Univers (suite)

Le domaine de la mécanique classique

Le monde des étoiles

Au ii^e s. apr. J.-C., Ptolémée, astronome grec, pense que la Terre est au centre du Monde, immobile, entourée de sept sphères cristallines, transparentes, portant la Lune, le Soleil, puis chacune des cinq planètes connues alors : Mercure, Vénus, Mars, Jupiter et Saturne. La huitième sphère porte toutes les étoiles, qui sont fixes les unes par rapport aux autres ; appelée sphère des fixes, elle limite le Ciel à une distance que Ptolémée estime de 20 000 rayons terrestres, soit environ 120 millions de kilomètres. Au début du xvi^e s., Copernic* place le Soleil au centre du Monde. La Terre et les autres planètes tournent autour du Soleil, mais toujours sur des sphères cristallines, les orbes, et la « sphère des fixes », immobile comme le Soleil, limite encore l’Univers. Copernic essaie de mesurer les parallaxes des étoiles au cours du mouvement annuel de la Terre et, ne les détectant pas, en déduit que la distance des étoiles est au moins deux mille fois plus grande que le rayon donné par Ptolémée. Galilée* imagine la lunette astronomique et découvre les lois du mouvement des corps à la surface de la Terre. Jusqu’à lui, on pensait que tout mouvement produisait des sensations physiques ou des effets mécaniques. Galilée montre que c’est le cas pour les mouvements accélérés, mais que les mouvements rectilignes et uniformes ne sont pas perceptibles, sinon par rapport à un repère extérieur. Il croit au système héliocentrique de Copernic, et l’on connaît les tourments qu’il subit pour avoir diffusé ses idées, considérées comme hérétiques. Disposant des observations accumulées par Tycho Brahe*, Kepler* établit les lois exactes du mouvement des planètes sur des orbites elliptiques et non pas circulaires. Enfin, Newton* découvre la cause physique du mouvement des corps matériels. C’est une attraction qui est une propriété inhérente à la matière et agit à distance. En 1687, Newton énonce la loi universelle de la gravitation : selon laquelle deux corps s’attirent avec une force F proportionnelle à leurs masses gravifiques M et M′ et inversement proportionnelle au carré de leur distance D. Le facteur de proportionnalité G est la constante universelle de la gravitation. L’attraction exercée par la masse de la Terre retient tout objet matériel situé à sa surface avec une force appelée le poids de l’objet. Elle explique les mouvements des astres les uns par rapport aux autres. On peut, en effet, calculer le mouvement dû à l’action d’une force par une force par une autre relation générale établie par Newton : F = MГ, selon laquelle une force F appliquée à une masse M lui communique un mouvement uniformément accéléré, d’accélération Г. Cette masse, dite masse d’inertie (car, pour une force donnée, l’accélération produite est d’autant plus faible que la masse de l’objet est plus grande), est égale à la masse gravifique de l’objet.

L’Univers des galaxies

Au xviii^e s., le philosophe allemand E. Kant* suggère que les étoiles forment un vaste système aplati, dont la Voie lactée est la trace apparente due aux étoiles accumulées sur la ligne de visée dans la direction de la plus grande dimension du système. C’est un Univers-Ile isolé dans l’espace parmi d’autres, semblables au nôtre. Grâce à ses grands télescopes, sir William Herschel* découvre à la fin du xviii^e s. des milliers de petits nuages elliptiques diffus et pâles, des nébuleuses. En 1924, l’astronome américain Edwin Hubble (1889-1953), avec le télescope de 2,50 m du mont Wilson, résout en étoiles la nébuleuse d’Andromède. Alors, les distances changent d’échelles. Les Univers-Iles prennent le nom de galaxies* pour les distinguer des nébulosités de gaz et de poussières qui se trouvent dans notre propre Galaxie*. À l’aide des Céphéides, étoiles faibles, mais pulsantes, dont la lumière varie avec une période de l’ordre de 2 à 50 jours, on peut calculer la distance des galaxies proches. En effet, il existe une relation entre la période de pulsation, l’indice de couleur B-V (différence des magnitudes dans le bleu et dans le « visible », c’est-à-dire le jaune) et la magnitude absolue des Céphéides. De la mesure des deux premières grandeurs, on déduit la magnitude absolue, puis la comparaison avec la magnitude apparente observée donne la distance. Andromède, la galaxie la plus proche de nous, est à une distance d’environ 700 kpc, c’est-à-dire 2 × 10¹⁹ km, et son diamètre est de 30 kpc. Actuellement, le télescope de 5 m du mont Palomar pourrait détecter un milliard de galaxies jusqu’à la magnitude 22. Les galaxies les plus proches de la Terre sont en majorité normales. Elles ont une forme typique, elliptique, spirale avec des bras partant d’un bulbe central ou irrégulière avec des régions très lumineuses, dites « régions H II », contenant des étoiles jeunes, bleues, très lumineuses. Les propriétés intrinsèques de ces galaxies sont liées par des relations qui permettent de ramener à deux seulement tous les paramètres caractéristiques. Ceux-ci peuvent être le type morphologique et la luminosité totale, les plus aisément observables, ou bien la masse et le moment angulaire, deux paramètres dynamiques fondamentaux qu’on suppose invariants au cours de l’évolution des galaxies et permettent de remonter à l’époque où les galaxies se sont formées à partir de nuages de gaz primitifs. Ces grandeurs intrinsèques, comparées aux grandeurs observées, ainsi que des indicateurs de distance plus lumineux, mais moins précis que les Céphéides permettent d’évaluer les distances des galaxies au-delà de 1 Mpc. La mesure de ces distances a permis à Hubble de mettre en évidence un phénomène grandiose, universel, la fuite des galaxies. Les galaxies apparaissent rougies proportionnellement à leur distance. Ce rougissement est dû à un décalage spectral vers les grandes longueurs d’onde. Or, d’après la loi Doppler-Fizeau, un tel décalage entre la longueur d’onde λ d’une raie produite en laboratoire et la longueur d’onde λ + Δλ de la même raie émise par un astre indique que cet astre est animé d’une vitesse c étant la vitesse de la lumière et z la variation relative de la longueur d’onde. La loi de Hubble v = HD donne alors la vitesse v (en km/s) de récession d’une galaxie distante de D (en Mpc). La quantité H = 80 (± 20) km/s/Mpc est la constante de Hubble. Cette loi est valable dans toutes les directions jusqu’à des distances de l’ordre du milliard de parsecs. Les techniques modernes, telles que la radioastronomie et l’astronautique, permettent de percer le voile de l’atmosphère terrestre absorbante et perturbante pour la lumière visible, et d’ouvrir de nouvelles fenêtres sur l’Univers, dans un domaine de longueurs d’onde très étendu, couvrant maintenant les rayonnements γ, X, UV visibles, IR et radioélectriques. L’Univers s’est alors peuplé d’astres nouveaux, étranges, posant des problèmes nouveaux et qui sont situés jusqu’à des distances considérables.