Cours Astronomie

8/8/2019 Cours Astronomie

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LUnivers et sa mesure

Cours dastronomie en LST-A S1, option Astro1

L. Duriez

Laboratoire dAstronomie, UFR de Mathmatiques

Universit des Sciences et Technologies de Lille

mailto:[email protected]

1er septembre 2005

Table des matires

1 Introduction 2

2 Description du systme solaire 3

2.1 Le Soleil . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3

2.2 Les plantes du systme solaire . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4

2.3 Petit formulaire relatif au systme solaire . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8

3 Description du systme galactique 11

3.1 La Galaxie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11

3.2 Les toiles . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12

3.3 Lvolution du Soleil et des toiles . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14

4 Description de lUnivers extragalactique 15

4.1 Les galaxies . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15

4.2 Organisation des galaxies . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16

5 La mesure des distances dans lUnivers 17

5.1 La distance des toiles . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17

5.1.1 Les parallaxes trigonomtriques . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18

5.1.2 Les parallaxes spectroscopiques . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19

5.1.3 Les parallaxes dynamiques . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19

5.1.4 Distance de certaines toiles variables . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20

5.2 Les distances extragalactiques . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21

6 Bibliographie 22

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L. Duriez - LUnivers et sa mesure 2

1 Introduction

LUnivers nous est rvl essentiellement par le rayonnement lectromagntique quil met, que nous

captons puis analysons :

rayonnements mis toutes longueurs donde (, X, UV, visible, IR, radio) observs sur Terre aprs filtrage par latmosphre et par les instruments dobservation (lunettes et

tlescopes avec divers capteurs : il, plaque photographique, matrice CCD, photomtres, spectro-

graphes...). Latmosphre dgrade la qualit des informations quelle laisse passer, mais cest nan-

moins travers elle que nous avons acquis lessentiel de nos connaissances sur lUnivers depuis des

sicles.

observs depuis lespace par des tlescopes embarqus sur des satellites de la Terre ou sur des sondes

envoyes dans le systme solaire. Principal avantage : limination du filtre atmosphrique et de ses

dfauts, permettant dtendre lexploration de lUnivers tous les domaines de longueur donde (voir

Fig1).

Les rayonnements nous renseignent, par leur spectre, sur les conditions physiques de la matire qui les a

mis (composition chimique (voir Fig 2), temprature (voir Fig 3), pression, densit, champs magntiquesou lectriques...), et parfois aussi sur la nature du milieu que ce rayonnement a d traverser entre son

mission par un astre et sa rception par lobservateur (absorptions slectives de ce milieu, altrations de la

longueur donde par effet Doppler-Fizeau (voir Fig 4) ...).

Finalement, lanalyse des divers rayonnements reus permet de penser quela masse de lUnivers visible

est constitu de prs de 75% dHydrogne et de 24% dHlium, les autres lments tant fortement mino-

ritaires (de lordre du pourcent)(voir Fig 4c). Cette matire est prsente dans lUnivers sous forme plus ou

moins condense et selon une organisation que lon va tudier. Avant cela, il convient cependant de dfinir

de manire succinte les deux grandes classes dastres condenss que lon rencontre dans lUnivers (toiles

et plantes), les autres objets, non condenss, apparaissant sous forme de nuages de gaz ou de poussiresmlanges :

les toiles : matire gazeuse, condense par laction de la gravitation universelle en un objet gnra-

lement sphrique, et dont la masse est suffisamment grande pour quen son centre, puisse dmarrer

le cycle de la fusion de lhydrogne en hlium (puis ventuellement dautres cycles de fusion produi-

sant des lments plus lourds). Ces ractions produisent de lnergie que ltoile vacue sous forme

de rayonnements. Par exemple, le Soleil est une toile dont la masse vaut 2 1030 kg = 1 M. Lamasse initiale dune toile doit tre suprieure 1/20 M pour que samorce la fusion de H en He ;les toiles les plus massives peuvent atteindre 100 M.

les plantes : matire condense, solide ou fluide, de masse trop faible (< 1/20 M) pour engendrer

des ractions de fusion nuclaire. Toutes les plantes observes ou dtectes ce jour sont en orbiteautour dune toile, attaches elle par la gravitation universelle. Par exemple autour du Soleil, Jupi-

ter, la plus grosse plante du systme solaire, a une masse denviron 1/1000 M et la Terre moins de1/300000 M. Tandis que lon voit les toiles par la lumire quelles mettent, on ne voit les plantesque parce quelles sont claires par leur toile : la partie claire dune plante rflchit et diffuse

vers lespace une partie de cette lumire reue. Les plantes du systme solaire se distinguent aussi

des toiles par leur mobilit dans le ciel, qui se manifeste de manire sensible par rapport aux toiles,

lesquelles semblent fixes les unes par rapport autres. Dans les plantes les plus massives, on retrouve

peu prs les mmes proportions dHydrogne et dHlium que dans les toiles, mais on trouve aussi

des plantes (telle la Terre) o ces lments lgers sont devenus minoritaires par rapport aux lments

plus lourds comme le Silicium ou le Fer. Les astrodes, les comtes et les satellites sont des objets

de nature plantaire, distingus des plantes par leur taille ou par leur situation dans lorganisation du

systme solaire. On commence aussi dtecter des plantes dune taille comparable celle de Jupiter

autour de certaines toiles proches (plus de 160 en Sept 2005), ce qui laisse penser que ces petits

corps froids doivent aussi exister partout dans lUnivers. Celles de ces plantes qui ont une masse
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suprieure 13 fois la masse de Jupiter sont depuis peu appeles naines brunes, astres intermdiaires

entre toiles et vraies plantes.

Aprs une description des divers objets observs dans lUnivers, ce cours sattache montrer comment on

a pu dterminer leurs caractristiques et en particulier leur distance.

2 Description du systme solaire

2.1 Le Soleil

Le Soleil est une toile qui a lavantage pour nous dtre trs proche : sa distance moyenne la Terre vaut

par dfinition 1 unit astronomique ou 1 UA= 149 597 870 km, soit environ 150 millions de km. Le Soleilest une sphre gazeuse de 700000 km de rayon (not 1 R), vue depuis la Terre sous un angle denviron undemi degr. Sa masse est de 2 1030 kg, soit 1 M, do une densit moyenne de 1400 kg.m

3. Cette masse

est rpartie entre les lments H (73%), He (25%), C (0, 8%) et 61 autres lments (1, 2% restants). Ceslments sont dtects essentiellement par leur spectre dabsorption identifi dans la lumire mise par le

Soleil (notamment les raies du Fer et du Calcium).

Lnergie lumineuse mise par le Soleil peut tre mesure depuis la Terre en la pigeant (capteurs

solaires) : on obtient 1360 J.m2.s1 (aprs correction de la partie absorbe par latmosphre terrestre). On

en dduit que chaque m2 de surface solaire met 6.3 107 W. En utilisant la loi de Stephan, qui identifie lapuissance mise par chaque m2 de Soleil la quantit T4 o = 5.669108 W.m2.K4, on trouve quela temprature de surface du Soleil vaut 5760 K. On en dduit aussi la puissance totale mise par le Soleil :

3.826 1026 W.

La surface du Soleil que lon voit ainsi directement, est la photosphre (voir Fig 5). Cest une couche

denviron 350 km dpaisseur par laquelle lnergie solaire produite en son centre schappe du Soleil, sans

tre rabsorbe par des couches suprieures ; cest aussi latmosphre du Soleil. La photosphre est parfois

altre par des dfauts de luminosit (les taches solaires), qui correspondent des zones plus froides (donc

moins lumineuses) o la temprature nest que de 4500 K environ. Ces taches sont lies des anomalies

du champ magntique solaire, qui se produisent avec un cycle de 11 ans. Les taches se forment et voluent

jusqu disparatre en quelques mois. Lobservation de ces taches montre alors que le Soleil tourne sur lui-

mme en 25 jours environ, mais que cette rotation est diffrentielle (plus rapide lquateur quaux ples).

Les taches sont aussi le sige druptions qui peuvent projeter de la matire plusieurs dizaines de milliers

de km au dessus de sa surface : ce sont les protubrances.

Les couches suprieures du Soleil sont la chromosphre (4000 km dpaisseur) et la couronne (voir Fig

5) (qui stend jusqu 10 rayons solaires). Lorigine de la temprature trs leve de la couronne (plusieurs

millions de degrs) est encore une nigme, mais cette zone externe du Soleil semble tre la source du flux

de particules charges qui schappent du Soleil plus de 1000 km.s1 et qui constitue le vent solaire. Cevent interagit avec la magntosphre terrestre, donnant en particulier les aurores polaires. Le flux mesur

au niveau de la Terre correspond quelques 1010 protons par cm3 et par seconde, quivalent une perte demasse du Soleil de 2 106 tonnes par seconde ! Lobservation directe de la couronne nest possible depuis laTerre que lors des clipses totales de Soleil, lorsque la Lune vient cacher compltement la photosphre lors

dun alignement Soleil-Lune-Terre. Des instruments, appels coronographes, ralisant une clipse solaire

artificielle, permettent cependant dobserver couramment les couches les plus basses de la couronne.

Les couches infrieures du Soleil sont le cur nuclaire (du centre jusquau tiers du rayon) et les zones

radiatives et convectives (voir Fig 5) (pour chacune environ un autre tiers du rayon). Cest dans le cur

que la temprature et la densit permet aux protons (ou noyaux dhydrogne) de fusionner pour donner des

noyaux dhlium, suivant pour cela plusieurs cycles possibles (voir Fig 6). Le dfaut de masse entre unnoyau dhlium et 4 protons est transform en nergie rayonnante (photons ). Ces photons tentent de sortirdu Soleil, et par la pression de radiation quils engendrent, ils contre-balancent la gravitation, empchant

les couches suprieures du Soleil de seffondrer plus bas vers le centre. Le Soleil est ainsi une machine
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en quilibre. Lnergie fournie par la fusion nuclaire est transporte directement par rayonnement dans la

zone radiative, et par des mouvements de convection de la matire dans la zone convective. Elle sort par

la photosphre essentiellement sous forme de rayonnement visible (maximum pour la longueur donde de

550 nm), correspondant la temprature de 5760 K vue prcdemment.

Les 3.8261026 W mis par le Soleil permettent de calculer que, chaque seconde, la masse dhydrognetransforme en hlium est de 600 millions de tonnes, conduisant une perte de masse de 4, 26106 tonnespar seconde ; nammoins, la masse initiale du Soleil lui donne une dure de vie de lordre de 10 milliards

dannes. Si la Terre sest forme en mme temps que le Soleil, lge de la Terre permet de prdire pour le

Soleil une dure de vie dencore 5 milliards dannes environ.

2.2 Les plantes du systme solaire

Le systme solaire est le domaine entourant le Soleil dans lequel son influence gravitationnelle est

prpondrante sur celle des toiles les plus proches. Il correspond sensiblement une sphre de 50000 UAde rayon, centre sur le Soleil et contenant des plantes et leurs satellites, des comtes et des poussires

interplantaires.

Prs du Soleil, jusqu une trentaine dunits astronomiques, le systme solaire comporte essentiel-

lement 8 plantes principales qui tournent toutes dans le mme sens autour du Soleil sur des orbites

quasi-circulaires et quasi-coplanaires. Ces 8 plantes sont classes en deux groupes (on trouvera leurs ca-

ractristiques chiffres, ainsi que celles de leurs ventuels satellites et anneaux, dans les tableaux 1 8

donns en annexe :

4 plantes intrieures ou telluriques, dans lordre dloignement au Soleil : Mercure, Vnus, la Terre et

Mars (voir Fig 7). Leur densit moyenne est leve (de 3,96 5,52) (voir Tableau 2) ; elles possdent toutes

une surface solide ou crote, recouvrant un manteau de silicates et un noyau de fer, mais, sauf pour la Terre,

on ne connait pas bien leur extension ni leur tat. On peut succintement les dcrire ainsi :

1. Mercure, petite plante trs proche du Soleil, na t visit que par la sonde Mariner 10 en 1974 ;

elle na pas datmosphre et montre une surface compltement cratrise, cicatrices des multitudes

dimpacts mtoritiques subis lors de sa formation et qui subsitent encore en labsence drosion.

Mercure tourne trs lentement sur lui-mme (en 58,66 jours terrestres), mais cette priode, combine

avec la priode orbitale de 88 jours, donne une dure du jour mercurien gale 176 jours. De cette

dure et de la proximit du Soleil, les tempratures sont trs contrastes : de 170 C la nuit +430 C le jour.

2. Vnus, de taille comparable la Terre, a une atmosphre trs dense et trs tendue contenant 96%

de gaz carbonique et 3,5% dazote et donnant une pression norme de 93 bars au niveau du sol ;elle est surmonte de nuages levs dacide sulfurique ; le gaz carbonique provoque un effet de serre

intense qui porte 450 C la temprature au sol ! Ce dernier nest pas observable directement, cachen permanence par les nuages. Malgr ces conditions extrmes, le sol de Vnus a t atteint par

plusieurs sondes russes de la srie Venera vers 1980, qui ont renvoy des images dun sol caillouteux.

Le relief de Vnus a aussi t cartographi par un radar satellis (sonde Magellan) en 1990, montrant

en particulier des volcans apparemment non actifs actuellement, avec des dmes et des coules de

laves basaltiques, et aussi des grands cratres dimpact. A loccasion de cette cartographie on a pu

aussi tablir que la rotation du sol de Vnus seffectue en 243 jours alors que la circulation nuageuse

montre une priode de rotation de 4 jours (ces 2 rotations seffectuent paradoxalement dans le sens

oppos au mouvement orbital).

3. La Terre, dont les caractristiques internes sont supposes suffisamment connues pour ne pas tre

rappeles ici, se distingue cependant par le fait quelle semble tre la seule plante du systme solaire

possder en permanence sa surface de leau sous forme liquide, avec une atmosphre moyen-

nement dense compose essentiellement dazote et doxygne. Son satellite naturel, la Lune, est un
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petit corps comparable la plante Mercure, dpourvu comme lui datmosphre, et prsentant un sol

compltement cratris. La Lune tourne sur elle-mme dans le mme temps quelle tourne autour de

la Terre (rotation synchrone en 27,3 jours), prsentant ainsi toujours la mme face vers la Terre. La

face visible est caractrise par des grands bassins sombres entours de zones plus claires monta-

gneuses et fortement cratrises ; ces bassins, appels mers, sont en fait danciens cratres dimpact,

gigantesques, qui se sont forms il y a plus de 3,5 milliards dannes et submergs alors dune lave

basaltique maintenant recouverte dune paisse couche de poussires. La face cache possde para-

doxalement trs peu de mers.

4. Mars, deux fois plus petite que la Terre, a une atmosphre compose de 95,3% de gaz carbonique, de

2,7% dazote et un peu dargon, mais sa pression au sol est trs faible (7 millibars) ; elle est suffisante

quand mme pour que des temptes soulvent et dplacent parfois des nuages de sable. Sa rotation sur

elle-mme en 24,5 heures autour dun axe inclin de 25 ressemble celle de la Terre, produisant des

saisons analogues mais durant chacune 6 mois environ. Nanmoins, la temprature lquateur varie

quotidiennement entre 0 et -70 C. Le sol est cribl de cratres mtoritiques mais on y voit aussi

plusieurs grands volcans non actifs. Des canyons montrent des traces dcoulements anciens et des

zones deffondrement qui indiquent que de leau gele existe en grande quantit dans le sous-sol, ces

effondrements pouvant tre provoqus par un dgel pisodique. Des calottes polaires faites de givre

de CO2 croissent et dcroissent au rythme des saisons. Plusieurs missions (Viking en 1976, Pathfinderen 1996) on rvl un sol de sable parsem de cailloux rougetres composs notamment doxydes de

fer. 2 petits satellites, Phobos et Deimos, (voir Tableau 4), tournent autour de Mars, probablement

issus de la ceinture dastrodes que lon verra plus loin et qui spare les plantes intrieures des

suivantes :

4 plantes extrieures ou plantes gazeuses : Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune (voir Fig 8) (la plante

Pluton est aussi extrieure mais nest pas gazeuse), qui ont une densit moyenne faible (de 0,7 1,5) ; elles

sont formes essentiellement dhydrogne et dhlium, comme le Soleil. Elles ne possdent pas de surface

solide. Leur atmosphre est marque par la prsence de nuages plus ou moins colors par des molcules

carbones ou azotes. Ces 4 plantes ont aussi la particularit dtre entoures dun systme danneaux plus

ou moins complexes, ainsi que de nombreux satellites :

1. Jupiter, astre norme 318 fois plus massif que la Terre, est une plante dont linfluence gravitation-

nelle est non ngligeable sur toutes les autres plantes. Il tourne sur lui-mme en moins de 10 heures,

cette rotation tant diffrentielle : plus lente aux ples qu lquateur. La circulation atmosphrique

de Jupiter est complexe, montrant notamment un norme cyclone permanent de prs de 15000 km

de diamtre (appel la grande tache rouge), probablement li laction intense du champ magn-

tique jovien ; celui-ci cre une magntosphre immense stendant sur prs de 7 millions de km et

est lorigine aussi dun puissant rayonnement radio. Jupiter a en outre la particularit dmettre

davantage dnergie rayonnante quil nen reoit du Soleil ; peut-tre Jupiter est-il encore en train de

se contracter (au rythme de 1mm/an ?). Enfin, Jupiter est entour dune trentaine de satellites, (voirTableau 5), dont 4 gros dcouverts par Galile en 1610 et appels depuis satellites galilens : Ce

sont Io, Europa, Ganymde (le plus gros satellite du systme solaire, et mme plus gros que la plante

Mercure) et Callisto. Ces satellites sont autour de Jupiter comme dans un systme solaire en minia-

ture, forms probablement en mme temps que Jupiter partir de la mme nbuleuse. Ce systme

a t visit par les sondes Pioneer (1975), Voyager (1979) et Galileo (1996) ; cette dernire, place

en orbite autour de Jupiter, a observ de prs le systme Jovien, jusqu la fin de sa mission en Sep-

tembre 2003. Cela a permis de dcouvrir sur Io une activit volcanique inattendue mais intense, due

lchauffement provoqu probablement par les mares que Jupiter soulve sur ce petit satellite, d-

sormais recouvert djectats de soufre et de dioxyde de soufre ; dailleurs, lanneau de Jupiter pourrait

bien tre aliment par ce volcanisme de Io. Les autres satellites semblent tre un mlange de glaces

deau et de roches, avec mme sur Europa, des indices de lexistence dun ocan liquide sous-jacent

une paisse couche de glace dont laspect fractur fait penser une banquise ayant subi de multiples

dbacles.

2. Saturne, la plus spectaculaire avec son systme danneaux quatoriaux, prsente une surface moins
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contraste que celle de Jupiter, mais sa rotation diffrentielle (en 10,25 heures lquateur) entrane

des zones de turbulences analogues. Les anneaux sont en fait une multitude de trs petits satellites

composs essentiellement de glace deau et dammoniac, dont les plus gros ne dpassent pas quelques

dizaines de mtres. Ce sont probablement les dbris dun objet trop gros pour rsister aux forces

de mare recontres lors dune approche moins de 2,45 rayons de la plante (limite de Roche)

et qui lont fait exploser. Certaines zones de lanneau sont dpeuples (par exemple la division de

Cassini), cause des effets de rsonance gravitationnelle dus au satellite le plus proche, Mimas.

Parmi la trentaine de satellites connus orbitant Saturne (dont 10 dcouverts par les sondes Voyageren 1981 et 12 rcemment) (voir Tableau 6), Titan est le plus gros ; il est mme plus gros aussi que

la plante Mercure, avec cette particularit unique pour les satellites, davoir une atmosphre dense

au point de ne pas laisser voir sa surface ; cest une atmosphre riche en azote avec un peu dargon

et de mthane et des traces dacide cyanhydrique, une des premires molcules prbiotiques, mais

ltat inerte. La sonde Cassini, lance en 1997, sest satellise autour Saturne en Juillet 2004 afin

dexplorer pendant plusieurs annes lensemble du systme saturnien. Elle doit lacher sur Titan le

module dexploration Huyghens en dcembre 2004. Les autres satellites montrent des surfaces

cratrises et sont probablement constitus dun mlange de glaces deau et de roches.

3. Uranus est singulire car son axe de rotation est quasiment couch dans le plan de son orbite autour

du Soleil. Elle tourne sur elle-mme autour de cet axe en prs de 18 heures, mais cet axe, du fait de sadirection fixe, prsente alternativement ses ples vers le Soleil pendant un jour polaire interminable

de 42 ans et suivi dune nuit polaire toute aussi longue. Une vingtaine de satellites (dont 10 dcouverts

par la sonde Voyager 2 en 1986) (voir Tableau 7), tournent autour dUranus dans son plan quatorial,

quasiment perpendiculaire au plan orbital. Le plus proche dUranus, Miranda, a t survol de prs

par Voyager 2, montrant en dtails une surface chaotique avec failles, rides, valles et cratres dont

lorigine est encore inexplique. Enfin Uranus est entour dun systme de 9 anneaux extrmement

troits et composs de grosses particules sombres, difficilement visibles ; lun de ces anneaux semble

tre confin entre les orbites de 2 petits satellites, appells pour cela satellites bergers.

4. Neptune ressemble beaucoup Uranus tant pour sa structure interne que pour son atmosphre, mais

sa couleur bleute plus intense que celle dUranus est sans doute due une proportion plus grandede mthane gazeux qui absorbe les radiations rouges. Elle tourne sur-elle mme en un peu plus de

16 h, et laisse apparatre une grande tache sombre de 10000 km de diamtre, peut-tre analogue la

grande tache rouge de Jupiter. Des vents violents de plus de 1000 km/h sont aliments par une ner-

gie interne encore non explique. Neptune possde aussi 3 anneaux, mais dont la densit nest pas

constante, produisant une apparence darcs brillants espacs de parties sombres. La stabilit dune

telle structure est encore difficile comprendre. Sur les 8 satellites connus (voir Tableau 8), 6 furent

dcouverts par Voyager 2 en 1989. Survol par cette sonde, Triton, le plus gros de ces satellites, a

rvl une atmosphre tnue (10 microbars) et un sol rocheux couvert deau, dazote et de mthane

gels (temprature 236), avec des indices de phnomnes criovolcaniques lis des change-ments de phase produits dans ces conditions physiques extrmes : de lazote gazeux sous pression

jaillirait et retomberait en geysers de cristaux glacs. Latmosphre de Triton contient du mthane et

surtout de lazote ; ce serait ainsi le 3me corps du systme solaire, avec Titan et la Terre, possder

une atmosphre riche en azote.

A ct de ces 8 plantes principales, on trouve dans le systme solaire 2 groupes de plantes mineures :

Le premier, entre Mars et Jupiter, constitue la ceinture dastrodes(voir Fig 7). Il sagit dune multi-

tude de trs petits corps rocheux, dont le plus gros, Cres (voir Tableau 3), fait moins de 900 km de

diamtre ; prs de 40000 de ces petites plantes sont actuellement rpertories, ayant des dimensions

suprieures quelques kilomtres pour les plus petits, mais on estime quil y aurait plus de 500 000 deces objets dont la taille dpasserait 1,6 km. Leur masse totale ne dpasserait pas 3/1000 de la massede la Terre. Ils tournent tous dans le mme sens que les plantes autour du Soleil, mais leurs orbites

sont davantage excentres et inclines. La sonde Galileo, sur sa route vers Jupiter, a visit 2 ast-

rodes, montrant des surfaces irrgulires et toujours totalement cratrises, signes de leur formation
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par accrtion ou parfois par fragmentations dues des collisions mutuelles. Lun deux, Ida, a mme

montr par la dcouverte de son satellite Dactyl, quil existe des satellites dastrodes. Dailleurs, la

sonde Near sest satellise en 2001 autour de lastrode Eros et, aprs plusieurs mois dobservations

rapproches, sest pose en douceur sa surface.

En fait, les astrodes seraient les rsidus de petites proto-plantes qui auraient d se former entre

Mars et Jupiter, mais qui se sont heurtes et fragmentes ; le voisinage de la trs influente plante

Jupiter naurait pas permis de stabiliser ces petits corps dans cette zone du systme solaire. Cer-

tains de ces astrodes ont pu approcher Mars ou Jupiter et tre capturs par ces plantes, devenantalors leurs satellites. Dautres ont des orbites les amenant heurter ces plantes ou mme la Terre,

se transformant alors en matriau mtoritique. Ltude des mtorites permet ainsi de connatre la

nature des astrodes, tmoins peu dgrads de la condensation de la nbuleuse proto-solaire : 90%

des mtorites sont de nature rocheuses ; dautres mtorites dites mtalliques (10%) sont presque

exclusivement formes de fer et de nickel.

Le second groupe de plantes mineures est constitu de naines glaces ou objets transneptuniens

que lon commence dcouvrir au del de lorbite de Neptune, entre 30 UA et 150 UA du Soleil.

Le principal reprsentant de ce groupe est la plante Pluton accompagne de son satellite Charon

(voir Tableau 8). Cest la seule plante importante navoir pas encore t visite par une sonde

spatiale. On connait actuellement un millier de naines glaces dans cette zone, de rayons suprieurs

100 km, et lon pense quil y aurait encore plusieurs millions de ces petits corps dcouvrir. Ils

forment la ceinture de Kuiper (voir Fig 8), du nom de lastronome qui avait prdit leur existence

vers 1950 comme tant la source de certaines comtes priodiques. On vient dailleurs de dcouvrir

dans cette ceinture, un objet plus gros que Pluton situ 70 UA du Soleil environ, retirant ainsi

Pluton la titre de dixime plante du systme solaire. Comme Pluton, ces corps sont des blocs de

glaces mlangs probablement des roches, vestiges condenss de la nbuleuse primitive lorigine

du systme solaire. Certains satellites de Neptune pourraient avoir t capturs partir la ceinture de

Kuiper (voir Tableau 3).

Enfin, trs loin du Soleil, au del de cette ceinture et jusquaux quelques 50 000 UA qui limitent la sphredinfluence du Soleil, on trouve un halo sphrique o la matire est probablement condense en des millions

de trs petits corps glacs, mlanges de glaces et de roches, formant le nuage de Oortou nuage des comtes.

On les connait car certains de ces petits corps (ou noyaux comtaires) deviennent visibles sous forme de

comte dans le cas o leur orbite les amne se rapprocher suffisamment du Soleil (souvent moins de

1 UA) : leur rchauffement provoque la sublimation des glaces prsentes leur surface, formant alors

une atmosphre autour du noyau ; cette atmosphre est jecte du noyau par la pression de radiation de la

lumire solaire, formant alors une queue (ou chevelure de la comte) dans la direction oppose au Soleil.

Les orbites des comtes connues sont des paraboles trs allonges et il ny a pas de direction privilgie

pour la direction de leur axe de chute vers le Soleil : Le nuage de Oort est donc probablement sphrique.

Aprs tre passes prs du Soleil, les comtes retournent dfinitivement vers le nuage de Oort. Mais

parfois, une rencontre avec une plante comme Jupiter, les dvie et elles se retrouvent sur des orbites

elliptiques avec un mouvement les ramenant priodiquement vers le Soleil (on connait une centaine de ces

comtes priodiques, comme celles de Halley (voir Fig 8) ou de Encke (voir Tableau 3), qui furent un jour

captures par Jupiter). La sonde Giotto, qui a rencontr la comte de Halley en 1986, a rvl un noyau de

10 km de diamtre ressemblant une grosse boule de neige sale.

Le dgazage dune comte produit des gaz et des poussires qui sont disperss dans la chevelure sur des

distances pouvant atteindre plusieurs centaines de millions de km. Les gaz sont essentiellement des mol-

cules ionises de CO+, OH+, ou neutres N2, CO2. Les poussires contiennent du carbone, de lhydrogne,

de loxygne, de lazote (ou CHON) ou des silicates ; la teneur en carbone des CHON atteint le niveau delabondance observe dans les poussires interstellaires, ce qui montre le caractre primordial de la matire

des comtes, tmoins glacs du proto-systme solaire, do lintrt de leur tude pour la comprhention de

la formation des toiles et de leurs cortges plantaires.
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2.3 Petit formulaire relatif au systme solaire

Les plantes dcrivent autour du Soleil des orbites quasi-circulaires et quasi-coplanaires, rgies par la loi

de la Newton : Deux corps ponctuels ou sphriques S et P, de masses M et m, sattirent mutuellement desorte que dans un repre galilen dorigine O, leurs quantits dacclration vrifient les relations suivantes(o G reprsente la constante de la gravitation universelle, G = 6.672 1011m3.kg1.s2) :

Md2

OSdt2

= GM m||SP ||3 SP

md2OP

dt2= GMm||SP ||3

SP

On en dduit lquation du mouvement relatifde P autour de S :

d2SP

dt2= G(M + m)||SP ||3

SP

Cette quation admet des solutions particulires circulaires dcrites dun mouvement uniforme. Nous nous

contenterons ici de ce type de solution. Si lon considre ainsi une orbite de rayon R et dcrite la vitesseangulaire constante , on sait quil lui correspond une acclration cinmatique 2R qui sidentifie

lacclration dynamiqueG(M + m)

R2, do lon tire la troisime loi de Kpler:

2R3 = G(M + m) ouR3

T2=

G(M + m)

42

o T = 2/ est la priode du mouvement. Cette loi stend aux mouvements elliptiques, qui sont aussisolutions de lquation du mouvement relatif, en y remplaant simplement R par le demi-grand axe a delellipse :

2a3 = G(M + m) ou a3

T2= G(M + m)

42

Pour les plantes du systme solaire, la priode T qui intervient dans ces relations est lapriode sidrale,mesure par rapport un repre de directions fixes. Si M reprsente la masse du Soleil et m celle dune pla-nte, on voit quen ngligeant le rapport m/M, la quantit 2a3 est une constante GM/42, la mme pourtoutes les plantes. En appliquant cette loi lorbite de la Terre (a = 1 UA, T = 1 an = 365, 2563 jours)et en adoptant M = 1 M pour la masse du Soleil, on obtient la valeur de G en units astronomiques :G = 42 UA3.M1

.an2. En ngligeant la masse des plantes par rapport celle du Soleil, on a ainsi pour

deux plantes P et P :

a

a 3

= T

T2

ce qui permet de connatre le rapport des grands axes des orbites plantaires partir de la mesure des

priodes sidrales de leurs mouvements.

Pour un satellite s de masse qui orbite une plante P de masse m sur une ellipse de demi-grand axeas avec une priode Ts, on a de la mme faon :

a3sT2s

=G(m + )

42

Ngligeant la masse du satellite et combinant les troisimes lois de Kpler relatives au mouvement de la

plante autour du Soleil et celui du satellite autour de sa plante, il est donc possible de dterminer la massede cette plante en units de masse solaire :

m

M + m=

asa

3 TTs

2


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Il suffit pour cel de mesurer les demi-grands axes et les priodes sidrales de la plante et de son satellite.

Dans le cas du mouvement circulaire des plantes, on obtient simplement la valeur de la vitesse orbitale

V en identifiant lacclration cinmatique V2/R lacclration dynamiqueG(M + m)

R2, ce qui donne :

V = G(M + m)RPour la Terre, on trouve une vitesse de 2 UA par an, cest--dire de lordre de 30 km/s.

Pour le cas plus gnral du mouvement elliptique , on peut montrer que lon a, pour une plante situe

la distance r du Soleil sur une ellipse de demi-grand axe a :

V =

G(M + m)

2

r 1

a

Quand on fait tendre a vers linfini et en ngligeant la masse m du deuxime corps, on obtient une valeurde V appele vitesse de libration la distance r du corps de masse M :

VLib(r) =

2GM

r

La vitesse de libration du systme solaire (permettant de sortir du systme solaire) depuis lorbite de la

Terre est ainsi

2 fois la vitesse de la Terre, soit 42, 2 km/s.

Des formules semblables sappliquent pour calculer la vitesse de satellisation et la vitesse de libration

la surface dune plante de masse m et de rayon :

VSat() = Gm

et VLib() = 2Gm

Pour la Terre, depuis sa surface, on obtient les valeurs VSat(Terre) = 7,9 km/s et VLib(Terre) = 11,2 km/s.La vitesse de libration la surface dune plante permet de dterminer la possibilit pour celle-ci de

possder une atmosphre, sachant que lagitation thermique dun gaz port une temprature donne desvitesses de lordre de

V() =

3k/

o k est la constante de Boltzmann et la masse des particules gazeuses ; il faut que cette vitesse dagitationsoit infrieure la vitesse de libration pour que la plante conserve une atmosphre.

Toutes les plantes tournant autour du Soleil sur des orbites quasi-circulaires et quasi coplanaires, sont des distances variables de la Terre ; les extrema de distance dune plante la Terre se produisent quand le

Soleil, la Terre et cette plante sont aligns. Pour une plante extrieure comme Mars ou Jupiter, la distance

la Terre est minimale lorsquelle est lopposition, cest--dire vue de la Terre dans la direction oppose

au Soleil ; elle est maximale la conjonction (lorsquelle est dans la mme direction que le Soleil) ; les

situations intermdiaires o la plante est vue depuis la Terre dans une direction orthogonale celle du

Soleil sont les deux quadratures (voir Fig 9). Pour une plante intrieure comme Vnus, la distance la

Terre est minimale lorsquelle est la conjonction infrieure, cest--dire vue de la Terre devant le Soleil,

dans la mme direction que le Soleil ; elle est maximale la conjonction suprieure (lorsquelle est derrire

le Soleil, dans la mme direction que la Soleil) ; les situations intermdiaires o la direction de la plante

vue de la Terre scarte le plus du Soleil sont les deux plus grandes longations (voir Fig 10).

Pour toute plante, on appelle priode synodique la dure qui spare deux passages successifs de celle-ci

dans un mme alignement avec le Soleil (par exemple deux oppositions successives, ou deux conjonctions

infrieures successives). En plaant les plantes dans un repre centr au Soleil et tournant avec la Terre,

on obtient leur vitesse angulaire dans ce repre (ou vitesse angulaire synodique) comme diffrence de leur
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vitesse angulaire sidrale avec celle de la Terre. On en dduit cette relation entre la priode synodique Psyndune plante et sa priode sidrale T, en fonction de la priode sidrale T de la Terre :

1

Psyn=

1T 1T

Du fait que nous observons les plantes depuis une position mobile, la Terre, celles-ci ont un mouvementapparent plus complexe quune simple rotation : Dans leur mouvement hliocentrique, les plantes tournent

dans le sens direct autour du Soleil, des vitesses dautant plus faibles quelles en sont plus loignes.

La Terre elle-mme tournant dans le mme sens, rattrape les plantes extrieures lors de leur opposition,

ou est rattrape par les plantes intrieures au moment de leur conjonction infrieure. Cela se manifeste

sur leurs mouvements observs depuis la Terre en suivant leurs dplacements par rapport aux toiles : Au

voisinage de ces instants, les plantes ont un mouvement apparent qui seffectue dans le sens rtrograde

(voir Fig 11). Au contraire, une demie priode synodique plus tard, leur mouvement apparent est direct.

Entre ces phases de mouvement direct et rtrograde, on observe que les plantes semblent ne plus bouger

par rapport aux toiles : Ce sont les stations. Lamplitude angulaire de la rtrogradation comprise entre

deux stations successives peut atteindre plus de 15 pour la plante Mars, et cette phase du mouvement dure

alors prs de 2 mois (voir Fig 12 et Fig 12a). Pour rendre compte de ce phnomne, il suffit de reprsenter

le mouvement gocentrique des plantes comme la somme de deux mouvements circulaires, conduisant

une trajectoire en forme dpicyclode avec des boucles au voisinage de chaque opposition pour les plantes

extrieures, ou de chaque conjonction infrieure pour les plantes intrieures. Considrant pour simplifier

tous les mouvements hliocentriques comme circulaires et coplanaires, les vecteursSP et

ST joignant le

Soleil S la plante P et la Terre T permettent de calculer le vecteur gocentrique de la plante :

T P =

SP ST

avec

SP = a(cos(t)i + sin(t)j)et

ST = a0(cos(0t)i + sin(0t)j)

o les vecteurs unitaires i et j forment une base de directions fixes par rapport aux toiles dans le plan de

lcliptique (ou plan de lorbite hliocentrique de la Terre)1. Avec

aa0

3=

0

2(grce la troisime loi

de Kpler), il est simple de tracer la courbe dcrite par le point P dans le repre Tij et dy voir les bouclesde rtrogradation. Un calcul des coordonnes polaires (, ) de P dans ce repre montrerait aussi leschangements de sens de variations de langle de position , ainsi que la dure de la phase de rtrogradationet son amplitude en fonction du rapport = aa0 . Lobservation de ces boucles de rtrogradation est ainsi un

autre moyen de dterminer le rapport des rayons dorbite des plantes.

Enfin le mouvement de rotation des plantes sur elles-mmes conduit, comme pour les mouvements

orbitaux, la dfinition de 2 sortes de priodes : La priode de rotation sidrale dune plante est le tempssparant deux passages successifs dune mme toile au mridien dun mme lieu situ la surface de cette

plante (comme sur la Terre, les mridiens sont les grands cercles passant par les ples de la plante). La

dure du jour sur cette plante est le temps sparant deux passages successifs du Soleil au mridien dunmme lieu situ la surface de cette plante. Sur la Terre par exemple, ces dures sont respectivement de

23h56m04s et de 24h. Si est la vitesse angulaire correspondant la priode de rotation sidrale de laplante sur elle-mme et si est la vitesse angulaire orbitale (sidrale) du Soleil vu de la plante, la quantit

reprsente la vitesse angulaire du Soleil dans un repre li la plante (en supposant pour simplifier1Cette dnomination vient du fait que les clipses de Lune ou de Soleil ne sont possibles que lorsque la Lune se trouve quasi

aligne avec la Terre et le Soleil, cest--dire dabord dans le plan dorbite de la Terre, mais aussi bien sr lintersection de ce

plan et du plan orbital de la Lune (ligne des nuds) (voir Fig 15)
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que ces deux rotations se font autour daxes parallles). La dure du jour sur la plante est alors le temps

quil faut pour que langle () t augmente de 2, do, en fonction de la priode orbitale sidrale T dela plante :

1

=

1T 1

Cest par cette formule que lon a calcul la dure du jour sur Mercure donne plus haut.

Laxe de rotation des plantes sur elles-mmes nest pas forcment perpendiculaire au plan de leur orbite

autour du Soleil, ce qui induit le phnomne des saisons. Pour la Terre par exemple, langle entre laxe desples et la normale lcliptique vaut environ 23 27 (voir Fig 13). Si cet axe est de direction fixe, causede cet angle et du mouvement orbital de la Terre en 1 an, on voit sur cette figure comment sexpliquent

la succession des 4 saisons sur la mme priode ; le dbut du printemps correspond au passage du Soleil

dans le plan de lquateur lorsquil traverse ce plan en montant du Sud au Nord au point vernal (ou pointou quinoxe de printemps) ; 90 plus loin, le Soleil passe au solstice dtpuis par tranches succssives de90, il passe ensuite lquinoxe dautomne, au solstice dhiver et revient au point vernal (voir Fig 14). Enralit, laxe de rotation de la Terre nest pas fixe car perturb par les attractions combines de la Lune et du

Soleil sur le renflement quatorial de la Terre : On dcompose gnralement son mouvement en la somme

de 2 parties,

dabord une lente rotation de laxe des ples (en 25770 ans environ) dans le sens rtrograde sur uncne de 23, 5 douverture autour de laxe normal lcliptique passant par le centre de la Terre ; celent mouvement entrane la prcession des quinoxes raison de 50, 290 par anne de 365,25 jours(anne julienne) et cela fait que la dure de 4 saisons successives (ou anne tropique) est plus courte

(365,2422 jours) que la dure de lanne sidrale (365,2563 jours) qui correspond aux mouvement

orbital donn par les lois de Kepler. Cest lanne tropique, calque sur le retour des saisons, qui sert

tablir les calendriers utiles pour la vie courante sur Terre.

ensuite, de trs petites oscillations priodiques assez rapides, appeles nutations, dont les priodes

sont infrieures 18 ans et que lon peut ngliger pour la dfinition des saisons car leur contribution

est nulle en moyenne dans le temps.

3 Description du systme galactique

3.1 La Galaxie

Cest un vaste ensemble constitu dabord dun disque contenant une masse condense en toiles den-

viron 1011 M et une masse de matire interstellaire non condense comprise entre 109 et 1010 M. Ce

disque a un diamtre de 100 000 annes de lumire (note a.l., chaque a.l. reprsentant environ 1013 km)pour une paisseur moyenne de 2000 a.l. sauf au voisinage du centre qui apparat comme un renflement

sphrique (appel bulbe) denviron 10000 a.l. de diamtre (voir Fig 16).

Cest parce que le Soleil est lune des toiles contenue dans ce disque que notre Galaxie nous apparat

comme une importante concentration dtoiles le long dun grand cercle de la vote cleste (cest La Voie

Lacte). Le Soleil est environ 26000 a.l. du centre galactique et pratiquement dans le plan de symtriedu disque (ou plan galactique). Au voisinage du Soleil, les toiles sont en moyenne distantes les unes des

autres de 5 a.l. mais elles peuvent aussi tre regroupes en amas ouverts plus denses contenant de quelques

dizaines quelques centaines dtoiles ; elles peuvent aussi tre lies par paires (do leur nom dtoiles

doubles) et elles peuvent alors tre des distances comprises seulement entre quelques millions et quelques

milliards de km.

Dans le bulbe, la densit dtoiles va croissant vers le centre et certaines observations (en rayons X)

semblent mme indiquer la prsence au centre dun trou noir super-massif quivalent quelques millions

de masses solaires.
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Dans le disque, la densit des toiles et de la matire interstellaire est distribue selon une structure

spirale : Le bord du bulbe dans le plan galactique est le point de dpart de 4 bras spiraux qui semblent

senrouler dans ce plan autour du bulbe ; ce sont des zones du plan galactique ou la densit de la matire

interstellaire est la plus forte (ondes de densit). Le Soleil est actuellement entre deux de ces bras spiraux,

mais cette situation volue du fait de la rotation galactique : Le Soleil par exemple dcrit au voisinage du

plan galactique une orbite sensiblement circulaire centre sur le bulbe, raison de 250 km par seconde

et avec une priode de 200 millions dannes ; intervalles denviron 60 millions dannes, le Soleil se

retrouve alors dans lun des bras spiraux. La rotation galactique des autres toiles est semblable celle du

Soleil et avec une vitesse qui est paradoxalement presque indpendante de leur distance au centre galactique.

La constance de cette vitesse est incompatible avec la distribution dtoiles observe et il existerait de la

matire obscure, non encore observe, dont la masse totale pourrait bien tre beaucoup plus importante que

celle de lensemble des toiles visibles. La recherche de cette masse manquante est lune des proccupations

actuelles des astronomes.

Dans le plan galactique, la matire interstellaire (poussires et gaz) est rpartie en vastes nuages qui,

malgr leur densit trs faible, absorbent le rayonnement visible au point dempcher de voir dans le plan

galactique au del de quelques milliers dannes de lumire. Cette matire tnue est dtecte par les rayon-

nements quelle est susceptible dmettre ou dabsorber (nbuleuses brillantes ou nbuleuses obscures). Les

poussires sont des particules microscopiques reprsentant moins de 1% de la masse du milieu interstellaire,

constitues essentiellement de graphite, de silicates de fer, daluminium, de calcium, de magnesium . . . Lespoussires se trouvent mlanges des gaz ; ces derniers sont constitus de nuages molculaires (essentiel-

lement H2 mais aussi CH, CN+ et CN observs dans le domaine visible, et plus de 80 autres molcules,

dont le radical OH, observs dans le domaine radio) ; ces nuages comprennent entre 100 et 1000 molcules

par cm3 pour une temprature de 10 20 K. La structure spirale de la galaxie est aussi observable par

les vastes nuages dhydrogne atomique prsents surtout dans les bras spiraux, dune densit de lordre de

50 atomes par cm3 et de temprature comprise entre 25 et 250 K ; ces conditions permettent lhydrogne

dmettre une raie intense 21 cm de longueur donde, quon ne sait pas reproduire sur Terre et que lonqualifie pour cette raison de raie interdite.

La Galaxie comporte aussi un halo sphrique, de mme centre et de mme diamtre que le disque

galactique, et peupl dune centaine damas globulaires. Ces amas sont des condensations de plusieurs

dizaines de milliers dtoiles rparties dans des globules ayant une symtrie quasi-sphrique ; la densit

dtoiles va en croissant vers le centre de ces globules. Ces amas se comportent comme des satellites de la

Galaxie, tournant autour du bulbe galactique sur des orbites trs allonges qui coupent le disque au voisinage

du bulbe ; ces mouvements seffectuent avec des priodes de quelques centaines de millions dannes.

3.2 Les toiles

Les toiles que lon voit dans la galaxie sont des astres analogues au Soleil, transformant de la masse en

nergie rayonnante par des ractions de fusion nuclaire. Pour avoir la temprature et la densit permettant

ces ractions, il faut que la masse des toiles soit suprieure 1/20 M ; il semble aussi que pour tresuffisamment stable la masse ne doive pas dpasser 100 M. Les rayons stellaires sont beaucoup plus varisque les masses puisquon en trouve entre 105 R (soit quelques kilomtres seulement) et 1000 R. Lesdensits moyennes sont alors extrmement varies ( 1018 kg.m3 pour les pulsars ou toiles neutronsqui condensent une masse quivalente celle du Soleil dans une sphre dune dizaine de km de rayon, ou

106~kg.m3 pour une toile gante de 1000 R).

La luminosit des toiles est mesure par leur magnitude apparente m , dfinie par :

m = 2, 5 log10(I/d2)


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o I est lintensit lumineuse intrinsque de ltoile et d sa distance la Terre. Les units utiliser danscette formule sont relatives au monde des toiles : m vaut zro pour une toile de rfrence (Vga, toilela plus brillante de la constellation de la Lyre) et vaut 5 pour les toiles tout juste visibles lil nu. Dans

ces conditions on montre que le Soleil a une magnitude de 27 et que les astres les plus faibles observablesactuellement avec les meilleurs tlescopes ont une magnitude voisine de lordre +30. Evidemment, la va-rit des distances des toiles empche dutiliser la magnitude apparente pour comparer leurs luminosits

intrinsques. On utilise pour cela la notion de magnitude absolue qui est simplement la magnitude appa-

rente quaurait une toile si on lobservait une distance conventionnelle d0 donne, prise la mme pourtoutes les toiles :

M = 2, 5 log10(I/d20)Lunit de distance adopte ici est alors le parsec (not pc), dfinie comme tant la distance au Soleil la

quelle il faudrait se placer pour voir le rayon de lorbite de la Terre (1 UA) sous un angle de 1 (1 seconde dedegr) ; le choix dune telle unit rsulte de la technique des parallaxes utilise pour mesurer la distance des

toiles les plus proches du Soleil (voir Chap. 4). On trouve alors les relations : 1 pc = 206265 UA= 3, 26 a.l.La distance d0 a t choisie gale 10 pc, ce qui permet dcrire cette relation entre m et M :

M = m

5log10 d + 5 avec d exprim en pc

On calculerait que pour le Soleil, M vaut 4, 8. Cette relation permet aussi de dterminer la distance d dunetoile si on mesure sa magnitude apparente m et si on peut estimer M par ses proprits lumineuses.

En fait, la magnitude absolue M est aussi une faon de mesurer I, et lon peut montrer que pour lamajorit des toiles (comme le Soleil) I est sensiblement proportionnel sa surface (cest--dire R2) et T4 (avec la loi de Stephan dj vue pour le Soleil) o T est sa temprature de surface. Comme le spectredune toile dpend dabord de sa temprature de surface puis des lments chimiques prsents dans son

atmosphre, ltude de son spectre permet de connatre ces paramtres physiques et chimiques. On trouve

alors que les toiles peuvent tre ranges dans diverses catgories selon leur temprature ou type spectral.

Ces types spectraux, classs par tempratures dcroissantes (de plus de 25000 K moins de 3500 K) sontnots par les lettres suivantes (rsultant de raisons historiques) : O, B, A, F, G, K, M (voir Fig 17). En

ralit, on subdivise encore chaque type spectral en 10 parties (par exemple de G0 G9) pour amliorer la

finesse du classement des toiles. Le Soleil est alors une toile de type G2.

Finalement, on peut donc mesurer assez finement le type spectral dune toile et, si on connait sa dis-

tance la Terre, on connait aussi sa magnitude absolue ; en plaant alors dans un diagramme la magnitude

absolue des toiles en fonction de leur type spectral, on trouve que pour la majorit des toiles, leur point

dans ce diagramme est situ dans une bande troite, appele squence principale, qui part des magnitudes

trs ngatives pour le type O (toiles trs lumineuses et trs chaudes) et descend en diagonale vers les ma-

gnitudes trs positives pour le type M (toiles trs faibles et relativement froides). Cest le diagramme HR

(ou de Hertzsprung-Russell, du nom des 2 astronomes qui lont tabli pour la premire fois vers 1910). LeSoleil fait partie des toiles de la squence principale. On trouve aussi dans ce diagramme que le type spec-

tral est corrl la couleur des toiles : les toiles froides sont plutt rouges, les trs chaudes plutt bleues ;

le Soleil est plutt jaune. Les toiles les plus massives sont en haut de la squence principale, les moins

massives en bas. Ainsi, les toiles les moins massives sont faibles et rouges, tandis que les plus massives

sont brillantes et bleues (voir Fig 18).

La place des toiles dans ce diagramme dpend en fait de leur rayon. Celles prsentes dans le haut (trs

lumineuses) sont des toiles gantes et supergantes (classes I IV) qui peuvent aussi bien tre rouges que

bleues et leur rayon peut atteindre 1000 R ; celles du bas (trs peu lumineuses) sont des naines blanches

(classe VII) dont le rayon est de lordre 0, 01 R (comparable au rayon de la Terre). Entre les deux, lestoiles de la squence principale sont qualifies de naines (classe V) avec un rayon du mme ordre que

celui du Soleil. Lgrement en dessous de la squence principale, on trouve encore la classe VI des sous-

naines.
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3.3 Lvolution du Soleil et des toiles

La structure du diagramme HR sexplique par la faon dont les toiles voluent, depuis leur naissance

jusqu leur mort (voir Fig 19).

Les toiles naissent dans une galaxie la suite de la contraction gravitationnelle dun nuage de matire

interstellaire (gaz et poussires). Cette contraction peut tre provoque par la traverse du nuage par une

onde de densit qui va donner des germes plus denses, susceptibles ds lors dattirer vers eux la matire

environnante. Un nuage typique qui se condense a une dimension de lordre de 109 R, comprend environ1000 particules par cm3 une temprature de 40 K, correspondant une masse totale de lordre de plusieurscentaines de masses solaires. Il y a ainsi matire pour donner naissance un groupe de plusieurs centaines

dtoiles, qui pourront cependant avoir des masses diverses. En 100000 ans, les condensations des futurestoiles (ou proto-toiles) voient leur temprature centrale slever au del de 106 K, permettant lamorcedes ractions nuclaires de fusion de protons en noyaux dhlium.

En moins dun million dannes, ces ractions contre-balancent leffet de contraction d la gravitation

et un quilibre stablit. Pendant ce temps, si le nuage qui a form la proto-toile avait une rotation initiale,

ce nuage saplatit aussi en un disque de gaz et de poussires lui aussi en rotation et susceptible de se

condenser lui-mme en de futures plantes. Lorsquelle nat, ltoile trouve alors sa place sur la squence

principale du diagramme HR : Cette squence correspond en effet la premire phase de la vie des toiles,lorsquelles brulent leur hydrogne central pour le transformer en hlium. Ltoile reste sur la squence

principale tant quil y a dans son cur de lhydrogne disponible pour sa fusion en hlium. Cette phase

peut durer 50 milliards dannes pour une toile de 0, 1 M, mais seulement 20 millions dannes pour unemasse initiale de 30 M. Pour le Soleil, cette phase dure environ 10 milliard dannes.

Quand lhydrogne central est puis, il y a rupture de lquilibre qui stait tabli entre la pression de

radiation dans le cur de ltoile et la pression due au poids des couches suprieures qui tend contracter

ltoile. La suite dpend fortement de la masse initiale. Pour une toile de 1, 2 M par exemple, en mmetemps que son cur se contracte de nouveau, ses couches suprieures se dilatent et se refroidissent, jusqu

atteindre le stade de gante rouge. Cette phase peut durer quelques millions dannes. En se contractant lecur augmente sa temprature : pour T > 108 K, les noyaux dhlium vont pouvoir fusionner en noyauxde carbone (pour T > 5 108 K, ce sont les noyaux de carbone qui fusionnent en noyaux doxygne, etpour T > 109 K, on obtient du silicium, mais ce sont les toiles plus massives qui vont produire ceslments lourds, parfois simultanment dans plusieurs couches superposes dans le cur, les plus profondes

produisant les lments les plus lourds, et lhydrogne continuant fusionner en hlium la priphrie du

cur).

Si la fin de la fusion de lhlium, aucune nouvelle raction de fusion ne peut samorcer, le dsquilibre

du cur de ltoile se traduit dabord par une contraction de ltoile (la gravitation lemportant sur le

rayonnement), jusqu une explosion gigantesque qui jecte dans lespace les couches externes de ltoile

(phnomne de supernova pour les toiles les plus massives). Cette explosion peut tre prcde par des

oscillations de ltoile, qui enfle et se contracte alternativement, produisant des variations plus ou moins

priodiques de la luminosit de ltoile. Lexplosion engendre la formation dune nbuleuse en expansion

qui entoure le rsidu stellaire. Cette nbuleuse est enrichie en lments lourds (forms dans ltoile) par

rapport au nuage de matire interstellaire do tait nait ltoile. Dailleurs, une nuclosynthse dlments

trs lourds (fer et au del) peut rsulter de lexplosion elle-mme.

Lexplosion de ltoile acclre aussi leffondrement du rsidu stellaire sur lui-mme (phase appele

collapse) jusqu devenir une toile naine blanche (si la masse initiale est infrieure 3, 5 M). Le rsidude ltoile devenue naine blanche na plus dvolution si ce nest quun refroidissement inexorable. Si

la masse initiale est suprieure 3, 5 M, le collapse se poursuit jusqu former une toile neutrons,ou pulsar, voire un trou noir pour les plus massives. Dans une toile neutrons la matire dgnre par

anihilation des charges des protons et lectrons, aboutissant leur transformation en neutrons et permettant

une densit norme puisque la rpulsion lectrostatique des protons nexiste plus. Le rsidu stellaire, dune
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masse comparable celle du Soleil, se retrouve dans une sphre de quelques km de rayon, tournant sur lui-

mme raison parfois de plusieurs centaines de tours par seconde ( cause de la conservation du moment

cintique de ltoile).

Finalement, il rsulte de lvolution des toiles, que celles-ci enrichissent progressivement le milieu

interstellaire en lments lourds, permettant de nouvelles gnrations dtoiles de profiter de cet enri-

chissement pour former avec elles des plantes comme la Terre, riches en minraux divers . De ce pointde vue, le Soleil est en effet une toile de deuxime gnration au moins, au contraire dtoiles comme

celles des amas globulaires, qui montrent des spectres dficients en lments lourds, semblant par l tre

contemporaines des dbuts de la formation de la Galaxie.

La dpendance de la dure de vie des toiles vis--vis de leur masse explique aussi pourquoi dans

les galaxies spirales riches en matire interstellaire, les toiles trs massives et trs brillantes (cest--dire

jeunes, puisque de telles toiles ont une dure de vie trs courte) ne sont observes que dans les bras spiraux,

l o elles viennent juste de se former.

4 Description de lUnivers extragalactique4.1 Les galaxies

Il existe, au del de la Galaxie, dautres galaxies qui peuvent diffrer par leurs dimensions, leur forme

ou leur composition. On distingue 3 types de galaxies : spirales, elliptiques et irrgulires.

1. les galaxies spirales apparaissent, comme notre galaxie, avec une structure de disque en rotation,

contenant de la matire stellaire et interstellaire rpartie ingalement, la densit tant plus forte dans

des zones spirales ou bras spiraux. Ces bras peuvent tre attachs un bulbe sphrique ou aux

extrmits dun bulbe trs allong ressemblant une barre (spirales barres). Leur masse peut tre

comprise entre 109

et 5 1011

M, et leur diamtre entre 20 000 et 150 000 a.l. Ces galaxies sont trsriches en poussires et en gaz, comme notre Galaxie. Ltude de lvolution des toiles dans une

galaxie, montre que les galaxies spirales contiennent encore beaucoup dtoiles jeunes, formes par

la condensation de nuages de cette matire interstellaire quon trouve abondamment dans ce type de

galaxie.

2. les galaxies elliptiques ne prsentent aucune structure et apparaissent comme de vastes concentrations

dtoiles de forme sphrique ou ellipsodale, avec trs peu de gaz interstellaire et pas de poussires.

Leur masse peut tre comprise entre 106 et 1013 M, et leur diamtre entre 2000 et 500000 a.l.Labsence de poussires dans la matire interstellaire indique aussi un dficit dtoiles jeunes dans ce

type de galaxie.

3. les galaxies irrgulires nont pas de forme particulire. Leur masse peut tre comprise entre 108

et 5 1010 M, et leur dimension entre 5000 et 50 000 a.l. Entre leurs toiles, ces galaxies contiennentbeaucoup de gaz, et des poussires en quantit variable. Elles apparaissent ainsi comme intermdiaires

entre les spirales et les elliptiques.

Cest peut-tre la faiblesse de la rotation des galaxies elliptiques et irrgulires qui les a diffrenci

des galaxies spirales. Les collisions relativement frquentes entre galaxies pourraient aussi conduire les

galaxies fusionner pour donner finalement des galaxies elliptiques. Globalement, on voit davantage de

galaxies spirales (60%) que delliptiques (30%) et dirrgulires (10%), mais ces chiffres pourraient tre

biaiss par la luminosit propre des galaxies (davantage dtoiles jeunes trs brillantes et donc visibles deplus loin dans les spirales) ; lUnivers pourrait alors comporter jusqu 80% de galaxies elliptiques, 15%

de spirales et 5% dirrgulires. De toutes faons, leur distribution dans lUnivers est singulire comme le

montre ce qui suit.


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4.2 Organisation des galaxies

On distingue plusieurs niveaux dorganisation des galaxies :

1. Les galaxies satellites de notre Galaxie : On trouve plusieurs petites galaxies proches de la Galaxie,

considres comme lies elle par la gravitation et donc comme des satellites. Ce sont notamment

les 2 Nuages de Magellan, visibles dans lhmisphre sud, galaxies irrgulires distantes du centre

galactique de 170000 et 210 000 a.l. seulement. Leur forme irrgulire est due aux dformations parles effets de mares quelles subissent fortement en provenance de notre Galaxie cause de cette

proximit. On trouve aussi au moins 6 petites galaxies elliptiques, trs proches galement.

2. le Groupe local (ou amas local) de galaxies : Il sagit dune trentaine de galaxies, dont la ntre et

ses satellites, rparties non uniformment dans une sphre de 3 106 a.l. de rayon, centre sur notreGalaxie (voir Fig 20). Au del de cette distance et jusqu prs de 8 106 a.l., on nobserve aucunegalaxie. Le Groupe local contient notamment la grande galaxie spirale dite dAndromde (du nom

de la constellation o on la voit), distante de 2 106 a.l. et qui se rapproche de nous 50 km.s1.Sa masse est comparable celle de notre Galaxie. Son diamtre, galement comparable, nous la

fait apparatre, malgr sa distance, sous un angle de 3 (6 fois le diamtre apparent de la Lune oudu Soleil). Elle possde aussi au moins 2 petites galaxies elliptiques satellites. Cest de nouveau

la gravitation universelle qui maintient groupes les galaxies de lamas local, leur imprimant des

mouvements relatifs trs lents mais rels et qui pourraient amener certaines se rencontrer, voire

fusionner.

3. Le Superamas local : Cest un regroupement de quelques centaines damas (ou groupes) de galaxies,

chacun comprenant entre 10 et 800 galaxies. Chacun de ces amas a des dimensions comprises entre

1.6 et 13 millions da.l., avec une distance moyenne de 22 millions da.l. entre 2 amas. Le centre dusuperamas local se trouve dans la direction de la constellation de la Vierge, quelques 40 millions

da.l. de notre galaxie (voir Fig 21). La densit des amas va en croissant vers ce centre ; le diamtre du

superamas local serait de lordre de 108 a.l (voir Fig 22). Cest au sein des amas de galaxies que lesgalaxies peuvent interagir, se dformant parfois sous leffet des mares gigantesques quelles peuvent

soulever lorsquune galaxie en approche une autre.

4. Des bulles et filaments de superamas : Sur les 2 ou 3 premiers milliards da.l., la distribution des

galaxies nest ni homogne ni isotrope (voir Fig 23). On observe des groupements de galaxies de

tous types en amas, eux-mmes rassembls en superamas, avec une organisation particulire des

superamas : ceux-ci semblent en effet tre situs sur des structures en forme de bulles ou de filaments,

laissant des zones immenses vides de toute galaxie (bulles vides de 35 millions de (millions da.l.) au

cube. Les superamas recenss comprendraient au total 35109 galaxies environ.

5. Un Univers lointain homogne et isotrope : Au del des premiers milliards da.l. et trs grande

chelle (de lordre de 100 millions da.l.), il semble que lUnivers ne comporte plus de structures plus

grandes que les bulles et filaments observs une chelle infrieure. Il parat peupl uniformmentde galaxies, les galaxies les plus lointaines observes actuellement se situant prs de 10 milliard

da.l. En fait ces distances normes sont estimes en faisant lhypothse dune formation de lUnivers

partir dune explosion initiale (le Big Bang), conduisant dabord une expansion de lUnivers telle

que les galaxies sont vues avec des vitesses dloignement V sensiblement proportionnelles leurdistance D ; cest la loi de Hubble (tablie par cet astronome vers 1930 pour des galaxies relativementproches) :

V = H D

o H est la constante de Hubble estime actuellement environ 20 km.s1 par million da.l. Enmesurant le dcalage vers le rouge (ou redshift)

z =

du spectre des galaxies, souvent interprt comme rsultant de leffet Doppler-Fizeau (V = z c tantque z


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sans faire appel leffet Dopper, la constante Hmesure plus simplement le taux de dilatation actuelde lUnivers : 2 1018 par seconde. Pour z non petit devant 1, la vitesse V est calculable en inversant

la relation relativiste z =

(1 + V /c)/(1 V /c) 1 mais la loi de Hubble qui scrivait z c = H Dpour z petit, doit tre reformule car dans lespace relativiste le terme de distance est mal dfini cause de lexpansion. Le paramtre z la remplace avantageusement et nest proportionnel D quepour les objets proches. Le terme de vitesse devient lui-mme ambigu pour z lev car les galaxiesne sont pas animes de vitesse mais sont comobiles dans lunivers en dilatation qui les porte.

Les galaxies les plus lointaines ainsi dtectes sont des objets trs lumineux ressemblant des toiles

(do leur nom de quasar, pour quasi-stellar objet) et qui pourraient tre des noyaux de galaxie en

formation. Lhomognit de lUnivers trs grande distance est aussi confirme par lobservation

dun rayonnement radio (appel rayonnement cosmologique) correspondant un univers homogne

dont la temprature moyenne actuelle vaut 2.735 K, et qui serait le rayonnement rsiduel de lexplo-sion initiale, aprs refroidissement d lexpansion de lUnivers depuis le Big Bang. Cest aussi cette

explosion initiale qui aurait produit une nuclosynthse primordiale (fusion de lhydrogne en hlium,

puis en lithium et en bryllium) conduisant aux proportions 75% dHydrogne - 24% dHlium pour

la matire initiale de lUnivers.

5 La mesure des distances dans lUnivers

Avec lenvoi de nombreuses missions spatiales depuis plus de 40 ans, les mesures de distances dans

le systme solaire sont aujourdhui trs prcises ; cependant, toutes ces mesures sont fondes sur notre

connaissance des dimensions de la Terre, laquelle fut la base de la dfinition du mtre et qui a t lobjet

de nombreuses missions de godsie depuis plusieurs sicles : La mthode de base tait celle de la triangu-

lation par laquelle la distance dun point loign P est obtenue par des mesures dangles dans un triangleABP : lobservateur vise P et B depuis A pour avoir langle

P AB , puis P et A depuis B pour avoir

langle P BA ; la mesure la longueur de la base AB permet ensuite de calculer les deux autres cts dutriangle.Maintenant, les distances de points loigns la surface de la Terre sont dsormais connues par laser

au millimtre prs, grce notamment aux satellites godsiques qui lobservent en permanence. La distance

Terre-Lune est elle-mme mesure par laser quelques centimtres prs en utilisant les 4 rflecteurs laser

dposs sur son sol par les missions Apollo dans les annes 70. Les plantes sont aussi rgulirement vises

par des faisceaux-radar. Dans tous ces cas, on mesure les distances par lintermdiaire du temps mis par

un paquet de photons pour aller jusqu la cible puis pour revenir vers lobservateur aprs rflexion sur sa

surface. Enfin, des sondes spatiales ont t suivies en permanence par radio jusqu des distances de plu-

sieurs dizaines dunits astronomiques. Toutes ces mesures du systme solaire nous permettent dsormais

de connatre la valeur de lUA 109 prs : LUA est maintenant dfinie comme la distance parcourue

la vitesse de la lumire (299 792 458 m/s) en 499, 004782 s, do sa valeur de 149 597 870 km. Cest cettevaleur de lUA qui sert ensuite pour dterminer les distances des autres astres, dabord les toiles puis les

galaxies.

5.1 La distance des toiles

Le principe est simple : On mesure dabord directement la distance des toiles les plus proches du Soleil,

ce qui permet de calibrer certaines proprits intrinsques et observables de ces toiles et dont lobserva-

tion dpend de leur distance. Alors, observant ces proprits sur des toiles de distance inconnue, on peut

inversement en dduire leur distance.


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compte aussi du phnomne daberration de la lumire (voir Fig 28) qui dcale la direction observe par

rapport la direction vraie de lobjet vis dun angle dpendant de la vitesse orthoradiale de cet objet parrapport lobservateur. La Terre par exemple, qui se dplace autour du Soleil prs de 30 km/s, entrane

les observateurs terrestres en leur faisant apparatre la direction des astres dcale de 20 environ si ils sontobservs dans la direction oppose au Soleil. Il sy ajoute un effet daberration provenant de la vitesse de

lobservateur due la rotation de la Terre sur elle-mme (450 m/s lquateur) ou celui provenant de la

vitesse du satellite autour de la Terre dans le cas dHIPPARCOS. Les mesures astromtriques de la direction

des toiles doivent donc tre corriges de laberration due aux divers mouvements de lobservateur avant depouvoir servir la dtermination de leurs parallaxes et mouvements propres.

5.1.2 Les parallaxes spectroscopiques

On a vu en 3.2 les dfinitions de magnitude apparente m et de magnitude absolue M pour les toiles,relies par la formule M = m 5log10 d + 5 o d est la distance de ltoile la Terre exprime en parsecs.Il suffit davoir m et M pour savoir calculer d. La magnitude apparente m est mesurable directement pardes mthodes photomtriques ; pour dterminer M on peut se servir du diagramme HR : par lanalyse duspectre de ltoile, on dduit le type spectral, mais, pour un type spectral donn, il y a plusieurs classes

spectrales (naine, gante ou supergante...) Cest lanalyse de la finesse des raies spectrales qui permet desavoir si on a affaire une naine ou une gante : Plus le milieu mettant la lumire de ltoile est dilu, plus

les raies sont fines ; les supergantes, avec leurs atmosphres trs tendues, mettent ainsi des raies plus

fines que les gantes, et elles-mmes ont des raies plus fines que les naines... Cependant, cela laisse une

assez forte incertitude sur la valeur de M pour un type spectral donn. Pour amliorer cette dterminationde M, il convient de procder simultanment avec plusieurs toiles supposes la mme distance de laTerre, telles celles qui font partie dun amas dtoiles (on considre que les dimensions de lamas sont

petites par rapport sa distance) ; il suffit de placer les toiles de lamas selon leur type et leur classe dans

un diagramme HR o laxe des ordonnes reprsente les magnitudes apparentes au lieu des magnitudes

absolues (voir Fig 29). On obtient des nuages de points qui sorganisent de la mme manire, avec squence

principale et branche de gantes et ou supergantes. Il suffit ensuite de superposer au mieux la squenceprincipale du diagramme construit en magnitudes apparentes avec celle du diagramme de rfrence construit

en magnitudes absolues partir dtoiles de distances connues ; on lit alors le dcalage mM existant entreeux, et on en dduit la distance de lamas. Cette mthode utilisant lanalyse spectrale conduit aux parallaxes

dites spectroscopiques.

5.1.3 Les parallaxes dynamiques

Certaines toiles sont doubles, cest--dire formes de deux toiles suffisamment proches pour tre

lies lune lautre par la gravitation universelle. Elles tournent alors lune autour de lautre en suivant les

mmes lois de Kpler vues prcdemment pour une plante tournant autour du Soleil. Si elles sont quandmme suffisamment distantes lune de lautre, ou suffisamment proches du Soleil, ces deux toiles peuvent

tre observes sparment depuis la Terre et lon peut mesurer leur mouvement relatif. Lorbite elliptique

dcrite par lune des toiles autour de lautre est vue en projection sur le ciel, mais on arrive redresser

lellipse apparente projete pour dterminer finalement la priode T du mouvement et langle sous lequelapparaitrait le demi-grand axe a de lellipse relle. Si la distance (inconnue) des deux toiles au Soleil estD, on a alors a = D, et la troisime loi de Kpler scrit :

3 D3

T2=

G(m1 + m2)

42

en fonction des masses m1 et m2 des deux toiles. Avec G = 42

si lon utilise les units astronomiques demasse, de longueur et de temps, on peut calculer D si on peut estimer les masses :

D3 =T2(m1 + m2)

3
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do D en UA si T est en annes et les masses en masse solaire (et en radians). La distance dune toiledouble ainsi dtermine partir de lobservation de ses mouvements est appele parallaxe dynamique.

Pour les toiles doubles dont on a pu dterminer la distance par les parallaxes trigonomtriques (D estdonc alors connu), la relation prcdente permet en fait de calculer la somme des masses des deux toiles

en units de masse solaire. On peut connatre par ailleurs le rapport de ces masses en observant, en plus du

mouvement relatif des deux toiles, le mouvement de chacune par rapport des toiles voisines, trangres

au couple et supposes fixes. Avec la somme et le rapport des masses, on peut ensuite calculer chacune des

masses. Cest grce la mesure de la masse des toiles doubles de distance connue qua pu tre tablie par

Eddington une forte corrlation entre la luminosit intrinsque des toiles et leur masse (relation masse-

luminosit qui exprime que le logarithme de la masse dune toile est sensiblement une fonction linaire de

sa magnitude absolue).

Pour les toiles doubles de distance inconnue, lestimation des masses peut tre faite en analysant le

spectre des deux toiles de faon en dterminer le type spectral, do la dtermination de leur magnitude

absolue avec le diagramme HR, puis de leur masse grce la relation masse-luminosit et enfin leur distance

D par la relation ci-dessus. La comparaison entre la magnitude apparente et la magnitude absolue des toilesdonne par ailleurs une autre valuation de cette distance.

5.1.4 Distance de certaines toiles variables

Une toile variable est une toile dont la luminosit varie au cours du temps. Les variations de magni-

tude correspondantes peuvent tre prsentes en fonction du temps sous forme dune courbe de lumire.

Cette courbe peut apparatre strictement priodique, ou seulement priodique de faon approche, ou sans

priodicit.

Etoiles doubles photomtriques ou binaire clipses Lorsque la courbe de lumire est strictement p-

riodique, cest que ltoile variable est en fait une toile double trs serre vue dans des circonstances

particulires : lobservateur se trouve par hasard quasiment dans le plan de leur orbite, ce qui lui permet devoir alternativement les deux toiles passer lune devant lautre ; ces clipses se reproduisent priodique-

ment, avec la priode de leur mouvement, entranant des variations strictement priodiques de luminosit

de lensemble (en gnral, de telles toiles doubles sont trop serres pour tre vues sparment). On peut

montrer que lanalyse de la courbe de lumire permet de dterminer les diamtres de chaque toile, mais la

distance lobservateur reste inconnue, faute de pouvoir sparer les deux toiles.

Variables intrinsques Lorsque la courbe de lumire est priodique de faon approche, il sagit dune

toile dont la luminosit varie intrinsquement. Le mcanisme provoquant ces variations est le plus souvent

une pulsation de ltoile qui en quelque sorte, gonfle et se dgonfle avec un certain rythme dpendant de la

masse de ltoile.On classe cette sorte dtoile suivant leur priode de pulsation : toiles de type RR Lyrae (priode

infrieure 0,3 j), Cphides (de 0,3 j 100 j), type Mira Ceti (de 100 500 j),... Certaines de ces toiles

sont suffisamment proches du Soleil pour quon ait pu dterminer leur parallaxe trigonomtrique, et donc

aussi leur magnitude absolue (bien sr, leur magnitude absolue varie au mme rythme que leur magnitude

apparente). En recherchant les corrlations ventuelles entre la priode P et la magnitude absolue moyenneM des cphides de distance connue, Miss Leavitt a pu montrer en 1912 quon a sensiblement

M = a log P + b

o a et b sont des constantes. Ds lors, quand on observe une cphide de distance inconnue, il suffitde mesurer sa priode de pulsation pour en dduire sa magnitude absolue moyenne, puis sa distance par

comparaison avec sa magnitude apparente moyenne. Lintrt des cphides vient de ce que ce sont des

toiles intrinsquement trs brillantes (magnitude absolue moyenne comprise entre -2 et -6), donc visibles

de trs loin, bien au del des limites de notre galaxie.


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Certaines toiles variables ont une courbe de lumire apriodique, leur luminosit augmentant brus-

quement puis revenant lentement son niveau initial. Parce que ces toiles semblaient apparatre l o on

nobservait rien auparavant, elles ont t dsignes dans le pass sous le nom de novae (ou toiles nouvelles)

ou de supernovae dans le cas dune augmentation exceptionnelle de luminosit. Les novae montrent ainsi

en quelques heures une diminution m de magnitude de lordre de 10, le retour au niveau initial se faisanten plusieurs mois, tandis que pour les supernovae, m est compris entre 17 et 20.

Il semble que le phnomne de nova se produise lorsquune toile double est compose dune naine

blanche et dune autre toile ; cette dernire perd de la matire au profit de son compagnon beaucoup plus

dense, cette matire pouvant brusquement exploser la surface de la naine blanche lorsque des conditions

sont atteintes pour permettre sa fusion (ainsi, cest comme si on voyait cet instant le cur nuclaire dune

toile).

Le phnomne de supernova semble tre lune des dernires tapes de la vie dune toile massive (de

masse suprieure 3, 5 M) ; cest linstant o ltoile explose, restituant une bonne part de sa masse aumilieu interstellaire et concentrant un rsidu sous forme dun pulsar ou dun trou noir. On estime que la

magnitude absolue dune supernova lors du maximum de luminosit atteint 17 1. Si on mesure samagnitude apparente cet instant, la diffrence des deux valeurs peut tre identifie 5log d + 5 et on endduit sa distance.

5.2 Les distances extragalactiques

Pour dterminer la distance des galaxies proches, on se sert des indicateurs de distance vus prcdem-

ment, condition de savoir les y observer.

On peut utiliser les cphides car celles-ci sont dtectables actuellement jusqu prs de 20 Mgapar-

secs. Cest dailleurs grce celles observes dans les Nuages de Magellan (petites galaxies satellites de

la ntre) que Miss Leavitt trouva leur distance denviron 100 000 pc., montrant dfinitivement quils sontbien lextrieur de notre Galaxie. En 1994, le tlescope spatial permit didentifier 28 cphides dans la

galaxie M100 situe dans le superamas local de la Vierge, aboutissant estimer la distance de cette galaxie 17, 1 1, 8 Megaparsec.Lobservation de supernovae dans les galaxies extrieures la ntre est relativement frquente (bien

quon estime quil ny a quune supernova en moyenne tous les trois ou quatre cents ans dans une galaxie

donne). En supposant encore observable une supernova quand, son maximum de luminosit, elle atteint

une magnitude apparente de +23 , on peut calculer quavec une magnitude absolue de 17 cet instant,on peut la voir une distance de 109 pc ou 1000 Mpc. Cependant lincertitude sur la dtermination desdistances par les supernovae est sans doute de lordre de 20 30 %

En 1977, Tully et Fisher ont mis au point une autre mthode, base sur lobservation de la rotation des

galaxies spirales. Grce 12 galaxies proches dont les distances taient bien connues (par les cphides

notamment), ils ont montr que Vmax , la vitesse maximale de rotation des galaxies spirales, est corrle leur magnitude absolue globale M; plus prcisment, ils ont obtenu la loi :

M = 5log(Vmax) + 8, 4

La mesure de Vmax pour une galaxie spirale de distance inconnue permet donc den dduire M , puis ensoustrayant cette valeur de la magnitude apparente globale, on obtient 5log10 d 5 puis la distance d .La dtermination de Vmax est possible en mesurant par la radioastronomie la forme de la raie spectrale delhydrogne neutre 21cm de longueur donde. Cet hydrogne compose lessentiel de la matire interstel-

laire dans les galaxies spirales et participe la rotation des galaxies. Cette raie est alors largie par leffet

Doppler-Fizeau induit par la rotation de la galaxie. La mesure de cet largissement donne directement Vmax

en km/s, pondr toutefois par le sinus de langle dinclinaison de laxe de rotation par rapport la direc-tion de lobservateur ; cet angle est par ailleurs calculable par son cosinus puisque ce dernier sidentifie au

rapport b/a des deux axes de lellipse apparente, projection du disque circulaire de la galaxie sur le plan duciel. Plusieurs milliers de galaxies ont ainsi t mesures jusqu plus de 100Mpc.


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Pour les galaxies plus lointaines, il reste la loi de Hubble

Vr = H D

qui relie la vitesse radiale dloignement des galaxies leur distance ; cette loi est talonne sur les galaxies

de distance connue, mais la valeur de H ainsi obtenue est encore relativement imprcise (comprise entre60 et 80 km/s par Mpc). Pour les galaxies de distance inconnue, leur vitesse radiale est mesure par leffet

Doppler-Fizeau du dcalage vers le rouge subi par la lumire qui nous en parvient, mais les distances quonen dduit dpendent bien sr du modle dUnivers que lon considre et pour lequel la loi de Hubble est

suppose vraie.

6 Bibliographie

Ce cours nest videmment quune petite introduction lastronomie. Pour en savoir plus, les ouvrages

suivants sont la porte des tudiants du 1er cycle universitaire :

Astronomie et Astrophysique, par Seguin et Villeneuve, 2002 2me dition, De Boeck Universit.

Le monde des toiles, par D. Benest, C. Froeschl, L. Gouguenheim, M. Loulerge, JP. Rozelot, C.

Wealkens, JP. Zahn, 1995, collection les fondamentaux, chez Hachette.

Lunivers des galaxies, par D. Benest, A. Blanchard, L. Bottinelli, S. Collin, C. Froeschl, L. Gou-

guenheim, J. Lefvre, L. Nottale, 1995, collection les fondamentaux, chez Hachette.

Astronomie introduction, par A. Acker, 1992, Collection De caelo, chez Masson.

Le grand atlas de

Cours Astronomie

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Transcript of Cours Astronomie