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 downloadModeText.vue.download 27 sur 635
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par une autre relation générale établie par Newton : F = MГ, selon laquelle une force F appliquée à une masse M
lui communique un mouvement uni-
formément 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 XVIIIe 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 XVIIIe s.
des milliers de petits nuages ellip-
tiques 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 rou-gissement 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 downloadModeText.vue.download 28 sur 635
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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.
Astres « anormaux »
Il y a des galaxies dites « anormales », qui ne satisfont pas les relations trouvées pour les galaxies dites « normales ». C’est le cas des galaxies explosives telles que Messier 82, pour laquelle des photographies prises avec un filtre ne laissant passer que la raie Hα de l’hydrogène ionisé montrent un enchevêtrement de filaments lumineux, de gaz et de poussières s’échappant du centre de la galaxie. Les galaxies de Seyfert, bien qu’ayant une forme, spi-
rale ou elliptique, régulière, possèdent un noyau central très lumineux, siège d’une activité intense. De très petit diamètre, de l’ordre du parsec ou moins encore, ce noyau peut émettre 40 p. 100
de la lumière totale de la galaxie ; les spectres de ces galaxies ont des raies d’émission intenses et larges provenant de masses gazeuses chaudes, animées de grandes vitesses, pouvant atteindre plusieurs milliers de kilomètres par seconde. Ces galaxies ont aussi un fort excès de rayonnement ultraviolet et de rayonnement infrarouge ainsi qu’une émission radio. On estime que cette activité de Seyfert existe dans 1 à 2 p. 100 des galaxies ; elle n’est donc pas très rare et a peut-être un sens évolutif. Les galaxies de Markarian, à fort excès de rayonnement ultraviolet, les galaxies bleues de Arp viennent d’être découvertes récemment. Les galaxies compactes de Zwicky représentent une autre catégorie d’objets, lumineux comme une galaxie ordinaire, mais avec un diamètre de dix à cent fois plus petit, riches en gaz d’hydrogène neutre et en étoiles brillantes très jeunes.
Les galaxies émettent normalement un faible rayonnement radioélectrique, mais certaines d’entre elles, appelées radiogalaxies, rayonnent une fraction importante de leur énergie dans ce domaine de longueur d’onde. Elles éjectent de la matière sous forme de plasma, gaz complètement ionisé,
dans lequel des électrons, animés de vitesses voisines de celle de la lumière, s’enroulent autour des lignes de forces du champ magnétique du plasma en
émettant un rayonnement continu dit synchrotron. Les radiogalaxies sont le plus souvent des galaxies elliptiques géantes. L’émission radioélectrique est parfois si puissante (1028 W/Hz/sr) et nous parvient de si loin que la galaxie optique est hors de portée des télescopes. La plus lointaine radiogalaxie photographiée est Bouvier A, dont la vitesse de récession v, calculée par la loi Doppler-Fizeau, est de près de 150 000 km/s, la moitié de la vitesse de la lumière. Pouvant émettre en radio autant que les radiogalaxies, les quasars*, découverts en 1963, posent de nombreux problèmes. Leur luminosité intrinsèque est de l’ordre de cent fois celle d’une galaxie géante. Les qua-