune.
Aujourd’hui encore, l’Univers contient les traces de la chaleur générée lors du BigBang. Cette chaleur résiduelle est appelée rayonnement de fond cosmologique.Dans quelque direction que l’on observe l’Univers, on mesure cette températureuniforme, soit 2,7 degrés au-dessus du zéro absolu (-273 ˚C).
2,7 K
zone plus chaude zone plus froide
L’intense énergie du BigBang s’est traduite par
l’émission d’ondes dont onreçoit l’écho de toutes les
directions du cosmos. Il s’agit du rayonnementde fond cosmologique,
vestige des conditions quirégnaient dans l’Univers
après le Big Bang.
Le rayonnement de fondcosmologique
Sans les télescopes qui suppléent à nos propres yeux, les plus importantes découvertes astronomiques
auraient été inconcevables. En permettant de sonder les profondeurs de l’espace,
les télescopes géants et les radiotélescopes (qui détectent des formes de lumière invisible) ont bouleversé la vision
même que nous avions de l’Univers. Depuis, grâce à eux, des milliers d’étoiles et de galaxies ont été cataloguées, de
nouvelles planètes ont été découvertes et une multitude de phénomènes singuliers (comme les quasars et les trous
noirs) ont été observés.
86 Le spectre électromagnétiqueLorsque la lumière est invisible
88 Les télescopesDes concentrateurs de lumière
90 Les observatoires astronomiquesVoir mieux et toujours plus loin
92 Une nouvelle génération de télescopesDes observatoires de plus en plus puissants
94 Le télescope spatial HubblePar-delà les nuages
96 Les radiotélescopesUne nouvelle fenêtre sur l’Univers
98 La vie ailleurs dans l’UniversSommes-nous seuls?
100 Les planètes extrasolairesÀ la recherche d’autres systèmes planétaires
Observation astronomique
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Lorsque la lumière est invisible
Le satellite Comptonétudie un phénomène
encore inexpliqué : les fameux sursauts des rayons gamma.
Images de notregalaxie selon le typede rayonnementanalysé.
Le satellite ROSAT est équipéde détecteurs de rayons X. Il estadapté à l’étude des objetscélestes comme les étoiles àneutrons et les pulsars.
Le télescope IUE quianalyse l’ultravioletpermet notamment
d’étudier lesétoiles chaudes.
La connaissance que nous avons de l’Univers ne provient pas seulement de ce quenous pouvons voir avec nos yeux. Les objets célestes émettent de l’énergie quitraverse l’espace et arrive à la Terre sous forme de rayonnements d’intensité variabledont la lumière visible ne constitue qu’une infime partie. Nos yeux et nos télescopesconventionnels sont aveugles à tout le rayonnement hors du visible, qui comprendles ondes radio, les micro-ondes, les ondes infrarouges, les rayons ultraviolets, les rayons X et les rayons gamma, de longueur d’onde et de fréquence différentes.
Les progrès récents de l’astronomie sont dus en grande partie à notrecompréhension des formes de rayonnements. Par exemple,l’observation de la Voie lactée nous fournit desinformations et des images diverses selonle type d’ondes reçues et analysées.
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lumière visible
rayons gamma
rayons X
rayons ultraviolets
Le spectreélectromagnétique
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micro-ondes
Les observatoires astronomiques,situés sur Terre, analysent la lumièrevisible et nous fournissent desphotographies des objets célestes.
Le satellite IRAS permet d’explorer lecentre de notre galaxie et de visualiserles objets opaques tels que les nuagesde poussière.
Le satellite COBE a mesuré avec unegrande précision la température del’Univers et a ainsi confirmé un aspectimportant de la théorie du Big Bang.
Les radiotélescopes ont permis dedécouvrir des pulsars et des quasars et
sont à l’écoute d’éventuels signaux en provenance de l’espace.
ondes radio
ondes infrarouges
DES OBSERVATOIRES POUR CHAQUE TYPE DE RAYONSL’atmosphère terrestre filtre les rayons provenant de l’espace, parmilesquels certains, très énergétiques, se révèlent nocifs pour touteforme de vie. La lumière visible Q et les ondes radio W sont lesseules qui atteignent la surface de notre planète (avec une partiedes ultraviolets et de l’infrarouge). Il faut donc avoir recours àdivers observatoires placés en orbite pour étudier les autres typesde rayonnements.
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Des concentrateurs de lumière
L’invention du télescope a véritablement révolutionné notre vision de l’Univers. Durantdes millénaires, nos ancêtres scrutaient le ciel à l’œil nu avec des résultats moinsprobants. Entre 1609 et 1612, au moyen de petites lunettes astronomiques, Galiléedécouvre que la surface de la Lune est criblée de cratères et de montagnes, qu’il y a destaches à la surface du Soleil et que la Voie lactée se compose d’une multitude d’étoiles...
Aujourd’hui encore, les spécialistes observent le ciel grâce au télescope, ce tube quirecueille la lumière venant d’un objet céleste et la concentre au moyen de miroirs en unpoint donné.
Le type Cassegrain ou Schmidt-Cassegrain utilise un miroirsecondaire Q qui renvoie la lumièrevers l’arrière, à travers un orifice au centre du miroir primaire W.
Dans un grand télescope à planfocal primaire, l’observateurpeut regarder directement lesobjets au foyer primaire, dansune cage d’observation Qinstallée dans le tube.
Le type Newton dévie la lumièregrâce à un miroir secondaire plan Qincliné à 45˚, vers un oculaire Wplacé sur le côté de l’appareil.
TYPES DE TÉLESCOPES
L’oculaire est une loupe quel’on utilise pour regarderl’image formée au foyer.
tube
Un large télescope capte plus delumière et renvoie une image plusnette qu’un petit télescope. On peutainsi observer des objets célestes de faible luminosité.
Le chercheur sert au repéragedes objets à observer.
Les té lescopes
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LA RÉFRACTION Dans la lunette astronomique, la lumière Q traverse d’abord unepremière lentille, l’objectif W, quila fait converger à son foyer E.L’image ainsi formée est reprise parun petit miroir à 45˚ R qui déviela lumière vers un oculaire T placéen coudé.
LA RÉFLEXIONDans un télescope, la lumière Q
est recueillie par l’objectif, un miroirprimaire concave W, situé au fond
du tube. Elle est ensuiteconcentrée en un point focal E
devant le miroir (le foyer primaire).La lumière est interceptée et à
nouveau réfléchie, au moyen d’unpetit miroir plan R, vers l’oculaire T
placé sur le côté du tube.
Contrairement au télescope, la lunette astronomique utilise lephénomène de la réfraction en concentrant la lumière célesteau moyen de lentilles plutôt qu’avec des miroirs. Plus coûteuseet souvent plus précise, elle est toujours utilisée aujourd’huipar les amateurs.
Le réglage d’ascension droitepermet de positionner le télescopeparallèlement à l’équateur.
Le réglage de déclinaisonpermet de positionnerverticalement le télescope,relativement à l’équateur.
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ique Voir mieux et toujours plus loin
En 1917, le plus grand bâtisseur de télescopes de tous les temps, George Hale,construit un télescope doté d’un miroir de 2,50 m de diamètre au sommet du montWilson, en Californie. C’est à partir de cet observatoire qu’Edwin Hubble réaliserala plupart de ses découvertes sur l’immensité de l’Univers. L’observatoire du montPalomar, qui a pris la relève en 1948, a conduit à certaines des plus grandesdécouvertes astronomiques de ce siècle.
Situés au sommet des montagnes et abrités sous d’énormes dômes ouvrablespivotant sur eux-mêmes, ces télescopes géants ont permis aux astronomes descruter l’Univers avec une acuité jusqu’alors inconnue.
Après l’ouverture du cimier mobile, la lumière Q pénètre dans le télescope. Le faisceau lumineux est capté par le miroirprimaire W et réfléchi vers le miroir secondaire convexe E.La lumière est alors renvoyée à nouveau vers le miroirprimaire qu’elle traverse en son centre R avantd’atteindre l’oculaire T. Elle peut être déviéeaussi vers le foyer coudé Y.
coupole pivotante
monture en fer à cheval
Le posted’observation situéau foyer Cassegrainest un endroit plusaccessible où sont
effectuées aujourd’huila majorité des
observations.
Les observatoiresastronomiques
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UNE INNOVATION REMARQUABLEGrâce aux détecteurs CCD, des puces électroniques beaucoup plus sensibles à la lumière qu’une plaquephotographique, les télescopes captent désormais des images d’objets très lointains, en peu de temps d’exposition.Le développement de la caméra CCD a fait faire un autre bond prodigieux à l’observation astronomique.
détecteur CCD
Dans le laboratoire, au foyer coudé,le recours à la spectroscopie permetd’étudier la composition chimiquedes objets célestes observés.
Ces deux images montrent la même région du ciel, observée avec le mêmetélescope. La photographie réalisée avec un détecteur CCD (à droite)révèle un nombre infiniment plus grand d’étoiles que l’image obtenueavec une plaque photographique conventionnelle (à gauche).
cimier mobile Autrefois, les astronomes s’installaient dans la cage d’observation, au foyer primaire, afinde contrôler le temps d’exposition des plaquesphotographiques.
En 1948, on met en service le célèbretélescope du mont Palomar, enCalifornie. L’instrument dispose d’unimpressionnant miroir de 5 m dediamètre qui pèse plus de 12 tonnes.Il s’agit pratiquement du recordabsolu puisqu’un plus grand miroir se déformerait sous son poids.
De tout nouveaux télescopes apparaissent à partir des années 1970. Munis deplusieurs miroirs coordonnés avec grande précision, ils reproduisent les capacitésd’un immense miroir. Afin d’éviter les problèmes de pollution lumineuse des grandesvilles, on installe ces grands observatoires sur les cimes des montagnes situées dansles déserts ou sur des îles en plein océan. Le premier de ces télescopes à miroirmultiple est inauguré en 1979 au sommet du mont Hopkins, en Arizona.
Des observatoires de plus en plus puissants
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DES YEUX GÉANTS POUR SCRUTER L’UNIVERSEn 1998, les Européens ont commencé à construire ausommet du mont Paranal, au Chili, un gigantesqueobservatoire, le Very Large Telescope (VLT). Les quatretélescopes principaux, assemblés en 2001, possèdent desmiroirs de 8,2 m de diamètre, pesant 23 tonnes chacun;ils reposent sur une plate-forme antisismique pouvantrésister à des tremblements de terre de niveau 8,5 surl’échelle de Richter.
plate-forme mobile
miroir primaire
miroir secondaire
Une nouvel le générationde télescopes
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MULTIPLIER LA PUISSANCE DES TÉLESCOPESLe VLT recourt à l’interférométrie, une technique qui apour but d’augmenter le pouvoir de résolution desimages. Les faisceaux lumineux réfléchis par chaquetélescope Q sont orientés grâce à des miroirs montés surdes chariots mobiles W qui se déplacent sur des rails Eà l’intérieur d’un tunnel souterrain. Les faisceauxlumineux sont combinés R pour obtenir en laboratoireT la précision d’un miroir de 120 m de diamètre.
UN GÉANT AU SOMMET D’UNE MONTAGNELe télescope géant Keck, situé à Hawaii, dispose de 36 miroirs hexagonaux de 90 cm de côté et quireproduisent ainsi un réflecteur unique de 10 m. Le télescope a un pouvoir de résolution quatre foissupérieur à celui du mont Palomar.
Trois télescopes auxiliaires de1,8 m de diamètre peuvent êtreplacés sur différentes positions
afin d’augmenter la précisiondes observations.
Les faisceaux lumineux captés par chacun des télescopes sontacheminés par un tunnel souterrain.
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ique Par-delà les nuages
instruments d’analyse
miroir primaire
miroir secondaire antenne àgrand débit
De la taille d’un autobus, letélescope est un cylindre de 4,3 mde diamètre, mesurant 13,1 m etpesant 12,5 tonnes, qui comprendun miroir de 2,5 m de diamètre.
L’antenne du télescope transmet d’abord les données à unsatellite de communication Q. Ces données sont ensuiterelayées au centre de suivi et de communication Wet renvoyées jusqu’à un satellite national E. Elles sont alors transmises au centre de contrôle des manœuvres R, puis acheminées au Space TelescopeScience Institute, qui planifie les observations et le traitement des données T.
Le télescope spatial Hubble figure parmi les plus importants instruments astronomiquesde tous les temps. Le grand avantage de ce télescope est de se trouver au-dessus del’atmosphère terrestre qui filtre et déforme la lumière provenant des objets célestes.Placé en orbite en avril 1990, à 600 km d’altitude, l’appareil transmet des images d’unenetteté incomparable et permet de voir plus loin que toutautre instrument astronomique.
Le té lescope spatia lHubble
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volet mobile
Les panneaux solairesalimentent le télescopeen électricité.
REDÉCOUVRIR L’UNIVERSEn 2003, après 13 années d’observation, Hubble avait déjà fourni plus de550 000 clichés de 19 000 objets célestes. Les images recueillies ont déjà euun impact profond sur notre conception de l’Univers : en regardant au loin, letélescope nous montre combien le jeune Univers était différent de celuid’aujourd’hui. Sa mission principale, qui est de déterminer l’envergure, lataille et l’âge de l’Univers, pourrait nous réserver bien des surprises avant lafin de ses observations, prévue vers 2010.
Le télescope Hubble nous a montréquantité de phénomènes inédits,
comme la formation massive d’étoiles,après une importante onde de choc
survenue au cœur de la galaxie de laRoue de la charrette (située à 500
millions d’années-lumière).
Parmi les images les plusspectaculaires de l’Univers, Hubble
nous a livré celle de la nébuleuse del’Aigle. Au sommet d’immenses
colonnes de poussière, longues deplusieurs années-lumière, des étoiles
sont en train de naître.
Extrêmement puissant, Hubble aphotographié une infime parcelle
de l’Univers (de la taille d’une pièce de monnaie tenue à 25 m
de distance) dans laquelle ondénombre plus de 1 500 galaxies de toutes formes et de tous âges.
La célèbre Êta Carinae, unedes étoiles connues les plus
massives et les plus instables,est recouverte d’une enveloppe
incandescente créée parl’éjection constante de matière,
comme en témoigne cettephoto prise par Hubble.
Les rayons lumineux traversent le cylindre Q et sont réfléchis par le miroir primaire W vers le miroirsecondaire E. Celui-ci renvoie la lumière vers les instruments d’analyse R (qui comprennent notammentdeux caméras). Les données sont ensuite retransmises à l’aide d’une antenne T.
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Une nouvelle fenêtre sur l’Univers
Une photographie en lumière visible laisse croireque l’imposante galaxie M81 Q, la galaxie M82 W
et la petite galaxie irrégulière NGC 3077 E sonttrois objets célestes indépendants.
Les corps célestes n’émettent pas seulement de la lumière visible, mais aussi de lalumière radio. Parfois ils émettent même davantage d’ondes radio que d’ondeslumineuses. L’Univers foisonne ainsi d’objets qu’il est impossible d’observer avecun télescope optique, même très puissant. Le radiotélescope fonctionne selon leprincipe du télescope optique, mais il est conçu spécifiquement pour capter etconcentrer les ondes invisibles que sont les ondes radio. L’appareil peut êtreutilisé de jour comme de nuit, quelle que soit la nébulosité.
VOIR L’INVISIBLE
Une image en lumière radio montre qu’unimmense nuage d’hydrogène relie en fait lestrois galaxies.
Les radiotélescopes captent des ondes radio dontla longueur varie de quelques millimètres à 20 m.
LE PLUS GRAND RADIOTÉLESCOPE DU MONDE
Certains radiotélescopes fixes sont construits dans desvallées en forme de parabole géante. Le plus grand du genre est le célèbre radiotélescope d’Arecibo, à Porto Rico, qui mesure 305 m de diamètre.
longueurd’onde
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Les radioté lescopes
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L’antenne parabolique sedéplace sur un rail de
guidage et peut s’élever de90˚ en 6 minutes environ.
Le radiotélescope tournesur un rail circulaire.
Il effectue un tourcomplet en 12 minutes.
ascenseur
Les radiotélescopes sont de grandes antennes de forme parabolique quirecueillent les ondes radio Q à l’aide d’un réflecteur primaire W qui lesconcentre vers un foyer primaire E situé au sommet de l’antenne. Lesondes radio sont ensuite amplifiées par des récepteurs R puis focaliséesvers un foyer secondaire T où elles sont amplifiées à nouveau Y, avantd’être enregistrées et analysées dans un laboratoire U.
L’OBSERVATOIRE D’EFFELSBERGComme les ondes radio sont beaucoup plus longues que les lumineuses, le réflecteur radio est généralement detrès grande dimension. Un des plus gros réflecteurs paraboliques orientables (le type de radiotélescope le plusrépandu) est situé à Effelsberg, en Allemagne; il mesure 100 m de diamètre.
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Sommes-nous seuls ?
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L’homme se demande s’il est seul dans l’Univers depuis fort longtemps. Mais, depuis laseconde moitié du XXe siècle, ce questionnement est devenu l’objet d’une science –l’exobiologie –, qui tente de déterminer les conditions nécessaires à la vie et les lieuxoù elle pourrait se développer, tout en mettant en œuvre les moyens techniques quinous permettraient de la repérer.
R* est le taux de formation d’étoiles (R = rate) autour desquelles pourrait se développer unecivilisation. Ce nombre est une fraction de toutes lesétoiles de la Galaxie et exclut notamment les grossesétoiles dont la durée de vie est trop courte pourpermettre l’évolution d’une civilisation émettrice.
Le nombre N correspond au nombre de civilisations communicantes de la Voie lactéepouvant émettre des signaux radio que nous pourrions détecter. Il varie grandement selon la valeur retenue pour chacun des paramètres précédents. Ainsi le nombre estimé peuts’étendre de un (notre civilisation) à des millions, voire des milliards...
Fp est la fraction de ces étoiles qui possèdent un systèmeplanétaire.
Ne correspond au nombre de planètes semblables à la Terre (e = Earth), qui seraient situées dans une zone habitablerassemblant les conditions favorables à la vie.
Fl équivaut au nombre de ces planètes sur lesquelles la vie (l = life)a pu effectivement se développer.
Fi est la fraction des planètes où la vie a atteint le stade de l’intelligence.
Ft est la fraction des civilisations qui ont développé une technologie permettantd’envoyer des signaux dans l’espace.
Finalement, L correspond à la durée de vie (l = lifetime) des civilisations capablesd’émettre dans l’espace un signal radio décelable.
L’ÉQUATION DE DRAKEUn radioastronome américain, Frank Drake, a imaginé en 1961 une équation qui permet théoriquementd’estimer la probabilité de l’existence de vie intelligente dans notre Galaxie. La formule qu’il a conçue sertde base à toute discussion sur le sujet et vise à calculer le nombre de civilisations communicantes – c’est-à-dire celles qui résideraient dans la Voie lactée et dont on pourrait raisonnablement espérer recevoir unsignal. Soit : N = (R*) x (Fp) x (Ne) x (Fl) x (Fi) x (Ft) x (L).
La v ie ai l leurs dansl ’Univers
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DES TRACES DE VIE SUR MARS ?En 1996, on a découvert la présencede traces potentielles demicrofossiles dans une météoritevenue de Mars. Il s’agit de structureslongiformes d’à peine quelquesmicromètres qui ressemblent à des bactéries terrestres.
Découverte en Antarctique où elleserait tombée il y a 13 000 ans, lamétéorite s’est cristallisée sur Mars4,5 milliards d’années plus tôt, aumoment de la formation de laplanète. Les fameux microfossilesdécouverts s’y seraient logés àl’époque où Mars était une planètechaude et humide.
MESSAGE À L’INTENTION DESEXTRATERRESTRES
En 1974, le radiotélescope d’Areciboa envoyé un message codé en langage
binaire en direction d’un amasglobulaire, situé dans la constellation
d’Hercule. Le message parviendra à cet amas, qui compte des centaines de
milliers d’étoiles, dans 25 000 ans.
Sur Mars, les rivières asséchées sontdes vestiges du temps où la planèteavait un climat plus tempéré et auraitpu accueillir la vie.
La zone continuellementhabitable (ZCH) est la portion de l’écosphère qui présente lesconditions requises durant lamajeure partie de la vie de l’étoile.
L’écosphère est la région entourant une étoile où lesconditions sont favorables au développement de la vie.Comme la luminosité d’une étoile varie durant sa vie,l’écosphère se déplace vers l’extérieur, suivantl’accroissement de la luminosité.
écosphère au débutde la vie de l’étoile
écosphère à la finde la vie de l’étoile
étoile planète
LES CONDITIONS NÉCESSAIRES À LA VIEPour que la vie puisse naître et se développer sur une autre planète, il lui faut bénéficier de conditions semblablesà celles que nous connaissons sur Terre. Des matériaux de base comme le carbone et l’eau liquide doivent se trouverà la surface d’une planète qui possède une atmosphère et offre un environnement assez stable durant des centainesde millions d’années. Une telle planète doit également se trouver ni trop près ni trop loin d’une étoile se consumantsuffisamment lentement pour donner le temps à la vie de s’organiser.
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ique À la recherche d’autres systèmes planétaires
Longtemps on a pensé qu’il n’existait pas de planètes à l’extérieur de notreSystème solaire. Mais depuis une cinquantaine d’années, les astronomes scrutentles parages des étoiles voisines à la recherche de planètes extrasolaires, ditesexoplanètes. Les premières indications de l’existence d’exoplanètes remontent à1984 lorsque le satellite IRAS a observé plusieurs anneaux de poussière autourd’une vingtaine d’étoiles. De telles structures, qui ressemblent sans doute à notreSystème solaire naissant, indiquent que la formation de planètes est unphénomène beaucoup plus fréquent qu’on ne le croyait.
La nébuleuse d’Orion contient plusieurs jeunesétoiles autour desquelles de nouvelles planètespourraient se former.
Le télescope spatial Hubble a observé dans lanébuleuse d’Orion la présence de disques de gaz etde poussières autour de plus de 150 étoiles. Il s’agitde disques protoplanétaires qui sont probablementdes systèmes planétaires en formation.
DES PLANÈTES ENDEVENIR?
On a repéré, à 450 années-lumière de la Terre, ce qui
pourrait être uneprotoplanète et son étoile,
dans la constellation duTaureau. TMR-1C aurait de 2à 3 fois la masse de Jupiter,
la plus grosse planète denotre Système solaire.
Les planètesextrasolai res
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LES CARACTÉRISTIQUES DES EXOPLANÈTESDepuis 1995, l’observation de centaines d’étoiles a permis de localiser les premières planètes autour d’étoilescomparables à la nôtre. La plupart sont situées plus près de leur étoile que la Terre ne l’est du Soleil et ellesont une masse équivalente ou supérieure à celle de Jupiter (M Jup). Leur révolution autour de l’étoile variede quelques jours à quelques années.
planète
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LES SIGNES INDIRECTS DES EXOPLANÈTESIl est impossible de voir une planète située près d’une étoile parce que laluminosité de celle-ci est beaucoup trop grande. Par exemple, la luminosité duSoleil est un milliard de fois supérieure à celle de Jupiter.
On parvient à déduire l’existence de planètes inconnues de façon indirecte, sansles voir réellement, en détectant les perturbations infimes qu’elles font subir àl’étoile autour de laquelle elles tournent. Ces légères variations du mouvement del’étoile permettent de calculer la masse et la distance de la planète.
UA (unité astronomique = distance entre la Terre et le Soleil)
2 UA1 UA
ÉTOILES EXOPLANÈTES
(2,4 M Jup ; 2,9 ans )
47 Ursæ Majoris
(0,4 M Jup ; 4,2 jours)
51 Pegasis
55 Cancri
(0,8 M Jup ; 14,6 jours)
(3,8 M Jup ; 3,3 jours)
Tau Bootis
(4 M Jup ; 4 ans)
Upsilon Andromedæ
(0,6 M Jup; 4,6 jours) (2 M Jup ; 242 jours)
(6,6 M Jup ; 116,6 jours)
70 Virginis
(1,9 M Jup ; 60,5 jours)
Gliese 876
(1,7 M Jup ; 2,2 ans)
16 Cygni B
(1,1 M Jup; 39,6 jours)
Rho Coronæ Borealis
(3,3 M Jup ; 4,3 ans)
Gliese 614
SoleilMercure Vénus Terre Mars
Les sondes spatiales sont un autre merveilleux moyen d’approfondir la connaissance du cosmos. En
survolant des milieux hostiles dont elles nous font parvenir des clichés, en se posant là où l’hommene peut aller afin de ramener sur Terre des échantillons aux fins d’analyse, ces fabuleux engins nous
en apprennent encore sur les planètes, les comètes, les astéroïdes et bien d’autres objets célestes. Surtout, ils
nous font prendre la mesure, si cela est possible, de l’espace incommensurable de l’Univers.
104 Autour de la TerreUne présence humaine de plus en plus forte
106 Les sondes spatialesLes grands explorateurs des temps modernes
108 L’exploration de la LuneDes succès spectaculaires
110 L’exploration de MarsÀ la recherche de traces de vie
113 MagellanDévoiler le relief de Vénus
114 Pioneer 10 et 11Les premiers grands voyageurs
115 VoyagerAu delà des limites du Système solaire
116 GalileoLa découverte des satellites de Jupiter
117 Cassini et HuygensPercer les mystères de Saturne et de Titan
118 UlyssesLe Soleil vu par les pôles
119 L’exploration des petits astresDécouvrir les comètes et les astéroïdes
Exploration spatiale
104
Une présence humaine de plus en plus forte
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iale Pour qu’un engin échappe à l’attraction terrestre et gagne les couches supérieures de
l’atmosphère, il doit être propulsé à très haute vitesse. Les lanceurs spatiaux et lesnavettes spatiales, mus par des moteurs extrêmement puissants, permettent demettre en orbite différents types de satellites, ainsi que les éléments qui composentla Station spatiale internationale.
Autour de la Terre
À partir de 1998, les principales puissances spatiales (États-Unis, Russie, Europe, Japon) ont uni leursefforts pour construire la Station spatiale internationale (SSI), un complexe orbital modulaire de109 mètres d’envergure et de 455 tonnes. Les éléments de la SSI, mis en orbite par la navette américaineet par les lanceurs russes Progress, sont assemblés progressivement. Habitée depuis 2000, la SSI aurait dûêtre achevée en 2004, mais l’accident deColumbia en 2003 a entraîné l’arrêt temporairedes missions des navettes spatiales.
LES LANCEURS SPATIAUXLes lanceurs spatiaux fonctionnent selon le principe d’action-réaction de Newton : l’éjection de gaz à hautetempérature vers le bas induit la poussée de l’engin vers le haut. Grâce à la combinaison de plusieursmoteurs successifs, la fusée atteint une vitesse de 28 000 km/h après 10 minutes de vol, ce qui lui permetd’échapper à l’attraction terrestre.
Au décollage, le lanceur européenAriane V pèse 740 tonnes etmesure 51 mètres de hauteur.
Ariane V comprend deux fusées à poudre,qui fournissent la poussée initiale puis se
détachent après deux minutes defonctionnement.
Partie terminale de la fusée, la tuyèrepermet aux gaz de combustion de
s’échapper, créant ainsi la poussée quipropulse le vaisseau.
Le moteur principal, à hydrogèneliquide, fonctionne pendant10 minutes.
réservoir d’oxygène liquide
réservoir d’hydrogène liquide
laboratoire japonais
laboratoire européen
laboratoire américain
panneaux solaires
nœud d’arrimage de l’orbiteur
module russe
module d’habitation américain
La coiffe protège la charge utile,c’est-à-dire les satellites destinésà être mis en orbite.
LA STATION SPATIALE INTERNATIONALE
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Deux fusées à poudre fournissent l’essentiel de la pousséedurant les deux premières minutes de vol. Ces fusées (quimesurent 45,5 m de hauteur, 3,7 m de diamètre et pèsent585 tonnes) sont ensuite larguées et retombent en mer. Ellessont récupérées et remises en état pour un autre lancement.
Contrairement aux lanceurs, qui ne servent qu’une fois, la navette spatiale est réutilisée entièrement, hormis leréservoir externe. En plus de 20 ans, elle a été lancée plus d’une centaine de fois et n’a connu que deux échecs(Challenger, en 1986, et Columbia, en 2003). La navette a notamment lancé les sondes Galileo, Magellan etUlysses. Elle a également placé en orbite terrestre le télescope spatial Hubble.
Lors du lancement, l’orbiteur est fixé à un immense réservoir contenant lecarburant qui alimente les moteurs durant les huit premières minutes du vol.Chaque seconde, chacun des moteurs brûle 1 300 litres d’hydrogène etd’oxygène liquides contenus dans cet immense réservoir de 47 m de longueur et8,40 m de diamètre.
Les astronautes revêtent un scaphandrespatial lorsqu’ils sortent de la navette
pour effectuer des manœuvres. Équipéed’un système d’alimentation en oxygène,
cette combinaison leur assure uneautonomie de plusieurs heures.
La partie principale de la navette senomme l’orbiteur. L’appareil peuttransporter en orbite terrestreenviron 12 tonnes de matériel etde 5 à 7 astronautes. Il a lesdimensions et le poids d’unavion de type DC-10 : il mesure37 m de longueur par 24 md’envergure et pèse 68tonnes à vide.
Chacun des trois moteurs produit audécollage une poussée de 179 tonnes,soit le double de celle d’un Boeing 747,et fonctionne pendant huit minutesjusqu’à l’insertion en orbite.
bras télécommandé
soute
LA NAVETTE SPATIALE
Une fois en orbite,l’équipage ouvre les
portes de la soute etlargue l’engin à l’aide du
bras télécommandé.
Des tuiles conçues pour résister à des températuresde plus de 1 260 ˚C recouvrent 70 % de la surface del’orbiteur. On en dénombre plus de 30 000.
105
Ils ont pour noms Pioneer, Voyager, Galileo, Magellan, Ulysses… Ce sont les explorateursde notre époque, successeurs des Marco Polo, Christophe Colomb et Fernand de Magellanqui, jusqu’à la Renaissance, ont sillonné le globe terrestre. Nos explorateurs modernessont des robots qui se substituent à nos yeux et à nos sens et qui, en l’espace d’unegénération à peine, ont transformé notre vision du Système solaire.
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Les grands explorateurs des temps modernes
L’EXPLORATION PLANÉTAIRE EN TROIS ÉTAPES
Un bouclier protège la sondecontre les radiations solaires.
Q Un croiseur planétaire survoled’abord la planète et nous donneun coup d’œil aussi bref quespectaculaire.
W Un orbiteur se place en orbiteautour de la planète et l’auscultedurant des mois ou des années, cequi nous procure une bonne vued’ensemble.
E Enfin, un atterrisseur se posesur le sol et nous fournit un pointde vue local très détaillé. C’est ainsiqu’on a procédé jusqu’à présentpour la Lune, Mars et Vénus.
Les sondes qui s’éloignent davantage ne bénéficientplus de suffisamment d’énergie solaire et sont doncmunies de générateurs thermonucléaires (RTG, enanglais) ; c’est le cas des sondes Pioneer, Voyager,Galileo et Cassini, notamment.
Les sondes quiexplorent les planètesrapprochées (Vénus et Mars)produisent leur électricité aumoyen de panneaux solaires.
LES SOURCES D’ÉNERGIE DES SONDES SPATIALESUn progrès technique majeur a permis une avancée notable dans le domaine de l’exploration planétaire : lerecours aux générateurs thermonucléaires qui produisent l’électricité dont se nourrit la sonde grâce à desréactions nucléaires.
Les sondes spatia les
3 m
1,5 m
Des capteurs météorologiquesmesurent la température, lapression atmosphérique ainsique la vitesse et la directiondes vents.
Le laboratoire automatiséprocède à l’analyse deséchantillons recueillis envue d’en identifier lacomposition et d’y décelertoute trace de vie.
Une pelle fixée sur uneperche articulée récoltedes échantillons du solqu’elle dépose dans le
laboratoire automatisé.
L’antenne directionnelleest pointée en permanence
vers la Terre pour ytransmettre les données
scientifiques et lesphotographies.
Les caméras prennentdes images de lasurface de la planète.
L’ORBITEUR
Après avoirsurvolé une planète,la sonde se place enorbite autour de celle-ci etl’ausculte durant des mois.
antenne detransmission
L’appareil de cartographiethermique permet d’observer lasurface de la planète ainsi que lacomposition de son atmosphère àl’aide de rayons infrarouges.
L’ATTERRISSEUR
Conçu pour se poser sur la surface d’une planète et l’étudier,l’atterrisseur (en anglais, lander) réunit, en une structure miniaturisée,des générateurs d’énergie, des laboratoires d’analyse chimique, descaméras de télévision, une station météorologique et un centreinformatique, qui, sur Terre, occuperaient plusieurs étages d’un édifice.
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Une boussole utilise une étoile repère (Canopus) pourpermettre à la sonde de s’orienter.
La caméra capte des milliers d’images de la planète etnous procure une vue globale de l’astre.
LES DEUX MODULES D’UNE SONDE SPATIALELes sondes spatiales comptent parmi les réalisations techniques les plus ingénieuses qui soient. Nonseulement doivent-elles couvrir des centaines de millions de kilomètres et affronter l’hostilité de l’espaceinterplanétaire, mais elles doivent aussi assurer par elles-mêmes toutes les manœuvres de la mission – dontl’atterrissage – sans assistance terrestre, grâce à l’ordinateur de bord. Une sonde typique comportehabituellement deux modules : un orbiteur et un atterrisseur.
108
Des succès spectaculaires
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iale Située à seulement 384 000 kilomètres de la Terre, la Lune a été le premier objectif
de l’exploration spatiale. Les premières sondes lunaires ont été lancées dès la fin desannées 1950, alors que la conquête de la Lune était un enjeu politique entre lesÉtats-Unis et l’URSS. Les Américains ont remporté le succès le plus retentissant avecle programme de vols lunaires habités Apollo. Depuis, la Lune a perdu de son intérêtau profit du reste du Système solaire. Quelques sondes l’ont cependant visitée aucours des années 1990, comme Clementine et Lunar Prospector.
Le module de commande abritel’équipage du décollage à
l’amerrissage. C’est le seul composantdu vaisseau à regagner la Terre.
Le module de service alimente le module de commande etl’équipage en eau, en électricité et en oxygène. Ses moteurs
permettent de quitter l’orbite terrestre pour rejoindre la Lune, etinversement, de quitter l’orbite lunaire pour regagner la Terre.
Le vaisseau des missions Apollo est misen orbite par un lanceur Saturn V.L’ensemble mesure 110 mètres dehauteur et pèse plus de 2 800 tonnes.
L’explorat ion de la Lune
Le programme Apollo débute en 1967 de façon catastrophique : les trois astronautes d’Apollo 1 meurentdans l’incendie du module de commande, sur le pas de tir de Cap Canaveral. Mais pendant l’été 1969, lemodule lunaire d’Apollo 11 se pose sur la Lune. Cinq autres missions parviendront à alunir jusqu’à la fin duprogramme Apollo, en 1972.
LES MISSIONS APOLLO
L’équipage d’Apollo compte trois astronautes. Deux d’entreeux seulement se rendent effectivement sur la Lune, à borddu module lunaire. Haut de 7 mètres, le module lunaireest composé d’une structure en aluminium recouverte deminces feuilles métalliques qui pèse plus de 16 tonnes.
étage de remontée
L’étage de descenteassure l’alunissage et sert
de pas de tir pour le retourde l’étage de remontée
vers le module de service.
Le compartimentde l’équipagemesure 6,6 m3.
point d’arrimage au module de service
module lunaire
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Clementine a fait une découverteétonnante en 1994 : des relevés radar ontrévélé la présence de glace au pôle Sud de
la Lune, un vaste bassin de la taille d’uncontinent et profond de 12 km.
Le module lunaire d’Apollo 11se pose sur la mer de laTranquillité le 20 juillet 1969.
À la suite des «petits pas pour l’homme» des années 1960, on a quelque peu délaissé l’exploration de laLune. Ce n’est qu’en janvier 1994 qu’une sonde américaine, Clementine, a ausculté de nouveau notresatellite naturel, suivie en 1998 de Lunar Prospector.
CLEMENTINE ET LUNAR PROSPECTOR
Apollo 8 et Apollo 10photographient la Lune à distance. Apollo 15, fosse de Hadley, 30 juillet 1971
Apollo 17, Taurus-Littrow,11 décembre 1972
Apollo 16, plaine deDescartes, 20 avril 1972
Lunar Prospector
sol lunaire cratère
Apollo 12, océan des Tempêtes,19 novembre 1969
Une explosion à bord du module deservice d’Apollo 13 empêche
l’alunissage. L’équipage frôle lacatastrophe mais parvient à
regagner la Terre.
Les astronautes américains ayant marché sur la Lune ont rapporté surTerre plus de 2 000 échantillons, pesant au total 384 kg. L’analyse deces fragments de Lune révèle qu’il s’agit principalement de rochesmagmatiques âgées de 3,2 à 4,6 milliards d’années.
Apollo 14, Fra Mauro, 5 février 1971
Clementine
Il y aurait en moyenne moinsd’une particule d’eau pour
cent grains de poussière dansles cristaux de glace.
Le spectromètre à neutronsdétecte toute présence d’eau.
Le spectromètre àrayons gamma
analyse la compositionde la surface lunaire.
DE L’EAU SUR LA LUNE
En 1998, Lunar Prospector confirmait que les pôles lunaires recèlent d’importantes quantités d’eausous forme de particules de glace mélangées à de la poussière et de la roche. Présente au fond descratères, cette glace représenterait jusqu’à 300 millions de mètres cubes d’eau dispersée sur desdizaines de milliers de kilomètres carrés. Il y en aurait deux fois plus au pôle Nord qu’au pôle Sud.La sonde ne nous transmet pas de nouveaux clichés de la surface lunaire, mais ses appareilsscientifiques recueillent quantité de données sur la composition du sol.
À la recherche de traces de vie
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iale Après la Lune, Mars a été la destination privilégiée des sondes spatiales : en quarante
ans, une quarantaine de sondes ont été lancées à destination de la planète rouge. En1965, Mariner 4 révèle que Mars ressemble à un désert infertile. Puis, en novembre1971, Mariner 9, la première sonde à se placer en orbite, découvre des terrainssculptés par l’eau et de nombreux paysages fantastiques. Les sondes Viking,Pathfinder et Mars Global Surveyor, lancées dans les années 1990, ont poursuivi cetravail d’exploration. L’objectif ultime de l’exploration de Mars est bien entendu d’yfaire marcher des êtres humains, ce qui ne devrait pas être réalisé avant l’an 2018, etmême probablement pas avant les années 2030.
L’explorat ion de Mars
En 1975, la NASA lance les sondes Viking 1 et Viking 2, chacune constituée d’un orbiteur, qui observera laplanète en orbite, et d’un atterrisseur, qui se posera sur le sol. Les atterrisseurs ne sont toutefois pas enmesure de se déplacer, ce qu’accomplira Sojourner 20 ans plus tard.
LES SONDES VIKING
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0TL’atterrisseur est muni de deux
caméras orientables permettantd’observer tout le site.
Durant quatre années, lesorbiteurs Viking auscultentl’intrigante planète rouge etcartographient dans les moindresdétails 97 % du globe martien.
DESCENTE SUR LE SOLMARTIEN
Le module de l’atterrisseur sedétache de la sonde et commence à descendre Q. À 250 km d’altitude, il entre dans la mince atmosphèremartienne ; le bouclier thermique protège le module W. À 6 km d’altitude, le parachute s’ouvre et ralentit la descente E. Les rétrofusées sont allumées R. Le module se pose sur le sol T.
Viking 2Pathfinder
Viking 1
Plus de 20 ans après les sondes Viking, un nouvel engin s’est posé sur un désert martien en juillet 1997, après unvoyage de 7 mois. Il s’agit de Pathfinder, une sonde porteuse d’un petit véhicule tout-terrain nommé Sojourner,ayant la taille d’un camion jouet. Les sondes ont fonctionné jusqu’à ce qu’on perde abruptement leur contact, enseptembre 1997. Elles ont heureusement récolté plus d’informations qu’en espéraient les scientifiques.
PATHFINDER ET SOJOURNER
SITE D’ATTERRISSAGEPathfinder s’est posée dans un site remarquable, la vallée Arès, où se trouvent quantité de rochers représentant un bel échantillonnage.Durant deux mois, les deux robots ont étudié les variationsclimatiques de l’atmosphère et la composition chimique desenvirons. En 84 jours, Sojourner a parcouru 102 m auxalentours de la sonde mère, prenant 550 clichés.
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50 cm
60 cm
antenne àgrand débit
ATTERRISSAGE
Pathfinder entre dans l’atmosphèremartienne, à une vitesse de 7,4 km/s Q. À 11 km de la surface, le parachute s’ouvre W. Le bouclier arrière se sépare dumodule E. Les ballons protecteurs se gonflent et les rétrofusées sont allumées R. Après plus de 15 rebonds T, la sonde s’immobilise ; les ballonssont dégonflés et rétractés ; les pétales de la basese déploient Y.
ballons protecteurs rétractés
robot Sojourner
L’antenne du robot Sojournertransmet les images à la base.
Les panneaux solairesfournissent l’électricité.
Le spectromètre effectuel’analyse de la compositionchimique du sol.
La caméra a transmis 16 000photographies qui ont permis de
recréer des panoramas en troisdimensions montrant clairementque la surface de la vallée a étésculptée par le vent et par des
torrents d’eau.
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En septembre 1997, alors que Pathfinder et Sojourner explorent la surface martienne,une autre sonde se place en orbite autour de la planète. Il s’agit de Mars GlobalSurveyor, qui a pour mission de tracer le portrait global de Mars. Mars Global Surveyorobservera notamment les changements climatiques se produisant à la surface durantune année martienne complète, ce qui équivaut à deux années terrestres.
MARS GLOBAL SURVEYOR
DES IMAGES HAUTE RÉSOLUTION
Mars Global Surveyor photographie la surface martienne depuis 1997.La sonde a d’ores et déjà fourni plusde 170 000 clichés.
Une vue partielle du chasma deGanges, un canyon de plus de45 km de long.
La puissante caméra nous montre lesformations géologiques avec vingt foisplus de précision que les sondes Viking.
module de propulsion
antenne à grand débit
panneau solaire
volet d’aérofreinage
En 2001, la NASA a placé en orbite martienne une sondechargée d’analyser la composition chimique de la surface.
Mars Odyssey transporte trois spectromètres, chacunanalysant une partie du spectre électromagnétique
(lumière visible, infrarouge, ultraviolet, rayons gamma).
LES RENDEZ-VOUS AVEC MARSTous les 26 mois, la Terre et Mars se trouvent à une distanceminimale l’une de l’autre (environ 60 millions de kilomètres).Ce moment est propice à l’envoi de sondes d’exploration.
La sonde européenne Mars Express, lancée en2003, s’est placée en orbite martienne. Sacaméra stéréoscopique à haute résolution estchargée d’observer la surface de Mars avec unerésolution de 10 mètres. D’autres instrumentsmesurent la composition du sol, du sous-sol etde l’atmosphère.
Les sondes américaines Spirit et Opportunity, qui sesont posées sur Mars en 2004, ont libéré de petitsvéhicules robotisés chargés d’explorer les alentoursdes sites d’atterrissage et de prendre des photos del’environnement martien.
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Magel lanDévoiler le relief de Vénus
De 1960 à 1983, les Soviétiques ont envoyé une quinzaine de sondes Venera surVénus. Pour parvenir à voir l’ensemble de la planète, la NASA place en orbite unesonde munie d’un puissant radar. Nommée Magellan, cette sonde est lancée en mai1989 et s’insère en orbite vénusienne en août 1990. Au terme de sa mission, en1994, elle est précipitée dans l’atmosphère de la planète afin de mettre au pointles techniques d’aérofreinage qui serviront aux futures sondes.
ORBITE DE MAGELLAN AUTOUR DE VÉNUSAu plus près de Vénus, Magellan cartographie endétail la planète Q. Ensuite, la sonde se retourneet transmet les données en pointant son antennevers la Terre W. En deux ans, elle cartographie 98 % de la surface vénusienne.
zone non cartographiée
moteur demanœuvre
L’antenne del’altimètre récolteles données quiserviront à établirla topographie dela région survolée.
panneau solaire
L’antenne à grand débit sert également de radar enutilisant un faisceau de micro-ondes qui lui permet de
cartographier la surface voilée de Vénus.
En 1975, Venera 9 diffuse lapremière photo du sol de Vénusavant d’être écrasée par la pressionatmosphérique et calcinée parl’intense chaleur.
La surface de Vénus demeure voilée enpermanence par une épaisse couche denuages. Magellan confirme qu’il n’y a nihautes montagnes ni grands ravins sur Vénus, et ne décèle aucune traced’eau. La sonde révèle enoutre que la surfaceparaît très jeune (àpeine 500 millionsd’années).
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Pioneer 10 et 11Les premiers grands voyageurs
Pioneer 10 et Pioneer 11 furent les premières sondes à s’aventurer au-delà de l’orbitede Mars. Ces petits robots (260 kg) ont été lancés en mars 1972 et en avril 1973.
Pioneer 10 est la première sonde à pénétrer dans la ceinture d’astéroïdes, qu’elletraverse sans encombre. En décembre 1973, elle passe à 130 000 kilomètres deJupiter et nous transmet alors les premières images rapprochées de la planètegéante ; elle observe son intense champ magnétique et découvre que la planète estavant tout un astre dépourvu de surface solide.
Jupiter (1973)
ceinture d’astéroïdes
Pioneer 10
Pioneer 11
Neptune
Uranus
Saturne (1979)
On a muni les sondes Pioneerd’une plaque d’aluminium dorécomportant un message conçu parl’astronome américain Carl Sagan.Des informations sur l’origine, ladate du lancement et l’existence denotre civilisation y sont gravées, àl’intention de destinataireséventuels qui intercepteraient lasonde hors du Système solaire,dans des milliers d’années.
Un an plus tard, Pioneer 11 atteint àson tour Jupiter et nous montre engros plan la Grande Tache rouge.
Jupiter (1974)
Un magnétomètremesure l’intensité du
champ magnétique desplanètes.
antennes de transmission
Jupiter
détecteurd’astéroïdes
générateurthermonucléaire
QUITTER LE SYSTÈME SOLAIREAprès le survol de Jupiter, les sondes Pioneer poursuivent leur course respective en explorant les confins duSystème solaire. Pioneer 10 complète sa mission scientifique en mars 1997. Elle chemine en direction de l’étoileAldebaran (à 68 années-lumière) qu’elle pourrait atteindre dans deux millions d’années. Pioneer 11 cesse d’émettreen novembre 1995 mais elle se dirige vers la constellation de l’Aigle où elle pourrait passer près d’une étoile dansquatre millions d’années.
Les silhouettes de la sondeet de deux êtres humains
sont représentées à l’échelle.
À la fin des années 1970, un alignement particulier des planètes géantes (se produisanttous les 175 ans) fait envisager aux Américains un ambitieux projet nommé le GrandTour. Trop onéreux, le projet est abandonné mais la NASA lance, en 1977, deux sondesVoyager ayant comme objectif de survoler Jupiter et Saturne.
La mission des Voyager est aujourd’hui en principe terminée. À la fin de l’année 2004,Voyager 1 se trouvait à 14 milliards de kilomètres de la Terre, ce qui en fait l’objetartificiel le plus éloigné dans l’espace. On s’attend à ce que les deux sondesfonctionnent jusqu’en 2020.
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VoyagerAu delà des limites du Système solaire
Saturne
antenne detransmission
Jupiter (mars 1979) Jupiter (juil. 1979)lancement (sept. 1977)
lancement (août 1977)Voyager 1 passe près de Saturne,de telle sorte que sa trajectoire
est courbée vers l’hémisphère Norddu Système solaire.
Voyager 2 poursuit sa course versUranus puis Neptune, réalisant malgré
tout le Grand Tour.
Saturne(août 1981)
Uranus(janv. 1986)
Neptune(août 1989)
générateurthermonucléaire
La Grande Tache rouge surJupiter serait une immensetempête comportant desvents de 360 km/h, dont ladimension est deux foiscelle de la Terre.
Les cinquante mille clichésrévèlent une atmosphèreturbulente, avec desouragans et une multitudede ceintures colorées,comme ici, sur Saturne.
Les puissantes camérasnous dévoilent deslunes étonnantes,
dont Titan.
Saturne (nov. 1980)
À LA RENCONTRE DEJUPITER ET SATURNEAprès Jupiter, les sondes Voyagercroisent Saturne et montrent queses anneaux sont formés demilliers d’annelets.
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La sonde Galileo, nommée en l’honneur du grand astronome italien Galilée, qui adécouvert en 1610 que quatre lunes gravitaient autour de Jupiter, fut lancée en octobre1989. Elle devient la première sonde à s’insérer en orbite jovienne. En décembre 1995,Galileo confirme que les quatre plus gros satellites de Jupiter possèdent une minceatmosphère.
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Gal i leoLa découverte des satellites de Jupiter
La surface d’Europe est couverte de larges failles de glace courant sur des centaines de kilomètres. On trouverait des océans d’eau liquide sous cettesurface glacée.
On observe sur Io une étonnante surface colorée derouge, jaune, blanc et orange, des teintes qui sont dues à l’émission de soufre des volcans actifs.
Ganymède, la plus grosse lune du Système solairecomporte des terres sillonnées et de la glace.
Le sol de Callisto est l’un des plus âgés. C’est égalementsur cet astre qu’on retrouve le plus grand nombre decratères de tout le Système solaire.
DES IMAGES ÉTONNANTESDepuis sa mise en orbite, la sonde a
survolé les quatre lunes géantesdécouvertes par Galilée et nous en a
transmis des clichés formidables.
Après avoir orbité autourde Jupiter pendant huitans, la sonde Galileo a étédirigée vers la planète, oùelle s’est désintégrée à lafin de l’année 2003.
L’antenne à grand débit de lasonde, capable de transmettre desmilliards de bits d’informations,
ne s’est malheureusement pasdéployée correctement.
Galileo nous transmettait tout demême au compte-gouttes les photosgrâce à une petite antenne conçuepour émettre à faible débit.Europe
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Cassini et HuygensPercer les mystères de Saturne et de Titan
Lancée en octobre 1997, la sonde Cassini a mis sept ans à atteindre Saturne. Ellesurvolera la planète ainsi que plusieurs de ses satellites naturels durant quatreans. En plus des instruments scientifiques, Cassini transportait unepetite sonde, Huygens, destinée à l’étude de Titan. Les sondes ontété nommées en l’honneur des astronomes Jean-Dominique Cassiniet Christian Huygens, qui ont réalisé l’essentiel des observationsconcernant Saturne et Titan au XVIIe siècle.
Lancées en octobre 1997 Q, les sondes survolent Vénus en avril 1998 W et en juin 1999 E,puis la Terre en août 1999 R. Ces manœuvres, dites d’assistancegravitationnelle, ont pour butd’accroître la vitesse des sondesafin de les expédier jusqu’à Saturne.Elles survolent Jupiter endécembre 2000 T et atteignentSaturne en juillet 2004 Y.
Titan
DESCENTE DANS L’ATMOSPHÈRE OPAQUE DE TITAN
La sonde Huygensa la forme d’un
bouclier.
moteur depropulsion
antenne à grand débit
Cassini
générateurthermonucléaire
Cassini est passée au-dessus desanneaux de Saturne en juillet 2004et a allumé sonmoteur principal afin defreiner sa course et éviter d’êtrecapturée par la planète. Elle a larguéHuygens vers Titan en décembre de la mêmeannée.
En décembre 2004, la sonde Huygens est entrée dans l’atmosphère deTitan Q puis a déployé son parachute pilote W. À une altitude d’environ175 km, la sonde a ouvert son parachute principal E, largué sa coiffe etmis en service ses instruments d’étude R. Huygens a largué ensuite sonparachute principal T et déployé un parachute de stabilisation Y.Durant les 140 derniers kilomètres, elle a transmis des données àl’orbiteur, avant son arrivée au sol U.
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UlyssesLe Soleil vu par les pôles
pôle Nord solaire(juin 1995)
pôle Sud solaire(sept. 1994)
Jupiter (févr. 1992)
lancement(oct. 1990)
GAGNER LES PÔLES DU SOLEIL
Ce n’est pas chose aisée que deviser les pôles solaires. Ulysses serend d’abord jusqu’à Jupiter pourutiliser la force gravitationnelle de la planète géante Q. Ainsi, ellecourbe sa trajectoire et parvient à343 millions de kilomètres sous lepôle Sud solaire en septembre1994 W. Elle atteint le pôle Nordsolaire en juin 1995 E.
générateurthermonucléaire
antenne à grand débit
Le mât radial comporte diverscapteurs magnétiques et gamma
qui sont situés à distance desradiations du générateur et de
l’équipement de la sonde.
Ulysses n’est pas dotée de caméra mais de diversinstruments scientifiquesqui étudient notamment le vent solaire.
antennes de mesuredes radiations
solaires
Depuis les années 1960, des dizaines de satellites et de sondes ont étudié leSoleil. Mais tous ont observé notre étoile au niveau de l’équateur selon la mêmeperspective que celle qu’on a depuis la Terre. Jusqu’à ce jour, un seul engin a étéen mesure d’observer le Soleil depuis l’angle des pôles : Ulysses, une sondeeuropéenne lancée en octobre 1990.
Ulysses orbite autour des pôles du Soleil depuis 1994. Elle a notamment observéque le vent solaire souffle deux fois plus intensément aux pôles qu’à l’équateur.
Une fois déployées, les antennesde la sonde sont plus longuesqu’un Boeing 747.
72,5 m
0Q
0W
0E
119
Expl
orat
ion
spat
iale
L’exploration des pet i ts ast res
antenne à grand débit
Faisant route vers Éros, NEAR acroisé l’astéroïde Mathilde dontelle nous a fourni un bon aperçu.
Giotto
panneaux solaires
module d’instrumentsscientifiques
comète deHalley
LA COMÈTE DE HALLEYEn mars 1986, alors que la comète de Halleycontournait le Soleil, comme elle le fait tousles 76 ans, les sondes Giotto et Sakigake sontallées à sa rencontre.
La sonde européenne Giotto nousa fourni les premières images dunoyau de la comète.
LES ASTÉROÏDES ÉROS ET MATHILDENotre intérêt s’est ensuite porté vers les astéroïdes, ces groscailloux qui gravitent autour du Soleil et dont oncraint l’impact sur Terre. La sonde NEAR (NearEarth Asteroid Rendezvous) a été lancée par la NASA en février 1996.
L’astéroïde Érosa été photographié à trèsfaible altitude par NEARpendant plusieurs mois en2000-2001.
L’intérêt pour les comètes et les astéroïdes s’est développé au cours des années 1980,lorsqu’on a réalisé que l’extinction de dinosaures semblait faire suite à l’écrasement surTerre de l’un de ces petits astres, il y a environ 65 millions d’années.
La sonde japonaise Sakigake(terme qui signifie «pionnier»)a étudié l’influence du ventsolaire et du champ magnétiquesur la comète.
Découvrir les comètes et les astéroïdes
Un bouclier protège de lapoussière et des particulesla face de la sonde qui est
orientée vers la comète.
générateur solaire
120
accrétionProcessus par lequel la matières’agglomère, sous l’effet de lagravitation, pour former des corpscélestes massifs telles les étoiles, lesplanètes et les galaxies.
albédoFraction de lumière incidente réfléchiepar un objet ; la brillance intrinsèqued’un corps. Une surface parfaitementréfléchissante a un albédo de 1,0 ; unesurface parfaitement absorbante a unalbédo de 0,0.
année-lumièreDistance parcourue par la lumière enune année à la vitesse de 300 000km/s, soit 9,46 x 1012 cm ou 9 460milliards de kilomètres.
aphéliePoint le plus éloigné de l’orbite d’uncorps qui gravite autour du Soleil.
assistance gravitationnelleTechnique qui consiste à utiliser lechamp gravitationnel d’une planètepour modifier la trajectoire d’unesonde et accroître sa vitesse, sansconsommation additionnelle decarburant.
atmosphèreCouche de gaz superficielle entourantune planète, un satellite naturel ouune étoile.
atomeLa plus petite quantité d’un élémentchimique qui en conserve lespropriétés. L’atome est constitué d’unnoyau (lui-même formé de protons etde neutrons), autour duquel orbitentun ou des électrons.
champ magnétiqueRégion entourant un corps danslaquelle s’exerce une forcemagnétique sur des particulesélectriquement chargées.
convectionTransfert de chaleur par déplacementde gaz ou de liquide.
densitéLa masse d’un corps par unité devolume. On calcule la densité endivisant la masse par le volume ; onl’exprime en kilogrammes par mètrecube (kg/m3).
densité critiqueValeur qui équivaut à la quantité dematière partageant les destinspossibles de l’Univers et qui est de troisatomes d’hydrogène par mètre cube.
deutéronNoyau de l’atome du deutérium,isotope stable de l’hydrogène (aussiappelé hydrogène lourd) comprenantun proton et un neutron.
disque d’accrétionDisque plat formé de matière enrotation autour d’une étoile, d’untrou noir ou de tout autre corpsmassif.
écliptiquePlan de l’orbite de la Terre parrapport au Soleil. C’est aussi latrajectoire apparente du Soleil sur lasphère céleste.
effet DopplerChangement de fréquence d’une ondequi se produit lorsque la sourceémettrice et l’observateur serapprochent ou s’éloignent l’un del’autre.
électronParticule de charge négative orbitantautour du noyau de l’atome.
énergieCapacité d’un objet à fournir dutravail sous forme de chaleur, delumière, d’électricité, etc.
force nucléaireForce qui s’exerce à l’échelle dunoyau atomique et qui assure sacohésion en maintenant ensembleles protons et neutrons malgré larépulsion électrostatique.
foyerDans un télescope, point deconvergence des rayons lumineuxformant une image.
fréquenceNombre d’ondes qui passent en unpoint fixe par seconde. La fréquencese mesure en hertz (Hz).
fusion nucléaireRéaction nucléaire dans laquelle lesnoyaux atomiques se combinentpour former de plus gros noyauxlibérant une quantité énormed’énergie.
grammeUnité principale de masse quiéquivaut approximativement à lamasse d’un centimètre cube d’eau.
gravitationForce d’attraction entre deux corps,qui crée le mouvement des planètes,des étoiles et des galaxies. Cetteforce est inversement proportionnelleau carré de la distance qui sépare lescorps.
héliumÉlément chimique dont le noyau estconstitué de deux protons et dedeux neutrons, autour duquelorbitent deux électrons. C’est ungaz très léger qui est abondantdans les étoiles (notamment leSoleil).
hélium léger (hélium 3)Isotope de l’hélium dont le noyau estconstitué de deux protons et d’unneutron.
hydrogèneÉlément chimique le plus léger et leplus abondant de l’Univers dont lenoyau est composé d’un protonautour duquel orbite un électron.
inclinaisonAngle entre l’équateur céleste d’uncorps et son plan orbital, ou encoreangle entre l’axe de rotation d’uncorps et la perpendiculaire du planorbital.
inertiePropension d’un corps à résister auchangement de son état (qu’il soitimmobile ou en mouvement) sansl’intervention d’une force. Cetterésistance est proportionnelle à lamasse du corps.
interférométrieEn radioastronomie, technique quiconsiste à combiner les faisceauxlumineux captés par deuxradiotélescopes ou plus, afind’augmenter la résolution (précision)des images.
interstellaireQui est situé entre les étoiles.
ionAtome qui a perdu ou gagné un ouplusieurs électrons.
isotopeAtome d’un élément chimique quipossède le même nombre de protonsmais un nombre différent deneutrons. Par exemple, le noyaud’hydrogène contient un proton etaucun neutron ; un isotope del’hydrogène, le deutérium (hydrogènelourd), contient un proton et unneutron.
kelvin (K)Unité de température. L’échelle detempérature Kelvin commence auzéro absolu (-273,15 ˚C), latempérature la plus froide qui soit.La conversion des degrés Celsius enkelvins s’effectue selon la formule : K = ˚C + 273,15. Ainsi, 0 ˚C équivautà 273,15 K.
longueur d’ondeDistance entre deux creux ou deuxcrêtes successives d’une onde.
lumière visibleMince portion du spectreélectromagnétique qui est la seulevisible. Elle s’étend de 400 à 700nanomètres, du violet au rouge.
G lossaire
121
MUne centaine d’objets célestes(principalement des galaxies et desnébuleuses) sont identifiés sous lalettre M (du nom de l’astronomeCharles Messier) suivie de leurnuméro de catalogue.
magnitudeMesure de la luminosité ou de labrillance d’un corps céleste, enparticulier d’une étoile. Les nombresles plus petits représentent les corpsles plus brillants.
masseQuantité de matière contenue dansun corps, exprimée en grammes. Lamasse d’un corps est constante.
micro-ondesPortion des ondes radio dont lalongueur d’onde varie de 1 mm à 1 m.
nanomètreUnité de longueur qui équivaut à 10-9 m.
NASAAcronyme de National Aeronauticsand Space Administration. Agencegouvernementale américaine quicoordonne les recherchesaéronautiques et spatiales auxÉtats-Unis.
nébuleuseNuage de gaz et de poussière danslequel naissent les étoiles.
neutronParticule élémentaire neutre,constituante du noyau atomique, etdont la masse est légèrementsupérieure à celle du proton.
ngc Sigle de Nouveau catalogue généraldes nébuleuses et amas d’étoiles (NewGeneral Catalogue of Nebulæ and StarClusters). Ce catalogue sert àidentifier les objets célestes nonstellaires.
notation scientifiqueSystème de notation notammentutilisé en astronomie pour exprimerles nombres très grands ou trèspetits. Le nombre 10 y est élevé àune puissance exprimée par unexposant. Ainsi 102 = 100, soit 1suivi de 2 zéros. De même, 103 = 1 000, soit 1 suivi de 3 zéros. Defaçon similaire, cette notations’utilise pour les fractions. Ainsi, 10-2 = 0,01.
noyauPortion centrale d’un atome, d’unecomète, d’une galaxie ou d’unecellule.
ondes infrarougesRadiation électromagnétique dont lalongueur d’onde est légèrementsupérieure à celle de la lumièrevisible.
ondes radioPortion du spectre électromagnétiquedont la longueur d’onde varie de 0,1cm à plusieurs mètres ou kilomètres.Le rayonnement radio est celui dontla longueur d’onde est la plusgrande.
orbiteTrajectoire décrite par un corpscéleste tournant autour d’uneplanète ou d’une étoile.
parallaxeChangement de la position apparented’un objet céleste selon le pointd’observation.
parsecUnité de distance qui équivaut à3,26 années-lumière ou 206 265 UA.
périhéliePoint le plus proche de l’orbite d’uncorps qui gravite autour du Soleil.
photonParticule qui transmet lerayonnement électromagnétique,dont la lumière visible.
poidsForce gravitationnelle qui s’exercesur un objet et qui varie selon lamasse de l’objet.
pressionForce par unité de surface. Lapression atmosphérique équivaut aupoids de l’air qui s’exerce sur unesurface donnée.
proto-Préfixe utilisé en astronomie pourdésigner un corps céleste enformation (protoétoile, protoplanète,protogalaxie...).
protonParticule de charge positive,constituante du noyau atomique.
quarkParticule élémentaire chargée,constituante des protons etneutrons, notamment.
rayonnement électromagnétiqueÉnergie transmise à la vitesse de lalumière sous la forme de rayonsgamma, rayons X, rayons ultraviolets,lumière visible, ondes infrarouges ouondes radio.
rayons gammaRayonnement électromagnétique trèsénergétique de la plus courtelongueur d’onde.
rayons ultravioletsPortion du spectre électromagnétiquedont la longueur d’onde est pluscourte que celle de la lumière visiblemais plus grande que celle desrayons X.
rayons XRayonnement électromagnétiquedont la longueur d’onde se situeentre celle des rayons ultraviolets etdes rayons gamma.
réaction thermonucléaireRéaction nucléaire qui a lieu au cœurde l’étoile au cours de laquelle lesnoyaux d’hydrogène fusionnent enhélium, en émettant une grandequantité d’énergie sous forme delumière et de chaleur.
résolutionNetteté ou précision du détail visibledans une image. Une photographiehaute résolution montre avec clartédes détails plus fins et plus petits.
spectre électromagnétiqueChamp complet du rayonnementmagnétique, qui s’étend des rayonsgamma (courtes longueurs d’onde)aux ondes radio (grandes longueursd’onde).
unité astronomique (UA)Unité utilisée pour calculer lesdistances dans le Système solaire.Elle correspond à la distancemoyenne entre la Terre et le Soleil(soit environ 150 millions dekilomètres).
UniversL’ensemble de tout ce qui existe.
volumePartie de l’espace à trois dimensionsoccupée par un corps ; mesure de cetespace, exprimée en cube (cm3, m3,etc.).
zénithPoint du ciel situé directement au-dessus de la tête d’un observateur.
zéro absoluTempérature la plus basse possiblequi correspond au point d’arrêt dumouvement énergétique moléculaire ;elle équivaut à zéro kelvin (0 K), -273,15 ˚C ou -459,69 ˚F.
zodiaqueBande de 12 constellationsceinturant la sphère céleste et quetraverse la trajectoire du Soleil(Bélier, Taureau, Gémeaux, Cancer,Lion, Vierge, Balance, Scorpion,Sagittaire, Capricorne, Verseau,Poissons).
G lossaire
122
Index
Les termes en MAJUSCULES et la pagination en caractères gras renvoient à une entrée principale. Le symbole [G] indique une entrée de glossaire.
16 Cygni B 10147 Ursae Majoris 10151 Pegasis 10155 Cancri 10170 Virginis 101
Aachondrites 39accrétion 120 [G]accrétion, disque d’ 53, 57activité solaire 13Adams 45Aigle 61, 63, 65, 106Aigle, nébuleuse de l’ 58, 95air, composition de l’ 26albédo 120 [G]Alcor 61, 64Aldebaran 106Algol 50Alioth 61Alkaïd 61Alpha du Centaure 63amas de l’Éperon des chiens
de chasse 73AMAS DE GALAXIES 73amas de la Coupe 73amas de la Vierge 73, 79amas de la Vierge II 73amas de la Vierge III 73amas des Chiens de chasse 73amas du Lion II 73amas du Toucan 59amas globulaires 59, 70amas local 79amas ouverts 58AMAS STELLAIRES 58Amérique du Nord, nébuleuse
de l’ 64Andromède 65Andromède, galaxie d’ 71, 72,
79 anneaux 42, 43, 44, 45année-lumière 79, 120 [G]anorthosites 33aphélie 30, 120 [G]Apollo 37Arecibo, radiotélescope d’ 96,
99Arès, vallée 113Ariel 11, 44ascension droite 29, 89assistance gravitationnelle
111, 120 [G]ASTÉROÏDES 9, 33, 36, 37,
43, 116Atelier du sculpteur 63atmosphère 27, 120 [G]atmosphère primitive 23ATMOSPHÈRE TERRESTRE 26,
87atomes 78, 81, 120 [G]atterrisseur 105aurores polaires 24, 25Autel 63
BBalance 60, 61, 63Baleine 61, 63, 65Barringer Crater 39basaltes 33Bélier 60, 61, 65Bételgeuse 51, 71BIG BANG 80, 82, 83Big Crunch 82Boussole 63Bouvier 61, 65bras de Persée 70, 71bras du Centaure 70bras du Cygne 70bras du Sagittaire 70, 71bras local d’Orion 70brèches 33Burin 63
CCallisto 10, 42, 110Caméléon 63Cancer 60, 61, 65Cancer, tropique du 28Canopus 62, 71Capella 65, 71Capricorne 60, 61, 63Capricorne, tropique du 28Cassegrain 88Cassegrain, foyer 90CASSINI 111Cassini, division de 43Cassiopée 65CCD, détecteur 91ceinture d’astéroïdes 9, 37,
38ceinture de Kuiper 8ceinture externe de Van Allen
24ceinture interne de Van Allen
24Centaure 63Centaure, bras du 70Centaurus A 75Céphée 65Cérès 37champ magnétique 24, 120 [G]Charon 11, 46chasma de Ganges 114Chevalet du peintre 63Chevelure de Bérénice 61, 65Chiens de chasse 65Chiens de chasse, amas des 73chondrites 39chromosphère 12civilisations communicantes
98CLASSIFICATION DES ÉTOILES
51CLASSIFICATION DES GALAXIES
69CLEMENTINE 115COBE, satellite 83, 87Cocher 61, 65
Colombe 63coma 40comète de Halley 41, 116comète Shoemaker-Levy 9 41COMÈTES 40, 41, 116Compas 63composition chimique de la
Terre 21composition de l’air 26Compton, satellite 86CONSTELLATIONS 60, 61CONSTELLATIONS DE
L’HÉMISPHÈRE AUSTRAL 62CONSTELLATIONS DE
L’HÉMISPHÈRE BORÉAL 64convection 120 [G]COORDONNÉES
ASTRONOMIQUES 29COORDONNÉES
GÉOGRAPHIQUES 28Corbeau 63cornets polaires 24, 25couche d’ozone 27couches atmosphériques 27Coupe 63Coupe, amas de la 73couronne 12, 13Couronne australe 63Couronne boréale 61, 65Crabe, nébuleuse du 55cratère 38Croix du Sud 62, 63croûte lunaire 32, 33croûte terrestre 21Cygne 61, 64, 65Cygne, bras du 70
DDactyl 37Dauphin 65déclinaison 29, 89Deimos 10, 36Deneb 64densité 120 [G]densité critique 120 [G]dernier croissant 34dernier quartier 34destin de l’Univers 82détecteur CCD 91deutéron 120 [G]diagramme Hertzsprung-
Russell 51DIMENSIONS DE L’UNIVERS 78Dioné 11, 43disque d’accrétion 53, 57, 120
[G]disques protoplanètaires 100division de Cassini 43division de Encke 43Dorade 63Dragon 65Drake 98Drake, équation de 98Dubhe 61
EÉCLIPSES LUNAIRES 35ÉCLIPSES SOLAIRES 13, 16écliptique 8, 29, 63, 65,
120 [G]écosphère 99Écu 63Effelsberg, observatoire d’ 97effet de serre 20effet Doppler 120 [G]électrons 81, 120 [G]Encke, division de 43énergie 120 [G]Éperon des chiens de chasse,
amas de l’ 73 équateur 28, 29, 30équateur céleste 29équateur galactique 71équation de Drake 98équinoxe d’automne 31équinoxe du printemps 31Éridan 61, 63Éros 116éruptions solaires 13Êta Carinae 95étoile à neutrons 54étoile double 50, 64étoile Polaire 65étoile variable 50ÉTOILES 9, 14, 15, 49, 51, 58,
59, 60, 61, 62, 63, 64, 65, 101étoiles à neutrons 51, 55étoiles blanches 50, 51étoiles bleues 51, 58ÉTOILES, CLASSIFICATION DES
51ÉTOILES DE FAIBLE MASSE 52,
53, 54étoiles filantes 38étoiles jaunes 51ÉTOILES MASSIVES 54, 56ÉTOILES MULTIPLES 50étoiles rouges 51Europe 10, 42, 110ÉVOLUTION DU SOLEIL 14exoplanètes 100, 101exosphère 27EXPANSION DE L’UNIVERS 82EXPLORATION DES PETITES
PLANÈTES 116exploration planétaire 104
FFlèche 65force nucléaire 120 [G]Fourneau 63foyer 120 [G] foyer Cassegrain 90fréquence 120 [G] fusion 54, 55fusion nucléaire 120 [G]
Ggalaxie d’Andromède 71, 72, 79galaxie de la Roue de la
charette 95
123
Index
Les termes en MAJUSCULES et la pagination en caractères gras renvoient à une entrée principale. Le symbole [G] indique une entrée de glossaire.
galaxie irrégulière 68galaxie lenticulaire 68galaxie spirale 68galaxie spirale barrée 68GALAXIES 68, 72, 82GALAXIES, AMAS DE 73GALAXIES, CLASSIFICATION
DES 69GALAXIES ACTIVES 74galaxies de Seyfert 74, 75galaxies elliptiques 69galaxies irrégulières 69galaxies lenticulaires 69galaxies spirales 69Galilée 88GALILEO 37, 42, 110Galle 45Ganges, chasma de 114Ganymède 10, 42, 110Gaspra 37géante rouge 15, 52géantes 51Gémeaux 60, 61, 65générateurs thermonucléaires
104géocroiseurs 37gibbeuse croissante 34gibbeuse décroissante 34Giotto 116Girafe 65Gliese 229 53Gliese 614 101Gliese 876 101gramme 120 [G]Grand Chien 61, 63 Grand Nuage de Magellan 62,
68, 71, 72Grande Ourse 61, 64, 65Grande Tache rouge 42, 106,
108Grande Tache sombre 45gravitation 120 [G] GROUPE LOCAL 72Grue 63
HHale 90Halley, comète de 41, 116hautes terres 33Hélice, nébuleuse de l’ 63hélium 49, 81, 120 [G]hélium léger (hélium 3) 120 [G]hémisphère austral 61hémisphère boréal 61Hercule 61, 65Herschel 43, 44Hertzsprung 51Hertzsprung-Russell,
diagramme 51Hopkins, Mont 92horizon cosmique 83horizon des événements 57Hubble 69, 82, 90Hubble, loi de 82HUBBLE, TÉLESCOPE SPATIAL
94HUYGENS 111
Hydre 61, 65Hydre femelle 63Hydre mâle 63hydrogène 49, 81, 120 [G]
IIcare 37Ida 37inclinaison 120 [G]Indien 63inertie 120 [G] infrarouge 74, 75, 87interférométrie 93, 120 [G]interstellaire 120 [G] Io 10, 42, 110ion 120 [G] ionosphère 25, 27IRAS, satellite 87, 100isotope 120 [G] IUE, télescope 86
JJapet 43JUPITER 8, 11, 41, 42, 110,
106, 108
KKeck 93kelvin (K) 120 [G]Kuiper, ceinture de 8
LLabyrinthus Noctis 114latitude 28Le Verrier 45Lézard 65Licorne 63Lièvre 63Lion 60, 61, 65Lion II, amas du 73loi de Hubble 82longitude 28longueur d’onde 120 [G]Loup 63lumière 86lumière radio 96lumière visible 26, 86, 87, 96,
120 [G]LUNAR PROSPECTOR 115LUNE 9, 16, 32, 33, 35, 115lunettes astronomiques 88, 89Lynx 65Lyre 61, 65
MM 120 [G]M33 72, 79M4 53M81 65, 96M82 96M87 74Maat, mont 20Machine pneumatique 61, 63
MAGELLAN 109Magellan, Grand Nuage de 62,
68, 71, 72Magellan, Petit Nuage de 71,
72magnétogaine 24magnétopause 24MAGNÉTOSPHÈRE 24magnitude 62, 64, 120 [G]magnitude absolue 51Mariner 4 107Mariner 9 107Marineris, vallée 36, 107MARS 8, 10, 36, 99, 114,
117, 107Mars Climate Orbiter 117MARS GLOBAL SURVEYOR 114MARS, OBJECTIF 117Mars Polar Lander 117Mars Surveyor 1998 117Mars Surveyor 2001 117masse 120 [G] MATHILDE 116Megrez 61Merak 61MERCURE 8, 10, 19méridien 28méridien origine 28mers 32mésosphère 27Meteor Crater 39météores 27, 38météoroïdes 38MÉTÉORITES 38, 39météorites ferreuses 39météorites métallo-rocheuses
39météorites pierreuses ou
rocheuses 39micro-ondes 86, 87, 120 [G]microscope 63Mimas 11, 43Mira 50Miranda 11, 44Mizar 61, 64molécules 81mont Hopkins 92mont Maat 20mont Olympus 36mont Palomar 90, 91, 93mont Paranal 92mont Wilson 90Mouche 63
Nnaine noire 15, 52naines blanches 15, 51, 52,
53naines brunes 52, 53nanomètre 120 [G]Nasa 108, 116, 117, 121 [G] NAVETTE SPATIALE 118NEAR 116nébuleuse 22, 49, 52, 120 [G]nébuleuse d’Orion 71, 100nébuleuse de l’Aigle 58, 95
nébuleuse de l’Amérique duNord 64
nébuleuse de l’Hélice 63nébuleuse du Crabe 55nébuleuse planétaire 15, 52,
63NEPTUNE 8, 11, 45Néréide 45neutrons 81, 120 [G]Newton 88NGC 120 [G] NGC 1365 68NGC 1232 68NGC 3077 96NGC 4261 57NGC 7742 75notation scientifique 120 [G]nouvelle lune 34nova 52, 53noyau 120 [G] noyaux atomiques 78, 81nuage de Oort 9, 40
OObéron 11, 44OBJECTIF MARS 117OBSERVATOIRE ASTRONOMIQUE
87, 90, 92observatoire d’Effelsberg 97oculaire 88Octant 63Oiseau de Paradis 63Olympus, mont 36ondes infrarouges 26, 86, 120
[G]ondes radio 26, 74, 75, 86,
87 96, 97, 120 [G]Oort, nuage de 9, 40Ophiuchus 61, 65orbite 120 [G] orbiteur 105Orion 61, 63, 65Orion, bras local d’ 70Orion, nébuleuse d’ 71, 100ozone, couche d’ 27
PPalomar, mont 90, 91, 93Paon 63parallaxe 120 [G] parallèle 28Paranal, mont 92parsec 120 [G] particules élémentaires 81PATHFINDER 113Pégase 61, 64, 65périhélie 31, 120 [G]Persée 65Persée, bras de 70, 71Petit Cheval 65Petit Chien 65Petit Lion 65 Petit Nuage de Magellan 71, 72Petite Ourse 65PHASES LUNAIRES 34Phekda 61
124
Index
Les termes en MAJUSCULES et la pagination en caractères gras renvoient à une entrée principale. Le symbole [G] indique une entrée de glossaire.
Phénix 63Phobos 10, 36photons 12, 49, 81, 120 [G]photosphère 13PIONEER 10 ET 11 106plaines closes 33plan focal primaire 88planètes 9, 14PLANÈTES, EXPLORATION DES
PETITES 116planètes externes 8, 10PLANÈTES EXTRASOLAIRES
100, 101planètes internes 9, 10PLANÈTES, TABLEAU
COMPARATIF DES 10planétoïdes 40Pléiades 58, 71pleine lune 34PLUTON 8, 11, 46poids 120 [G]point vernal 29Poissons 60, 61, 65Poisson austral 61, 63Poisson volant 63Polaris 71pôle Nord 28, 30pôle Nord céleste 29pôle Sud 28pôle Sud céleste 29Poupe 61, 63premier croissant 34premier quartier 34pression 120 [G] proto- 120 [G]protoétoile 14, 49, 52protons 81, 120 [G]protoplanètes 14, 22, 100protoplanètaires, disques 100pulsars 54, 55
Qquarks 78, 81, 120 [G]quasars 74queue de poussière 40queue ionique 40
Rradiogalaxies 74, 75RADIOTÉLESCOPES 87, 96, 97radiotélescope d’Arecibo 96,
99RAYONNEMENT DE FOND
COSMOLOGIQUE 83rayonnement
électromagnétique 120 [G]rayons gamma 26, 120 [G]
rayons solaires 30rayons ultraviolets 26, 86,
120 [G]rayons X 26, 74, 120 [G]réaction nucléaire 49réaction thermonucléaire 120
[G]réflexion 89réfraction 89Règle 63régolithe 32, 33résolution 120 [G] Réticule 63Rhéa 11, 43Rhô Coronae Borealis 101robot Sojourner 113roches lunaires 33ROSAT, satellite 86Roue de la charette, galaxie
de la 95Russell 51
SSagan 106Sagittaire 60, 61, 63Sagittaire, bras du 70, 71SAISONS, PHÉNOMÈNE DES
30Sakigake 116satellite naturel 9satellite COBE 83, 87satellite Compton 86satellite IRAS 87, 100satellite ROSAT 86SATURNE 8, 11, 43, 111, 108Scorpion 60, 61, 63Schmidt-Cassegrain 88Sept sœurs 58séquence principale 51, 52,
54Sextant 63Seyfert, galaxies de 74, 75Shoemaker-Levy 9, comète 41singularité 57Sirius 50, 62, 71Sirius B 50Sojourner, robot 113SOLEIL 8, 9, 12, 13, 15, 16,
30, 34, 35, 49, 52, 70, 71,112, 101
SOLEIL, ÉVOLUTION DU 14solstice d’été 30solstice d’hiver 31Sombrero 68sondes 109, 110, 112, 113,
114, 115, 116, 117, 106,107, 108
SONDES SPATIALES 104, 105Space Telescope Science
Institute 94SPECTRE ÉLECTROMAGNÉTIQUE
86, 120 [G]sphère céleste 29sphère terrestre 29spicule 12station spatiale
internationale 119 stratosphère 27superamas 79superamas local 73supergéantes 51, 54supernova 54, 55, 57Supernova 1987a 55SYSTÈME SOLAIRE 8, 9, 10,
14, 70, 71, 78, 100
TTable 63TABLEAU COMPARATIF DES
PLANÈTES 10taches solaires 13Tau Bootis 101Taureau 60, 61, 65télescope à infrarouge ISO 87télescope IUE 86TÉLESCOPE SPATIAL HUBBLE
94, 95Telescope, Very Large 92TÉLESCOPES 63, 88, 89, 90,
91, 92, 93TÉLESCOPES, NOUVELLE
GÉNÉRATION DE 92TERRE 8, 10, 13, 14, 16, 21,
22, 23, 24, 26, 28, 30, 33,34, 35, 38, 40, 56, 71, 78
Terre, composition chimiquede la 21
Thétys 11Tombaugh 46Titan 11, 43, 111Titania 11, 44Toucan 63Toucan, amas du 59Toutatis 37traînées lumineuses 32Triangle 65, 72Triangle austral 63Triton 11, 45tropique du Cancer 28tropique du Capricorne 28troposphère 27TROUS NOIRS 54, 56, 57, 70,
75type spectral 51
UULYSSES 112
Umbriel 11, 44unité astronomique (UA) 79,
120 [G]unités de mesure 79Univers 79, 80, 81, 120 [G]Univers, destin de l’ 82UNIVERS, DIMENSIONS DE L’
78UNIVERS, EXPANSION DE L’ 82UNIVERS, VIE AILLEURS DANS L’
98Univers fermé 82Univers oscillant 82Upsilon Andromedae 101URANUS 8, 11, 44
Vvallée Arès 113vallée Marineris 36, 107Van Allen, ceinture externe de
24Van Allen, ceinture interne de
24Venera 109vent solaire 13, 24, 25, 41VÉNUS 8, 10, 20, 109Verseau 60, 61, 63 Very Large Telescope 92vie 23, 99Vierge 60, 61, 63, 65Vierge, amas de la 73, 79Vierge II, amas de la 73Vierge III, amas de la 73VIE AILLEURS DANS L’UNIVERS
98VIKING 107VOIE LACTÉE 8, 58, 59, 62,
65, 69, 70, 71, 72, 79, 86,98
Voiles 63 volume 120 [G] VOYAGER 43, 45, 108Voyager 2 44
WWilson, mont 90
Zzénith 120 [G]zéro absolu 120 [G] zodiaque 60, 120 [G]zone continuellement
habitable 99zone de convection 12zone radiative 12
125
C rédits photographiques
Sauf indications complémentaires, les photographies sont identifiées comme suit : h haut c centre b bas d droite g gauche
Le Système solairepage 13hg : JSC/NASA
Planètes et satellitespage 19b NSSDC/NASA
page 20cd et bd JPL/NASA
page 32bd JSC/NASA
page 33bg KSC/NASA
page 36cg, cc et bg U.S. GeologicalSurvey/NASA;cd et bd JPL/NASA.
page 37cd JPL/NASA;bg et bc IVV/NASA.
page 39hd D.Roddy/Lunar and PlanetaryInstitute/IVV/NASA.
page 41hd NSSDC/NASA;bd HST/NASA.
page 42Io et Europe : NASA;Ganymède et Callisto : JPL/NASA;bg JPL/NASA.
page 43Mimas, Dioné, Japet, Rhéa : NSSDC/NASA;Titan : JPL/NASA.
page 44Umbriel, Ariel, Obéron, Titania et hg JPL/NASA;Miranda: U.S. Geological Survey/NASA/JPL/NASA.
page 45hd et cd JPL/NASA;b JPL/NASA/ U.S. Geological Survey/NASA.
page 46bg JPL/NASA
Les étoilespage 49hd NOAO
page 53hg H. Bond (STScI)/NASA;hd HST/NASA;bg T.Nakajima (CalTech)/S. Durrance(Johns Hopkins University)/NASA.
page 55hd A.A.O. ;bg Max-Planck-Institute forExtraterrestrial Physics.
page 57bd L. Ferrarese (Johns HopkinsUniversity)/NASA
page 58hc Mount Wilson observatory/NASA;bg J. Hester et P. Scowen (ArizonaState University)/NASA.
page 59h University of Alabama
page 64cg Dominique Dierick et Dick De la Marche
page 65bd NOAO
Les galaxiespage 68NGC 1232 et 1365: ESO;Grand Nuage de Magellan : NOAO;galaxie Sombrero : AURA/NOAO/NSF.
page 71h Lund Observatory, Sweden.
page 72bg Jason Ware / Galaxy Photo
page 74bg ESO NTT et Herman-Josef Roeser/HST/NASA
page 75hd AURA/STScI;bd NRAO/AUI.
Structure de l’Universpage 83bd COBE Science Team/DMR/NASA
Observation astronomiquepage 85 bd GSFC/NASA
page 86-87 de gauche à droite NASA/ComptonObservatory Egret Team, ROSAT All-SkySurvey, J. Bonnell et M. Perez(GSFC)/NASA, Observatoire de Lund,Suède, GSFC/NASA, COBE ScienceTeam/DMR/NASA, C. Haslam and al.(MPIfR), Skyview/NASA.P.
page 94hg IVV/NASA
page 95Galaxie de la Roue de la Charrette :
Kirk Borne (STScI)/NASA;nébuleuse de l’Aigle : J. Hester et P.Scowen (ASU)/NASA;champ profond d’Hubble : RobertWilliams (STScI)/NASA;Êta Carinae : J.Hester(ASU)/NASA/HST/WFPC2.
page 96hg et bg NRAO;bd National Astronomy and IonosphereCenter/Cornell University/NSF/NASA.
page 99cd : Calvin Hamilton/LPI/NASA;bg : Photo researchers/NASA.
page 100Orion : C.R. O’Dell et S.K. Wong (Rice University)/NASA;disques protoplanétaires : M.J.McCaughrean (Max-Planck-Institute for Astronomy)/C.R. O’Dell (RiceUniversity)/NASA;protoplanète (constellation duTaureau) : S. Terebey (ExtrasolarResearch Corp)/NASA.
Exploration spatiale
page 104cg et cc U.S. Geological Survey/NASA;cd JPL/NASA.
page 107bc et bd NSSDC/NASA
page 108bc et bd JPL/NASA.
page 109hg NSSDC/NASA;cg JPL/NASA.
page 110Jupiter : USGS/NASA;Europe : JPL/NASA;Io : U.S. Geological Survey/NASA;Ganymède : JPL/NASA;Callisto : JPL/NASA.
page 113b U.S. Geological Survey/NASA.
page 114bc NSSDC/NASA;bd Malin Space Science Systems/NASA.
page 116bg JHUAPL/NASA;cd JPL/NASA.
L’Univers
QUÉBEC AMÉRIQUE
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DELA
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AISSANCE
L’UniversComprendre le cosmos
et l’exploration spatiale
