EXOBIOLOGIE
 

 

 

 

 

 

 

exobiologie

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Science qui étudie les possibilités d'existence de la vie dans l'Univers, en dehors de la Terre. (Synonyme : bioastronomie.)


La vie existe-t-elle sur d'autres mondes que la Terre ?
L'idée que la vie puisse exister dans l'Univers ailleurs que sur la Terre est très ancienne. Exprimée dès le iiie s. avant notre ère par le philosophe grec Épicure, dans sa Lettre à Hérodote, elle a nourri, au cours des siècles, la réflexion de dizaines de penseurs et de savants parmi lesquels Bruno, Kepler, Huygens, Fontenelle, Kant, Goethe, Flammarion…

Une nouvelle science
Le développement de l'exploration spatiale, en particulier la décision américaine d'envoyer des hommes sur la Lune, a suscité un regain d'intérêt pour le problème de la vie extraterrestre. C'est au cours des années 1960 que l'Américain Joshua Lederberg, prix Nobel de physiologie ou médecine, forgea le mot exobiologie pour désigner l'étude scientifique de la vie extraterrestre. Depuis, le champ de recherche de l'exobiologie s'est étendu : il recouvre à présent l'étude de l'origine, de l'évolution et de la distribution de la vie dans l'Univers. Pluridisciplinaire, cette nouvelle science se situe au carrefour de la biologie, de la biochimie et de l'astronomie.

Comment la vie est-elle apparue sur la Terre ?
La vie terrestre, fondée sur la chimie du carbone, avec son apparente diversité à l'échelle macroscopique mais son indéniable unité à l'échelle de la cellule, constitue pour nous la seule référence connue, ce qui ne signifie pas pour autant que la vie ne puisse pas revêtir, le cas échéant, d'autres formes dans l'Univers. Pour les exobiologistes, il est donc fondamental de tenter de comprendre comment la vie est apparue sur la Terre.


À la fin du xixe s., avec la théorie de la panspermie, on pensait que la Terre avait été ensemencée par des germes extraterrestres. L'idée généralement acceptée aujourd'hui repose sur un concept introduit par le biochimiste soviétique A. I. Oparine dans les années 1920 : la vie est apparue sur la Terre il y a plus de 3 milliards d'années, à la suite d'une longue évolution chimique. C'est une alliance subtile entre la matière carbonée et l'eau à l'état liquide qui aurait permis cette évolution, grâce à une chimie organique complexe, dite « prébiotique ». L'expérience effectuée par le biochimiste américain Stanley Miller en 1953, démontrant la formation d'acides aminés à partir d'un mélange gazeux simple, fournit le premier support expérimental de cette théorie. De nouvelles pistes sont à présent explorées. Les sources hydrothermales sous-marines semblent des environnements où tous les ingrédients propices aux synthèses prébiotiques ont pu être réunis. Les matériaux carbonés apportés sur la Terre primitive lors de son bombardement par des corps d'origine extraterrestre (météorites, micrométéorites et comètes) ont pu aussi participer à la chimie prébiotique.
La vie sur Mars ?

Deux facteurs au moins semblent avoir joué un rôle décisif pour l'éclosion et le développement de la vie sur la Terre : la présence à sa surface d'eau à l'état liquide, et celle d'une atmosphère apte à arrêter les rayonnements nocifs provenant du Soleil ou de l'espace. On rêve depuis longtemps de découvrir dans le système solaire d'autres sites favorables à la vie. Parmi les deux planètes les plus voisines de la Terre, Vénus et Mars, on sait aujourd'hui que Vénus est un enfer. En revanche, Mars est la planète sur laquelle les chances de repérer des indices de vie sont les plus grandes, même si l'espoir caressé naguère par certains d'y trouver une civilisation techniquement avancée n'est plus de mise à l'ère spatiale.
Pendant le premier milliard d'années qui a suivi leur formation, la Terre et Mars semblent avoir subi une évolution assez semblable. Aujourd'hui, Mars conserve une atmosphère, bien que celle-ci soit fort ténue (environ 130 fois moins dense que l'atmosphère terrestre) et constituée principalement de gaz carbonique, toxique. Les températures à sa surface ne sont pas incompatibles avec la vie, bien qu'elles varient, selon la latitude et la saison, dans une très large gamme allant d'environ − 140 °C à + 20 °C. Enfin, les images spatiales et certaines données recueillies in situ ont révélé tout un faisceau d'indices qui semblent témoigner d'un ruissellement d'eau abondant dans le passé à sa surface. Certaines données recueillies en orbite depuis par la sonde américaine Mars Global Surveyor accréditent même l'hypothèse selon laquelle la planète aurait abrité dans son hémisphère Nord un vaste océan, et d'autres observations in situ donnent à penser qu'elle a dû être dans le passé plus chaude et plus humide qu'aujourd'hui, avec une atmosphère plus épaisse.

En fait, si l'absence d'eau à l'état liquide (liée à la faible pression atmosphérique) et les propriétés oxydantes de la surface rendent très improbable la présence actuelle de vie sur Mars, sauf peut-être en profondeur dans des « niches » écologiques, on peut toujours espérer découvrir des traces d'une vie passée. Ces recherches contribuent à stimuler l'exploration de Mars par des engins automatiques, en attendant le retour sur la Terre d'échantillons du sol martien et, ultérieurement, le débarquement de l'homme sur la planète.


Titan et Europe

Dans le système solaire, Titan, le plus gros satellite de Saturne, offre également un grand intérêt pour l'exobiologie. Unique satellite connu à être enveloppé d'une atmosphère dense, ce corps de 5 150 km de diamètre présente beaucoup d'analogies avec la Terre. Son atmosphère, comme celle de notre planète, est composée majoritairement d'azote. Depuis les observations effectuées par la sonde américaine Voyager 1 en 1980, on sait que sont fabriqués dans cette atmosphère des composés organiques provenant de la dissociation par le rayonnement solaire de ses deux composants principaux, l'azote et le méthane. Ces molécules à base d'azote, de carbone et d'hydrogène, appelées nitriles, ont abouti sur la Terre à la formation des acides aminés, « briques » fondamentales de la matière vivante. Une étape supplémentaire dans la connaissance de Titan a été franchie avec la mission américano-européenne Cassini-Huygens. En 2004, l'astre a été survolé et étudié par le vaisseau américain Cassini, porteur de la sonde européenne Huygens. Cette dernière a fourni elle-même une moisson d'informations et d'images lors de sa descente dans l'atmosphère de Titan, à la surface duquel elle s'est posée, le 14 janvier 2005.
Avec une température à la surface de − 179 °C, Titan serait une sorte de modèle glacé de la Terre primitive, où le rôle de l'eau est joué par des hydrocarbures : Cassini-Huygens a révélé que ceux-ci ne sont pas très abondants à l'état liquide à la surface (contrairement à ce que pensaient les spécialistes), mais certaines images prises par Huygens montrent cependant au sol des structures qui ressemblent à des réseaux fluviaux et des lacs asséchés. Au site d'atterrissage, la surface avait la consistance du sable mouillé, suggérant une humidification récente (peut-être due à du méthane remonté du sous-sol par des fissures) ; constituée, semble-t-il, pour une large part de glace d'eau « sale » (c'est-à-dire mélangée à des composés organiques déposés par l'atmosphère), elle est apparue aussi parsemée de blocs de glace, de quelques dizaines de centimètres.
L'attention des spécialistes se porte aussi sur Europe, l'un des quatre principaux satellites de Jupiter (3 138 km de diamètre). Son survol, en 1979, d'une distance de 200 000 km par la sonde américaine Voyager 2, avait révélé que cet astre est couvert de glace et avait permis de déceler à sa surface tout un réseau de fractures. De nouvelles images plus détaillées, obtenues en 1997 par la sonde américaine Galileo, d'une distance de moins de 600 km, montrent que sa surface, géologiquement très jeune, s'apparente à de la banquise ; on y voit des plaques de quelques kilomètres ressemblant à des icebergs, qui flottent peut-être sur un océan d'eau liquide ou se déplacent sur de la glace molle. Il n'est pas exclu que des formes de vie primitives aient pu éclore et se développer sous la glace.

La vie sur des exoplanètes ?
Les immenses nuages de gaz présents dans l'espace interstellaire renferment de très nombreuses molécules contenant du carbone, parfois complexes. On peut supposer que, là où les conditions sont favorables, une succession de processus physico-chimiques conduit à une complexification croissante et, finalement, à l'émergence de la vie. Les sites les plus favorables à l'émergence d'une vie du type terrestre doivent être des planètes tournant autour d'étoiles du même type que le Soleil (c'est-à-dire dont l'évolution comporte une très longue période de stabilité). Plusieurs conditions semblent nécessaires (mais non suffisantes) : il faut que ces planètes ne soient ni trop chaudes ni trop froides, autrement dit qu'elles ne tournent ni trop près ni trop loin de leur étoile ; que l'eau puisse exister à l'état liquide à leur surface ; enfin qu'elles soient enveloppées d'une atmosphère protectrice. La théorie actuelle de la formation des systèmes planétaires (à partir d'une nébuleuse de gaz et de poussières en rotation) donne à penser que de très nombreuses étoiles sont susceptibles d'être entourées de planètes. Cette hypothèse est confortée par la détection, depuis 1995 , de plus de 300  planètes autour d'étoiles comparables au Soleil et situées dans un rayon qui n'excède pas la centaine d'années-lumière. Cependant, la détection d'exoplanètes (ou planètes extrasolaires) est une opération très délicate et, pour des raisons liées à l'instrumentation utilisée, la plupart de celles identifiées jusqu'à présent sont des planètes très massives, vraisemblablement gazeuses et impropres à abriter la vie. Mais l'application de nouvelles techniques, telles que l'interférométrie optique et l'optique adaptative, à de grands télescopes implantés au sol, et la mise en œuvre de missions spatiales devraient autoriser dans les prochaines années la détection de planètes du type de la Terre, première étape vers la recherche de la vie hors du Système solaire. Puis, on tentera de savoir si la vie est présente sur ces exoplanètes, en recherchant dans leur spectre les signatures d'éléments chimiques caractéristiques de la présence de vie, comme l'ozone (beaucoup plus facile à détecter que l'oxygène moléculaire).

La recherche de civilisations extraterrestres
On est en droit de penser que si la vie est apparue ailleurs, elle a pu évoluer, comme sur la Terre, vers une vie intelligente technologiquement avancée. Cela justifie que l'on cherche à capter avec des radiotélescopes d'éventuels messages extraterrestres : c'est la méthode mise en œuvre dans le cadre du programme SETI (Search for Extra Terrestrial Intelligence). Depuis la première écoute SETI par le radioastronome américain Francis Drake au début des années 1960, de très nombreuses expériences similaires ont été effectuées. Elles n'ont permis de détecter, à ce jour, aucun signal d'intelligence extraterrestre. Cette recherche est toutefois extrêmement aléatoire compte tenu de la diversité des directions et des fréquences des sources potentielles d'émission.

 

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  ASTRONOMIE
 

 

 

 

 

 

 

astronomie

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Science qui étudie les positions relatives, les mouvements, la structure et l'évolution des astres.

Principales branches

La branche la plus ancienne de l'astronomie est l'astronomie de position, ou astrométrie, dont l'objet est la détermination des positions et des mouvements des astres, l'établissement de catalogues d'étoiles, la mesure des distances stellaires et l'établissement de l'échelle astronomique de temps. La mécanique céleste, qui lui est intimement liée, traite des lois régissant les mouvements des astres ; elle permet les calculs d'orbites et l'établissement des éphémérides astronomiques. Astrométrie et mécanique céleste constituent ensemble l'astronomie fondamentale.
Beaucoup plus récente, puisqu'elle n'a pris son essor que dans la seconde moitié du xixe s., mais devenue aujourd'hui la branche principale de l'astronomie, l'astrophysique étudie la physique et l'évolution des diverses composantes de l'Univers.
À l'astrophysique se rattache la cosmologie, qui a pour objet l'étude de la structure, de l'origine et de l'évolution de l'Univers à l'échelle globale. Enfin, l'étude des possibilités d'existence de vie dans l'Univers fait l'objet d'une discipline particulière, la bioastronomie, ou exobiologie, au confluent de l'astronomie, de la biologie, de la biochimie, etc.
Quelques grandes étapes historiques
L'homme a sans doute été frappé très tôt par les phénomènes célestes, mais les Égyptiens, les Babyloniens et les Chinois sont les premiers peuples à avoir accumulé des observations astronomiques, à partir du IIIe millénaire avant J.-C., généralement à des fins pratiques (établissement du calendrier, agriculture, prévisions astrologiques) ou religieuses.

   

Ce sont les Grecs, à partir du vie s. avant J.-C., qui ont été à l'origine de l'astronomie scientifique. Cependant, l'autorité d'Aristote (ive s. avant J.-C.) imposa longtemps la croyance dans l'immobilité de la Terre. Le plus grand astronome observateur de l'Antiquité fut Hipparque (fin du iie s. avant J.-C.) ; son œuvre ne nous est connue que par celle de Ptolémée (fin du iie s. avant J.-C.), dont la version arabe, ou Almageste, nous est parvenue et représente une vaste compilation des connaissances astronomiques de l'Antiquité.
L'astronomie classique a pris naissance au xvie s. grâce à Copernic, qui proposa en 1543 une conception héliocentrique du monde ; puis Kepler établit de 1609 à 1619, à l'aide des observations de Tycho Brahe, les lois du mouvement des planètes ; à la même époque, Galilée effectua les premières observations du ciel à la lunette et fit de nombreuses découvertes (taches solaires, relief lunaire, phases de Vénus, satellites de Jupiter, etc.) ; enfin, Isaac Newton établit en 1687 les lois fondamentales de la mécanique céleste en déduisant des lois de Kepler et de la mécanique de Galilée le principe de la gravitation universelle.

On put, dès lors, calculer avec précision les mouvements de la Lune, des planètes et des comètes. Aux xviiie et xixe s., la mécanique céleste est devenue de plus en plus précise, ce qui permit, en 1846, de découvrir la planète Neptune à la position que lui assignaient les calculs d'Urbain Le Verrier. La fin du xviiie s. vit aussi les débuts de l'astronomie stellaire, dont William Herschel peut être regardé comme le fondateur. Dans la seconde moitié du xixe s., l'application de la photographie et de la spectroscopie à l'étude des corps célestes a permis l'essor de l'astrophysique. Au xxe s., la théorie de la relativité généralisée d'Einstein (1916) et la mise en évidence des galaxies ont renouvelé la cosmologie avant que la radioastronomie puis les techniques spatiales ne viennent ouvrir de nouvelles fenêtres pour l'étude de l'Univers.

Une science d'observation

       
L'astronomie est depuis les origines une science d'observation. Les grandes découvertes dans son domaine sont presque toutes liées au progrès des moyens d'observation, même si cette discipline fait désormais un usage intensif de théories et de calculs par ordinateur.
Après l'apparition de la lunette astronomique et l'invention du télescope au xviie s., c'est au xxe s. que les progrès instrumentaux ont été le plus spectaculaire. Les astronomes disposent à présent de toute une panoplie d'instruments pour étudier le ciel à toutes les longueurs d'onde, non seulement celles de la lumière visible, mais aussi celles des divers rayonnements auxquels l'œil humain n'est pas sensible : ondes radio, infrarouge, ultraviolet, rayons X, rayons γ. Des sondes spatiales visitent les planètes du système solaire et leurs satellites. Sous les montagnes ou dans la mer, d'étranges détecteurs guettent de fantomatiques particules élémentaires venues du ciel, les neutrinos. Bientôt, des dispositifs complexes permettront de détecter les ondes gravitationnelles, ces déformations de l'espace-temps émises par des astres en effondrement. Néanmoins, bien des questions concernant l'Univers restent encore sans réponse : comment se sont formées les galaxies ? Comment naissent les étoiles ? Y a-t-il des planètes analogues à la Terre autour d'autres étoiles ? Quelles sont les conditions nécessaires à l'apparition de la vie sur une planète ?

La planétologie et l'étude du système solaire


Depuis les années 1960, l'exploration spatiale a révélé l'extrême diversité des planètes et des satellites du système solaire, qu'il s'agisse des planètes telluriques, disposant d'un sol rocheux (Mercure, Vénus, la Terre, Mars) ou des planètes géantes enveloppées d'une épaisse atmosphère d'hydrogène et d'hélium, entourées d'anneaux et accompagnées d'un cortège imposant de satellites (Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune). Parmi les neuf planètes principales du système solaire, seule la plus éloignée du Soleil, Pluton, n'a pas encore été visitée par une sonde spatiale ; il s'avère aujourd'hui qu'elle constitue, en fait, le plus volumineux représentant connu d'une famille de petites planètes transneptuniennes.
Des vestiges d'une vie passée sur Mars ?

Concernant les planètes telluriques, la grande question est de savoir pourquoi seule l'une d'entre elles, la Terre, a vu le développement de la vie. Car, si Mercure, trop petite et trop proche du Soleil, n'était vraiment pas idéale, Vénus et Mars, aux premiers temps du système solaire, n'étaient pas fondamentalement différentes de la Terre. Pour Vénus, l'emballement de l'effet de serre explique sans doute que son atmosphère, composée en majorité de gaz carbonique, soit devenue extrêmement dense et étouffante.

       


Quant à Mars, il semble que de l'eau ait coulé en abondance à sa surface il y a deux ou trois milliards d'années ; il n'est donc pas exclu qu'une vie primitive y soit apparue et s'y soit un moment développée dans un passé lointain : c'est ce que nous apprendra peut-être la flottille de sondes qui doit poursuivre l'exploration de la planète dans les années à venir. Que s'est-il donc passé pour que la « planète rouge » devienne un désert froid et sec ? Nous ne le savons pas encore avec certitude ; certains théoriciens pensent que l'axe de rotation de Mars a connu des variations d'inclinaison telles qu'elles ont provoqué des glaciations catastrophiques. L'axe de rotation de la Terre aurait, au contraire, été stabilisé par la présence de la Lune.

Des lunes singulières

Notre connaissance des planètes géantes a connu une véritable révolution grâce aux deux sondes américaines Voyager. Ce sont elles qui ont révélé au grand public et aux chercheurs l'étonnante variété des planètes géantes, les secrets de l'atmosphère de Jupiter, la multiplicité des anneaux de Saturne et les tempêtes de Neptune. Autour de ces planètes gravitent des lunes singulières : ainsi, Io, l'un des satellites de Jupiter, est le siège d'un volcanisme actif qui renouvelle sa surface très rapidement (à l'échelle cosmique) ; Europe, autre satellite de Jupiter, apparaît entièrement recouvert d'une banquise qui cache probablement un océan liquide sous-jacent ; Titan, principal satellite de Saturne, est enveloppé d'une épaisse atmosphère à base d'azote où les planétologues espèrent déceler les traces de processus analogues à ceux qui ont conduit à l'apparition de la vie sur la Terre.

Petits corps et origine du système solaire
       
L'inventaire du système solaire ne s'arrête pas au Soleil et à ses planètes. L'espace interplanétaire contient des myriades de petits corps, des poussières de quelques micromètres seulement aux astéroïdes de quelques dizaines ou centaines de kilomètres de diamètre, en passant par les noyaux glacés de comètes de quelques kilomètres. Tous ces corps ont peu évolué depuis la formation des planètes, il y a quatre milliards et demi d'années environ, et leur étude est donc très importante pour comprendre l'origine du système solaire. La composition chimique des noyaux cométaires est l'une des clefs de l'énigme, mais il est très difficile de la déterminer à partir d'observations effectuées au sol.

Là encore, les sondes spatiales s'avèrent indispensables. C'est ainsi qu'en 1986 plusieurs sondes, notamment l'européenne Giotto, se sont approchées de la comète de Halley, et qu'en 2004 l'Agence spatiale européenne a lancé Rosetta, destinée à rencontrer en 2014 la comète Tchourioumov-Gerasimenko (ou, selon la graphie anglo-saxonne, Churyumov-Gerasimenko) et à la suivre sur son orbite pendant dix-huit mois.

La recherche des planètes extrasolaires
Une grande découverte des années 1990 a été celle de planètes autour d'autres étoiles que le Soleil. Au début de 2004, on en dénombrait déjà plus de 100. Toutefois, les limitations des méthodes de détection actuelles, qui reposent sur l'observation à partir du sol de petites perturbations dans le mouvement de l'étoile, interdisent de détecter des planètes de type terrestre. Les planètes déjà recensées sont pour la plupart des géantes plus massives que Jupiter et qui gravitent à faible distance de leur étoile. On a donc du mal à imaginer qu'elles puissent abriter une forme quelconque de vie. L'étape suivante viendra d'observations spatiales, comme celles du satellite français COROT (lancement prévu en 2006) ou, plus tard, du satellite européen GAIA (lancement envisagé en 2009) qui pourra faire l'inventaire de toutes les étoiles possédant des planètes dans un rayon de 1 000 années-lumière autour de la Terre. Une fois détectées des planètes du type terrestre, on pourra tenter de déterminer si elles sont entourées d'une atmosphère et si celle-ci contient de l'oxygène ou de l'ozone, indice quasi certain de la présence de vie.

L'étude du Soleil

L'étoile autour de laquelle tourne notre planète, le Soleil, commence à nous être mieux connue, depuis son cœur jusqu'à sa région la plus externe, la couronne. C'est heureux, car notre connaissance du Soleil est à la base de celle de toutes les autres étoiles. Certains problèmes subsistent cependant, comme celui de comprendre pourquoi la couronne solaire est si chaude (plusieurs millions de degrés). L'étude des vibrations solaires, ou héliosismologie, est une science nouvelle qui permet de mieux comprendre la structure interne du Soleil, connaissance indispensable puisque c'est là que se trouve le « moteur » thermonucléaire de l'astre. Ce que nous savons du Soleil provient d'observations au sol, en lumière visible et dans le domaine radio, mais aussi d'observations effectuées dans l'espace par divers satellites, notamment l'européen SOHO (lancé en 1995). L'enjeu majeur de ces observations est de comprendre l'origine du cycle d'activité solaire de onze ans. À terme, on espère parvenir à prédire les « sautes d'humeur » du Soleil, ses orages et ses éruptions. Cela serait fort utile car ces phénomènes ne sont pas sans effet sur les activités humaines : brouillage des radiocommunications, courts-circuits sur les lignes à haute tension à l'origine d'importantes pannes d'électricité, dommages apportés aux équipements électroniques des satellites… L'enjeu économique de la « météorologie solaire », même balbutiante, est considérable. Certains chercheurs pensent même que les humeurs du Soleil pourraient avoir une influence sur le climat terrestre.

L'astrophysique stellaire

Le Soleil est l'étoile de référence des astronomes. Par son âge, sa masse et sa composition, c'est une étoile moyenne, comme il en existe des milliards dans notre galaxie. Mais on trouve aussi une multitude d'étoiles plus petites, et d'autres plus massives et plus rares. La masse des étoiles varie dans une large palette, depuis les minuscules naines brunes qui ne sont pas assez massives pour que des réactions thermonucléaires s'allument en leur centre, jusqu'aux énormes étoiles bleues qui ne vivent que quelques millions d'années avant d'exploser sous les traits de supernovae.
Le Soleil, quant à lui, se trouve à peu près à la moitié de sa vie, dont la durée estimée est de l'ordre de 10 milliards d'années. En effet, les étoiles ne sont pas éternelles ! Les grandes lignes de leur évolution, qui dépend principalement de leur masse et accessoirement de leur composition chimique, sont assez bien connues. Les phases qui restent les plus mystérieuses sont leur naissance et, dans une moindre mesure, leur mort. On sait que, selon sa masse initiale, une étoile finit en naine blanche (cas du Soleil), en étoile à neutrons ou en trou noir. Un astre compact comme une étoile à neutrons ou un trou noir peut happer la matière d'une étoile compagne et s'entourer d'un disque de matière extrêmement chaud où vont se produire toutes sortes de phénomènes d'une violence inouïe. Ces derniers se traduisent par des sursauts d'émission de rayonnements X ou γ. Les phases terminales de la vie des étoiles constituent donc l'un des domaines de prédilection de l'astronomie des hautes énergies.

Les secrets de la naissance des étoiles
Quant à la naissance des étoiles, elle reste l'une des questions ouvertes de l'astronomie. Pourquoi se forme-t-il de petites étoiles et des grosses, dans des proportions qui semblent peu varier d'une extrémité à l'autre de notre galaxie ? Pourquoi les étoiles naissent-elles le plus souvent en couples, voire en « multiplets » ? Ces processus sont restés longtemps mal connus, en grande partie parce que les « maternités » d'étoiles se situent au cœur des nuages interstellaires et restent cachées à l'observation aux longueurs d'onde de la lumière visible à cause de la présence de grandes quantités de poussières dans ces nuages. Les observations dans les domaines infrarouge et radio commencent à lever une partie du voile. On s'est ainsi aperçu que la naissance des étoiles s'accompagne de phénomènes d'éjection de matière jusqu'à des distances qui atteignent l'année-lumière. Il semble aussi acquis que la plupart des étoiles naissent au sein d'un disque de gaz et de poussières qui disparaît au bout de quelques millions d'années. Peut-on pour autant en déduire que dans ce disque se sont formées des planètes ? Le débat reste ouvert.
Les nuages de gaz interstellaire dans lesquels naissent les étoiles font également partie des objets de l'astrophysique qui demeurent mal compris, en partie à cause des limitations des observations, mais aussi à cause de leur complexité qui rend difficile leur description complète. Ce sont pourtant de fabuleux laboratoires de physique et de chimie, mariant les températures les plus extrêmes comme les densités les plus faibles ; là s'élaborent petit à petit les poussières qui donneront un jour naissance à des planètes, les pellicules de glace qui donneront un jour naissance à des océans. Certains astronomes pensent même que les molécules nécessaires à l'apparition de la vie, les molécules prébiotiques, auraient été élaborées au sein de ces nuages interstellaires.

L'étude de la Galaxie
Étoiles, gaz et poussières sont les ingrédients qui composent une galaxie, et notamment la nôtre, que les études accumulées depuis la fin du xixe s. ont permis de mieux connaître. Notre galaxie comporte un disque avec un renflement central, le bulbe, une structure allongée émanant de ce renflement, la barre, et plusieurs bras spiraux qui s'enroulent dans le disque. Le Soleil n'est pas situé au centre, mais plutôt à la périphérie. Le disque est noyé dans un halo qui contient des étoiles, du gaz, mais aussi de grandes quantités de matière qui n'émet aucune lumière et reste donc parfaitement mystérieuse. La présence de cette matière sombre (ou matière noire) se trahit par les forces de gravité qu'elle exerce sur les étoiles et le gaz environnants, mais on ignore toujours sa nature réelle. S'agit-il de gaz, par exemple d'hydrogène, trop froid pour émettre du rayonnement ? de naines brunes ? de grosses planètes du type de Jupiter ? ou de particules élémentaires ? Le problème n'est pas mince car ce sont au moins 90 % de la masse de l'Univers qui échappent ainsi aux observations : cela donne la mesure de l'ignorance des astronomes !
Les dimensions de notre galaxie ont plusieurs fois été révisées. Les résultats des mesures effectuées au début des années 1990 par le satellite européen Hipparcos ont conduit à une révision de l'ordre de 15 % de toute l'échelle des distances. Il faut dire que si l'on se limite aux observations en lumière visible, la profondeur que l'on peut sonder dans le disque de notre galaxie se limite à quelques dizaines d'années-lumière. En particulier, il est impossible d'avoir une vue directe du centre de la Galaxie, région pourtant fort intéressante. Cependant, par des observations dans d'autres domaines du spectre (rayonnement gamma, ondes radio) on a de fortes présomptions de la présence d'un volumineux trou noir au centre de la Galaxie. L'activité violente que l'on observe au centre de certains objets extérieurs à notre galaxie, les galaxies à noyau actif et les quasars, est attribuée à la présence en leur cœur d'un trou noir géant dont la masse atteint plusieurs dizaines de millions de fois celle du Soleil. Selon certains astrophysiciens, toutes les galaxies contiendraient un trou noir central, mais la plupart du temps celui-ci ne se manifesterait pas car il serait sous-alimenté en gaz. Confirmer la présence d'un trou noir au centre de notre galaxie viendrait donc conforter cette théorie.

L'astrophysique extragalactique

Le monde des galaxies est fort varié, mais on peut distinguer principalement deux grandes classes de galaxies : celles en forme de spirales, comme la nôtre, et les elliptiques, en forme de ballon de rugby. La grande question, toujours non tranchée, est celle de l'inné et de l'acquis. Les galaxies naissent-elles spirales, ou bien le deviennent-elles ? Restent-elles semblables à elles-mêmes pendant des milliards d'années, ou bien se construisent-elles progressivement, par accrétion d'entités plus petites ? Les collisions de galaxies jouent-elles un rôle dans leur évolution ? Il n'y a plus de doute aujourd'hui que les galaxies ont beaucoup changé depuis leur formation. La proportion exacte d'inné et d'acquis semble dépendre des régions de l'Univers et les galaxies situées dans des amas (grandes structures regroupant des centaines ou des milliers de galaxies) semblent différentes des autres. Il est clair également que certaines galaxies elliptiques sont nées de la fusion de deux galaxies spirales, mais est-ce vrai pour toutes les elliptiques ?

La cosmologie

Avec la question de la naissance des galaxies, on entre de plain-pied dans le domaine de la cosmologie. Les observations du satellite américain COBE (COsmic Background Explorer) au début des années 1990 ont conforté les idées des spécialistes sur les premiers instants de l'Univers et le modèle du big bang « chaud ». D'après celui-ci, l'Univers, primitivement très dense et très chaud, serait brutalement entré en expansion il y a quelque 15 milliards d'années et ne cesserait de se dilater depuis. Cette expansion de l'Univers, reconnue par l'astronome américain Edwin Hubble à la fin des années 1920, est l'une des données de base de la cosmologie moderne. Paradoxalement, les tout premiers instants de l'Univers sont mieux connus que la période qui s'étend d'environ 300 000 ans après le big bang à la formation des premières galaxies. Grâce aux grands télescopes modernes, véritables machines à remonter le temps (du fait de la vitesse finie de propagation de la lumière, plus l'on observe loin dans l'espace, plus l'on observe loin dans le passé), on sait maintenant que moins d'un milliard d'années après le big bang il y avait déjà des galaxies ; mais les simulations sur ordinateur ont encore un peu de mal à reproduire toutes les observations. Pour cette question, on attend beaucoup du successeur du télescope spatial Hubble, le JWST (James Webb Space Telescope), un télescope spatial de 6 m de diamètre qui observera dans l'infrarouge, ainsi que d'un vaste réseau de radiotélescopes fonctionnant aux longueurs d'onde millimétriques et submillimétriques, ALMA (Atacama Large Millimeter Array), qui devraient tous deux entrer en service vers 2010.
Qu'en est-il de notre avenir lointain ? On sait que le futur de l'expansion de l'Univers dépend de la quantité de matière qu'il contient : la gravité créée par la matière est la seule force capable de contrecarrer l'expansion. On sait aussi que la matière lumineuse de l'Univers, celle que l'on recense quand on compte les étoiles et le gaz, représente moins de 10 % de la matière présente dans une galaxie ; à plus grande échelle, c'est pire encore et la quantité de matière sombre est encore plus importante. La mesure exacte est difficile, mais si la majeure partie de la matière qui constitue l'Univers reste effectivement invisible aux astronomes, ils sont néanmoins quasiment certains que l'Univers est appelé à devenir de plus en plus dilué et de plus en plus froid. D'autant plus que des observations récentes de supernovae lointaines semblent indiquer que son expansion, bien loin de ralentir, s'accélère.

 

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  À la source des rayons cosmiques
 

À la source des rayons cosmiques
Antoine Letessier-Selvon dans mensuel 424
daté novembre 2008 -


On inaugure ce mois-ci l'observatoire Auger, le détecteur le plus vaste jamais conçu. Ses premières observations éclairent déjà l'une des grandes énigmes de l'astrophysique : l'origine des particules cosmiques de très haute énergie.
Ce sont les particules les plus puissantes de l'Univers : leur énergie extrême dépasse les 1020, soit des centaines de milliards de milliards, électronvolts * eV. En comparaison, les particules étudiées dans les plus grands accélérateurs, y compris celles attendues au tout nouveau LHC à Genève, sont dix millions de fois moins énergétiques. Pourtant, le mystère entourant la nature et l'origine des « rayons cosmiques de très haute énergie », c'est ainsi qu'on les nomme, constitue l'une des grandes énigmes en astrophysique. D'où viennent-ils ? Que sont-ils ? Des protons, des noyaux d'atomes lourds, des particules exotiques ? Comment atteignent-ils des énergies aussi extrêmes ? Autant de questions qui restent ouvertes.

Particules secondaires
C'est pour tenter d'y répondre que le plus vaste observatoire astronomique du monde, l'observatoire Pierre-Auger, a été déployé dans la Pampa argentine, par 35º de latitude sud et 65º de longitude ouest, au pied de la cordillère des Andes. Sa construction vient de s'achever. Au final, c'est un ensemble de 1 600 capteurs et 24 télescopes répartis sur 3 000 kilomètres carrés, soit un quart de l'Ile-de-France, que l'on inaugure ce mois-ci. Pas moins de 450 physiciens de 17 pays participent à ce défi tant scientifique que technologique.

C'est que les rayons cosmiques de très haute énergie sont très rares puisque à peine un par siècle et par kilomètre carré atteint la surface de la Terre. De plus on ne les détecte pas directement : arrivés au sommet de l'atmosphère, ils interagissent violemment avec celle-ci et produisent une cascade de milliards de particules. Et ce n'est qu'à travers cette cascade de particules secondaires qui bombardent le sol que l'on peut espérer découvrir la nature et la provenance du rayon cosmique qui l'a déclenchée, ainsi que la source de son énergie extrême.

Revenons un instant sur la découverte de ces mystérieux messagers qui traversent l'Univers. En 1912, à bord de son ballon à hydrogène et à 5 000 mètres d'altitude, l'Autrichien Victor Hess découvre qu'un flux de particules chargées venu de l'espace pénètre l'atmosphère terrestre. Ensuite, en 1938, grâce à des détecteurs installés dans les Alpes, le Français Pierre Auger enregistre l'arrivée de particules simultanément à différents endroits : c'est la première observation d'une cascade atmosphérique de particules secondaires, nées de la collision de la particule initiale avec les molécules de l'atmosphère. Il évalue à 1015 eV, l'énergie de l'événement. C'est à l'époque le rayon cosmique le plus puissant connu. Le seuil de 1020 eV est dépassé en 1962 : le premier rayon cosmique de très haute énergie est en effet détecté par les capteurs d'un réseau déployé au Nouveau Mexique [1] .

Mais plus leur énergie est élevée, plus les rayons cosmiques sont rares. Et ces nouvelles données ne dissipent guère le mystère de leur origine. De nombreuses hypothèses sont avancées, mais aucune n'est satisfaisante.

En revanche, en 1966, les rayons cosmiques font l'objet d'une prédiction théorique très intéressante. L'existence d'un fond diffus cosmologique, héritage du premier rayonnement émis par l'Univers 380 000 ans après le Big Bang, vient d'être prouvée un an plus tôt. L'Américain Kenneth Greisen d'un côté et les Russes Georgiy Zatsepin et Vadim Kuz'min, de l'autre, remarquent que les rayons cosmiques doivent forcément interagir avec les photons de ce fond diffus. Or une telle interaction devrait réduire considérablement leur énergie. Ainsi des rayons cosmiques voyageant sur des distances intergalactiques ne devraient jamais dépasser les 60 X 1018 eV. Un seuil connu aujourd'hui sous le nom de limite « GZK ». Si cette prédiction est juste, une particule qui atteint la Terre avec une énergie supérieure à 60 X 1018 eV proviendrait d'une région relativement proche, c'est-à-dire située à moins de 500 millions d'années-lumière. Quand cette prédiction a été énoncée, aucune expérience n'était capable de la tester de manière fiable, et cela jusqu'au début des années 1990. Au milieu de cette décennie, deux expériences, très différentes dans leur principe, Fly's Eye aux États-Unis et Agasa au Japon, y parvinrent enfin. Mais leurs résultats étaient contradictoires. D'un côté Fly's Eye n'avait enregistré que quelques événements au-delà de 100 X 1018 eV dont un, record, dépassant les 300 X 1018 eV, ce qui est cohérent avec la limite GZK, étant donné que les sources susceptibles d'accélérer des particules à un tel niveau dans notre voisinage sont très rares. De l'autre, selon l'expérience Agasa, le spectre des rayons cosmiques semblait se prolonger sans changement notable, y compris aux énergies les plus hautes. Cette contradiction a provoqué un intense débat.

3 000 kilomètres carrés
D'autant plus qu'un autre point de désaccord existait entre les deux expériences. Agasa observait plusieurs agrégats de deux ou trois rayons cosmiques de 40 X 1018 eV provenant de la même direction, alors que Fly's Eye ne voyait rien de tel. Mais elles s'accordaient au moins sur une chose : aucune source astrophysique au voisinage de notre galaxie n'était visible dans la direction d'arrivée des rayons. Avec seulement une grosse dizaine d'événements détectés au-delà de 100.1018 eV, les chances d'avancer sur ces questions restaient cependant très minces. Seule une forte augmentation des mesures, et donc un dispositif bien plus étendu pouvaient donner l'espoir de lever ces contradictions. Jim Cronin, Prix Nobel de physique, et Alan Watson, de l'université de Leeds, ont alors entrepris d'explorer les moyens d'y parvenir.

En 1992, au cours d'une réunion à Paris sur le campus de Jussieu, les deux chercheurs présentent leur projet, le futur observatoire Auger. Les grandes lignes y sont édifiées. L'année suivante le concept hybride, qui associe les deux techniques de détection utilisées par Fly's Eye et Agasa au sein du même capteur, est mis au point. Et, en 1995, un document de 250 pages précise les objectifs scientifiques et les choix techniques pour la construction. Il décrit un observatoire constitué de deux dispositifs expérimentaux : un réseau de 1 600 capteurs Cherenkov lire « Des cuves par milliers », ci-dessous, répartis sur un maillage de triangles de 1,5 kilomètre de côté, couvre un total de 3 000 kilomètres carrés. Ce déploiement est nécessaire pour maximiser les chances d'enregistrer les particules d'une même cascade réparties sur de très grandes surfaces et remonter ainsi jusqu'au rayon cosmique initial. Ce réseau fonctionne en permanence. Un ensemble de 24 télescopes à fluorescence lire « Lumière fluorescente » ci-contre, installés sur 4 sites du maillage triangulaire, dont les mesures sont plus précises, permet de mieux calibrer l'ensemble des mesures. De plus mesurer le même phénomène par deux instruments différents aide à mieux comprendre les éventuels biais expérimentaux. Tel est le projet sur le papier.

Restait à le mettre en oeuvre, et pour cela satisfaire des critères exigeants et parfois contradictoires : par exemple, couvrir la plus grande surface possible sans pour autant effrayer nos agences de financement ; trouver un site au ciel pur, en altitude, loin de toute pollution, et néanmoins facile d'accès et riche en infrastructures ; et bien sûr convaincre une communauté scientifique internationale aussi large que possible sur un projet très risqué [2] .

Cette même année 1995, Ken Gibbs, de l'université de Chicago, et moi-même sommes partis à la recherche du site idéal avec un cahier des charges très précis. En novembre, l'Argentine est choisie pour accueillir l'observatoire lors d'une réunion fondatrice au siège de l'Unesco à Paris. Et le document final est remis aux agences de financement fin 1996 : le prix à payer s'élève à 50 millions de dollars.

27 événements
Trois ans plus tard, en 1999, le financement en grande partie assuré, la construction commence. Et après quatre ans d'installation, de tests et de validation de nos prototypes, une centaine de cuves sont opérationnelles. L'observatoire enregistre ses premières données exploitables début 2004. Il nous a donc fallu un peu plus de dix ans pour passer de l'idée d'un détecteur grand comme un département à sa réalisation. Mais nos efforts sont vite récompensés. Dès juillet 2005, les analyses préliminaires des premières données, présentées à la Conférence internationale sur les rayons cosmiques de Pune en Inde, prouvent la pertinence de l'observatoire Auger, avec un rythme de détection trente fois plus élevé que les expériences précédentes. Et, en novembre 2007, alors que l'installation du réseau de surface n'est pas encore achevée, les données accumulées suffisent déjà à publier dans le magazine Science des résultats remarquables [3] .

L'observatoire a alors détecté 27 événements d'énergie supérieure à 60 1018 eV, c'est-à-dire dépassant la limite GZK. Ces données et les plusieurs milliers d'enregistrements de rayons cosmiques de moindre énergie, mais tout de même au-dessus de 3 X 1018 eV, ont conduit à des observations fondamentales. En premier lieu, les 27 événements ne sont pas répartis au hasard sur le ciel : pour 20 d'entre eux, il existe dans un rayon de 3 degrés autour de leur direction d'arrivée une galaxie active située à moins de 300 millions d'années-lumière de la Terre, ce qui, à l'échelle de l'Univers, correspond à notre proche banlieue. Une galaxie dite « active » possède un noyau central extrêmement brillant - on parle d'un noyau actif de galaxie. Or, ces objets sont les sources de lumière stables les plus puissantes de l'Univers et le siège de phénomènes mettant en jeu des énergies gigantesques.

Cette découverte a des conséquences. Tout d'abord, elle démontre que l'origine des rayons cosmiques les plus énergétiques, bien que proche, se situe hors de notre galaxie. Ensuite, elle conforte l'une des hypothèses avancées quant au mécanisme qui leur confère une telle énergie. Celle selon laquelle les rayons cosmiques correspondraient à des particules chargées et au repos, accélérées par les champs électriques et magnétiques colossaux entourant certains objets ou phénomènes astrophysiques comme les trous noirs avaleurs de galaxies, les jeunes étoiles à neutrons ou les collisions de galaxies. Dans ces environnements, les particules en question seraient vraisemblablement des protons ou des noyaux de fer. La plupart des rayons cosmiques de très haute énergie seraient donc issus de sources astrophysiques dites proches, probablement des galaxies actives, ou, tout au moins, des objets ayant une distribution similaire dans le ciel. Un rayon angulaire de 3 degrés sur le ciel est en effet très vaste - pour fixer les idées, le diamètre de la pleine lune mesure 0,5 degré. De nombreux objets peuvent s'y trouver, et la proximité des galaxies actives ne suffit pas à les désigner comme les sources certaines des rayons cosmiques.

EN DEUX MOTS D'où viennent les rayons cosmiques, les particules les plus énergétiques qui nous parviennent de l'Univers ? Un observatoire a été déployé depuis 1999 dans la Pampa argentine pour les détecter. À peine achevé, il a déjà enregistré 27 rayons cosmiques dont l'énergie dépasse 60 X 1018 eV. Et ces rayons ne sont pas répartis au hasard. Au voisinage de chacun d'entre se trouve une galaxie active.

Prédiction vérifiée
La mesure du flux de rayons cosmiques en fonction de l'énergie apporte aussi un nouvel éclairage. Elle montre une chute brusque au-delà de 60 X 1018 eV, qui coïncide avec la limite GZK. Ainsi, avant même l'inauguration officielle de l'observatoire, la première collection d'événements commence non seulement à lever le voile sur l'origine de ces fameuses particules, mais apporte la première observation indiscutable de la limite GZK.

Une nouvelle fenêtre sur l'Univers vient de s'ouvrir. À l'instar de la lumière en astronomie classique, les rayons cosmiques très énergétiques pourraient faire figure de nouveaux messagers pour une astronomie alternative. La construction d'un observatoire encore plus grand dans l'hémisphère Nord pour couvrir l'ensemble du ciel, et l'extension de l'observatoire Auger dans le sud pour multiplier les événements détectés devraient nous y aider dans les cinq prochaines années.
[1] J. Linsley, Phys. Rev. Lett., 10, 146, 1963.

[2] M. Boratav, « Des scientifiques dans la pampa », La Recherche, novembre 1999, p. 46.

[3] The Pierre Auger Collaboration, Science, 318, 938, 2007.
NOTES
* Un électronvolt est l'unité d'énergie. Elle équivaut à 1,6 X 10-19 joule, soit l'énergie d'un électron soumis à une différence de potentiel de 1 volt.
CAPTEURS : DES CUVES PAR MILLIERS
LES CAPTEURS CHERENKOV sont des cuves de plastique, de 1,2 mètre de haut et 3 mètres de diamètre, remplies d'eau ultrapure . Les particules de la cascade atmosphérique provoquée par les rayons cosmiques produisent au contact de l'eau un rayonnement lumineux, appelé rayonnement Cherenkov. Ce rayonnement, très faible, est détecté par un ensemble de 3 photomultiplicateurs, sorte de tube cathodique fonctionnant à l'envers, qui transforme la lumière en électricité. Le signal électrique est alors daté grâce à une horloge synchronisée sur les horloges atomiques des satellites du Global Positioning System GPS, au dix milliardième de seconde près et numérisé. Chaque seconde, des milliers de particules traversent les cuves et laissent un petit signal. Seuls les enregistrements pertinents, c'est-à-dire ceux qui comptabilisent le plus de particules, sont stockés localement. Et, pour les vingt qui semblent les plus intéressants, l'heure d'occurrence est envoyée par radio au système central, situé à plusieurs dizaines de kilomètres. Après analyse et comparaison avec les autres enregistrements effectués sur le réseau au même instant, le système central demandera éventuellement l'enregistrement complet stocké par les cuves. C'est cette centralisation qui permet de découvrir a posteriori d'éventuelles corrélations à très grandes distances sur le réseau, et donc de reconstituer les cascades de particules.
OBSERVATION : LUMIÈRE FLUORESCENTE
LES TÉLESCOPES À FLUORESCENCE sont des instruments optiques de très haute sensibilité . Ils permettraient de détecter, à plus de 40 kilomètres, une ampoule de quelques dizaines de watts traversant le ciel à la vitesse de la lumière. Lors du développement de la cascade de particules dans l'atmosphère, les atomes d'azote sont ionisés, et leur désexcitation produit une lumière de fluorescence que détectent nos télescopes. Naturellement, de tels instruments ne peuvent pas fonctionner en plein jour, ni même lorsque la Lune est visible. Alors que le réseau de surface fonctionne 24 heures sur 24 et 365 jours par an, les télescopes ne recueillent des données que 10 % du temps. Mais ils donnent un accès plus direct à l'énergie de la particule incidente et sont donc indispensables pour étalonner l'ensemble du dispositif.

 

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  LES GALAXIES
 

Les galaxies
Stéphanie Ruphy dans mensuel 295
daté février 1997 -


Grâce au développement des grands télescopes, l'étude des galaxies est devenue l'un des domaines de recherche les plus actifs de l'astrophysique. Fascinantes par leur diversité et la complexité des phénomènes qui s'y déroulent, elles jouent un rôle essentiel dans la formation et l'évolution de l'Univers.
Qu'y a-t-il au coeur des galaxies ?

Quiconque observe le ciel par une nuit sans lune peut apercevoir une forte concentration d'étoiles dessinant sur la voûte céleste un ruban blanchâtre, que nos ancêtres ont nommé la Voie lactée . C'est la galaxie qui nous héberge, vue par la tranche, et dont le Soleil n'est qu'une étoile parmi les quelque cent milliards qui la composent.
Ce phénomène de concentration est général dans l'Univers : les étoiles sont regroupées dans des zones bien localisées de l'espace, pour former des systèmes Ñ les galaxies Ñ de structure diverse, avec des masses comprises entre 108 et 1012 masses solaires, et des tailles s'échelonnant entre quel-ques kiloparsecs* et quel-ques dizaines de kiloparsecs. Ce sont en quelque sorte les briques élémentaires de l'Univers. Les étoiles y naissent, évoluent et meurent au sein d'un milieu interstellaire plus ou moins dense selon les galaxies.
Ce milieu interstellaire est constitué principalement d'hydrogène et d'hélium gazeux, de molécules variées et de poussières. Dans notre Galaxie, les variations de densité de ces poussières expliquent la luminosité irrégulière de la Voie lactée : le rayonnement émis par les étoiles lointaines est plus ou moins absorbé selon la quantité de poussière présente sur la ligne de visée.
La plupart des galaxies sont formées de deux grandes familles d'étoiles : les étoiles bleues, jeunes et chaudes, généralement concentrées dans un disque, et les étoiles rouges, vieilles et froides, qui suivent une distribution sphéroïdale. Les astronomes ont longtemps cru que les limites de l'Univers coïncidaient avec celles de la Voie lactée. Tous les objets célestes lui appartenaient, y compris ces étranges taches pâles et floues que l'astronome français Charles Messier avait observées au XVIIIe siècle. Soucieux de ne pas confondre ces nébuleuses avec des comètes, il en dressa un catalogue précis qu'il publia en 1784, à seule fin de s'en débarrasser ! Mais, ironie du sort, c'est ce catalogue de cent neuf objets qui le rendit célèbre, et non pas ses nombreuses découvertes de comètes les astronomes continuent d'ailleurs de désigner les galaxies les plus brillantes par leur nom dans le catalogue de Messier. Il est vrai que ce catalogue d'objets étendus et ceux qui suivirent alimentèrent un des débats les plus cruciaux en astronomie : les nébuleuses appartenaient-elles à notre Galaxie, autrement dit, l'échelle de l'Univers était-elle celle de la Voie lactée ?
Question d'autant plus épineuse que bon nombre de ces nébuleuses s'avérèrent constituées d'étoiles, leur aspect flou étant seulement dû à leur éloignement. E. Kant avait donc vu juste dans son Histoirenaturelle générale et théorie du ciel : il existait bien d'autres systèmes d'étoiles semblables à notre Galaxie, qu'A. von Humboldt popularisa au XIXe siècle sous le nom d'« Univers-île ». Mais sans connaître leur distance et la taille de notre Galaxie, il était très difficile de savoir si ces « Univers-îles » étaient vraiment indépendants du nôtre. La question fut tranchée seulement en 1923 par l'Américain E. Hubble : en déterminant la distance de la galaxie d'Andromède, il montra qu'elle était située bien au-delà des limites de notre Galaxie. Il apporta ainsi la première preuve irréfutable de l'existence de galaxies extérieures à la nôtre. Actuellement, près de cent milliards de galaxies sont potentiellement observables par nos plus grands télescopes. Si les galaxies apparaissent toutes dans l'instrument d'un astronome amateur comme de simples taches floues sur le ciel, cette ressemblance est trompeuse et cache en réalité une extraordinaire diversité de formes et de structures. Diversité qui amena E. Hubble à proposer en 1925 une classification en quatre grandes familles, fondée sur des critères morphologiques. Les galaxies elliptiques sont de forme ronde ou elliptique, homogènes. Les galaxies lenticulaires sont pourvues d'une condensation centrale Ñ le bulbe Ñ et d'un disque. Les galaxies spirales sont formées elles aussi d'un bulbe et d'un disque, mais avec une grande partie des étoiles du disque accumulées le long de bras spiraux en rotation autour du centre. Notre Galaxie appartient à cette catégorie. Quant aux galaxies spirales barrées , leur centre présente une forme particulière nettement allongée. A ces quatre catégories principales s'ajoute un petit nombre de galaxies irrégulières , de structure chaotique. Ces différences morphologiques recouvrent des différences de contenu : par exemple, les galaxies elliptiques sont peuplées d'étoiles en moyenne plus vieilles que celles des galaxies spirales, et contiennent moins de gaz et de poussières. Pour E. Hubble, cette classification correspondait à une séquence évolutive. Par la suite, on pensa que le type d'une galaxie était fixé dès sa formation. Aujourd'hui, les avis sont partagés et les astronomes s'efforcent d'estimer la part de l'inné et de l'acquis. Avec d'autant plus de difficultés que la classification des galaxies s'est passablement compliquée : de nombreux objets récemment découverts galaxies naines, galaxies géantes très peu lumineuses, etc. n'entrent dans aucune des quatre classes. Une telle diversité reste encore largement incomprise : les scénarios actuels de formation et d'évolution de l'Univers ne peuvent en rendre compte d'une manière satisfaisante. C'est seulement à partir des années 1960 que les astronomes s'intéressèrent de près à la partie la plus interne d'une galaxie. Toutes les galaxies, sauf les irrégulières, possèdent au centre de leur bulbe un noyau stellaire, région extrêmement brillante de très forte concentration d'étoiles. Dans la galaxie d'Andromède par exemple, une spirale proche de notre Galaxie, le diamètre du noyau est de l'ordre de 10 parsecs, pour un diamètre total de la galaxie de 30 kiloparsecs. Au coeur même d'un noyau stellaire peuvent se dérouler des processus physiques extrêmement violents et très énergétiques : le noyau, dit « actif », rayonne alors une énorme quantité d'énergie, variable, jusqu'à mille fois plus élevée que celle émise par la galaxie entière. Bien qu'assez rares Ñ seules 3 à 4 % des galaxies en possèdent Ñ, les noyaux actifs, en particulier les plus lumineux d'entre eux, les quasars, sont l'objet de toutes les attentions : ce sont les astres les plus lointains que l'on connaisse dans l'Univers. Mais on ignore encore si ce phénomène d'intense activité est un passage obligé dans l'évolution d'une galaxie. Tout juste commence-t-on à comprendre comment les extraordinaires quantités d'énergie mises en jeu pourraient s'expliquer par la présence d'un trou noir massif alimenté par la matière avoisinante. Connaître la distance d'un objet est une des tâches les plus délicates en astronomie. Les galaxies n'échappent pas à la règle. On ne peut mesurer directement la distance que d'un très petit nombre d'entre elles. Celles suffisamment proches pour que l'on puisse y distinguer des étoiles individuelles comme les céphéides*, qui sont de bons indicateurs de distance.
Pour les galaxies plus lointaines, on utilise une corrélation empirique entre la luminosité intrinsèque de la galaxie et sa vitesse de rotation qui peut être mesurée indépendamment de sa distance. Etalonnée sur les galaxies les plus proches dont on connaît la distance grâce aux céphéides par exemple, cette relation fournit les distances des galaxies situées dans un rayon d'environ 100 millions de parsecs.
Au-delà, la fameuse loi de Hubble prend le relais. Cette loi relie la distance d'une galaxie à son décalage spectral, c'est-à-dire au déplacement systématique des raies de son spectre vers les plus grandes longueurs d'onde. Ce « décalage vers le rouge » traduit la vitesse d'éloignement Ñ ou « vitesse de récession » Ñ de la galaxie, due à l'expansion de l'Univers.
E. Hubble montra que le décalage était proportionnel à la distance : plus une galaxie est lointaine, plus elle s'éloigne de nous rapidement. L'étalonnage de la loi de Hubble sur les galaxies dont les distances sont données par un des indicateurs décrits précédemment permet de déterminer la valeur de la célèbre constante de Hubble Ho. Cette constante exprime le taux d'expansion de l'Univers et sa valeur fut l'objet de nombreuses controverses. Les dernières mesures effectuées avec le télescope spatial Hubble semblent cependant converger vers une valeur de Ho=70 km.s­1.Mpc­1, avec une incertitude de 10 % environ. Enfin, quand la vitesse de récession tend vers la vitesse de la lumière, les effets relativistes rendent la loi de Hubble plus compliquée qu'une simple proportionnalité. Les premiers relevés systématiques de galaxies révélèrent au début du siècle leur répartition inhomogène sur la voûte céleste. On observe par exemple dans la direction du pôle Nord galactique une concentration très marquée de galaxies, appelée amas de la Vierge. Ce qui suggéra à l'astronome K. Charlier l'idée d'une distribution hiérarchique de structures : les galaxies seraient regroupées en amas, eux-mêmes rassemblés en amas plus larges, etc. Remarquable intuition, rapidement confirmée par la découverte du Groupe local : loin d'être isolée dans l'Univers, notre Galaxie est au contraire entourée d'une trentaine de très proches voisines, toutes fortement liées entre elles par la gravitation. Ce Groupe local fait lui-même partie d'un « superamas » local de quelques dizaines de millions de parsecs d'extension et contenant des milliers de galaxies. Les galaxies sont distribuées dans des feuillets ou filaments à l'intersection desquels sont situés les superamas. Ces feuillets entourent des vides apparemment dépourvus de galaxies.
Une question essentielle en cosmologie est alors de savoir à quelle échelle l'Univers peut être considéré comme homogène. D'après les observations les plus récentes, il semblerait que les feuillets et les vides soient les plus grandes structures existantes. L'Univers serait donc parfaitement homogène à l'échelle de quelques centaines de millions de parsecs. Pas grand-chose en réalité ! Car connaître le nombre et la masse des étoiles qu'elles contiennent Ñ entre 108 et 1012 chacune Ñ ne suffit pas. C'est le fameux problème de la masse manquante de l'Univers. Si l'on mesure la vitesse de rotation des étoiles et du gaz d'une galaxie spirale en fonction du rayon, on obtient une courbe de rotation qui ne correspond pas du tout à la distribution de masse visible. Désaccord qui implique l'existence d'une grande quantité de masse répartie autour des galaxies, probablement dans des halos plus ou moins sphériques de très grande taille plus de dix fois le rayon de la galaxie. La nature de cette masse « cachée » ou « matière sombre », qui représenterait 90 %, voire 99 % de la masse totale d'une galaxie, reste encore mystérieuse I . S'agit-il d'hydrogène moléculaire très froid, de « naines brunes » objets très peu lumineux, intermédiaires entre planètes et étoiles , ou de particules exotiques prévues par les théories des particules élémentaires, mais encore indétectées ?
A une échelle plus grande, celle d'un amas ou d'un superamas de galaxies, un désaccord apparaît également entre la somme des masses individuelles des galaxies et la masse totale du groupe requise pour assurer sa cohésion gravitationnelle. Rien ne garantit cependant que la masse « manquante » à cette échelle soit de même nature que la masse cachée des galaxies. Loin d'évoluer comme des systèmes isolés, les galaxies sont au contraire soumises à divers processus d'interactions parfois très violents. Dans le groupe contenant notre Galaxie, par exemple, les distances moyennes entre galaxies sont seulement cent fois plus grandes que leur diamètre. La fréquence des interactions gravitationnelles est donc relativement élevée. Ces interactions donnent lieu à de fortes distorsions : une galaxie étant un système de gaz et d'étoiles faiblement lié par la gravitation, elle peut se déformer considérablement sous l'action de forces de marée engendrées par une galaxie proche. Le disque de notre Galaxie est ainsi gauchi par l'effet de marée provoqué par le Petit et le Grand Nuage de Magellan, deux galaxies très voisines auxquelles un pont de matière nous relie. A la fois beaucoup plus rares et spectaculaires sont les collisions frontales entre galaxies, dont le résultat pourrait être ces étranges galaxies dites annulaires en raison d'une structure très similaire à celle d'une roue. De tels processus engendrent des galaxies aux formes extrêmement variées, dites à antennes, coquilles, jets, etc. Sans parler des galaxies « cannibales » : dans le centre des amas se trouvent parfois des galaxies elliptiques très massives, souvent avec plusieurs noyaux. Leur grande taille pourrait résulter de la capture et de l'absorption de leurs plus proches voisines. Dans le modèle standard du big- bang, l'Univers est en expansion et la matière qu'il contient est en dilution constante. La distribution de matière est affectée par de petites perturbations, des condensations de masse qui croissent grâce à la force de gravité, ralentissent l'expansion dans leur environnement immédiat, l'arrêtent, puis provoquent localement l'effondrement de la matière en halos. Les premiers halos à se former sont de petites tailles, puis d'autres, plus grands, se constituent à partir des précédents, et ainsi de suite : c'est ce que les astronomes appellent la croissance hiérarchique des structures de l'Univers. Le gaz, constitué de protons, électrons et noyaux d'atomes, refroidit dans les halos les plus petits et s'accumule au centre où des étoiles pourront naître. Ainsi se forment les galaxies, parties lumineuses émergées de gigantesques « icebergs » cosmiques. Lors de la fusion des halos dans le processus de croissance hiérarchique de structures, les galaxies d'un même amas partageant un grand halo commun peuvent interagir, se déformer puis fusionner voir question précédente. Ainsi la forme et le type d'une galaxie observée aujourd'hui peuvent avoir été modifiés à plusieurs reprises par interactions et fusions avec des galaxies voisines. Mais les étoiles les plus vieilles qu'elle contient se sont sans doute formées au tout début de l'Univers, au sein de petites galaxies qui ont fusionné par la suite. Le processus de formation des galaxies et des étoiles est donc continu, et tout semble indiquer qu'il fut plus intense dans le passé. Les interactions gravitationnelles entre galaxies décrites précédemment ne sont qu'un aspect de leur évolution. L'autre aspect fondamental est lié à la transformation de leurs constituants étoiles, poussière et gaz. En observant des galaxies situées à de grandes distances, les astronomes peuvent retracer cette histoire interne. La lumière voyageant à une vitesse finie, ces galaxies sont observées telles qu'elles étaient dans le passé de l'Univers. Les télescopes actuels permettent de remonter très loin, jusqu'à des époques où l'Univers n'avait que 10 % de son âge actuel. Le taux de formation d'étoiles était alors plus élevé, les étoiles étaient en moyenne plus jeunes et le gaz contenait moins d'éléments lourds*. A partir de ces observations, les astronomes ont pu reconstituer les grandes lignes de l'histoire d'une galaxie. A l'origine, elle n'est constituée que d'une accumulation de gaz d'hydrogène et d'hélium au centre d'un halo de matière sombre. Puis les premières étoiles se forment dans les zones les plus denses, par contraction d'un nuage de gaz lorsque l'autogravité du nuage l'emporte sur sa pression thermique. Le nuage s'effondre jusqu'au déclenchement du processus de nucléosynthèse au coeur de l'étoile II . Par ce processus, les étoiles transforment une partie de leur hydrogène en hélium, puis l'hélium en carbone et en éléments plus lourds. Lorsque leur réserve d'hydrogène est épuisée, les étoiles deviennent instables, explosent, restituant au milieu interstellaire un gaz enrichi en hélium et en éléments plus lourds. Une partie de ces éléments se condensera en poussière. D'autres générations d'étoiles pourront alors naître. Notre Voie lactée s'est ainsi chimiquement enrichie au cours des derniers milliards d'années, en consommant environ 90 % de ses réserves de gaz.
NOTES
*Un PARSEC vaut 3,0857 x 1016 mètres, soit

3,26 années-lumière. Un kiloparsec vaut 1 000 parsecs.

*LES CÉPHÉIDES sont des étoiles de luminosité variable. Il existe une relation remarquable entre leur luminosité absolue et leur période. Il suffit donc de mesurer la période d'une céphéide et son éclat pour déterminer sa distance.

*En astronomie on désigne par ÉLÉMENT LOURD tout élément chimique plus lourd que le bore 7B.
SAVOIR
F. Combes, P. Boissé, A. Mazure, A. Blanchard, Galaxies et cosmologie , Interéditions/Editions CNRS, 1991.

« Les galaxies », dans Encyclopædia Universalis , 1994.

 

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