L'Univers dévoilé

Daguerréotype du Soleil pris par Fizeau et Foucault en 1845. C’est une des toutes premières photographies d’objets célestes. On y voit des taches et aussi l’assombrissement des bords du Soleil, qui a permis de confirmer la nature gazeuse de l’astre.

Comment Arago concevait le Soleil4. Il avait montré que la partie visible du Soleil était faite d’un gaz incandescent. Cependant il pensait que les taches solaires sombres, et la pénombre de luminance intermédiaire qui les entoure, étaient des zones plus profondes du Soleil vues à travers des trous, zones qui n’étaient pas forcément gazeuses.

La galaxie des Chiens de Chasse M 51. La structure spirale exceptionnellement marquée de cette galaxie est principalement due à l’action gravitationnelle du compagnon apparemment situé au bout d’un bras. Cette photographie a été obtenue avec une caméra CCD à grand champ au foyer du télescope CFH.

La nébuleuse planétaire NGC 6369, observée avec le télescope spatial Hubble. Le gaz éjecté par une étoile entoure le reste de cette étoile, visible au centre de l’image ; le rayonnement ultraviolet intense de ce reste très chaud ionise le gaz et le rend lumineux. Vues dans une petite lunette avec une faible résolution angulaire, les nébuleuses planétaires ressemblent au disque d’une planète, d’où leur nom.

La nébuleuse d’Orion, observée avec le télescope spatial Hubble. C’est le prototype des nébuleuses gazeuses ou régions HII, faites de gaz ionisé par des étoiles chaudes (ici les quatre étoiles formant le Trapèze, dont deux sont visibles au centre). La barre en bas à gauche est à l’interface entre la nébuleuse et un nuage sombre.

La région de la Tête de cheval. Un nuage sombre, dont la Tête de cheval est une protubérance qui se découpe sur un fond lumineux, occupe toute la partie inférieure de la figure. En bas à gauche, la nébuleuse brillante est la nébuleuse par réflexion NGC 2023, qui résulte de la diffusion par les poussières qu’elle contient de la lumière d’une étoile centrale. Cette photographie a été obtenue avec une caméra CCD à grand champ au foyer du télescope CFH.

Les nuages sombres comme celui-ci, B 68, sont des objets caractéristiques de la matière interstellaire. Leur opacité est due aux poussières interstellaires, et le gaz qu’ils contiennent est principalement sous forme moléculaire. Ce sont les lieux où se forment les étoiles. Photographie obtenue avec le VLT de l’ESO.

Herschel fut parmi les premiers à tenter de se faire une idée de la forme de la Galaxie, à l’aide de comptages d’étoiles. Le résultat présenté dans cette figure est bien différent de la réalité. En particulier, il plaçait le Soleil presque au centre du système.

La Galaxie d’après Kapteyn en 19227. Sa conception n’avait pas changé depuis 1908, elle était seulement devenue plus précise. Il supposait le Soleil S proche du centre de la Galaxie. Les courbes sont des lignes d’égale densité d’étoiles, la densité près du Soleil étant prise comme unité.

Quatre spectres stellaires typiques, dessinés dans les années 1870 par le Père Angelo Secchi d’après ses observations visuelles9. La longueur d’onde croît de la gauche vers la droite. Les raies principales sont repérées par des lettres, mais très peu étaient alors identifiées ; les deux spectres du bas sont dominés par des bandes moléculaires. Du haut en bas : étoile de type solaire (classe spectrale G1) ; Sirius = α Canis Majoris (« Type 1 » = A1) ; Bételgeuse = α Orionis (« Type 3 d’Orion » = M1) ; α Herculis (« Type 3 d’Hercule » = M5). On ne savait pas encore alors que les étoiles différaient surtout par leur température de surface. Comparer à la figure 1.12.

Spectre de la nébuleuse d’Orion14. L’intensité est portée en fonction de la longueur d’onde. En bas, le spectre est présenté de manière à faire voir les raies fortes, et en haut pour mettre en évidence les raies faibles. Les raies interdites sont identifiées entre crochets, les autres sont des raies de recombinaison de l’hydrogène, de l’hélium et du carbone. Conformément à l’usage des astronomes, les ions sont repérés par des chiffres romains : par exemple, OIII symbolise l’ion oxygène deux fois ionisé O++, OII l’ion une fois ionisé O+ et OI l’atome neutre O, parfois écrit O0. Certaines raies interdites comme [OIII] à 5 007 Å (500,7 nanomètres) sont aussi intenses que les raies de recombinaison les plus fortes.

Spectres d’étoiles de différents types obtenus avec le VLT de l’ESO entre 360 et 420 nanomètres de longueur d’onde. Les étoiles sont de plus en plus chaudes de bas en haut, avec un spectre de moins en moins riche en raies. Celui des étoiles froides est dominé par des bandes moléculaires. Dans le spectre du haut, les deux raies d’absorption étroites à 393,4 et 396,8 nm sont dues au calcium ionisé interstellaire. Comparer à la figure 1.10.

La relation entre la luminosité (magnitude absolue visuelle) et la masse (unités logarithmiques) pour les étoiles naines ordinaires, d’après Eddington31. La ligne représente la relation théorique qu’il a établie.

Le premier diagramme de Hertzprung-Russell32. Dans ce diagramme, qui date de 1914, la luminosité absolue (magnitude absolue visuelle) d’étoiles de distance connue est portée en fonction de leur type spectral. Les étoiles les plus lumineuses sont en haut. Le type spectral des étoiles est lié à leur température de surface, qui augmente de la droite vers la gauche. Les deux lignes obliques délimitent la séquence principale des étoiles, où celles-ci passent la plus grande partie de leur vie (on les appelle alors étoiles naines). Les étoiles situées bien audessus sont des géantes. Le point isolé en bas à gauche est une naine blanche, le compagnon de l’étoile double σ2 Eridani.

Parallaxe géométrique. Au cours de la révolution annuelle de la Terre autour du Soleil, une étoile proche paraît se déplacer par rapport aux objets lointains selon une ellipse.

Parallaxe statistique. Le Soleil et donc la Terre se déplaçant, un groupe d’étoile fixes relativement proches paraît se déplacer en sens inverse par rapport aux objets lointains.

La relation périodeluminosité des céphéides36. La période avec laquelle varie l’éclat de l’étoile est en abscisses (logarithme de la période en jours) et la luminosité en ordonnées (magnitude apparente visuelle), pour 25 céphéides du Petit Nuage de Magellan (1912) ; les deux lignes droites sont tracées à travers les magnitudes maximales et minimales, et leur pente donne la relation période-luminosité, qui est à la base de la mesure de la distance des galaxies proches.

La Galaxie d’après Trumpler41. Ayant le premier corrigé les distances dans la Galaxie de l’extinction interstellaire, Trumpler put déterminer la distance des amas globulaires et obtenir pour la première fois en 1930 une bonne estimation des dimensions de la Galaxie. Les amas globulaires sont distribués dans le halo, dont le centre C est celui de la Galaxie, à environ 15 000 parsecs du Soleil S (la valeur admise actuellement est de l’ordre de 8 000 parsecs). La figure aplatie autour du Soleil représente la distribution de ceux des amas ouverts jeunes qui sont visibles : cette distribution est limitée par l’extinction en direction du centre galactique. Les deux cercles hachurés représentent les deux Nuages de Magellan, dont la distance est encore très fortement sous-estimée.

Le télescope Hooker de 2,5 m de diamètre au Mont Wilson en Californie, inauguré en 1917, est le premier grand télescope moderne. C’est grâce à lui que les premiers progrès importants ont été réalisés en astronomie extragalactique. Fermé en 1986, il a été rénové puis réouvert en 1994 et est équipé d’un système d’optique adaptative.

Le diagramme de Hubble46. Ce diagramme, qui date de 1929, montre la relation entre la vitesse radiale et la distance pour des nébuleuses extragalactiques (galaxies). Les droites en trait plein et en trait interrompu représentent deux solutions possibles pour la relation. Sa pente est le paramètre de Hubble, qui de sa valeur initiale de 500 km/s par million de parsecs est passé actuellement à 71 de ces unités.

La première observation de la déviation gravitationnelle de la lumière47. Le déplacement radial en secondes de degré de la position d’étoiles proches du Soleil observé pendant l’éclipse totale du 29 mai 1919, en fonction de leur distance au centre du Soleil en minutes de degré. Le déplacement calculé dans la vieille théorie corpusculaire de Newton, où la lumière est supposée faite de corpuscules massifs déviés par la gravitation du Soleil, est représenté en traits interrompus, celui donné par la relativité générale d’Einstein est représenté par la droite du milieu, et la ligne supérieure, très proche, est une moyenne parmi les points observationnels. La théorie de la relativité générale est très bien vérifiée.

Un nouveau test de la relativité générale48. Ce test consiste à mesurer l’augmentation du temps de propagation de la lumière lorsqu’elle passe près d’une grande masse, par exemple le Soleil. Ce test a été mis en œuvre en mesurant le petit délai supplémentaire d’un écho radar sur Vénus lorsque la planète passe à l’arrière du Soleil, sans toutefois être occultée (conjonction supérieure). Ce délai, en millionnièmes de seconde, est porté en fonction du temps, en jours, de part et d’autre de la date de la conjonction supérieure de Vénus avec le Soleil. La courbe est le délai supplémentaire calculé à l’aide de la théorie de la relativité générale, les points avec leurs barres d’erreur sont les mesures faites avec deux radiotélescopes différents. L’accord est excellent, vérifiant une fois de plus la relativité générale.

L’amas de galaxies de Coma Berenices, où Zwicky a découvert la matière noire. Comme beaucoup d’amas, celui-ci possède au centre une galaxie géante, qui résulte probablement de la fusion de nombreuses galaxies plus petites.

Le télescope de 80 cm de Foucault à l’Observatoire de Marseille dans sa coupole, due également à Foucault et malheureusement détruite.

Le coronographe de Bernard Lyot à l’Observatoire du Pic du Midi, en 1935.

Le télescope de 5 m de diamètre du Mont Palomar, vu avec un appareil photographique à très grand champ. L’astronome peut observer soit dans une cabine située directement au foyer du miroir primaire (foyer primaire), soit au foyer Cassegrain, soit pour la spectroscopie à haute résolution dans un local situé sous le télescope, où la lumière est renvoyée par un jeu de miroirs (foyer coudé).

La transparence de l’atmosphère terrestre pour l’ensemble des ondes électromagnétiques est schématisée en fonction de la fréquence (échelle du bas) ou de la longueur d’onde (échelle supérieure) ; en rayons X et gamma, on a indiqué selon l’usage l’énergie du photon en électron-volts, au lieu de la longueur d’onde. Les zones noires correspondent à une opacité complète, les blanches à une bonne transparence. Remarquer l’étroitesse du domaine visible (de 0,4 à 0,9 micromètre).

La première carte d’isophotes radio de la Galaxie, obtenue par Reber pendant la dernière guerre mondiale, à 1,87 m de longueur d’onde6. À gauche, l’hémisphère céleste qui contient le centre galactique, la région la plus intense ; l’autre hémisphère est à droite. Les chiffres sur la ligne centrale de chaque cercle représentent l’ascension droite, et ceux qui entourent les cercles correspondent à la déclinaison. Les régions au sud de la déclinaison –40° étaient inobservables.

Deux antennes provenant de radars allemands Würzburg photographiées dans les années 1960 à la station de radioastronomie de Nançay. Ces deux antennes, mobiles sur une voie ferrée Nord-Sud (comme sur cette photo) ou sur une voie Est-Ouest, formaient un interféromètre qui a fonctionné de 1959 à 1964.

L’interféromètre optique de Hanbury Brown et Twiss8. Situé en Australie, cet interféromètre à deux miroirs mosaïques mobiles sur une voie ferrée circulaire, qui concentrent la lumière sur des tubes photomultiplicateurs supportés par la perche, a permis de mesurer le diamètre angulaire des étoiles les plus brillantes. Il a été ensuite abandonné en raison d’un manque de sensibilité lié à son principe même. Hanbury Brown a également construit sur un principe analogue un des premiers interféromètres radio.

Principe d’un interféromètre à plusieurs directions simultanées de réception. Deux antennes seulement sont représentées, qui sont réunies aux récepteurs par des câbles de longueur différente. La longueur supplémentaire A (ligne à retard) compense la différence de marche entre les plans d’onde qui arrivent sur les deux antennes, si bien que la frange centrale d’interférence se trouve dans la direction 1. Lorsqu’il y a de nombreuses antennes, ce qui est toujours le cas, c’est la direction de réception de l’interféromètre. On divise le signal de chaque antenne et on ajoute de petites longueurs pour les signaux ainsi séparés : la frange centrale se trouve alors décalée dans les directions 2, 3, etc., qui sont autant de directions de réception simultanées, ce qui permet de faire des images.

Une image radio instantanée du Soleil obtenue avec le radiohéliographe de Nançay. Cet instrument est un interféromètre en forme de T qui permet plusieurs directions de réceptions simultanées dans la direction Est-Ouest et dans la direction Nord-Sud. On peut donc obtenir d’un seul coup une image à deux dimensions. Elle montre deux centres d’activité radio sur le Soleil ; le disque visible est indiqué par un cercle.

L’interféromètre de Nançay pour ondes décamétriques. Cet instrument, conçu pendant les années 1970, comporte 144 antennes de 9 m de haut, faites d’un fil conducteur enroulé sur un cône, réparties sur une surface de 10 000 m2. Elles permettent la réception de signaux sur une large bande de longueur d’onde : 3 à 30 m.

La croix de Mills, en Australie. Cet interféromètre radio comporte deux séries d’antennes dipôles disposées sur les deux bras Est-Ouest et Nord-Sud d’une croix. Fonctionnant sur 3,5 m de longueur d’onde, il a permis l’établissement d’un des premiers catalogues complets de radiosources et la découverte du premier pulsar associé à un reste de supernova.

Les deux montures des télescopes ou des radiotélescopes. La monture altazimuthale, la plus simple mécaniquement, exige un pilotage par ordinateur.

Le radiotélescope de 76 m de diamètre de Jodrell Bank, près de Manchester. En monture alt-azimuthale comme tous les grands radiotélescopes, il tourne sur une voie ferrée circulaire et son mouvement en élévation est réalisé par des moteurs agissant sur deux énormes roues dentées.

Le radiotélescope de 64 m de diamètre à Parkes, en Australie. Sa monture altazimuthale est portée par une tour en béton. La partie extérieure du miroir est grillagée ; la partie intérieure pleine permet des observations à des longueurs d’onde inférieures au centimètre avec une ouverture réduite.

Le radiotélescope de la station de l’Observatoire de Paris à Nançay (Cher). Il est formé d’un miroir plan de 200 × 40 m, au Nord, mobile en élévation autour d’un axe Est-Ouest, qui renvoie les ondes radio reçues de la source sur un miroir sphérique fixe de 300 × 35 m. Celui-ci, au Sud, focalise les ondes sur un cornet récepteur mobile situé entre les deux miroirs, qui permet de suivre la source pendant une demi-heure de part et d’autre de son passage au méridien. La surface des deux miroirs est un grillage.

Les principaux satellites artificiels d’astronomie.

Les principales sondes spatiales.

Les ceintures de Van Allen15. Il s’agit du diagramme original de Van Allen16 où sont représentées en coupe les surfaces d’égale intensité des particules chargées emprisonnées par le champ magnétique terrestre. ρ/ρE est la distance au centre de la Terre, en rayons terrestres. Les lignes courbes avec flèches représentent deux portions de la trajectoire de la sonde PIONEER III. Le zones hachurées sont les ceintures de particules.

Principe d’un interféromètre radio utilisant la réflexion sur la surface de la mer. Les interférences se produisent entre le rayon direct et le rayon réfléchi. Lorsque la source se couche ou se lève, la différence de marche varie et on observe avec l’antenne une succession de maxima et de minima, qui permettent de repérer la position de la source.

Reconstitution de l’antenne de l’interféromètre radio utilisant la réflexion sur la surface de la mer, à Dover Heights en Australie.

La Nébuleuse du Crabe observée avec un des télescopes du VLT de l’ESO. Les filaments représentent la matière éjectée par la supernova de 1054 à une vitesse d’environ 1 500 km/s. L’émission diffuse est due au rayonnement synchrotron en lumière visible d’électrons relativistes accélérés par le pulsar central dans le champ magnétique de la nébuleuse.

La Nébuleuse du Crabe observée en radio avec le Very Large Array. L’échelle de l’image est la même que pour la figure 2.17. L’émission est entièrement due au rayonnement synchrotron d’électrons relativistes accélérés par le pulsar central dans le champ magnétique de la nébuleuse, lui-même dû au pulsar. Ce dernier est visible au centre de l’image.

La Nébuleuse du Crabe vue en rayons X avec le satellite CHANDRA. L’échelle de l’image est la même que pour les deux figures précédentes. On y observe le pulsar central et l’émission synchrotron d’électrons de très haute énergie, dont la morphologie diffère de celle observée en optique et en radio, où l’émission provient d’électrons d’énergie moins élevée (comparer avec les figures 2.17 et 2.18). Remarquer les jets émis symétriquement par le pulsar.

Deux photographies de l’émission diffuse polarisée de la Nébuleuse du Crabe. Elles ont été prises par Baade en 1955 avec le télescope de 5 m du Mont Palomar, à travers un filtre polaroïd avec deux orientations perpendiculaires29. Comparer avec la figure 2.17. La profonde différence d’aspect entre les deux images montre que le rayonnement est fortement polarisé ; il est dû au rayonnement synchrotron d’électrons de très haute énergie dans le champ magnétique de la nébuleuse. On découvrira plus tard que l’une des deux étoiles très proches l’une de l’autre au milieu de la nébuleuse est le pulsar qui l’alimente en électrons relativistes.

Quelques-uns des filaments visibles du reste de supernova Cassiopeia A. Cette image a été obtenue avec une grande sensibilité au télescope de 3,6 m de diamètre Canada-France-Hawaii. Les filaments sont animés de très grandes vitesses et leur déplacement est mesurable sur des photographies prises à quelques années d’intervalle.

L’émission radio du reste de supernova Cassiopeia A observée avec le Very Large Array. Elle est due aux électrons relativistes accélérés dans l’onde de choc formée dans le milieu interstellaire par l’expansion très rapide du reste de supernova : ils rayonnent par le mécanisme synchrotron dans le champ magnétique intense de la coquille sphérique ainsi formée. Le champ magnétique est lui-même créé dans cette coquille par les mouvements violents de son gaz, qui est conducteur de l’électricité.

Principe de la mesure des distances dans le plan de la Galaxie avec la raie à 21 cm. Explications dans l’encadré 2.4.

Les observations dans la raie à 21 cm de l’hydrogène permettent de tracer la structure spirale de la Galaxie, par la méthode décrite dans la figure 2.23. On voit ici la distribution de l’hydrogène neutre tracée pour la première fois par Jan H. Oort, Frank J. Kerr et Gart Westerhout34. S représente la position du Soleil, les cercles sont centrés sur le Centre galactique C et espacés de 2 kiloparsecs. Certains bras de spirale sont assez nets, mais la manière dont ils s’interconnectent est encore controversée.

Carte d’isophotes d’une partie de la Voie lactée à la longueur d’onde de 33 cm, obtenue en 1954 avec une antenne Würzburg36. La résolution angulaire est de 3°, contre 14° pour la carte de Reber obtenue dix ans plus tôt (Fig. 2.30) : de nombreux détails sont maintenant visibles.

Isophotes de l’émission radio à 49 cm de longueur d’onde de la galaxie NGC 4631, superposées à une image en lumière visible. La galaxie est vue par la tranche, et l’étendue de l’émission radio de part et d’autre de l’image optique a montré pour la première fois de façon convaincante l’existence d’un halo radio autour de certaines galaxies spirales. Observations faites avec l’interféromètre de Westerbork au Pays-Bas, dont la résolution angulaire est indiquée par la petite ellipse en bas à gauche37.

Principe du fonctionnement d’un maser. Considérons trois niveaux d’énergie d’une molécule, et supposons que le niveau 3 soit fortement peuplé à partir du niveau 1 par une collision avec une autre molécule ou par un fort rayonnement (pompe), et que la transition inverse du niveau 3 vers le niveau 1 soit peu probable. Le niveau 3 se désexcite donc surtout vers le niveau 2 en émettant un photon. Si les transitions du niveau 2 vers le niveau 1 sont très rapides, il y a moins de molécules dans le niveau 2 que dans le niveau 3, et les populations de ces deux niveaux sont donc inversées par rapport à la situation normale. Chaque fois qu’une molécule dans le niveau 3 absorbe un photon correspondant à la transition 3 → 2, elle émet un photon semblable qui s’ajoute au photon reçu, par émission induite. Le milieu se comporte alors comme un amplificateur du rayonnement à la fréquence de cette transition, la transition maser pour laquelle le rayonnement est donc très intense.

Le noyau de la galaxie elliptique M 87 (Virgo A) observé avec le télescope spatial Hubble. Il en part un jet d’électrons relativistes, qui émettent de la lumière et aussi des ondes radio (voir Fig. 7.14) dans le champ magnétique de la galaxie, par le mécanisme synchrotron.

La galaxie NGC 5128 (Centaurus A) observée avec un des télescopes du VLT de l’ESO. Cet objet monstrueux résulte de la rencontre d’une galaxie spirale et d’une galaxie elliptique. La poussière interstellaire de la galaxie spirale produit les zones d’absorption de la lumière stellaire de la galaxie elliptique. Un noyau actif est responsable de l’accélération d’électrons relativistes qui produisent par rayonnement synchrotron une émission radio très intense, qui s’étend bien au-delà de l’objet optiquement visible.

Enregistrements d’occultations par la Lune du quasar 3C 273 obtenus en 1962 avec le radiotélescope de Parkes en Australie42. En a et c, immersion : la Lune arrive devant la radiosource ; en b, d, e et f, émersions : la Lune dégage la radiosource. On peut observer les franges de diffraction produites par le bord de la Lune. L’aspect différent des tracés selon la configuration de la radiosource et de la Lune au moment de l’occultation a permis de reconstituer la forme de cette radiosource, qui comprend deux composantes séparées de 19,5 secondes de degré, et de mesurer avec précision leur position.

Le quasar 3C 273. C’est l’objet brillant au centre, d’où part un jet lumineux.

Spectre du quasar 3C 273, obtenu avec le télescope de 5 m de diamètre du Mont Palomar43. Deux tirages photographiques sont présentés. Le spectre du bas est celui d’une lampe étalon, qui permet de repérer les longueurs d’onde (en angström). On voit dans le spectre de 3C 273 des raies classiques du gaz interstellaire ionisé, mais fortement décalées vers le rouge (la raie Hβ est à 4 861 angströms au laboratoire).

Évolution de l’Univers dans les modèles simples de Friedmann. On a porté une dimension caractéristique de l’Univers (par exemple la distance entre deux galaxies), en unités arbitraires, en fonction du produit du temps cosmique par le paramètre de Hubble H0, ce qui donne un nombre sans dimensions. Ω est le rapport de la densité locale de l’Univers à la densité critique. Pour un univers à très faible densité (Ω ≈ 0), nous en serions actuellement à l’abscisse 1 ; l’expansion se poursuivrait régulièrement jusqu’à l’infini (univers ouvert, ou hyperbolique). Pour un univers très dense, nous serions par exemple à l’abscisse 0,57 pour Ω = 2 ; l’expansion actuelle serait suivie d’une phase de contraction (univers fermé, ou elliptique). Le modèle critique avec Ω = 1 sépare ces deux régimes ; nous serions alors à l’abscisse 2/3, et l’expansion se ralentirait progressivement sans jamais s’arrêter (univers parabolique). L’introduction d’une constante cosmologique complique singulièrement la situation (voir le chapitre 7).

Écarts à la loi qui lie à leur flux S (ici à la fréquence 408 MHz) le nombre N de radiosources plus brillantes que S attendues dans un univers euclidien48. Les deux courbes inférieures représentent les écarts calculés pour l’univers stationnaire de Hoyle et pour un univers de Friedmann. La courbe supérieure avec les barres d’erreur verticales représente les observations. On constate un excès considérable de sources faibles par rapport aux deux modèles d’univers considérés ici, ainsi d’ailleurs que par rapport à tous les modèles d’univers possibles.

Spectre du rayonnement de l’Univers observé par le satellite COBE53. La luminance du ciel est portée en fonction de la fréquence (la quantité portée en abscisses est l’inverse de la longueur d’onde, c’est-à-dire le rapport de la fréquence à la vitesse de la lumière). La hauteur de chaque carré est l’erreur de mesure, et la courbe le spectre d’un corps noir à 2,735 K.

Mesures de la luminance du rayonnement de l’Univers à différentes longueurs d’onde54. Cette luminance est exprimée par la température d’un corps noir qui la produirait à la longueur d’onde considérée. Toutes les mesures sont compatibles avec celles de COBE, qu’elles étendent vers les grandes longueurs d’onde.

La classification des galaxies, d’après Hubble56. Hubble distinguait une séquence de galaxies spirales « normales » et de galaxies spirales possédant une barre dans leurs régions internes. En réalité tous les intermédiaires existent. Il pensait que la séquence des types de galaxies pourrait aussi être une séquence d’évolution. On considère aujourd’hui qu’il n’en est rien.

Observations de la galaxie spirale NGC 3315 avec l’interféromètre de Fabry-Pérot à balayage CIGALE de l’Observatoire de Marseille57. En haut, une photographie de la galaxie. En bas, l’image du gaz ionisé dans cette galaxie sur laquelle sont superposées des lignes d’égale vitesse radiale, en km/s. Ce type d’observations permet d’étudier la rotation de la galaxie (dont la partie inférieure s’éloigne plus vite de nous que la partie supérieure) et les détails de son champ de vitesses.

Quelques raies d’émission de galaxies à noyau actif observées pour la première fois par Seyfert avec le télescope de 2,5 m du Mont Wilson58. Ces raies sont produites par du gaz ionisé. La raie Hβ de l’hydrogène à la longueur d’onde de 4 860 Å est extrêmement large tandis que les deux raies de l’oxygène ionisé 2 fois à 4 959 et 5 007 Å sont plus étroites. Seyfert a correctement interprété la largeur de la raie Hβ par des mouvements très violents dans le noyau brillant de ces galaxies.

Un modèle numérique de la galaxie double NGC 4038/9 (les Antennes)1. Deux galaxies spirales identiques gravitent l’une autour de l’autre comme indiqué par les trajectoires de la figure du haut. Elles sont en rotation autour des axes z8 et z9. L’action gravitationnelle des deux galaxies (ici simulées simplement par un point massif au centre) sur leurs étoiles en disperse une partie selon deux queues de marée très étendues. Les points et les cercles représentent des particules tests qui figurent les étoiles appartenant initialement à la galaxie de droite et à celle de gauche : remarquer le mélange partiel des étoiles des deux galaxies. La figure du bas représente une vue dans le plan de l’orbite des deux galaxies ; comparer à la figure 3.2. Le succès de cette simulation, et d’autres contenues dans le même article, a permis de penser que les formes étranges de nombreuses galaxies et paires de galaxies pouvaient s’interpréter par leur interaction gravitationnelle.

Image composite de la paire de galaxies NGC 4038/9 (les Antennes)2. L’émission en raie à 21 cm de l’hydrogène est superposée à une image optique. Les distributions du gaz et des étoiles qui donnent l’émission lumineuse sont très semblables. Comparer aux résultats du modèle numérique (Fig. 3.1. Voir aussi Fig. 7.16).

Le radiotélescope géant soviétique RATAN-600. Terminé en 1974, cet instrument se compose d’un anneau dont les panneaux réfléchissent vers le centre de l’anneau le rayonnement de la source observée. On peut choisir la direction visée en orientant les panneaux, mais il n’est pas possible de suivre le mouvement diurne de la source avec l’anneau complet. Un ensemble de panneaux plans alignés, visibles à l’intérieur de la partie gauche de l’anneau, permet un fonctionnement analogue à celui du radiotélescope de Nançay (voir Fig. 2.13). Cet instrument trop original et trop complexe n’a malheureusement pas eu l’efficacité escomptée.

Les grands radiotélescopes.

Les principaux interféromètres radio.

L’interférométrie à très longue base (VLBI)) se distingue de l’interférométrie habituelle par le fait que les sorties des récepteurs des différents sites ne sont pas connectées directement. En revanche, on enregistre sur bande magnétique les signaux provenant de la source observée simultanément dans les différents sites, avec des signaux d’horloge atomique (maser à hydrogène en général) pour le repérage du temps. On fait ensuite jouer ensemble les bandes magnétiques dans un laboratoire central jusqu’à observer les franges d’interférence.

Le radiotélescope de 100 m de diamètre d’Effelsberg, en Allemagne, terminé en 1972.

Emplacement des radiotélescopes qui font partie du réseau EVN (European VLBI Network).

Deux aspects du jet central de la radiosource extragalactique Cygnus A, observé au European VLBI Network3. La résolution angulaire extrêmement élevée, visualisée par l’ellipse en bas à gauche, permet de voir la structure fine de ce jet et les changements survenus en moins de deux années.

Variation de la vitesse radiale du pulsar PSR 1913 + 164. Des observations très précises de la période des impulsions ont mis en évidence des variations dues au mouvement orbital du pulsar autour d’une autre étoile. La période de révolution, qui est l’unité des abscisses, est de 7,75 heures et la distance entre les deux étoiles de l’ordre du rayon du Soleil.

Le radiotélescope de 305 m de diamètre de l’Université Cornell à Arecibo (Porto-Rico)). Inauguré en 1963, cet instrument utilise une cuvette naturelle dont le sol supporte un miroir sphérique fixe visant le zénith. On peut viser au Nord et au Sud du zénith et suivre le mouvement diurne d’une radiosource dans une zone restreinte en déplaçant l’antenne focale mobile supportée par trois câbles. Grâce à des améliorations successives, cet instrument peut aujourd’hui travailler à une longueur d’onde aussi courte que 3 cm.

Les télescopes optiques moyens dans le monde.

Le télescope de 6 m de diamètre à Zelentchuk (Russie). C’est le premier à avoir été muni d’une monture alt-azimuthale.

Le télescope de 3,6 m de diamètre Canada-France-Hawaii au sommet de Mauna Kea dans l’île d’Hawaii (altitude 4 200 m).

Observations en interférométrie des tavelures7. Les 30 petites images en haut à gauche sont des clichés à très courte pose (0,02 s) de l’étoile β Cephei β, prises avec un télescope de 1 m de diamètre. On y voit des tavelures produites par la turbulence atmosphérique, qui changent d’une image à l’autre. Elles résultent des interférences entre la lumière provenant de diverses régions de l’ouverture du télescope : ce sont les régions à l’intérieur desquelles les rayons lumineux arrivent en phase à un instant donné ; leurs dimensions, qui dépendent de l’état de l’atmosphère, sont généralement de l’ordre de 10 cm. Les tavelures contiennent une information sur la structure de l’étoile que l’on peut révéler en calculant la transformée de Fourier de chaque image et en faisant la moyenne des résultats : on obtient alors la figure du dessous, qui est le spectre de puissance de l’image et ressemble à une figure d’interférences avec une frange centrale et deux franges latérales plus faibles. Une nouvelle transformée de F

Le premier interféromètre optique à deux télescopes. Construit par Antoine Labeyrie à l’Observatoire de Nice, il se composait de deux télescopes de 25 cm de diamètre en monture altazimuthale (sur les socles en béton), distants de 12 m, qui renvoyaient la lumière dans la cabane où se construisaient les interférences8. Ces télescopes ont ensuite été transférés au plateau de Calern près de Grasse ; déplaçables sur une voie ferrée Nord-Sud, ils formèrent alors l’interféromètre I2T qui donna des résultats intéressants pendant plusieurs années.

Franges d’interférence obtenues sur l’étoile Vega (α Lyrae) avec l’interféromètre de la Fig. 3.139. Les franges modulent la tache de diffraction de l’étoile qui résulte de la superposition des images données par les deux télescopes. Cette première observation était sans intérêt astrophysique car l’étoile avait un diamètre angulaire trop faible pour être résolu par l’interféromètre, mais elle a été bientôt suivie d’observations intéressantes.

Une portion du spectre de l’étoile ζ Ophiuchi obtenue dans l’ultraviolet lointain avec le satellite COPERNICUS12. Le pouvoir de résolution en longueur d’onde très élevé du spectrographe permet d’observer de nombreuses raies fines qui sont dues à l’absorption de la lumière de l’étoile par différents atomes et ions présents dans le milieu interstellaire interposé. Les bandes d’absorption très larges sont produites par les molécules d’hydrogène interstellaire.

Le satellite IUE (International Ultraviolet Explorer). La partie centrale comportait un télescope de 45 cm de diamètre muni de 4 spectrographes pour l’ultraviolet proche et lointain. Les panneaux solaires qui fournissaient l’énergie sont visibles de part et d’autre.

Les principaux télescopes dans l’espace.

Carte de la partie centrale de la Voie lactée en rayons gamma (énergie 0,1 à 6 GeV), obtenue avec le satellite européen COS-B15. Les coordonnées sont galactiques et le centre de la Galaxie est l’origine. Remarquer la région du Cygne et celle de Vela, qui sont des bras de spirale vue en enfilade, aux longitudes respectives de 80° et 290°.

Le Very Large Array (VLA). Cet interféromètre, situé au Nouveau Mexique (États-Unis) comporte 27 antennes de 25 m de diamètre, mobiles sur des bases en Y de 27 km de long.

Cinq des six radiotélescopes de 22 m de diamètre formant l’Australian Telescope Compact Array (ATCA).

Image radio de la source extragalactique Cygnus A obtenue avec le Very Large Array à 20 cm de longueur d’onde1. L’émission dans cette image est entièrement produite par des électrons relativistes dans des champs magnétiques (mécanisme synchrotron). La source centrale entoure vraisemblablement un trou noir très massif. Elle alimente en particules de haute énergie les deux objets diffus de part et d’autre, par l’intermédiaire de jets très fins.

Le radiotélescope millimétrique de 30 m de diamètre de l’IRAM, sur la Sierra Nevada (Espagne).

L’interféromètre millimétrique de l’IRAM, avec ses 6 antennes mobiles de 15 m de diamètre.

Le radiotélescope millimétrique de 15 m de diamètre SEST de l’ESO, à La Silla (Chili).

Le satellite infrarouge IRAS. C’est le premier satellite astronomique constitué essentiellement d’un dewar plein d’hélium liquide, qui permettait de refroidir le télescope et les instruments.

La Voie lactée en infrarouge lointain, vue avec le satellite IRAS. On observe ici l’émission thermique des poussières interstellaires. Le centre galactique est au milieu de l’image, et la concentration plus à gauche est la région du Cygne, qui correspond à un bras de spirale vu en enfilade.

La galaxie d’Andromède M 31 vue avec le satellite IRAS en infrarouge lointain. Malgré sa résolution angulaire limitée, IRAS a pu fournir les premières images en infrarouge lointain de quelques galaxies proches, révélant ainsi l’émission de leur poussière interstellaire.

La constellation Chamaeleon vue en infrarouge lointain avec le satellite IRAS. Dans ce champ de 12,5 × 12,5 degrés proche du pôle céleste Sud, l’émission est dominée par des « cirrus » qui sont produits par l’émission thermique des poussières interstellaires chauffées par le rayonnement des étoiles. IRAS a ainsi permis pour la première fois de se faire une idée de la structure détaillée du milieu interstellaire. On observe aussi sur cette image des étoiles (points) et une nébuleuse par réflexion un peu au dessus du centre.

Le détecteur de neutrinos de Raymond Davis, installé dans une mine profonde du Dakota au début des années 1970.

La supernova SN 1987A dans le Grand Nuage de Magellan. Cette photographie prise peu après l’explosion montre la supernova à droite, qui était bien visible à l’œil nu, et à gauche la nébuleuse gazeuse 30 Doradus. Comparer à la photographie infrarouge (Fig. 5.7), dont le champ ne contient cependant pas la supernova.

Résultats d’une simulation numérique montrant la formation d’une barre dans une galaxie spirale8. Les étoiles du disque sont représentées par 16 000 points ayant tous la même masse, immergés dans un halo sphérique dont la masse à l’intérieur d’un rayon égal à celui du disque est sensiblement égale à la masse totale de ces étoiles (Mh/Md = 1). Les différentes figures montrent l’évolution du système à différents intervalles de temps après le début de la simulation. L’unité de temps est la période de rotation de l’extérieur du disque, soit environ 200 millions d’années. Dans ce cas favorable, une barre apparaît assez rapidement et persiste jusqu’à la fin de la simulation, soit environ 4 milliards d’années. Cette simulation n’inclut pas le gaz ; s’il était inclus, on verrait une structure spirale affectant le gaz et les étoiles jeunes se développer sous l’influence de la barre (voir plus loin la Fig. 7.2).

Le Green Bank Telescope (GBT). Ce radiotélescope de 110 m de diamètre, en monture alt-azimuthale, a pour particularité d’être un paraboloïde excentré : le rayonnement incident n’est pas obstrué par un miroir secondaire ou une cabine focale et par leurs supports, comme dans la plupart des radiotélescopes.

L’interféromètre du Dominion Radio Astronomy Observatory au Canada. Destiné à des études à grand champ avec une résolution de l’ordre de 1 minute de degré en raie à 21 cm ou dans le continu radio, il comporte 7 antennes de 9 m de diamètre sur une base de 600 m, dont 5 sont mobiles. Le radiotélescope de 25 m de diamètre visible sur l’image est utilisé en conjonction avec l’interféromètre pour obtenir les images radio.

Deux des 34 antennes de 45 m de diamètre du Giant Meterwave Radio Telescope (GMRT).

Diagramme couleur-magnitude (diagramme de Hertzprung-Russell) de 8784 étoiles très proches obtenu à partir des parallaxes géométriques et des observations photométriques du satellite HIPPARCOS6. Comparer au diagramme théorique figure 6.28. La séquence principale et la branche des géantes sont particulièrement bien marquées. Le diagramme montre aussi 8 naines blanches, en bas et à gauche.

Schéma du satellite ISO de l’Agence spatiale européenne. Le télescope Cassegrain de 60 cm de diamètre et les instruments scientifiques sont entièrement refroidis par l’hélium liquide.

Portion du spectre de l’étoile carbonée IRC + 10216 dans l’infrarouge lointain, obtenue avec le satellite ISO7. La longueur d’onde est en abscisses, et l’intensité en ordonnées (unités arbitraires). L’émission provient de l’atmosphère épaisse de cette étoile en fin de vie, qui contient principalement des molécules carbonées. Le spectre est dominée par l’émission des molécules CO et HCN. Les flèches du haut indiquent la position des raies de CO, les flèches plus faibles du haut et celles du bas à différents modes d’émission de HCN. La courbe supérieure est le spectre observé, et la courbe inférieure est le spectre calculé à partir d’un modèle de l’atmosphère de l’étoile.

La nébuleuse gazeuse géante 30 Doradus dans le Grand Nuage de Magellan, observée en infrarouge (3,6 à 8 μm) par le satellite SPITZER. On observe sur cette image l’émission des poussières interstellaires. La structure chaotique est due à l’effet des centaines d’étoiles jeunes et massives de la région (non visibles sur cette image), qui affectent profondément le milieu interstellaire environnant par leur rayonnement ionisant et les vents qu’elles émettent. Les étoiles que l’on voit sur l’image ne sont pas associées à 30 Doradus, sauf quelques exceptions. Comparer à la figure 4.12, qui montre une image en lumière visible (la supernova SN 1987A n’est pas dans le champ de l’image infrarouge).

La mosaïque de cornets de l’instrument submillimétrique SCUBA au foyer du JCMT (Fig. 5.9). Chaque cornet concentre la lumière sur un bolomètre, ce qui permet d’obtenir des images à la fréquence de 350 GHz (850 μm de longueur d’onde).

La coupole du John Clerck Maxwell Telescope (JCMT). Le radiotélescope submillimétrique de 15 m de diamètre est situé à l’intérieur de cette coupole et protégé des effets thermiques et du vent par une mince toile transparente au rayonnement radio.

Le télescope NTT (New Technology Telescope) de l’ESO à La Silla (Chili). Ce télescope de 3,5 m de diamètre peut être effectivement considéré comme le premier d’une nouvelle génération, par son miroir primaire mince déformable fonctionnant en optique active. Il a servi de banc d’essai pour les télescopes de 8 m du VLT.

Les grands télescopes optiques après 1990.

Les deux télescopes Keck de 10 m de diamètre dans leur coupole. Ils peuvent être utilisés en interféromètre optique.

Le miroir primaire de 10 m de diamètre d’un des télescopes Keck. On observe la mosaïque de miroirs hexagonaux qui constituent ce miroir.

Un des quatre télescopes de 8 m de diamètre du VLT, dans sa « coupole ».

Foucault imagina de compenser la déformation d’un miroir de télescope en le poussant à l’arrière par un coussin gonflable. Ici l’idée a été reprise par Henry Draper aux États-Unis pour un miroir de 40 cm de diamètre11.

Le support d’un des miroirs de 8,2 m de diamètre du VLT. Le miroir mince et déformable, qui n’est pas encore en place ici, est supporté par de petits vérins qui peuvent pousser plus ou moins afin de réaliser une surface parfaite. Les tiges les plus longues supportent le miroir lorsque l’optique active ne fonctionne pas : en effet, il casserait sous son propre poids si on ne le supportait que par ses bords comme un miroir classique.

Les quatre combinaisons optiques des télescopes astronomiques.

Le robot de positionnement des fibres du spectrographe 6dF. Ce robot place avec précision aux endroits voulus l’extrémité de 150 fibres optiques sur une surface où elles sont fixées par un système pneumatique. Cette surface est ensuite placée au foyer du télescope de Schmidt Anglo-Australien. Les autres extrémités des fibres sont alignées sur la longue fente d’entrée d’un spectrographe, qui permet donc d’obtenir simultanément le spectre de 150 objets dans le champ de 6° de diamètre du télescope (d’où le nom de 6dF, pour 6 degree field).

Principe de l’optique adaptative. Pour simplifier, on n’a représenté qu’une des deux dimensions du système correcteur.

Le système triple T Tauri sans et avec optique adaptative. À gauche, une image normale dans l’infrarouge à 2,16 μm obtenue avec un des télescopes du VLT de l’ESO, temps de pose 0,4 seconde. On ne voit que deux composantes, dont l’une faible. Avec l’optique adaptative, à droite, la composante du bas est résolue en deux composantes séparées de 0,1 seconde de degré.

Les interféromètres optiques.

Les quatre télescopes du VLT dans leur enceinte, et dans sa petite coupole, au fond, un des télescopes mobiles de 1,8 m de diamètre de l’interféromètre VLTI. Trois autres télescopes semblables sont prévus. On voit au premier plan une deux voies ferrées sur lesquelles ces télescopes se déplaceront. Lorsque tout sera achevé, on pourra utiliser simultanément tous ces télescopes en mode interférométrique.

Schéma d’un télescope pour rayons X de type Wolter. Les rayons X ne se réfléchissent qu’en incidence rasante sur des surfaces métalliques. Le télescope utilise deux réflexions successives, la première sur un paraboloïde suivie d’une seconde sur un hyperboloïde, qui concentre les rayons au foyer où l’on place le détecteur. Dans ce schéma, les dimensions transversales sont considérablement exagérées par rapport aux dimensions longitudinales : les réflexions se font sous des angles d’incidence inférieurs au degré, et la longueur totale du télescope est de l’ordre de 10 fois le diamètre de l’ouverture.

Vue d’artiste du satellite d’astronomie en rayons X XMM-Newton. L’ouverture des trois télescopes est visible à l’avant du satellite, au centre. Les autres cercles sont des antennes de télécommunication.

Un des trois télescopes pour rayons X du satellite européen XMM-Newton. Ce télescope est fait de 58 miroirs concentriques emboîtés, à incidence rasante, dont les cercles sont les ouvertures (voir Fig. 5.21). Le diamètre de l’ouverture du plus grand est 70 cm, et la longueur focale des miroirs est de 7,5 m.

Le télescope Tarot pour l’observation du correspondant optique des sursauts gamma. Il s’agit d’un télescope de 25 cm d’ouverture qui peut pointer en moins de 2 secondes n’importe quel point du ciel. Il fonctionne sur alerte lorsqu’un satellite détecte un sursaut gamma et donne approximativement sa position.

Trois des quatre télescopes du High Energy Stereoscopic System (HESS) en Namibie. Cet appareil mesure l’énergie et détermine la direction d’arrivée des rayons cosmiques de très haute énergie. Il utilise le fait que ces particules engendrent dans l’atmosphère terrestre de grandes gerbes de particules secondaires, lesquelles sont détectées par le rayonnement Cerenkov visible qu’elles produisent dans l’atmosphère terrestre. Cette lumière est collectée par les miroirs mosaïques hexagonaux, dont chacun a une surface de 107 m2.

L’anneau principal de Jupiter vu par la sonde GALILEO. Jupiter est ici interposé entre la sonde et le Soleil si bien que l’on ne voit qu’un peu de l’atmosphère illuminée de la planète. L’anneau, vu par la tranche, est partiellement dans l’ombre de la planète.

Le satellite Io de Jupiter, vu par VOYAGER. Io est couvert de volcans et d’autres structures volcaniques.

Une éruption volcanique sur Io, vue par le télescope spatial Hubble. Le nuage de gaz issu de l’éruption est visible au bord gauche de l’image du satellite

Un détail des anneaux de Saturne, vu de la sonde CASSINI. Il s’agit de la division de Encke, dont la largeur est 325 km. On y voit trois faibles anneaux. Les ondulations du bord interne et les ondes qui en émergent vers l’intérieur sont dues à l’action gravitationnelle du petit satellite Pan, dont l’orbite se trouve au milieu de la division de Encke, coïncidant avec l’anneau faible central.

Le satellite de Saturne Titan vu par la sonde CASSINI. Dans cette image composite (ultraviolet + infrarouge), on distingue nettement l’atmosphère de Titan, surtout visible dans l’ultraviolet, et des marques sur la surface du satellite. Celle-ci n’est visible que dans l’infrarouge car elle est cachée par des nuages en lumière visible.

Impact d’un fragment de la Comète Shoemaker-Levy sur Jupiter. Ces quatre images du télescope spatial Hubble montrent l’évolution de cet impact ; elles s’étagent dans le temps de bas en haut. La première image, 5 minutes après l’impact, montre près du limbe un nuage de gaz éjecté. Les images suivantes ont été prises 1,5 heures, 3 jours et 6 jours après. On y voit l’effet des vents, et aussi, sur les deux dernières images, les traces de l’impact d’un autre fragment de la comète.

La trajectoire complexe de la sonde CASSINI depuis la Terre jusqu’à Saturne. La sonde est passée deux fois près de Vénus, puis près de la Terre, enfin près de Jupiter, utilisant à chaque fois la gravité de ces planètes pour changer de vitesse et de direction. Les économies de combustible visà-vis d’un envoi direct sont considérables, au prix d’un allongement de la durée du trajet.

Image d’un ancien cratère de Vénus obtenue par le radar de la sonde MAGELLAN. La surface de Vénus est totalement invisible optiquement en raison d’une couche nuageuse très épaisse, et seul le radar a pu en observer la topographie.

Dunes sur Mars, vues par la sonde MARS GLOBAL SURVEYOR. Ces dunes sont formées par les vents violents qui règnent sur la surface de la planète.

Uranus, son anneau et ses 5 principaux satellites dans l’infrarouge. Cette image a été prise à 2,4 μm de longueur d’onde avec un des télescopes du VLT de l’ESO. Les objets faibles sont des étoiles.

La surface de Pluton vue avec le télescope spatial Hubble. L’image révèle pour la première fois l’aspect de la surface de Pluton, aspect probablement dominé par des dépôts de givre.

Le noyau de la Comète de Halley, vu en 1986 par la sonde GIOTTO. Illuminé par le Soleil situé à gauche, à 30° audessus de l’horizontale, le noyau sombre, formé de glace « sale », s’évapore progressivement sous forme de gaz et de poussières. La matière éjectée est visible à gauche grâce à la diffusion de la lumière solaire sur ces poussières.

Le noyau de la Comète Wild 2, vu par la sonde STARDUST. Ce noyau est un bloc de glace et de poussière de 5 km de long, dont la surface est couverte de cratères d’impacts de météorites.

Le disque circumstellaire de l’étoile β Pictoris, observé par le télescope spatial Hubble. Le disque est vu par la tranche. Il ne s’agit pas de l’image proprement dite : les gradations indiquent des niveaux successifs de luminosité, ce qui permet la visualisation avec une très grande dynamique. La lumière est celle de l’étoile (laquelle est cachée par un masque rectangulaire pour ne pas aveugler le détecteur), diffusée par la poussière du disque.

Un disque protoplanétaire dans la Nébuleuse d’Orion. Le télescope spatial Hubble a permis de découvrir plusieurs de ces objets immergés dans le gaz ionisé. On y voit une étoile juste formée, entourée d’un disque de poussières (et certainement aussi de gaz) qui se projette sur le fond lumineux de la nébuleuse. Son diamètre est environ 1 700 fois le rayon de l’orbite terrestre. Il est douteux que des planètes puissent un jour se former dans ce disque, car ici l’environnement est hostile.

Jets émis par des étoiles très jeunes, observés avec le télescope spatial Hubble. Les barres correspondent à 1 000 fois le rayon de l’orbite terrestre (0,005 parsec). HH 30 (l’objet N° 30 de Herbig-Haro) est le plus jeune : les jets partent de chaque côté d’un disque qui est vu strictement par la tranche, au centre duquel se trouve l’étoile en formation, invisible optiquement. HH 34 est à une étape ultérieure : l’étoile est visible à gauche, et le jet a une structure complexe. Dans HH 47, l’étoile est faiblement visible au centre, et les jets ont creusé des cavités dans un nuage moléculaire, au bord desquelles ils ont créé des ondes de choc qui chauffent localement le gaz et rendent l’interface visible. Remarquer la similitude de cette image avec celle de la radiogalaxie Cygnus A (Fig. 4.3) : dans les deux cas, l’objet compact central émet deux jets qui interagissent avec le milieu environnant. Mais ni la nature des jets, ni l’échelle ne sont les mêmes.

Les jets moléculaires de HH 211, vus en infrarouge et en ondes millimétriques. Semblable à HH 47 (Fig. 6.16), HH 211 consiste en deux jets de matière émis par une étoile très jeune. Ces jets interagissent avec un nuage moléculaire, formant un choc à l’interface. Les molécules du nuage affectées par ce choc émettent des raies : celles de la molécule H2 dans l’infrarouge (en grisé) et celles de la molécule CO en radio (contours). Au centre, les traits épais indiquent l’émission thermique radio à 1,3 mm de longueur d’onde des poussières du disque circumstellaire, disque à peine résolu par l’interféromètre. L’ascension droite est en abscisses, la déclinaison en ordonnées. Les observations radio, dont la résolution angulaire est indiquée par le petit cercle, ont utilisé l’interféromètre de l’IRAM6.

Variations de la vitesse radiale de l’étoile 51 Pegasi12. Elles résultent de la présence d’une planète, au cours de la révolution de cette planète en 2,45 jours. La vitesse radiale est portée en ordonnées, et le temps en abscisses, normalisé à la période de révolution de la planète. Les points sont les résultats de mesure, affectés de leurs barres d’erreur. Ces observations ont permis la découverte de la première planète en dehors du Système solaire. Sa masse est de l’ordre de 1,2 fois celle de Jupiter.

Observations du transit de planètes devant une étoile. L’intensité est portée en ordonnées, et le temps en abscisses, normalisé à la période de révolution de la planète. Les points correspondent à des observations individuelles. Remarquer la faiblesse de la diminution d’éclat de l’étoile, de 1 à 3 pour cent.

Masse, période de révolution et demi-grand axe de l’orbite des planètes extrasolaires découvertes jusqu’en novembre 2004. Elles sont figurées par des cercles, et les planètes du Système solaire par des points, pour comparaison. La masse indiquée est généralement une limite inférieure car on ne détermine le plus souvent que la quantité M sini, où M est la masse vraie et i est l’inclinaison de l’orbite de la planète (i = 90° si la ligne de visée est dans le plan de l’orbite). L’échelle des demi-grands axes de l’orbite est approximative : elle est calculée à partir de celle de la période en supposant que l’étoile centrale a la même masse que le Soleil, ce qui est à peu près correct. On constate que l’on pourrait à peine détecter aujourd’hui une planète ayant les caractéristiques de Jupiter autour d’une autre étoile à partir des variations de la vitesse radiale de celle-ci. Les limites de détection que l’on espère atteindre avec les futurs satellites COROT et KEPLER sont indiquées ; seule cette dernière mission p

Un exemple de simulation de l’évolution de l’excentricité de l’orbite des planètes dans le passé et dans le futur17. L’excentricité, qui vaut 0 pour une orbite circulaire et est plus grande si l’orbite est plus elliptique, est portée pour les différentes planètes en fonction du temps, le temps 0 étant l’époque actuelle. Contrairement à ce que l’on pensait autrefois, les orbites des planètes sont loin d’être immuables au cours du temps. Les variations sont très prononcées pour Mars et surtout pour Mercure. Au-delà de quelques centaines de millions d’années, les résultats des simulations dépendent énormément de très petites variations des conditions initiales : la situation est chaotique. Pour certains choix des paramètres initiaux, l’excentricité pourrait atteindre 1 pour l’orbite de Mercure qui serait alors expulsé du Système solaire (cas non représenté ici).

Sursauts radio du Soleil. Ces images sont obtenues à 73 cm de longueur d’onde avec le radiohéliographe de Nançay. Le temps est inscrit au-dessus de chaque image. Le cercle est le bord visible du Soleil. On voit se déplacer rapidement les régions d’émission. Cette émission est due à des électrons accélérés dans une éruption, qui se propagent le long des lignes de force du champ magnétique solaire avec une vitesse de l’ordre du tiers de celle de la lumière, et qui produisent les sursauts à leur passage dans la couronne; ils poursuivent ensuite éventuellement leur chemin dans le milieu interplanétaire.

Carte de la température de la couronne solaire. Cette carte a été obtenue par le satellite SOHO, et montre le rapport des flux entre deux gammes d’énergie en rayons X. Les régions claires émettent relativement plus en X durs que les régions sombres, et sont donc plus chaudes. Les basses couches de l’atmosphère solaire n’émettant pas de rayons X, le disque solaire apparaît noir sur cette image ; les régions chaudes de la couronne sont vues en projection sur le disque, ou bien à l’extérieur de celui-ci.

Éjection de matière par le Soleil. Dans cette image en rayons X obtenue avec le satellite SOHO, on peut observer l’éjection de matière très chaude par la basse couronne, dans une région active du Soleil.

Schéma de la propagation d’ondes p à l’intérieur du Soleil. Créées vers la surface, ces ondes pénètrent à l’intérieur, sont réfractées par le gradient d’indice de réfraction, remontent à la surface et s’y réfléchissent, ce qui les renvoie vers l’intérieur, etc. Seules les ondes résonantes, c’està-dire qui aboutissent à leur point de départ après plusieurs réflexions, sont intenses (Fig. 6.26). Sur l’une de ces ondes, qui sont longitudinales (de type sonore), les fronts d’onde sont indiqués. Il faut réaliser qu’existent simultanément dans le Soleil des millions d’ondes de ce type, qui sont excitées aux différents points de sa surface.

Quelques modes propres de vibration du Soleil, d’après J. Christensen-Dalsgaard22. Il s’agit de modes p, qui sont définis par deux nombres entiers l et m orthogonaux (analogues à des nombres quantiques). À un instant donné, les zones claires s’éloignent du centre du Soleil et les zones sombres s’en rapprochent; et ce sera l’inverse au bout d’une demipériode de l’onde. En haut à gauche, le Soleil passe d’une forme de poire allongée en haut à une forme semblable allongée vers le bas; en haut au milieu, il passe d’une forme d’ellipsoïde allongé (ballon de rugby) à une forme d’ellipsoïde aplati, etc. La vibration réelle du Soleil est la superposition de toutes ces ondes excitées partout à la surface : elles sont donc orientées aléatoirement, et leur amplitude et leur phase sont également aléatoires. Seule leur fréquence, qui dépend de l et de m, a une signification.

Schéma de l’évolution des étoiles. Trois trajets évolutifs d’étoiles de masses différentes et de composition chimique analogue à celle du Soleil sont représentés dans un diagramme où la luminosité de l’étoile est portée en fonction de la température de sa surface ; noter que l’échelle des températures croît de droite à gauche. Les étoiles les plus froides sont rouges, les plus chaudes sont bleues. Les explications sont données dans l’encadré 6.3. L’épaisseur du trait représentant le trajet évolutif est d’autant plus grande que ce trajet est parcouru plus lentement ; les étoiles passent très peu de temps le long des parties en traits interrompus. Pour les étoiles de masse intermédiaire (autour d’une dizaine de masses solaires) la boucle qui est exécutée au stade de géante rouge avant l’ascension de la branche asymptotique est très développée ; l’étoile y est alors instable et devient temporairement une céphéide, dont les pulsations sont très importantes. L’explosion finale des étoiles massives en supernova dép

Tracés calculés de l’évolution d’étoiles de masses comprises entre 0,9 et 120 fois la masse du Soleil, et de composition chimique analogue à celle du Soleil31. La luminosité de l’étoile (en luminosités solaires, unités logarithmiques) est portée en fonction de la température de la surface de l’étoile. La composition chimique initiale des étoiles est celle du Soleil. Les zones hachurées sont celles où se produisent les principales réactions nucléaires. La fin de l’évolution, qui se termine au stade de naine blanche pour les étoiles de faible masse et par une explosion de supernova pour celles de grande masse, n’est pas représentée. Comparer avec la figure 6.27.

La naine brune GL 229B. Cette image du télescope spatial Hubble montre une naine brune près de l’image saturée de l’étoile GL 229A, autour de laquelle elle gravite. Le jet lumineux qui paraît sortir de l’étoile brillante est un artefact dû à la diffraction dans le télescope. Cette naine brune a une masse comprise entre 20 à 50 fois celle de Jupiter. Contrairement aux planètes, elle est lumineuse par elle-même (bien que 100 000 fois moins que le Soleil) et se refroidit lentement, car aucune réaction nucléaire ne s’y produit.

La courbe de vitesse radiale des deux composantes de GK Persei33. Cette étoile double serrée a donné naissance à une nova en 1901. Ces deux composantes, l’une rouge et l’autre bleue qui est une naine blanche, tournent autour du centre de gravité du système. Des courbes moyennes sont tracées à travers les points observationnels, le temps (en abscisses) étant normalisé à la période de révolution du système, 1,904 jours.

Schéma d’une étoile binaire émettant des rayons X. Les deux composantes, très proches l’une de l’autre, sont une étoile normale qui perd de la masse (une géante rouge ou une étoile très massive), et un astre compact : naine blanche, étoile à neutrons ou trou noir. Le gaz perdu par la première est attiré par l’autre, autour de laquelle il spirale et s’accumule en un disque d’accrétion : en effet, il ne peut pas tomber directement sur cette étoile en raison de son moment angulaire. La matière du disque doit donc perdre ce moment angulaire avant d’arriver sur l’étoile. C’est possible soit par viscosité, soit par l’éjection de jets symétriques (cas représenté ici) ; dans les deux cas, le champ magnétique joue un rôle déterminant. Au cours de ce processus la matière s’échauffe et émet éventuellement des rayons X, de façon continue ou sporadique. Ce schéma s’applique à toutes sortes de phénomènes, et pas seulement aux sources de rayons X : on explique ainsi les novae, certaines sources de rayons gamma, etc. L’accré

Identification des bandes infrarouges de certains objets avec des PAH46. De haut en bas le spectre de la nébuleuse planétaire NGC 7027, celui de la protonébuleuse planétaire HD 44179 (objet intermédiaire entre une géante rouge de la branche asymptotique et une nébuleuse planétaire), et le spectre de laboratoire d’un PAH, le coronène, dont la formule chimique est indiquée. Remarquer la correspondance assez bonne entre les bandes dans les trois spectres.

Spectre de la Nébuleuse d’Orion dans l’infrarouge moyen, obtenu avec le satellite ISO47. Les nombreuses raies interdites identifiées entre crochets sont produites par le gaz ionisé de la nébuleuse, ainsi que la raie de l’hydrogène Pfund α (indiquée Pfα). L’émission continue sous-jacente est due à la poussière interstellaire chauffée par le rayonnement stellaire, dans la nébuleuse elle-même et surtout dans l’interface entre cette nébuleuse et un nuage sombre situé à l’arrière. Cette émission apparaît dans l’infrarouge moyen lorsque le champ de rayonnement ultraviolet est supérieur à environ 1 000 fois celui qui règne dans la région de la Galaxie qui nous entoure48. C’est également dans cette interface que sont émises les bandes intenses à 6,2, 7,7, 8,6, 11,3 et 12,7 μm, qui sont dues aux grosses molécules polyaromatiques.

Spectre infrarouge dans la direction d’une étoile jeune massive, obtenu avec le satellite ISO49. Ici l’on observe de nombreuses bandes d’absorption produites dans la matière d’un nuage sombre interposée entre l’étoile, qui est un fort émetteur infrarouge, et nous. Elles révèlent la nature des grains de poussière interstellaire dans ce nuage : on voit deux bandes des silicates qui forment le noyau des grains, et des bandes de différentes molécules sous forme de glace, déposées sur ces noyaux. La molécule désignée comme « XCN » a été ultérieurement identifiée comme étant OCN–. Le graphite qui constitue probablement d’autres grains n’est pas détectable dans ce domaine spectral.

Schéma de la formation d’une étoile, d’après Philippe André54. Au milieu, les aspects successifs. À droite, une échelle de temps très approximative. À gauche, le spectre émis : l’émission de la poussière est en noir, et celle de l’étoile après sa formation en grisé. Dans la phase pré-stellaire (en haut), un cœur dense est formé dans un nuage moléculaire et se contracte lentement ; sa température est de 10 à 20 K, aussi bien pour la poussière que pour le gaz, et l’on observe l’émission thermique de sa poussière en ondes submillimétriques et millimétriques, ainsi que les raies émises par les molécules de son gaz (non représentées). Dans la phase protostellaire, la matière qui formera l’étoile se rassemble dans un disque épais en rotation, qui commence à perdre son moment angulaire en émettant un jet de part et d’autre le long de l’axe de rotation. La matière s’échauffe mais sa température ne dépasse pas 70 K et l’émission n’est encore que dans l’infrarouge lointain. Puis l’étoile commence à se former et sa surf

Nébuleuses gazeuses ultracompactes observées en radio55. Au dessus, une image radio de la région galactique W49A obtenue avec le Very Large Array à 3,6 cm de longueur d’onde. On y voit l’émission du gaz ionisé de plusieurs petites nébuleuses gazeuses. Les deux images du dessous sont des vues à grande échelle de quelques-unes d’entre elles à 7 mm de longueur d’onde, toujours obtenues avec le VLA ; l’intensité est représentée à la fois par des courbes de niveau et des niveaux de gris. Les objets ont une taille d’environ 5 000 unités astronomiques (UA, soit la distance de la Terre au Soleil). Chacun d’eux est ionisé par une seule étoile de grande masse, qui vient de s’y former. Optiquement, on ne voit rien dans toute la région.

Schéma de la structure spirale de la Galaxie63. Les cercles symbolisent les nébuleuses gazeuses de distance connue, leur taille étant liée à l’importance de l’objet. La position du Soleil est représentée par un triangle. Le meilleur ajustement des positions des nébuleuses est donné par une spirale à 4 bras. Comparer à la figure 2.24, qui est beaucoup moins sûre.

Schéma de la fontaine galactique71. Le gaz chaud issu du disque galactique monte dans le halo (lignes pointillées avec flèche). La ligne en gras indique le cycle au cours duquel le gaz a une trajectoire ascendante, avant de se contracter en se refroidissant : il se forme alors des nuages ionisés, puis neutres car les ions et les électrons libres s’y recombinent. Ils finissent par retomber sur le disque.

Schéma de l’instabilité de Parker73. Dans les régions du disque galactique qui contiennent peu de gaz, la pression des particules du rayonnement cosmique gonfle ce gaz, et avec lui le champ magnétique : il en résulte une déformation des lignes de force magnétiques, symbolisées ici par des courbes avec flèches. Dans des cas extrêmes, les lignes de force s’ouvrent vers l’extérieur, et le gaz et les rayons cosmiques peuvent sortir de la Galaxie. Sinon (cas représenté ici), le gaz ainsi poussé vers le halo peut retomber vers le disque sous l’effet de la gravité en glissant le long des lignes de force du champ magnétique, et s’accumuler dans les régions proches du plan : les régions déjà denses deviennent encore plus denses. Il y a donc une instabilité à grande échelle, que l’on appelle instabilité de Parker. Ces accumulations de gaz dense favorisent la formation d’étoiles.

Orbites d’étoiles autour du trou noir central de la Galaxie80 Les points de mesure ont été obtenues par des observations infrarouges en optique adaptative menées pendant dix années à l’Observatoire européen austral (télescope de 3,6 m et VLT). Remarquer l’échelle de la figure. La période de révolution de ces étoiles, dont les positions successives observées sont indiquées par des points, est comprise entre 15 ans et plusieurs centaines d’années. Le trou noir central se trouve au foyer commun des ellipses des étoiles S2, S8, S12, S13 et S14 (seule l’ellipse S1, mal définie par les mesures, paraît poser problème). L’étoile S14 passe à seulement 11 heures-lumière du trou noir. On peut déduire du mouvement des étoiles la masse du trou noir central, qui est de 2,9 millions de fois la masse du Soleil.

Carte en raie à 21 cm de l’hydrogène de la galaxie M 81, obtenue avec l’interféromètre de Westerbork (WSRT)3. La raie à 21 cm permet non seulement d’obtenir la distribution de l’hydrogène atomique interstellaire, mais aussi son champ de vitesses, représenté par les lignes d’égale vitesse radiale superposées sur la carte. À une variation régulière de vitesse due à la rotation de la galaxie s’ajoutent des ondulations de ces lignes à la traversée des bras de spirale, qui ont donné une des toutes premières indications de la validité de la théorie des ondes de densité pour rendre compte de la structure spirale.

Simulation de l’évolution dynamique des étoiles et du gaz dans une galaxie spirale5. Il s’agit d’un calcul à trois dimensions, dont seule est représentée ici la projection dans le plan de la galaxie. À gauche, la densité de surface des étoiles dans le disque de la galaxie (nombre d’étoiles par unité de surface du disque) est représentée par des contours en échelle logarithmique. À droite, la densité de surface du gaz interstellaire est figurée par des points. L’état initial est en haut : les composants sont en équilibre sous l’effet de la gravité, de la rotation et de leur dispersion de vitesse. Il n’y a pas de halo massif dans cette simulation. L’évolution est représentée à différents temps T, en millions d’années. La formation d’étoiles à partir du gaz, et l’éjection de gaz par les étoiles ne sont pas considérées. Remarquer l’apparition et l’évolution d’une barre stellaire, et les structures complexes du gaz en bras de spirale, anneaux et barre.

Simulation numérique de la structure d’une galaxie spirale avec formation contagieuse d’étoiles7. L’emplacement des régions de formation d’étoiles est indiqué à diverses époques après le début de la simulation, dont l’unité est de 15 millions d’années. Le modèle suppose que les étoiles se forment spontanément de temps à autre, puis induisent en chaîne la formation d’étoiles dans les régions voisines. La rotation différentielle de la galaxie déforme les zones de formation en fragments de spirales, qui se font et se défont continuellement. Ce modèle peut expliquer l’aspect de certaines galaxies.

Courbes de rotation de quelques galaxies spirales10. Ces courbes qui donnent la vitesse de rotation en fonction de la distance au centre de la galaxie ont été obtenues à partir d’observations de la raie à 21 cm de l’hydrogène interstellaire semblables à celle de la figure 7.11. On constate que la vitesse de rotation devient à peu près constante à partir d’une certaine distance au centre, ce qui implique la présence de grandes quantités de masse même là où l’on ne voit plus guère d’étoiles, et donc de matière noire. Des résultats semblables ont été obtenus par des observations optiques11.

Schéma de l’évolution d’une galaxie.

La galaxie NGC 7252. Cet objet est un exemple typique de deux galaxies en interaction gravitationnelle profonde. À gauche, l’image obtenue à partir du sol montre deux queues de marée où la matière des deux galaxies est expulsée par l’interaction. On y remarque à l’extrémité de ces queues des nodosités qui deviendront sans doute, en se séparant, des galaxies irrégulières. À droite, un agrandissement de la partie centrale observée avec le télescope spatial Hubble, qui montre une mini-spirale de 3 kiloparsecs de diamètre, laquelle résulte probablement aussi de l’interaction.

L’anneau de Hoag. Cette galaxie est un des plus beaux exemples connus d’une galaxie en anneau, qui résulte de la collision de plein fouet de deux galaxies. Elle est ici observée avec le télescope spatial Hubble.

La galaxie à anneau polaire NGC 4650A. Cette image du télescope spatial Hubble montre le résultat spectaculaire d’une rencontre entre deux galaxies. Voir la figure 7.9 pour une simulation numérique d’une telle rencontre.

Trois étapes de la simulation numérique de la formation d’un anneau polaire autour d’une galaxie17. Une galaxie riche en gaz s’approche d’une autre galaxie vue ici par la tranche. Au bout de 1,2 milliards d’années, le gaz des régions externes de la première galaxie commence à former une queue de marée (image du haut). 1,5 milliards d’années après, cette queue s’enroule autour de la galaxie, et forme de nouvelles étoiles (image du milieu). Au bout de 1,2 milliards d’années supplémentaires, un anneau de gaz et d’étoiles jeunes s’est formé, qui persistera très longtemps (en bas).

Les coquilles autour de la galaxie NGC 5128 (Centaurus A)19. Un procédé photographique spécial utilisant des masques permet de révéler ces structures faibles, ici présentées en négatif. La petite figure en bas à gauche montre une coquille interne, et la grande figure des coquilles externes. Ces coquilles sont produites lors de l’interaction entre une galaxie elliptique et une galaxie spirale. La poussière appartenant au milieu interstellaire du disque de celle-ci, qui est vue par la tranche, produit des marques d’absorption (en blanc). Pour une photographie positive normale de cette galaxie, voir la figure 2.29.

Simulation numérique de la formation de coquilles autour d’une galaxie elliptique qui absorbe une galaxie spirale20. La galaxie elliptique, non représentée, a son centre au milieu de la croix. La galaxie spirale, en rotation sur ellemême, s’en approche ; différentes étapes de l’interaction sont représentées, de 0 à 18 (unités de temps arbitraires). Une partie des étoiles de la galaxie spirale forme plusieurs coquilles et une queue de marée.

Principe de la friction dynamique. En haut, une étoile ou un ensemble d’étoiles pénètre dans une galaxie. Au milieu, elle attire les étoiles de la galaxie qui tendent à s’accumuler autour d’elle. En bas, pendant ce temps, elle s’est déplacée, l’accumulation se produit à l’arrière et la freine.

Galaxies entourant des quasars. Dans ces images prises avec le télescope spatial Hubble, on voit la galaxie dont le quasar, très brillant, est le noyau. C’est le quasar qui produit les aigrettes de diffraction que l’on voit dans ces images. Dans l’image au milieu en haut, une étoile galactique est visible à côté de l’ensemble galaxie-quasar.

Mouvements « superluminiques » dans le jet de la radiogalaxie Virgo A (M 87)26. Ces observations ont été faites en optique avec le télescope spatial Hubble. Les images du jet obtenues à une année d’intervalle montrent des composantes qui paraissent éjectées latéralement par le noyau de la galaxie (à gauche, non visible ici) jusqu’à 6 fois la vitesse de la lumière. Ces vitesses ne sont pas réelles ; il faut pour que ce phénomène ait lieu que le jet soit dans une direction proche de celle de l’observateur (supposé vu de la galaxie), et que sa vitesse soit proche de celle de la lumière. Les composantes du jet sont des bouffées de particules relativistes, qui comprennent des électrons qui émettent de la lumière par rayonnement synchrotron dans le champ magnétique du jet.

Images et modèle du noyau de la galaxie de Seyfert NGC 106830. a : image de la région centrale de la galaxie en lumière visible, prise avec le télescope spatial Hubble. À la distance de NGC 1068, 1 seconde de degré = 70 parsecs. b : image du champ carré de la figure précédente, obtenue à 8,7 μm avec l’interféromètre VLTI du VLT de l’ESO, pour lequel on combine la lumière reçue par deux des télescopes de 8 m ; ici l’émission est celle de la poussière chauffée par le rayonnement intense qui existe dans la région. On observe le noyau de la galaxie. c : un modèle du noyau construit à partir de l’observation précédente et d’observations spectroscopiques. Une composante centrale où la poussière a une température supérieure à 800 K est juste résolue dans la direction verticale de l’image, et non résolue dans l’autre direction (sa forme est comprise entre l’ellipse centrale et le cercle en traits interrompus). Elle est entourée d’une composante plus étendue où la poussière a une température de 320 K.

La partie centrale de la paire de galaxies en interaction NGC 4038/9, vue avec le télescope spatial Hubble et en infrarouge moyen avec le satellite ISO33. L’insert en haut à droite montre où se trouve la partie observée, qui occupe le reste de l’image. Les contours superposés sur l’image du télescope spatial sont des isophotes en infrarouge moyen (12,5-18 μm), où l’on observe l’émission des poussières interstellaires. L’aspect en infrarouge diffère de l’aspect en lumière visible, et révèle des régions d’émission intense due à des poussières chaudes, qui sont complètement cachées dans le visible par les poussières froides interposées. Des étoiles jeunes très lumineuses, également invisibles optiquement, chauffent les poussières dans ces régions. Il est vraisemblable que l’interaction entre les deux galaxies (voir le modèle de l’interaction représenté sur la figure 3.1) a comprimé le gaz et engendré la formation de ces étoiles.

Spectre d’un quasar de décalage spectral 3,0. On peut y voir des raies d’émission larges indiquées par l’indice em, produites par le gaz du quasar et décalées vers le rouge : les raies Lyman β et Lyman α de l’hydrogène, la raie NV de l’azote 4 fois ionisé, la raie SiIV du silicium 3 fois ionisé et la raie CIV du carbone 3 fois ionisé (longueur d’onde au laboratoire respectivement 102,6, 121,6, 124,0, 140 et 155 nanomètres). On trouve en absorption, indiquées en haut de la figure, des raies, plus étroites, des mêmes éléments ainsi que les raies SiII et CII du silicium et du carbone ionisés une fois : ces raies sont produites par le gaz interstellaire d’une galaxie interposée, à un décalage spectral de 2,8. Remarquer que cette galaxie absorbe complètement le rayonnement du quasar aux longueurs d’onde plus courtes que la limite de Lyman de l’hydrogène, qui est indiquée. Enfin de très nombreuses raies d’absorption se trouvent aux longueurs d’onde inférieures à celle de la raie Lyman α du quasar ; elles forment la

Image en rayons X de l’amas de galaxies A 1991, obtenue avec le satellite CHANDRA41. Les contours de l’émission X entre 0,6 et 7 keV sont superposés à une image optique de l’amas, qui est dominé par une grosse galaxie. On peut déduire de ces contours la distribution des masses dans l’amas. Les losanges sont des sources X qui correspondent à des galaxies, en général plus lointaines que l’amas.

La version actuelle du diagramme de Hubble entre le décalage spectral et la distance des galaxies48. Le décalage spectral z est en abscisses et la distance d, en millions de parsecs, est en ordonnées (échelles logarithmiques). La signification des symboles est la suivante. TF : relation de Tully-Fisher ; FP : ; SBF : fluctuations de la brillance de surface des galaxies elliptiques ; SNIa : supernovae de type Ia ; SNII : supernovae de type II ; Cepheids : céphéides ; SZ ; effet Sunyaev-Zel’dovich. La droite en trait continu correspond à une valeur du paramètre de Hubble de 72 km/s par mégaparsec, et les deux droites correspondent à une variation de 10 % de ce paramètre.

Supernovae de type Ia et accélération de l’expansion de l’Univers52. La différence entre la magnitude observée de SNIa et la magnitude calculée dans un modèle d’univers de géométrie euclidienne (Ω = 1) et sans accélération est portée en fonction du décalage spectral : en haut pour des supernovae individuelles observées soit à partir du sol soit à partir du télescope spatial Hubble, en bas pour des moyennes de ces quantités. Le décalage spectral z augmente vers la droite, donc le temps cosmique t croît vers la gauche, l’époque actuelle correspondant à z = 0. On voit que les observations ne sont compatibles qu’avec un modèle où une phase de décélération de l’expansion est suivie dans le temps d’une phase (actuelle) d’accélération. La transition entre ces deux régimes a eu lieu à un décalage spectral voisin de 0,5, qui correspond à un âge de l’Univers d’environ 7 milliards d’années.

Les fluctuations de la température du fond du ciel observées par le satellite WMAP. Les observations ont été corrigées de l’anisotropie dipolaire due au mouvement de la Terre par rapport à l’Univers local, et de l’émission des poussières de la Galaxie. La totalité du ciel est représentée en coordonnées galactiques, la longitude croissant horizontalement de la droite vers la gauche et la latitude de bas en haut ; le centre galactique est au milieu. Les régions sombres ont une température moins élevée que la moyenne (2,725 K), les claires une température plus élevée.

Schéma de la propagation des ondes dans l’Univers avant la recombinaison. Bien qu’il existe des ondes de toutes longueurs et se propageant dans toutes les directions, on n’a représenté ici qu’une onde fondamentale et des ondes harmoniques 2 et 3. Ces ondes sont symbolisées par des bandes horizontales, où les zones sombres représentent des maxima de pression et les zones claires des minima. L’épaisseur de la bande symbolise l’amplitude de l’onde : les harmoniques 2 et surtout 3 sont atténués au cours de la propagation.

Le spectre des fluctuations du rayonnement du ciel, observé par le satellite WMAP, avec deux autres séries de mesures au sol. Il est obtenu par l’analyse de Fourier de la carte de la température du rayonnement (Fig. 7.21). L’intensité (carré de l’amplitude) des fluctuations est portée en fonction de leur échelle angulaire θ, en haut, et du moment multipolaire l, en bas (échelles logarithmiques), lequel est inversement proportionnel à θ : l = π/θ si θ est en radians. Les zones grisées donnent l’erreur de mesure dans certaines régions du spectre, les barres d’erreur dans d’autres. Le pic principal, qui indique les fluctuations les plus intenses, correspond aux ondes fondamentales de l’Univers avant la recombinaison ; les pics suivants correspondent aux harmoniques 2, 3 et 4.

Le spectre des fluctuations du rayonnement du ciel, tel qu’il était connu avant les résultats du satellite WMAP grâce au satellite COBE et à différentes observations en ballon et au sol. Comme pour la figure 7.23, l’intensité est portée en fonction du moment multipolaire l (échelle logarithmique). Les résultats ont été parfaitement confirmés par WMAP (comparer à la figure 7.23) ; ils étaient moins précis car seules de petites portions du ciel avaient pu être observées.

Les paramètres cosmologiques déduits des observations avec COBE et WMAP

Schéma de l’évolution temporelle de l’Univers.

Distribution des galaxies dans l’Univers local jusqu’à 450 Mpc environ. Cette figure a été construite à partir du relevé SLOAN, qui a mesuré la magnitude et le décalage spectral d’un très grand nombre de galaxies65. Chaque point représente une galaxie dans une tranche de 5° autour du plan de l’équateur céleste. Les abcisses et les ordonnées donnent la distance en mégaparsecs (nous sommes placés au centre de la figure). Afin d’éviter les biais observationnels et d’obtenir une image lisible et bien représentative de la réalité, seules sont figurées les galaxies faisant partie d’une tranche de magnitude absolue dans le rouge Mr (corrigée du décalage spectral et donc ramenée à la même longueur d’onde) qui dépend de la zone considérée : entre 30 et 78 Mpc, – 18 < Mr <–17; entre 78 et 193 Mpc, – 20 < Mr < – 19; entre 193 et 454 Mpc, – 22 < Mr < – 21. Les observations sont moins complètes dans la partie droite de la figure, qui n’a pas été observée entièrement, mais elles ne sont pas biaisées non plus. On constate q

Taux de formation d’étoiles en fonction du décalage spectral, obtenu à partir d’observations avec le télescope spatial Hubble71. Ce taux, en échelle logarithmique, est donné en masses solaires par an et par Mpc3 de co-volume, c’est-à-dire du volume de l’Univers au décalage z qui devient égal à 1 Mpc3 à z = 0 à la suite de l’expansion de l’Univers (la masse se conserve donc dans le co-volume). Il est déterminé à partir du flux ultraviolet (décalé en fonction de z) des galaxies, qui est proportionnel au taux de formation d’étoiles. Les valeurs obtenues par différents auteurs sont indiquées avec leurs incertitudes ; cependant des corrections mal connues d’extinction par les poussières interstellaires font que ces taux sont plus incertains qu’indiqué. Néanmoins il est clair que le taux de formation d’étoiles était beaucoup plus grand dans le passé (aux décalages spectraux élevés) que maintenant, et était déjà important à un décalage spectral de 6.

Un champ profond du télescope spatial Hubble observé dans l’infrarouge à 15 μm avec le satellite ISO72. Les isophotes infrarouges sont superposés à l’image optique. Les cercles représentent des détections avec ISO à 6,75 μm. La plupart des objets infrarouges sont identifiés à des galaxies lointaines.

Sources observées avec le satellite ISO dans l’infrarouge lointain73. Il s’agit d’objets très faibles observés à 170 μm. Les niveaux de gris indiquent l’intensité, et les détections de sources sont représentées par des cercles ou des carrés selon le flux. La plupart sont des galaxies lointaines.

Spectre moyen de galaxies elliptiques à très grand décalage spectral (1,6 à 1,9)77. Ce spectre, en trait gras, observé avec le VLT de l’ESO, est porté en unités arbitraires d’intensité en fonction de la longueur d’onde au repos (corrigée du décalage spectral). Il est comparé avec des spectres synthétiques de populations d’étoiles ayant des âges de 500 (bas), 1 100 (milieu) et 3 000 (haut) millions d’années : on voit que ces galaxies ont des âges de l’ordre d’un 1 milliard d’années, alors que l’âge de l’Univers correspondant à leur décalage spectral est de l’ordre de 3 milliards d’années. Elles se sont donc formées environ 2 milliards d’années après le Big Bang, ce qui est très tôt.

Quelques images partielles du Hubble Ultra-deep Field. Ces images, obtenues en accumulant 270 heures d’observation avec le télescope spatial Hubble, sont les plus profondes jamais obtenues du ciel. On y observe de très nombreuses galaxies dont les plus faibles sont généralement très irrégulières.

Le projet OWL de télescope de 100 m de diamètre de l’ESO.

Le projet d’interféromètre millimétrique/submillimétrique ALMA.

Transmission de l’atmosphère terrestre en ondes submillimétriques3. La transmission de l’atmosphère au zénith est portée en fonction de la fréquence dans un excellent site d’altitude (4 800 m) proche de celui d’ALMA, dans des conditions particulièrement bonnes : la hauteur d’eau précipitable (c’est-à-dire la hauteur qu’occuperait la vapeur d’eau si elle était entièrement condensée en eau liquide), qui détermine la transmission, n’était que 0,25 mm. On observe une bonne transmission en dessous de 500 GHz (au-dessus de 0,6 mm de longueur d’onde), autour de 675 GHz (0,44 mm) et de 875 GHz (0,34 mm). Les fenêtres de transmission aux fréquences plus élevées sont inutilisables.

Les projets de l’Agence spatiale européenne

Le futur télescope spatial JWST (John Webb Space Telescope). Ce télescope au miroir mosaïque de 6,5 m de diamètre fonctionnera essentiellement dans l’infrarouge proche et moyen. Les grands panneaux horizontaux sont des écrans thermiques protégeant le télescope de la chaleur solaire.

Les projets de la NASA

Le Square Kilometer Array (SKA). SKA serait composé d’une centaine d’éléments comme celui du cercle visible au premier plan, dispersés sur une grande étendue. Chacun d’eux aurait une surface de l’ordre de 10 000 m2. Il en existe différents concepts qui sont à l’étude à des fins comparatives.

Arcs gravitationnels dans l’amas de galaxies A370. Presque tous les objets que l’on voit dans cette image du VLT de l’ESO sont des galaxies appartenant à l’amas : remarquer en particulier deux grosses galaxies elliptiques. L’arc visible sous celle du bas est le premier qui ait été découvert. C’est l’image gravitationnelle d’une galaxie plus lointaine produite par la masse de l’amas. On observe en dessous un autre arc gravitationnel plus faible, et plusieurs images allongées qui sont aussi d’origine gravitationnelle.

Arcs gravitationnels dans l’amas de galaxies A 2218. Cette image obtenue avec le télescope spatial Hubble montre de nombreux arcs qui tendent à entourer les plus grosses galaxies de l’amas, qui sont localisées dans les régions où se trouve l’essentiel de la masse. Il s’agit d’images gravitationnelles de galaxies situées loin derrière l’amas.

Formation d’images gravitationnelles par une masse8 La lumière émise par la source est déviée par le déflecteur (la masse d’un amas galaxies par exemple), et plusieurs rayons différents parviennent en général à l’observateur. Les surfaces d’onde sont indiquée en traits interrompus ; elles sont en chaque point normales au rayon lumineux. Ici, l’observateur voit trois images A, B et C. Noter que si la source varie au cours du temps, ce qui est souvent le cas si c’est un quasar, ces variations sont d’abord perçues dans l’image A, puis dans l’image B, et enfin dans l’image C, en raison de la longueur différente des trois chemins optiques correspondants.

L’image gravitationnelle RSX J1131-1231. Cette image obtenue avec le télescope de 3,6 m de diamètre de l’ESO au Chili est particulièrement complexe. On y voit 4 images gravitationnelles ponctuelles d’un quasar de décalage spectral z = 0,66, formées par une galaxie elliptique de décalage spectral 0,3, qui est visible au centre. On observe en plus un anneau partiel, qui est l’image gravitationnelle de la galaxie lointaine dont le quasar est le noyau.

Images gravitationnelles données par l’amas de galaxies MS2137.3-2353. Les images gravitationnelles sont repérées par des lettres9. Noter l’arc rectiligne qui semble sortir de la grosse galaxie centrale, et les détails de l’arc A01-A02 qui sont des images déformées de parties d’une galaxie lointaine. À partir de ces images, il est possible de déterminer la distribution de la masse dans l’amas.

Variation de l’éclat d’une étoile due à l’amplification gravitationnelle par une masse passant à l’avant. Les barres représentent les mesures effectuées avec plusieurs télescopes. L’étoile appartient au bulbe de la Galaxie. On constate que la variation de la lumière est asymétrique dans le temps (courbe en traits gras ; la courbe en traits interrompus, dessinée pour comparaison, est symétrique). Cette asymétrie est due à un effet de parallaxe, la Terre se déplaçant beaucoup sur son orbite pendant la longue durée du phénomène. On peut alors déduire de l’observation la distance de l’objet interposé, soit environ 1,7 kpc, et sa masse qui est de l’ordre de 0,6 fois la masse du Soleil13.