description de notre univers

Introduction :

       D’après la théorie du Big Bang, l’Univers existerait depuis 10 à 20 milliards d’années. On pense qu’il y avait au départ une minuscule bille très chaude et très dense. La température atteignait plusieurs milliards de milliards de milliards de degrés. Puis la température ne faisant qu’augmenter, cette bille finit alors par exploser libérant une quantité phénoménale de matière et d’énergie. L’Univers commença alors son expansion dans l’espace. Au fur et à mesure que l’Univers se refroidit, quand on est à un millionième de seconde après le Big Bang, on voit apparaître des constituants de la matière, comme les électrons, les protons et les neutrons. Entre la première seconde et la troisième minute, quand la température est comprise entre 10 et 1 milliard de degrés, c’est là que se créent les noyaux des éléments chimiques légers : l’hydrogène, l’hélium, le deutérium et le lithium 7.Trois minutes après le Big Bang, tous les acteurs sont en place : photons, noyaux atomiques et électrons. Ce n’est que 300 000 ans après, quand la température est descendue à 10 000 degrés, que les électrons se recombinent avec les noyaux atomiques pour donner les premiers atomes, et que la lumière s’échappe enfin de la matière.Quinze milliards d’années après le Big Bang, des étoiles se forment, les galaxies tournent toujours, l’Univers continue son expansion. 

       Dans un premier temps, nous allons étudier la formation du système solaire puis ses différents constituants : le Soleil, les neuf planètes, les astéroïdes, les comètes, les météores et les météorites.

       Dans un second temps, nous étudierons les étapes de la vie d’une étoile, comment mesurer la distance entre nous et l’étoile observée. Nous verrons aussi quelques constellations.

       Dans un troisième temps, nous aborderons les galaxies, les quasars, mais aussi la structure de l’Univers.

       Enfin, nous verrons quelques curiosités dans l’Univers comme les trous noirs et les exoplanètes (ou planètes extrasolaires).

 I.                   LE SYSTEME SOLAIRE 

       Le système solaire se trouve sur l’un des bras spiraux de notre galaxie, la Voie lactée. Sa période de révolution autour du centre galactique est de 225 millions d’années. Il est constitué du Soleil, des neuf planètes en orbite autour de lui avec leurs satellites, d’astéroïdes, comètes, météores et poussières. Ordre des planètes à partir du Soleil : Mercure, Vénus, la Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune et Pluton.Les planètes se distinguent par leur taille et leur composition. Les planètes telluriques (Mercure, Vénus, la Terre et Mars) sont de petits corps solides, essentiellement rocheux. Les quatre suivantes (Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune) sont des planètes géantes formées de gaz (hydrogène et hélium). Pluton est une petite planète à part, apparemment faite de glace.

A.                SA FORMATION 

       On pense que le système solaire s’est formé il y a environ 4,6 milliards d’années à partir d’un nuage de gaz et de poussière en rotation : la nébuleuse primitive. Tournant de plus en plus vite sur lui-même, ce nuage s’est aplati en forme de disque sous l’action de forces centrifuges et gravitationnelles. Les gaz fortement condensés au centre du disque ont formé un proto-Soleil. Le processus de compression et d’échauffement des gaz s’est poursuivi jusqu’au seuil de déclenchement des réactions thermonucléaires, notre Soleil prenant alors l’aspect que nous lui connaissons.Les planètes sont issues des anneaux périphériques du disque. On ne sait pas exactement comment elles se sont formées, mais il semblerait que ce soit par accrétion de noyaux de matière. Seule une partie de la matière du disque initial s’est agglomérée en planètes. Le reste s’est dispersé dans l’espace.

B.     SA COMPOSITION 

       Le système solaire est composé du Soleil, de neuf planètes  (les planètes telluriques et les planètes joviennes), d’une ceinture d’astéroïdes entre les orbites de Mars et de Jupiter, de comètes et de météorites.

1) le Soleil 

       Le Soleil est une étoile d’un diamètre de 1 392 000 km, composée d’un noyau, d’une zone de radiation, d’une zone de convection et de deux couches superficielles : photosphère et chromosphère. Il tire son énergie de réactions nucléaires – transformation d’hydrogène en hélium – qui se produisent en son centre où la température atteint 15 millions de degrés.Ces réactions nucléaires sont limitées au noyau, la température des couches suivantes n’étant plus assez élevée. L’énergie est tout d’abord transportée par radiation dans une première couche, puis par de gigantesques cellules de convection jusqu’à la photosphère, enveloppe de gaz incandescents formant la surface du Soleil. La température est alors de 6 000 °K. L’affleurement au niveau de la photosphère d’une multitude de cellules de convection lui donne un aspect granuleux, visible de la Terre. Les jets de gaz incandescents qui jaillissent de la photosphère se dispersent dans la chromosphère, puis dans la couronne qui l’entoure.

2) les quatre planètes telluriques

a)      Mercure 

       Mercure est la planète la plus proche du Soleil. C’est aussi celle qui décrit, excepté Pluton, l’orbite la plus excentrique : sa distance au Soleil étant de 45 900 000 km au périhélie et de 69 700 000 km à l’aphélie. Elle boucle son orbite en 88 jours et effectue un tour complet sur elle-même en 59 jours. Sa surface est donc soumise alternativement à de longues périodes de chaleur ou de froid. La température peut varier de + 350 °C à midi à – 170 °C la nuit. Mercure est difficile à voir de la Terre, car trop proche du Soleil. On ne peut l’observer que le matin, avant le lever du Soleil ou le soir, après son coucher. Elle présente comme la Lune, des phases successives : étant invisible quand elle passe entre la Terre et le Soleil, ou pleinement éclairée quand elle se trouve à l’opposé du Soleil. C’est à son dernier quartier qu’on la voit le mieux.Mercure est la plus petites des planètes telluriques : son diamètre équatorial – 4 878 km – n’atteint pas la moitié de celui de la Terre. Elle n’a pas de satellite.Mercure est une planète rocailleuse, probablement constituée, comme la Terre, d’un noyau de fer entouré d’un manteau de silicates. Pratiquement dépourvue d’atmosphère, elle possède cependant un champ magnétique qui capte l’hélium du vent solaire. Sa surface, criblée de cratères, ressemble à celle de la Lune. Les plus gros cratères datent de 4 à 4,5 milliards d’années, peu après la formation des planètes. Les plus petits, apparaissant en superposition, sont sans aucun doute plus récents.Nous ne connaissons pas, à ce jour, de formation remarquable sur la surface de Mercure que le « bassin de la Chaleur ». Toutefois, la seule sonde à avoir survolé la planète, Mariner 10, ne nous a révélé qu’une partie de son visage. Ce bassin, d’un diamètre de 1 300 km, a été comparé à la Mare Imbrium de la Lune. Il est entouré d’un anneau montagneux et d’un réseau rayonnant de crêtes et de vallées. Son plancher présente de multiples fractures.

b)      Vénus 

       Deuxième planète du système solaire, Vénus est celle qui est la plus proche de la Terre. C’est aussi l’objet le plus brillant du ciel, après le Soleil et la Lune. De la Terre, elle apparaît comme une étoile brillante se manifestant à l’ouest après le coucher du Soleil (l’étoile du Berger) ou à l’est juste avant son lever (l’étoile du Matin). Elle présente des phases semblables à celles de la Lune.Vénus décrit une orbite presque circulaire, distante d’environ 108 200 000 km du Soleil, sa période de révolution étant de 225 jours. Elle tourne lentement sur elle-même, accomplissant une rotation en 243 jours, la durée d’une journée étant donc supérieure à celle d’une année. Cette rotation s’effectue d’est en ouest, en sens inverse de celle du Soleil et des autres planètes. Vénus n’a pas de satellite. Elle est à peu près de même taille que la Terre, avec un diamètre de 12 104 km, mais possède un climat très différent. Sa température de surface est d’environ 460 °C, car son atmosphère constituée d’épais nuages, riche en gaz carbonique, emprisonne la chaleur du Soleil. Sa pression atmosphérique superficielle est 90 fois plus élevée que celle de la Terre.Vue de l’espace, Vénus apparaît comme un objet très brillant, la lumière solaire étant presque entièrement réfléchie par son épais manteau nuageux. Son atmosphère, très dense, se répartit jusqu’à 100 km au-dessus de sa surface. Elle est essentiellement composée de gaz carbonique mais renferme aussi de l’azote, de l’oxygène, de l’acide sulfurique et de la vapeur d’eau, en faibles quantités. Ses nuages, formés de particules solides et liquides de soufre et d’acide sulfurique, rendent très difficile l’exploration de sa surface. Sous ce manteau nuageux, au-dessous de 40 km d’altitude, l’atmosphère devient limpide. La luminosité correspond à peu près à celle d’une pâle journée hivernale de l’hémisphère Nord sur Terre. Les nuages ne laissent passer qu’environ 2 % de la lumière solaire.Près de la surface de Vénus, les vents sont très faibles et l’atmosphère dense ne se déplace que très lentement. Par contre, dans la partie supérieure de son atmosphère, des vents est-ouest atteignant 250 km/h balaient tous les 4 jours le sommet des nuages. Ces vents rapides sont engendrés par l’accumulation du rayonnement solaire à la surface de la couverture nuageuse.Vénus présente une surface rocheuse quasiment lisse, qui semble avoir été modelée par une chaleur intense. Une vaste plaine ondulée couvre environ 70 % de la planète.On y observe aussi plusieurs régions montagneuses, occupant environ 10 % de sa surface : dans l’hémisphère Nord il y a un plateau élevé baptisé Ishtar Terra, de la taille de l’Australie ; sur l’équateur se trouve une autre zone de hauts plateaux, Aphrodite Terra ; c’est une région accidentée aussi vaste que l’Afrique, composée d’une partie centrale assez basse bordée de chaîne montagneuse à l’est et à l’ouest. Elle renferme aussi une immense vallée comparable au rift africain, la vallée Diana, large de 280 km et profonde de 4 km. Une autre région montagneuse, Beta Regio, abrite deux volcans qui semblent être encore en activité. Les 20 % restants sont occupés par des bassins et dépressions dont le plus important, Atalanta Planitia, profond de 1,4 km, est situé dans l’hémisphère Nord.

c)      Notre planète Terre 

       La Terre est la troisième planète à partir du Soleil. Elle forme avec la Lune un système planétaire double. Gravitant à une distance moyenne du Soleil de 149 597 670 km, elle boucle son orbite en 365,25 jours. Elle tourne aussi sur elle-même en 23 h 56 min 4 s. Avec un diamètre équatorial de 12 756 km, c’est la plus grosse des planètes telluriques. Vue de l’espace, la Terre apparaît marbrée de bleu, de marron et de vert, et voilée de nuages blancs. Ces nuages, formés de vapeur d’eau, recouvrent en permanence la moitié de sa surface. C’est l’inclinaison de son axe de rotation qui détermine la succession des saisons. Quand c’est l’été dans l’hémisphère Nord, le pôle Nord est incliné vers le Soleil ; au pôle Sud, incliné en sens inverse, c’est l’hiver.La Terre possède un puissant champ magnétique qui, en capturant les particules électrisée du Soleil, forme les ceintures de Van Allen. Celles-ci constituent un risque potentiel pour les vaisseaux spatiaux, car elles perturbent le fonctionnement du matériel électronique.La Terre est, à notre connaissance, la seule planète porteuse de vie. Ceci grâce à la composition de son atmosphère (79 % d’azote, 21 % d’oxygène et un peu de gaz carbonique) ainsi qu’à une échelle de températures favorisant la présence d’eau sous forme gazeuse et liquide. Vapeur d’eau et gaz carbonique circulent dans notre atmosphère en un gigantesque mouvement cyclique. Cette circulation, entretenue par le rayonnement solaire, les océans et les végétaux, est à l’origine de nos climats.L’atmosphère est composée de plusieurs couches, de la basse atmosphère, la plus dense, à l’exosphère raréfiée qui s’étende au-delà de 400 km d’altitude. Dans la ionosphère, région de la haute atmosphère, atomes et molécules sont ionisés. Cette couche, en réfléchissant les ondes radio, facilite les communications à grande distance. Lorsqu’elle est rompue par des éruptions solaires, les liaisons radio sont perturbées. Dans une couche située entre 15 et 50 km d’altitude, l’oxygène est décomposée en ozone par le rayonnement solaire. L’ozonosphère protège la Terre de la lumière ultraviolette émise par le Soleil, qui pourrait provoquer cancers et mutations génétiques. La Terre est composée d’un noyau de fer et de nickel d’une température de 4 000 °C, entouré d’un épais manteau de silicates. La mince croûte rocheuse qui forme son enveloppe superficielle est morcelée en une quinzaine de plaques (océaniques et continentales). Les océans couvrent 70 % de sa surface. Les fonds océaniques sont parcourus en leur milieu par de longues chaînes montagneuses suivant la ligne de fracture des plaques. Tout au long de ses dorsales se produisent des remontées du magma provenant du manteau. Il en résulte une expansion des fonds océaniques, l’Atlantique gagnant ainsi 10 cm par an. En bordure des océans, les plaques océaniques s’enfoncent sous les plaques continentales. La poussée qui en résulte est à l’origine de la formation de massifs montagneux comme les Rocheuses ou les Andes.La répartition actuelle des océans et continents est due au mouvement des plaques. La Terre n’a pas toujours présenté le même visage. Les continents ont énormément varié depuis sa formation. Aujourd’hui encore, la mer Rouge s’élargit de 1 cm par an, l’Afrique s’éloignant peu à peu de l’Arabie. La Lune est un satellite de la Terre. Elle boucle son orbite autour de notre planète en 27,3 jours. Comme elle effectue en même temps un tour complet sur elle-même, elle nous présente toujours la même face. Son orbite est excentrique, la distance Terre-Lune variant entre 356 410 km et 406 679 km. 

d)      Mars 

       Mars, la planète rouge-orangé la plus lumineuse après Vénus et Jupiter, reste visible de la Terre pendant plusieurs mois. C’est la quatrième planète à partir du Soleil, la dernière des planètes telluriques. Elle parcourt en 687 jours une orbite excentrique, sa distance au Soleil étant de 207 000 000 km au périhélie et de 249 000 000 km à l’aphélie. Mars est une petite planète de 6 796 km à l’équateur et de faible densité. Elle possède deux satellites, Phobos et Deimos. Phobos, le plus proche, gravite à 9 270 km de Mars, Deimos à 23 400 km. Ce sont sans doute d’anciens astéroïdes capturés par Mars. Leur forme est irrégulière, Phobos ayant une largeur maximale de 28 km et Deimos de 16 km.Mars effectue un tour complet sur elle-même en 24 h 37 min 6 s. Son axe de rotation étant incliné d’environ 24 °, elle est soumise, comme la Terre, au rythme des saisons. Il y fait cependant plus froid, les températures dépassant rarement 0 °C en été et pouvant atteindre      – 111 °C la nuit. Aux pôles, elles restent toute l’année inférieurs à – 123 °C. L’atmosphère de Mars est très ténue : sa densité est celle de notre atmosphère à une altitude de 30 000 m. Elle est composée de gaz carbonique (95 %), d’azote et d’argon (5 %) et ne renferme que des traces d’oxygène et de vapeur d’eau. Au périhélie, son réchauffement engendre de violentes tempêtes, les vents soulevant des nuages de poussière qui finissent par envelopper toute la planète. Les régions polaires de Mars sont recouvertes de calottes dont la blancheur contraste avec sa teinte dominante rouge sombre. En été, la calotte Nord est essentiellement formée de glace aqueuse (eau gelée), la calotte Sud de neige carbonique (gaz carbonique congelé). Ces calottes deviennent plus importantes l’hiver, du fait de l’expansion du dépôt de glace et de neige carbonique. Hémisphères Nord et Sud ont des physionomies différentes : l’hémisphère Sud est plus accidenté, grêlé de cratères et rainuré en tout sens. L’ hémisphère Nord est plus plat. On y observe, autour des régions polaires, de vastes champs de dunes façonnés par les vents, semblables à ceux du Sahara.Contrastant avec le relief quasiment plat de l’hémisphère Nord, les régions de Tharsis (aussi vaste que l’Afrique) et d’Elysium, situées non loin de l’équateur, sont si élevées qu’elles forment de véritables protubérances sur le profil courbe de la planète. Elles abritent d’immenses volcans éteints. Olympus Mons, dans la région de Tharsis, est sans doute le plus grand volcan du système solaire : il culmine à 25 km au-dessus de la surface de Mars. Son cratère de type caldeira mesure 80 km de diamètre, et sa couronne de lave s’étale sur des centaines de kilomètres. Les systèmes rayonnants de failles, visibles autour de Tharsis et d’Elysium, datent sans doute de l’élévation de ces terrains.Un gigantesque réseau de vallées et canyons s’étend sur 4 000 km à l’est de Tharsis. Il aboutit à des terrains chaotiques, ravinés et rocailleux. La surface de Mars n’est pas sillonnée de canaux rectilignes (comme on le pensait autrefois), mais on y observe en plusieurs endroits des réseaux sinueux laissant supposer qu’elle a connu, à une certaine époque, un important ruissellement d’eau. Aujourd’hui, Mars est une planète sèche qui n’abrite aucune forme de vie. 

e)      les astéroïdes 

       Les astéroïdes sont de petites planètes rocheuses, gravitant pour la plupart entre Mars et Jupiter, où elles forment la Ceinture des Astéroïdes. On en a répertorié plus de 2 500, mais il en existe certainement des milliers d’autres, trop petits pour être découverts. Le plus gros astéroïde connu à ce jour est Cérès, avec un diamètre d’environ 1 000 km. Ces astéroïdes se sont probablement formés en même temps que le reste du système solaire.Ils ne sont pas distribués de façon régulière dans la Ceinture des Astéroïdes, y formant plusieurs groupes ou « familles », séparés par des vides baptisés « lacunes de Kirkwood ». Certains groupes d’astéroïdes circulent en dehors de cet anneau principal. Les Troyens, par exemple, évoluent en deux groupes sur l’orbite de Jupiter, à 60 ° de part et d’autre de la planète. D’autres astéroïdes décrivent des orbites plus excentriques, le groupe des Amor coupant l’orbite de Mars, celui des Apollo coupant celle de la Terre. L’étrange Chiron gravite, autour du Soleil, entre Saturne et Uranus. 

3) les quatre planètes joviennes (ou géantes gazeuses) 

a)      Jupiter 

       Jupiter est la plus grosse planète du système solaire. C’est une énorme boule de gaz, mille fois plus volumineuse que la Terre. Elle n’est pas rigoureusement sphérique, mais aplatie aux pôles ; son diamètre équatorial est de 142 800 km, son diamètre polaire de 134 200 km. Sa rotation est différentielle : la région équatoriale tourne en un peu moins de 10 heures, les régions situées à des latitudes plus élevées mettent 5 minutes de plus.La température est d’environ – 150 °C au sommet de la couche nuageuse de Jupiter. Mais température et pression augmentent rapidement vers l’intérieur, atteignant respectivement 30 000 °C et 100 millions d’atmosphères au centre. On pense que Jupiter renferme un petit noyau de silicates de fer entouré d’une couche où l’hydrogène, fortement compressé, a la consistance d’un métal. La couche suivante est formée d’hydrogène liquide et les couches extérieures (jusqu’à 1 000 km de profondeur) d’hydrogène et d’hélium à l’état gazeux.L’orbite de Jupiter est excentrique ; sa distance au Soleil est de 740 900 000 km au périhélie et de 815 700 000 km à l’aphélie. Il lui faut presque 12 ans pour la parcourir. Jupiter est la planète la plus brillante après Vénus. Elle est visible plusieurs mois de l’année. Dans un petit télescope, elle apparaît découpée horizontalement en zones claires et en bandes sombres, blanches, jaunes et marron, dont l’aspect évolue constamment. Il s’agit de bandes nuageuses entraînées par la rotation rapide de la planète ; l’alternance de bandes parallèles est due à de forts courants alternativement d’est et d’ouest. Des cristaux d’ammoniac en suspension dans de l’hydrogène forment les nuages blancs ascendants. Les bandes plus sombres, orangées ou marron, sont des zones où les gaz retombent dans l’atmosphère. Des turbulences et des vents violents perturbent la couche nuageuse, y modelant des formes sans cesse changeantes, arabesques, chevrons, marbrures et taches. La grande tache rouge de l’hémisphère Sud est un gigantesque tourbillon cyclonique, dont la couleur rouge serait due à la présence de phosphine. Elle s’étend actuellement sur 26 200 km de long et 13 800 km de large, mais sa taille varie et semble avoir diminué depuis sa découverte au XVII^ème siècle. Plusieurs taches ovales blanches sont également visibles dans l’hémisphère Sud. Jupiter possède 16 satellites connus : quatre gros internes et deux groupes de petits externes, plus quelques petits satellites sur orbite entre les gros et la planète. Ceux-ci, baptisés « galiléens » depuis leur découverte par Galilée en 1610, ont à peu près la taille de petites planètes. 

b)      Saturne 

       Sixième planète à partir du Soleil, la plus grosse après Jupiter, avec un diamètre équatorial de 120 000 km. C’est aussi la plus légère, d’une densité inférieure à celle de l’eau – elle pourrait flotter ! Saturne possède une orbite excentrique, se trouvant à 1 507 000 000 km du Soleil à l’aphélie et à 1 374 000 000 km au périhélie, qu’elle boucle en 29,5 années.Comme Jupiter, Saturne est une géante gazeuse aplatie aux pôles. Elle effectue un tour rapide sur elle-même en 10 h 39 min, tournant plus vite à l’équateur qu’aux pôles. Cependant, contrairement à Jupiter, son axe de rotation est incliné et elle connaît donc des saisons. La température de son atmosphère atteint – 160 °C au sommet de sa couche nuageuse, mais à tout moment celui des pôles qui est le plus incliné vers le Soleil présente une température de quelques degrés plus élevée. Saturne possède la même structure interne que Jupiter, soit un petit noyau rocheux entouré d’hydrogène sous phase métallique, puis liquide, le tout enveloppé d’une épaisse atmosphère turbulente faite d’hydrogène et d’hélium. Ses température et pression atteignent respectivement 12 000 °C et 8 millions d’atmosphères. De la Terre, Saturne ressemble à une étoile brillante, moins lumineuse toutefois que les planètes plus proches et se déplaçant plus lentement. On la reconnaît immédiatement dans un télescope aux anneaux lumineux qui encerclent son équateur. La planète étant incliné de 27 ° par rapport à son orbite, l’angle sous lequel nous apparaissent les anneaux varie selon la position orbitale de Saturne par rapport au Soleil. Saturne est plus lumineuse lorsque ses anneaux sont inclinés vers la Terre, ce qui arrive tous les 13,75 ou 15,75 ans, résultant de l’excentricité de son orbite. Saturne est de couleur jaunâtre et montre aussi des bandes horizontales, mais plus estompées et moins régulières que celles de Jupiter, bien que se formant dans les mêmes conditions. Elle ne présente aucune formation dominante permanente, comme des taches ou des volutes ; on peut toutefois y observer des phénomènes mineurs persistant quelques jours. Une série d’anneaux ceinture la planète au niveau de l’équateur. Ils sont inclinés comme elle d’un angle de 27 °. Leur diamètre est de 275 000 km et ils sont composés de trois bandes distinctes. Les deux anneaux externes, les plus lumineux, sont séparés par une zone sombre ne contenant que peu de particules (la division de Cassini). L’anneau interne, sombre et semi-transparent, a été baptisé l’anneau de crêpe. Ces anneaux sont formés de particules de glace dessinant une multitude d’anneaux individuels, de tailles échelonnées entre le gros bloc et le grain de poussière. Diverses hypothèses ont été émises sur l’origine des anneaux, mais il est probable qu’ils sont formés en même temps que Saturne.Saturne est entouré de 21 satellites, le plus gros, Titan, étant de la taille d’une petite planète, les autres bien moins volumineux. 

c)      Uranus 

       Uranus est la septième planète du système solaire. Elle gravite autour du Soleil à une distance comprise entre 2 735 000 000 km à l’aphélie et 3 004 000 000 km au périhélie. Elle boucle son orbite en 84 ans. C’est une géante gazeuse au diamètre de 51 800 km qui effectue un tour complet sur elle-même en 17,24 heures. Elle se distingue de toutes les autres planètes par sa forte inclinaison. Elle est couchée sur son orbite, son pôle Sud face au Soleil. Cette orientation pourrait résulter d’une collision avec un corps de la taille d’une planète survenue dans son jeune âge. Uranus est entouré au niveau de l’équateur de neuf anneau elliptiques, de couleur sombre, sans doute parce que les particules qui les composent sont formées ou recouvertes d’une matière riche en carbone. Uranus possède un noyau rocheux entouré d’une atmosphère épaisse et dense, dans laquelle des nuages de cristaux de glace, de méthane et d’ammoniac sont en suspension. Les nuages de méthane prédominent dans la couche supérieure de cette atmosphère, conférant à Uranus une couleur verdâtre. Observée de l’espace ou de la Terre, elle a l’aspect d’un petit disque verdâtre se déplaçant lentement.Depuis le survol d’Uranus par Voyager 2, on sait que la planète a 15 satellites, dix petits circulant juste à l’extérieur de ses anneaux et cinq gros externes. 

d)      Neptune 

       Huitième planète à partir du Soleil, Neptune boucle son orbite, presque circulaire, en 164,8 ans, circulant à une distance moyenne du Soleil de 4 496 000 000 km. C’est une géante gazeuse dont le diamètre équatorial mesure 49 500 km. Sa période de rotation est estimée à 18 h. Notre connaissance de Neptune est à ce jour moins précise que celle des autres planètes. Elle est invisible à l’œil nu de la Terre, mais présente au télescope l’aspect ou point d’un disque verdâtre. On pense qu’elle possède un petit noyau rocheux entouré d’une atmosphère dense faite d’hydrogène et d’hélium. Cette atmosphère renferme un voile de particules qui semble apparaître et disparaître suivant un cycle d’activité solaire. On ne connaît pas la nature exacte de ces particules, supposées être des cristaux de glace. Neptune possède deux satellites connus, Triton et Néréide.

3) Pluton 

       Pendant la majeure partie des 248 ans de sa période de révolution, Pluton est la planète la plus éloignée du Soleil. Elle décrit une orbite très excentrique, sa distance au Soleil étant de 7 375 000 000 km à l’aphélie et de 4 425 000 000 km au périhélie. Pendant dix années de sa course orbitale de part et d’autre de l’aphélie, elle est plus proche du Soleil que Neptune. Tout risque de collision est néanmoins exclus, car l’orbite de Pluton est inclinée de 17 ° . Pluton, dont on supposait l’existence depuis 1915, ne fut photographiée qu’en 1930. Elle a l’aspect d’un point lumineux dans un télescope de 200 mm. Cette minuscule planète, de 2 400 km de diamètre seulement, a une faible densité, laissant supposer qu’elle est constituée de glace. Pluton possède un satellite, Charon, au diamètre équatorial d’environ 1 000 km. Charon boucle son orbite autour de Pluton en 6,3 jours et met exactement le même temps pour effectuer un tour sur lui-même. Pour un observateur situé sur Pluton, Charon semblerait donc immobile dans le ciel. Ils ne sont distants que de 17 000 km. 

4) Les comètes 

       Les comètes décrivent autour du Soleil des orbites beaucoup plus elliptiques que celles des planètes. Certaines s’éloignent tant du système solaire que leur retour est imprévisible. D’autres ont des orbites elliptiques à l’intérieur du système et des passages au périhélie espacés de quelques années seulement. Ce sont les comètes à court période.Les comètes possèdent un noyau, conglomérat de glace, d’eau, de méthane, d’oxyde de carbone et de roches, entouré d’une auréole de gaz et de poussières. Quand une comète s’approche du Soleil, l’auréole est balayée vers l’arrière, formant une queue. C’est sous cet aspect caractéristique qu’on les aperçoit de la Terre, avec leur chevelure lumineuse et une longue queue s’étirant parfois sur des millions de kilomètres. Les comètes à courte période sont en général dépourvues de queue, car leurs particules se sont dispersées dans l’espace. Une comète peut avoir deux queues, l’une formée de gaz et l’autre de poussières. Les comètes portent les noms de ceux qui les ont découvertes. La plus célèbre est la comète de Halley, qui revient tous les 76 ans environ dans le système solaire interne. Son dernier passage date de 1986.

 5) les météores 

       On peut observer régulièrement des pluies de météores, la plus connue étant celle des Perséides qui illumine chaque année le ciel nocturne entre le 27 juillet et le 17 août. Elles sont produites par des météorites, fragments de roches et poussières gravitant dans l’espace interplanétaire. Quand elles entrent dans notre atmosphère, elles s’embrasent par frottement et restent visibles une fraction de seconde. Les météores peuvent être sporadiques ou se manifester chaque année sous forme de pluie. Ces pluies de météores sont les résidus des queues des comètes. Quand la Terre recoupe l’orbite d’une comète, les débris dispersés par celle-ci lors de son dernier passage s’enflamment. Comme l’intersection de leurs orbites se produit en des points bien définis, une pluie de météores semblera toujours provenir de la même région du ciel : les Perséides de Persée , les Lyrides (en avril) de la Lyre, les Taurides (fin octobre - début novembre) du Taureau. On connaît souvent la comète d’origine. Les Perséides sont les débris de la comète P/Swift-Tuttle qui revient dans le système solaire tous les 33 ans. 

6) les météorites 

       A intervalles réguliers (plusieurs ont été observés au cours du XX^ème siècle), de gros blocs de matière frôlent la Terre ou s’y écrasent. Ce sont des météorites, trop volumineux pour se consumer durant la traversée de notre atmosphère. Avant de toucher le sol, ils se disloquent souvent en une multitude de fragments rocheux. Lorsque des météorites percutent la Terre, ils peuvent rester intacts, creusant alors de vastes cratères comme celui près de Winslow, dans l’Arizona. Ou ils peuvent se fragmenter auparavant et former une multitude de petits cratères d’impacts. La collision peut être entendue à des centaines de kilomètres. La plus grosse météorite connue se trouve en Afrique du Sud. Elle pèse plus de 60 tonnes. Les météorites sont de deux sortes, soit rocheuses, soit métalliques. Leur composition est toutefois différente de ce que l’on peut trouver sur Terre. Elles pourraient être des résidus de la nébuleuse primitive ou des fragments d’astéroïdes.  

 II.                    LES ETOILES 

       Les étoiles sont des boules d’hydrogène et d’hélium, si chaudes que des réactions de fusion nucléaire se produisent en leur centre, comme dans notre Soleil. Les étoiles sont réparties en plusieurs catégories d’après leur masse, leur dimension, leur température, leur couleur et leur magnitude, des naines rouges sombres sont dites « froides » aux géantes bleues, très chaudes et très brillantes. Dans un premier stade, ce sont des étoiles de la série principale ou naines (les naines blanches étant à part, voir ci-après) ; ce sont ensuite des géantes (étoiles âgées en expansion, issues de naines rouges ou jaunes) ; ou des supergéantes (vieilles étoiles en expansion issues d’étoiles massives blanche ou bleues). Une étoile peut avoir une masse comprise entre 1/10^ème et 30 fois la masse du Soleil. La masse est la quantité de matière contenue dans l’étoile. Les étoiles évoluent beaucoup plus en taille qu’en masse. Certaines naines blanches ne sont pas plus grosses que la Terre, tout en conservant une masse identique à celle du Soleil, elles sont très denses. Inversement, les géantes deviennent cent fois plus grosses que le Soleil, alors que leur masse n’est que dix fois celle du Soleil. Leur matière est très diffuse. Les supergéantes sont encore plus grosses et plus massives. La luminosité d’une étoile (sa magnitude) dépend, comme sa couleur, de sa température de surface. Les étoiles bleues et blanches sont les plus chaudes et les plus brillantes, avec une température comprise entre 6 000 °C et 25 000 °C. Les étoiles jaunes et rouges sont moins chaudes et moins brillantes, avec une température comprise entre      3 000 °C et 6 000 °C. La température d’une étoile dépend de sa masse ; plus l’étoile est massive, plus sa température est élevée.

A.                la vie d’une étoile 

       L’évolution des étoiles suit un schéma déterminé. Elles naissent au sein de nébuleuses, nuages de gaz (hydrogène et hélium) et de poussières. La contraction de ces nuages forme des amas stellaires. Au terme de cette contraction, la température centrale permet la mise en route de réactions thermonucléaires. Les plus massives deviennent alors bleues ou blanches et les moins massives, donc les moins chaudes, des étoiles rouges ou jaunes, ces dernières étant de loin les plus nombreuses. Pour les naines jaunes, comme notre Soleil, la phase de transformation de l’hydrogène en hélium dure environ 10 milliards d’années, soit l’essentiel de leur durée de vie. Après épuisement de l’hydrogène, l’hélium est alors converti en carbone. L’étoiles se dilate, devient instable, plus grosse et plus brillante, mais sa température s’abaisse. Elle a alors atteint le stade de géante rouge, comme Aldébaran ou Arcturus. Au terme de cette dilatation, son atmosphère se dilue dans l’espace pour former une nébuleuse planétaire comme la nébuleuse annulaire de la Lyre. L’essentiel de la masse de l’étoile reste concentrée au centre de la nébuleuse sous forme de naine blanche. Ayant épuisé son combustible nucléaire, l’étoile agonise.Les étoiles plus chaudes et plus massives ont une évolution plus rapide et spectaculaire. La durée de vie d’une étoile comme Spica (24 000 °C en surface) est d’environ 100 millions d’années. Après épuisement de leurs réserves d’hydrogène et d’hélium, elles se dilatent et forment des géantes bleues, comme Rigel. Comme leur température continue à décroître, elles deviennent ensuite des supergéantes rouges, comme Bételgeuse. Les plus instables finissent par exploser en supernovae. Elles éjectent alors leurs couches externes dans l’espace et brillent d’un éclat considérable. La nébuleuse du crabe est le reste d’une supernova observée en 1054. Au cœur de l’étoile qui a explosé subsiste un petit noyau très dense, effondré sur lui-même, appelé étoile à neutrons. D’un diamètre inférieur à 20 km, il contient de 1 à 3 fois la masse solaire. Tournant très vite sur elles-mêmes, ces étoiles émettent des ondes radio ; ce sont des pulsars. Celui de la nébuleuse du Crabe émet 30 pulsations par seconde.L’explosion en supernova d’une étoile supergéante encore plus massive laisse un noyau extrêmement dense, contenant plus de 3 fois la masse solaire. Cet objet exerce une telle force d’attraction que rien ne peut s’échapper de sa surface, même pas la lumière, d’où son nom de trou noir. On pense que des étoiles très massives se sont formées au cœur des galaxies, où la matière était initialement très dense, puis ont explosé en laissant de gigantesques trous noirs au centre des galaxies.  

B. LES NEBULEUSES 

       Les nébuleuses sont des nuages de gaz (hydrogène surtout) et de poussières. Elles abondent dans le plan de la Voie lactée et ne révèlent leur existence que lorsque des étoiles les illuminent, comme les quatre étoiles du Trapèze au cœur de la nébuleuse d’Orion. Les nébuleuses obscures, comme la Tête de Cheval dans Orion et le Sac de Charbon dans la Croix du Sud ne sont visibles que parce qu’elles se profilent sur un fond plus lumineux. La nébuleuse d’Orion est celle que l’on distingue le mieux. Celles de Rosette dans la Licorne et de la Lagune dans le Sagittaire peuvent être observées aux jumelles. Des amas stellaires se forment, lorsque gaz et poussières se condensent pour former des étoiles. Dans la constellation du Taureau, l’étoile variable T Tauri est une étoile dont l’instabilité s’explique sans doute par sa grande jeunesse ; elle a donné son nom à une classe d’étoiles du même type.La nébuleuse Rosette est un système complexe de gaz et de poussières renfermant un jeune amas de 16 étoiles. Elle se trouve à environ 3 600 années-lumière. Les étoiles sont visibles dans un petit télescope. 

C.     AMAS STELLAIRES OUVERTS 

       Les amas stellaires issus de nébuleuses sont des amas ouverts. Ce sont des associations de jeunes étoiles qui évoluent ensemble autour du centre galactique. Ces amas finissent par se disperser sous l’influence des étoiles qui les entourent. Notre Soleil est certainement né au sein d’un tel amas, il y a environ 4,6 milliards d’années.Les amas des Pléiades et des Hyades, dans la constellation du Taureau, et celui de la Crèche, ou Praesepe, dans le cancer, sont les plus faciles à observer. Celui des Pléiades regroupe environ 250 étoiles, dont sept sont visibles à l’œil nu. C’est un amas compact, essentiellement constitué de géantes bleues, jeunes étoiles très chaudes. Les étoiles formant l’amas des Hyades, qui dessinent la tête du Taureau, sont plus anciennes et plus dispersées. L’amas de la Crèche, largement étendu, compte environ 75 étoiles. Sa distance est évaluée à 520 années-lumière. 

D.    NEBULEUSES PLANETAIRES

       La nébuleuse annulaire de la Lyre est une nébuleuse planétaire. Dans un petit télescope, elle apparaît comme un disque elliptique flou, sa forme en anneau n’étant révélée que par des instruments plus puissants ou des photos à longue pose. Les nébuleuses planétaires résultent de l’expansion dans l’espace des couches externes d’une géante rouge. L’étoile subsiste sous forme de naine blanche au centre de l’anneau. La nébuleuse Dumbell, ou Haltère, dessine un huit ; elle se trouve dans la constellation du Petit Renard, petite constellation assez pâle située près de la tête du Cygne. La plus grande nébuleuse planétaire visible de la Terre est la nébuleuse Hélix (NGC 7293) dans le Verseau. Son diamètre apparent atteint la moitié de celui de la Lune, mais elle est assez pâle. 

E.     LES CONSTELLATIONS 

       De tout temps, les hommes ont associé des étoiles entre elles parce qu’elles semblaient former des figures géométriques ou des dessins caractéristiques : c’est ce qu’on appelle des constellations. Par exemple, la constellation de Cassiopée, qui dessine un W caractéristique, est composée de cinq étoiles assez comparables en luminosité. Si l’on suit le W de gauche à droite, on trouve la première étoile à 440 années-lumière, la deuxième à 100 seulement, la troisième à 610, la quatrième à 230 et la cinquième à 54 années-lumière. En examinant cette constellation, on voit que les étoiles nous paraissant les plus lumineuses ne sont pas forcément les plus proches de nous. Il y a, en fait, différents types d’étoiles, chaque type ayant une luminosité intrinsèque donnée. Cela rend très difficile l’appréciation à l’œil de la distance à laquelle peut se trouver une étoile. On peut croire en voyant une étoile de faible luminosité qu’elle est située très loin, alors que, en réalité, elle est proche de nous mais tout simplement peu lumineuse. Quoi qu’il en soit, le découpage du ciel en constellations, si arbitraire soit-il, permet de se repérer assez facilement en identifiant des figures connues et cartographiées. Beaucoup de constellations portent des noms mythologiques et beaucoup d’étoiles des noms arabes. La tradition s’est perpétuée au fil des siècles bien que les formes dessinées par les constellations aient rarement un rapport avec leur nom. Pour certaines constellations de l’hémisphère austral, les définitions et les noms ont été attribués relativement récemment et n’ont pas toujours la poésie des constellations de l’Antiquité. C’est le cas, notamment, de « la machine pneumatique » (Antlia) décrite par l’abbé Nicolas-Louis de La Caille en 1763. On notera aussi que les constellations évoluent au fil du temps, du fait du mouvement propre des étoiles qui les composent et également du fait que le Soleil tourne dans la Galaxie. Mais il faut attendre des milliers d’années pour voir un changement significatif, de sorte que, à l’échelle humaine, on ne voit rien changer. 

F.      COMMENT MESURER LA DISTANCE DES ETOILES ?