Observer le ciel : notre première fenêtre sur l’Univers
Depuis toujours, les êtres humains observent le ciel. À l’œil nu, nous pouvons voir le Soleil, la Lune, quelques planètes, plusieurs milliers d’étoiles et, lorsque le ciel est suffisamment sombre, une bande blanchâtre appelée la Voie lactée.
Pourtant, ce que nous voyons directement ne représente qu’une infime partie de l’Univers. La plupart des astres sont beaucoup trop éloignés ou trop peu lumineux pour être distingués sans instruments.
L’astronomie moderne repose donc sur une idée fondamentale : nous étudions l’Univers en recueillant les informations qui nous parviennent depuis les astres.
Dans la majorité des cas, ces informations sont transportées par la lumière, au sens large du terme. Les astronomes peuvent ainsi déterminer la température d’une étoile, sa composition chimique, sa vitesse, sa distance ou encore certains de ses mouvements sans jamais s’en approcher.
Regarder loin, c’est regarder dans le passé
La lumière ne se déplace pas instantanément. Dans le vide, sa vitesse est d’environ 300 000 kilomètres par seconde.
Cette vitesse paraît immense, mais les distances astronomiques sont tellement grandes que la lumière peut mettre des années, des siècles ou même des milliards d’années pour nous parvenir.
Lorsque nous observons la Lune, nous la voyons telle qu’elle était environ 1,3 seconde plus tôt.
La lumière du Soleil met environ 8 minutes et 20 secondes pour atteindre la Terre.
Cela signifie que si le Soleil pouvait disparaître instantanément, phénomène physiquement irréaliste mais utile pour comprendre le principe, nous continuerions à le voir pendant un peu plus de huit minutes.
Plus un objet est éloigné, plus nous le voyons dans son passé.
Observer une galaxie située à plusieurs milliards d’années-lumière revient donc à observer cette galaxie telle qu’elle était il y a plusieurs milliards d’années.
L’astronomie possède ainsi une particularité remarquable : observer l’espace permet aussi d’observer le passé.
La lumière : principale messagère de l’Univers
La lumière visible que perçoivent nos yeux n’est qu’une petite partie d’un ensemble beaucoup plus vaste appelé rayonnement électromagnétique.
Ce rayonnement comprend notamment :
- les ondes radio
- les micro-ondes
- l’infrarouge
- la lumière visible
- l’ultraviolet
- les rayons X
- les rayons gamma
Toutes ces formes de rayonnement appartiennent à la même famille. Elles se déplacent dans le vide à la vitesse de la lumière, mais possèdent des longueurs d’onde et des énergies différentes.
Nos yeux ne sont sensibles qu’à une bande très étroite de ce spectre.
Pourquoi observer plusieurs types de lumière ?
Un même astre peut apparaître très différemment selon le type de rayonnement observé.
Les ondes radio peuvent révéler des nuages de gaz invisibles à l’œil humain.
L’infrarouge permet notamment d’observer des régions cachées derrière des poussières interstellaires.
Les rayons X révèlent souvent des phénomènes extrêmement énergétiques, comme certains environnements proches des trous noirs, des étoiles à neutrons ou des restes de supernovas.
Les rayons gamma correspondent à des phénomènes encore plus énergétiques.
Pour comprendre l’Univers, les astronomes essaient donc de l’observer dans toutes les longueurs d’onde disponibles.
Les télescopes
Un télescope ne sert pas simplement à grossir les objets.
Sa fonction essentielle consiste surtout à collecter davantage de lumière que l’œil humain.
Plus un télescope possède une grande surface collectrice, plus il peut recueillir de photons provenant d’objets très faibles et très éloignés.
Cela permet d’observer des étoiles ou des galaxies impossibles à distinguer à l’œil nu.
Les télescopes optiques
Les télescopes optiques observent principalement la lumière visible.
Deux grandes familles historiques existent.
Les lunettes astronomiques utilisent principalement des lentilles.
Les télescopes à miroir utilisent un ou plusieurs miroirs pour recueillir et concentrer la lumière.
Aujourd’hui, les grands observatoires professionnels utilisent principalement des miroirs, car il est plus facile de construire de très grandes surfaces réfléchissantes que d’immenses lentilles.
Le diamètre du miroir principal est particulièrement important.
Un télescope de grand diamètre peut :
- recueillir davantage de lumière
- observer des objets plus faibles
- distinguer des détails plus fins
- effectuer des mesures plus précises
Les radiotélescopes
Les radiotélescopes captent les ondes radio provenant de l’espace.
Ils ressemblent souvent à de grandes antennes paraboliques.
Certains travaillent seuls, mais plusieurs radiotélescopes peuvent également être combinés pour fonctionner comme un instrument beaucoup plus grand.
Cette technique appelée interférométrie permet d’obtenir une résolution remarquable.
Elle est notamment utilisée pour étudier les galaxies, les pulsars, les nuages de gaz et les régions proches de certains trous noirs.
Pourquoi placer des télescopes dans l’espace ?
L’atmosphère terrestre est indispensable à la vie, mais elle gêne certaines observations astronomiques.
Elle absorbe notamment une partie importante des rayons ultraviolets, des rayons X et des rayons gamma.
Elle peut également déformer légèrement la lumière visible à cause des mouvements de l’air. C’est l’une des raisons pour lesquelles les étoiles semblent scintiller.
Placer un télescope dans l’espace permet donc d’éviter une grande partie de ces perturbations.
Des observatoires spatiaux peuvent ainsi observer des longueurs d’onde difficiles ou impossibles à étudier depuis le sol.
Les avantages des observatoires terrestres
Les télescopes installés au sol restent cependant indispensables.
Ils peuvent être beaucoup plus grands et sont généralement plus faciles à entretenir ou à moderniser que les instruments envoyés dans l’espace.
Les astronomes choisissent souvent des lieux :
- situés en altitude
- éloignés des grandes villes
- bénéficiant d’un air sec
- possédant de nombreuses nuits sans nuages
- peu touchés par la pollution lumineuse
Décomposer la lumière : le spectre
L’une des découvertes les plus importantes de l’astronomie a été de comprendre que la lumière pouvait être décomposée en différentes couleurs.
Lorsqu’une lumière blanche traverse un prisme, elle peut former une succession de couleurs allant approximativement du violet au rouge.
Cette répartition de la lumière en fonction de sa longueur d’onde constitue un spectre.
Mais les spectres astronomiques contiennent beaucoup plus d’informations qu’un simple arc-en-ciel.
Les raies spectrales
Lorsqu’on étudie précisément le spectre d’une étoile, on observe souvent de fines lignes sombres ou lumineuses appelées raies spectrales.
Ces raies sont liées aux atomes et aux molécules.
Chaque élément chimique possède une sorte de signature spectrale.
L’hydrogène ne produit pas exactement les mêmes raies que l’hélium, le sodium, le calcium ou le fer.
En comparant les raies observées dans la lumière d’une étoile avec celles mesurées en laboratoire, les astronomes peuvent identifier les éléments présents dans son atmosphère.
C’est ainsi que nous savons que les étoiles sont principalement constituées d’hydrogène et d’hélium, même si personne n’est jamais allé prélever directement un échantillon de matière dans une étoile.
Ce qu’un spectre peut révéler
L’analyse d’un spectre permet d’obtenir de nombreuses informations.
Elle peut notamment renseigner sur :
- la composition chimique d’un astre
- sa température
- sa vitesse de rotation
- son mouvement par rapport à la Terre
- la présence de certains gaz
- les conditions physiques de son atmosphère
La spectroscopie est donc l’un des outils fondamentaux de l’astrophysique.
Grâce à elle, la lumière devient en quelque sorte un message codé que les scientifiques peuvent déchiffrer.
Mesurer les distances dans l’Univers
Mesurer une distance sur Terre peut sembler simple. Nous pouvons utiliser une règle, un télémètre, un radar ou un système de positionnement.
Dans l’espace, la situation est beaucoup plus difficile.
Il est évidemment impossible de dérouler un mètre jusqu’à une étoile.
Les astronomes utilisent donc plusieurs méthodes, chacune adaptée à certaines distances.
On parle parfois d’une échelle des distances cosmiques, car les méthodes se complètent progressivement.
L’unité astronomique
À l’intérieur du Système solaire, une unité pratique est l’unité astronomique, souvent abrégée UA.
Une unité astronomique correspond approximativement à la distance moyenne entre la Terre et le Soleil.
Elle vaut environ 150 millions de kilomètres.
On peut ainsi dire que la Terre se trouve à environ 1 UA du Soleil.
Cette unité est particulièrement adaptée aux distances entre les planètes.
Mais elle devient peu pratique lorsqu’on parle d’étoiles ou de galaxies.
L’année-lumière
Pour les très grandes distances, on utilise souvent l’année-lumière.
Contrairement à ce que son nom pourrait laisser penser, l’année-lumière n’est pas une unité de temps.
C’est une unité de distance.
Une année-lumière correspond à la distance parcourue par la lumière dans le vide pendant une année.
Puisque la lumière parcourt environ 300 000 kilomètres chaque seconde, elle parcourt environ 9 460 milliards de kilomètres en une année.
Cette distance correspond à une année-lumière.
Quelques exemples
La lumière provenant du Soleil met environ huit minutes pour atteindre la Terre.
L’étoile la plus proche du Soleil, Proxima du Centaure, se trouve à un peu plus de 4 années-lumière.
Cela signifie que sa lumière met un peu plus de quatre ans à nous parvenir.
Le diamètre de la Voie lactée est de l’ordre de 100 000 années-lumière.
La galaxie d’Andromède se trouve à environ 2,5 millions d’années-lumière de nous.
Lorsque nous observons Andromède aujourd’hui, nous recevons donc une lumière partie de cette galaxie il y a environ 2,5 millions d’années.
La parallaxe : mesurer les étoiles proches
Pour mesurer la distance des étoiles relativement proches, les astronomes utilisent notamment la parallaxe.
On peut facilement reproduire le principe.
- Tendez un doigt devant vous
- Fermez l’œil gauche et regardez votre doigt avec l’œil droit
- Fermez ensuite l’œil droit et regardez avec l’œil gauche
Votre doigt semble se déplacer par rapport à l’arrière-plan.
Pourtant, il n’a pas réellement bougé.
Ce déplacement apparent est dû au changement de position de l’observateur.
La parallaxe des étoiles
La Terre se déplace autour du Soleil.
Les astronomes peuvent donc observer une étoile à plusieurs mois d’intervalle, lorsque la Terre se trouve à deux endroits différents de son orbite.
Une étoile relativement proche semble alors légèrement se déplacer par rapport aux étoiles beaucoup plus éloignées situées en arrière-plan.
Plus ce déplacement apparent est important, plus l’étoile est proche.
Plus il est faible, plus l’étoile est éloignée.
La parallaxe est aujourd’hui mesurée avec une précision extrêmement élevée grâce à des observatoires spécialisés.
Mesurer des distances encore plus grandes
Lorsque les étoiles sont trop éloignées, leur parallaxe devient trop faible pour certaines méthodes de mesure.
Les astronomes utilisent alors d’autres techniques.
L’une des idées les plus importantes consiste à comparer la luminosité apparente d’un objet avec sa luminosité réelle connue ou estimée.
Imaginez deux ampoules identiques.
Si l’une semble beaucoup plus faible que l’autre, il est probable qu’elle soit plus éloignée.
En astronomie, certains objets dont on connaît relativement bien la luminosité intrinsèque peuvent servir de repères.
On parle parfois de chandelles standard.
Certaines étoiles variables, notamment les céphéides, jouent un rôle très important dans ce domaine.
Pour des distances encore plus grandes, certains types de supernovas peuvent également servir de repères.
Chaque méthode permet ainsi de calibrer les suivantes.
Le décalage vers le rouge
Lorsque les astronomes observent le spectre de nombreuses galaxies lointaines, ils constatent que leurs raies spectrales sont souvent déplacées vers les grandes longueurs d’onde.
Dans la partie visible du spectre, les grandes longueurs d’onde se situent du côté rouge.
On parle donc de décalage vers le rouge, ou redshift.
Ce phénomène est essentiel pour comprendre l’Univers à grande échelle.
L’effet Doppler
Une première manière de comprendre le décalage des longueurs d’onde consiste à penser à l’effet Doppler.
Lorsqu’une ambulance se rapproche, le son de sa sirène paraît plus aigu.
Lorsqu’elle s’éloigne, le son paraît plus grave.
Cela se produit parce que les ondes sonores sont comprimées lorsque la source se rapproche et étirées lorsqu’elle s’éloigne.
Un phénomène comparable existe pour la lumière.
Une source qui se rapproche peut présenter un déplacement vers les longueurs d’onde plus courtes, appelé décalage vers le bleu.
Une source qui s’éloigne peut présenter un déplacement vers les longueurs d’onde plus grandes, appelé décalage vers le rouge.
Le décalage cosmologique
Pour les galaxies très éloignées, il faut cependant aller plus loin qu’une simple comparaison avec une ambulance se déplaçant dans l’espace.
À très grande échelle, l’Univers lui-même est en expansion.
Pendant que la lumière traverse l’Univers, l’espace s’étend et la longueur d’onde de cette lumière peut être étirée avec lui.
On parle alors de décalage cosmologique vers le rouge.
Plus une galaxie lointaine présente généralement un fort décalage vers le rouge, plus l’expansion de l’Univers a étiré la lumière que nous recevons.
Ce phénomène constitue l’une des grandes preuves observationnelles de l’expansion de l’Univers.
La relation entre distance et expansion
Au début du XXe siècle, les observations ont montré une relation remarquable entre la distance de nombreuses galaxies et leur éloignement apparent.
Globalement, plus une galaxie est éloignée, plus son décalage vers le rouge est important.
Cette relation est associée notamment aux travaux de Georges Lemaître et d’Edwin Hubble.
Elle ne signifie pas que la Terre se trouve au centre de l’Univers.
Une image simple consiste à imaginer des points dessinés sur la surface d’un ballon que l’on gonfle.
Lorsque le ballon grandit, chaque point voit les autres points s’éloigner.
Aucun point particulier n’est nécessairement le centre de l’expansion sur la surface elle-même.
L’image reste imparfaite, mais elle aide à comprendre que l’expansion cosmique concerne l’espace entre les grandes structures de l’Univers.
Observer signifie interpréter
Une photographie astronomique peut être spectaculaire, mais l’astronomie scientifique ne consiste pas simplement à produire de belles images.
Les chercheurs mesurent précisément :
- la quantité de lumière reçue
- sa longueur d’onde
- son évolution dans le temps
- la position des astres
- leur mouvement
- leur température
- leur composition chimique
Ces données sont ensuite confrontées aux lois de la physique.
C’est cette combinaison entre observation, mesure, modèle et vérification qui permet de construire notre connaissance de l’Univers.
Des images parfois différentes de ce que verrait notre œil
Les images astronomiques publiées dans les livres ou sur Internet ne correspondent pas toujours exactement à ce qu’un humain verrait depuis un vaisseau spatial.
Certaines sont réalisées dans des longueurs d’onde invisibles pour nos yeux.
Les scientifiques attribuent alors des couleurs visibles aux différentes données afin de les représenter.
Une image peut également combiner plusieurs observations effectuées à différentes longueurs d’onde.
Ces traitements ne signifient pas que l’image est fausse.
Ils permettent au contraire de rendre visibles des informations que l’œil humain ne peut pas percevoir directement.
Il faut simplement distinguer une image en couleurs naturelles d’une représentation scientifique en couleurs attribuées.
Les limites de nos observations
Même avec des instruments extrêmement puissants, nous ne pouvons pas tout observer.
Certaines régions sont cachées par de la poussière.
Certains objets émettent très peu de lumière.
D’autres sont tellement éloignés que leur rayonnement est extrêmement faible lorsqu’il atteint nos instruments.
Il existe également une limite fondamentale liée à l’âge de l’Univers et à la vitesse de la lumière.
Nous ne pouvons recevoir aujourd’hui que la lumière ayant eu suffisamment de temps pour nous parvenir.
La partie de l’Univers dont des informations ont pu nous atteindre constitue l’Univers observable.
Cela ne signifie pas nécessairement que l’Univers s’arrête à cette limite.
Cela signifie seulement qu’au-delà, la lumière n’a pas encore pu nous transmettre d’informations depuis les régions concernées, compte tenu de l’histoire de l’expansion cosmique.
Comment savons-nous tout cela ?
L’une des questions les plus importantes en science est : comment le savons-nous ?
Pour étudier l’Univers, les astronomes disposent de plusieurs sources d’information complémentaires.
Ils utilisent notamment :
- La position et le mouvement apparent des astres
- La quantité de lumière qu’ils reçoivent
- Les différentes longueurs d’onde du rayonnement
- Les raies présentes dans les spectres
- Les variations de luminosité
- La parallaxe des étoiles proches
- Le décalage vers le rouge des galaxies
- Des objets dont la luminosité intrinsèque peut servir de repère
Aujourd’hui, d’autres messagers complètent également la lumière, notamment les ondes gravitationnelles, certains neutrinos et les rayons cosmiques.
L’astronomie moderne devient ainsi une astronomie dite multi-messagers, capable d’étudier certains phénomènes grâce à plusieurs types de signaux différents.
Ce qu’il faut retenir
Observer l’Univers revient avant tout à recueillir et analyser les informations qui nous parviennent depuis l’espace.
La lumière constitue notre principal outil d’observation.
Les télescopes permettent de recueillir beaucoup plus de lumière que l’œil humain et d’observer différentes parties du spectre électromagnétique.
La spectroscopie permet de déterminer certaines propriétés physiques et chimiques des astres grâce à leur lumière.
Les astronomes utilisent différentes méthodes pour mesurer les distances, notamment la parallaxe et l’étude d’objets dont la luminosité est connue.
L’année-lumière est une unité de distance correspondant à la distance parcourue par la lumière pendant une année.
Enfin, le décalage vers le rouge observé dans la lumière des galaxies lointaines constitue un outil majeur pour étudier leur mouvement et surtout l’expansion de l’Univers.
Grâce à ces méthodes, les scientifiques peuvent étudier des objets qu’aucun être humain ne pourra probablement jamais atteindre directement. L’Univers nous envoie continuellement des informations sous forme de rayonnements et d’autres signaux. Le travail de l’astrophysicien consiste à apprendre à les détecter, les mesurer et les interpréter.
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