A la conquète de l'Univers

Outils de mesure et conventions universelles

Grâce aux avancées technologiques, l'Homme dispose aujourd'hui d'une multitude d'instruments de mesure et d'observation qui lui permettent d'accroitre ses connaissances sur l'Univers et sa composition. Que ce soient des sondes spatiales, des télescopes ou encore des lois universelles, les scientifiques rivalisent d'ingéniosité et de créativité afin de permettre à l'Homme d'observer l'Univers et ainsi tenter de comprendre le monde qui l'entoure.

SONDE SPATIALE

La sonde Phoenix sur Mars (concept)

Une sonde est un véhicule spatial lancé sans équipage humain dont l'objectif est d'explorer le Système solaire : planète, lune, comète, astéroïde, milieu interplanétaire ou interstellaire. Elle peut-être terrestre, envoyée en orbite ou encore envoyé directement sur une planète pour en étudier la composition. Une sonde est constituée d'instruments scientifiques de différentes natures - caméras fonctionnant ou non en lumière visible, spectromètres, radiomètres, magnétomètres… - qui permettent de collecter des données sur place ou à distance qui sont ensuite transmises vers la Terre.

TELESCOPE

Généralement fixe, un télescope est un instrument d'optique permettant d'augmenter la luminosité ainsi que la taille apparente des objets à observer. Il permet ainsi d'apercevoir des objets célestes ponctuels difficilement perceptibles ou invisibles à l'œil nu. Les télescopes sont principalement utilisés en astronomie, car leurs réglages ne les rendent propices qu'aux observations d'objets très éloignés et se déplaçant relativement lentement. Certains sont dans des observatoires sur Terre comme le téléscope Gemini North à Hawaii (illustration de droite) mais ils peuvent aussi être envoyé en orbite comme le téléscope spatial Hubble.

Nos échelles de mesure

Pour avoir une idée du monde qui nous entoure, nous avons institué des échelles de mesure : sur la Terre, au sein du système Solaire, dans les galaxies et amas de galaxies avec des unités de mesure différentes.

Un seul but : simplifier les calculs. Pour la Terre, nous utilisons généralement le mètre et le kilomètre tandis que pour le système solaire nous utilisons l'unité astronomique qui est la distance Terre -Soleil (149 600 000 km). Pour les galaxies et amas de galaxies, c'est l'année lumière qui n'est autre que la distance que parcourt la lumière en une année, c'est à dire environ 9 500 000 000 000 kilomètres.

L'unité du système international en astrophysique est d'ailleurs l'année lumière qui est une "vulgarisation" permettant d'exprimer les distances interstellaires et intergalactiques. Cette dernière est utilisée car elle est facilement accessible au grand public : sa définition est simple. Bien sûr, il existe encore d'autres unités de mesure, mais nous avons fait le choix de vous présenter celles qui étaient les plus susceptibles de vous être familières.

Les forces qui régissent notre Univers

Dans la nature, tous les objets ont une action les uns sur les autres. On dit qu'ils interagissent. Quatre interactions élémentaires sont responsables de tous les phénomènes physiques observés dans l'univers, chacune se manifestant par une force dite force fondamentale.

- L’interaction nucléaire forte : Cette force attractive intense s’applique aux quarks constituant les protons et les neutrons. Elle est responsable

de la cohésion des noyaux atomiques, puisqu'elle permet de lier les protons et les neutrons entre eux.

- L’interaction électromagnétique : Il s'agit d'une force répulsive ou attractive qui agit sur les objets ayant une charge électrique non nulle.

- L’interaction nucléaire faible : Cette force régit les réactions thermonucléaires qui permettent au Soleil et aux étoiles de produire de l’énergie

et est aussi responsable des phénomènes de radioactivité. Elle est 100 000 fois plus faible que l’interaction forte.

- L’interaction gravitationnelle : Cette force agit, avec une intensité extrêmement faible, sur des objets dont la masse est répartie de façon

régulière à partir du centre. Elle est responsable de l'attraction mutuelle de tous les corps possédant une masse.

Ses effets ne sont perceptibles que lorsque des objets très massifs sont en jeu. ( ex : les objets astronomiques)

Les lois qui régissent notre monde

L'Homme, au fil des années, a cherché à accroitre ses connaissances sur l'Univers - allant des intéractions entre les corps aux origines de l'Univers. C'est ainsi que les plus grands scientifiques ont découvert et établis des lois universelles régissant le monde dans lequel nous vivons.

1- Loi d'intéraction gravitationnelle

Tout d'abord, nous connaissons tous la loi d'intéraction gravitationnelle découverte par Isaac Newton en 1684. Ce dernier décrit la gravitation comme une force responsable de la chute des corps - le fait que lorsque vous lancez un objet, il finit par retomber - et du mouvement des corps célestes comme les planètes ou les satellites. La loi se présente ainsi :

Deux corps ponctuels A et B de masses respectives mA et mB, dont les centres sont séparés d'une distance d, exercent l'un sur l'autre des actions mécaniques attractives, modélisées par des forces d'attraction gravitationnelle dont les caractéristiques sont les suivantes :

en kg

en m

en N (Newton)

Cette loi met donc en relation la force exercée par des corps avec leurs masses et la distance qui les sépare. Vous l'aurez remarqué, l'expression de la force d'attraction gravitationnelle comprend une constante G appelé constante gravitationnelle de Newton.

En développant ses idées sur les conséquences du principe d’équivalence, Albert Einstein aboutit en 1915 à une nouvelle vision de la gravitation qui devait remplacer celle d’Isaac Newton : la relativité générale. L’aspect le plus important de cette théorie est la disparition du concept de force de gravitation. Pour Einstein, le mouvement d’un corps n’est pas déterminé par des forces, mais par la configuration de l’espace-temps.

Par exemple, d’après Newton la Terre tourne autour du Soleil car celui-ci exerce une force gravitationnelle sur notre planète.

Pour Einstein, c’est une perturbation de l’espace-temps introduite par la masse du Soleil qui est à l’origine du mouvement de la Terre.

Pour mieux comprendre cette idée, faisons appel à une analogie à deux dimensions. L’espace, en relativité générale, peut être comparé à une sorte de tissu élastique. La présence d’une étoile peut être simulée en posant une bille sur ce tissu. Celle-ci s’enfonce dans le tissu, le déforme et y crée une dépression. Que se passe-t-il lorsqu’un corps plus petit passe à proximité de l’étoile ?

Faisons rouler une bille plus petite sur le tissu : la trajectoire est d’abord une simple ligne droite, mais lorsque la deuxième bille passe à proximité de la première, elle pénètre légèrement dans la dépression. Elle est alors déviée de sa ligne droite et sa trajectoire se courbe.

2- La relativité générale

Sur ce tissu élastique, le mouvement de la bille n’est pas dicté par une force mais par la forme de l’espace ou plus précisément, par la courbure de celui-ci.

Courbure de l'espace - temps

La relativité générale abandonne la notion de force et la remplace par le concept de courbure de l’espace-temps. Les corps célestes adoptent des trajectoires aussi droites que possibles, mais ils doivent se soumettre à la configuration de l’espace-temps. Loin de toute distribution de matière, la courbure de l’espace-temps serait nulle et toutes les trajectoires seraient des lignes droites.

Près d’un corps massif comme le Soleil, l’espace-temps est déformé et les corps se déplacent sur des lignes courbes. Pour être complète, la théorie de la relativité générale doit également donner un moyen de calculer la courbure de l’espace-temps créée par une distribution de masse.

Elle le fait par l’intermédiaire d’un système très complexe de formules mathématiques, les équations d’Einstein, qui relient courbure de l’espace-temps et distribution de masse. Ce système est si complexe qu’il n’a été résolu que dans quelques cas de figure très simples, par exemple autour d’une étoile isolée. La vision du monde d’Albert Einstein est donc très différente de celle proposée par Isaac Newton.

Néanmoins, la plupart du temps les deux théories donnent des résultats pratiquement identiques. Les divergences n’apparaissent que dans des conditions extrêmes, soit pour des corps se déplaçant à une vitesse proche de celle de la lumière, soit pour des corps qui engendrent des champs de gravité très puissants. Ce qui n’est pas le cas sur Terre, dans la vie de tous les jours. C’est pourquoi les automobilistes et les piétons vieillissent au même rythme, ainsi que les habitants du rez-de-chaussée et du dernier étage d’un immeuble.

3- Loi de Hubble

L'achèvement de la construction du télescope du mont Wilson en 1917 permet à l'américain Milton Humason, d'étudier le spectre des galaxies les plus brillantes.

Ceci n’était pas une mince affaire car même les galaxies les plus lumineuses ont une luminosité totale très faible. En analysant ses résultats, Humason constata, tout comme son prédécesseur Vesto Slipher en 1912, que les raies présentes dans ces spectres se trouvaient déplacées par rapport à leur position théorique.

Ceci fut donc interprété comme un effet de la vitesse des galaxies puisque la longueur d’onde observée des raies spectrales d’un corps change lorsque celui-ci est en mouvement. D’après le décalage spectrale, il était donc possible de déterminer la vitesse relative d'une galaxie par rapport à la nôtre.

A la même époque, Edwin Hubble, dans le même observatoire, continuait ses travaux sur la distance des galaxies proches en utilisant la relation entre période et luminosité des céphéides - étoile géante variable qui brille selon un rythme très régulier. C’est en comparant ses distances aux vitesses de Humason qu’il fit la découverte qui allait révolutionner l’astronomie.

Il constata qu’à part les plus proches, qui se déplaçaient de manière aléatoire, toutes les galaxies s’éloignaient de nous. Plus important encore,

ce mouvement général se faisait suivant une règle très précise : la vitesse de récession (d'éloignement) d’une galaxie est proportionnelle à sa distance. Ainsi, une galaxie deux fois plus éloignée qu’une autre, s’éloignerait deux fois plus vite. Cette loi, maintenant connue sous le nom de loi de Hubble, peut être notée de la manière suivante :

c x z=H x d

Ici, c est la vitesse de la lumière en m/s, z le décalage spectral selon l'effet Doppler, d la distance entre la galaxie observée et la nôtre et enfin

H la constante de Hubble définie par H=74.3 ± 2,1 km/s/Mpc

( kilomètres par seconde par mégaparsec, le parsec étant une unité de distance utilisée en cosmologie telle que 1 pc ≈ 3,09 x 1016 m ).

Remarque : l'imprécision de la constante d'Hubble est due, non seulement à la difficulté à mesurer la distance entre une galaxie et la nôtre mais aussi à l'accélération de l'expansion de l'Univers qui entraine l'augmentation continue des distances en question et donc du décalage spectral. Ainsi, la seule chose qui est réellement constante est le nom attribué qui lui est attribué.

L’expansion de l’Univers

La découverte de Hubble fut l’un des grands moments de l’histoire de l’astronomie. La loi de proportionnalité entre distance et vitesse montrait que la récession des galaxies ne correspondait pas à un mouvement par rapport à un espace statique, mais à une expansion de l’Univers lui-même.

Le décalage vers le rouge était lié à la dilatation de l’espace, pas à un déplacement des galaxies dans un espace fixe.

Un simple ballon peut fournir une analogie simple. Pour représenter les galaxies, collons quatre petits confettis équidistants A, B, C et D sur le ballon. L’expansion de l’Univers se simule simplement en gonflant le ballon. Les confettis s’éloignent les uns des autres sans pour autant se déplacer par rapport au ballon. De la même façon, les galaxies ne se déplacent pas par rapport à l’espace, mais sont entraînées par le mouvement d’expansion de l’Univers.

Pour visualiser la loi de Hubble, plaçons nous au confetti A et observons le mouvement apparent des autres confettis. Ceux-ci ne s’éloignent pas tous à la même vitesse : C a l’air de fuir deux fois plus vite que B et D trois fois plus vite que B. La vitesse de récession est donc proportionnelle à la distance et nous retrouvons bien la loi de Hubble. Notons que l’expansion n’a pas de centre.

Si nous nous plaçons au confetti B, les confettis A et C semblent s’éloigner dans des directions opposées à la même vitesse et D s’éloigne au double de cette vitesse. Depuis le point C, les points B et D fuient dans des directions opposées à la même vitesse et A au double de celle-ci.

La situation est donc exactement la même quelle que soit notre position. Le fait que chaque point voit tous les autres s’éloigner ne signifie pas qu’il se trouve au centre de l’expansion. De même, l’expansion de l’Univers ne possède pas de centre : la Voie Lactée n’est pas un lieu privilégié de l’Univers.