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La place de la Terre dans lUnivers: un point de vue dastronome…

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1 La place de la Terre dans lUnivers: un point de vue dastronome…

2 La Terre à la même échelle … Une éjection de masse coronale lors d'une éruption solaire, vue par l'observatoire spatial SOHO

3 Image mission Cassini (ESA)

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6 - Comprendre les dimensions spatiales, construire une échelle des distances dans lespace - Comprendre le contenu matériel : construire une échelle des masses, des énergies, évaluer le contenu total de (des) matière (s) de lUnivers, comprendre la répartition de cette (ces) matière (s), comprendre la distribution dabondance des éléments et leur genèse - Comprendre les échelles de temps et dévolution de la Terre et de lUnivers. - Chercher dautres mondes autour dautres soleils, comprendre comment ils se forment, comment ils évoluent - Chercher la Vie au-delà des limites de notre monde.

7 I)Comprendre les dimensions spatiales, construire léchelle des distances. Une distance « astronomique » entre deux objets : cest « grand », mais grand comment ? Une planète, ou le Soleil, cest gros, mais gros comment ? Antiquité : Eratosthène (273 – 192 av. J.C.) mesure la circonférence terrestre avec une bonne précision ( 2 % ?) ( mais les distances Terre-Lune et Terre-Soleil restent grossièrement erronnées ) 17 ème siècle : la « parallaxe » de Mars, mesurée par Cassini, (en 1672) en donne une distance correcte 1838 : première distance précise dune étoile par parallaxe (Bessell) : E. Hubble résout les galaxies proches en étoiles analogues à celles de la Voie Lactée et met fin à la querelle sur lexistence des galaxies en tant quensembles de systèmes stellaires indépendants de la Voie Lactée : des galaxies sont observées avec un « temps de recul » de 12,7 milliards dannées, soit 800 millions dannées après le Big Bang

8 Pourquoi dix-huit siècles dignorance ? 1 ) Avant lapparition des instruments doptique, les très petits angles étaient extrêmement difficiles à mesurer correctement : Pouvoir résolvant de lœil humain sans instrument, en vision diurne : environ 1 minute darc en moyenne, (60 secondes darc) (cest-à-dire quon distinguera la pièce d1 à 80 m) en vision nocturne cest beaucoup moins bon ! 1 angle: 1 minute darc 1 seconde darc distance dobservation: 80 mètres 2, 37 kilomètres !!! O (Pièce d1 : diamètre : 2,3 cm)

9 La parallaxe : lorsque le photographe se déplace, le poteau, objet proche de lui, semble se déplacer par rapport au Mt Ventoux qui est à très grande distance. Si on connaît la distance entre les positions dobservation, la simple mesure dun angle permet de déterminer la distance du poteau à lobservateur. Les parallaxes Mesure de Cassini

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12 2) Le géocentrisme bloquait toute compréhension des dimensions du Système Solaire et des dimensions relatives de ses constituants La troisième loi de Kepler * donne accès avec une excellente précision aux distances relatives entre les corps du Système Solaire, si on dispose de bonnes éphémérides (positions en fonction du temps). Il suffit ensuite - en principe - dune mesure correcte de distance par parallaxe pour en déduire lensemble des distances dans le Système Solaire ! Ainsi, la mesure de Cassini permit dévaluer la distance moyenne Terre - Soleil « entre 134 et 140 millions de km » Cette distance devenait l« Unité Astronomique ». Grâce aux passages de Vénus devant le disque solaire, lU.A. fut révisée à 150 millions de km. T 2 * ( = Cste ) publiée en 1618 a 3

13 La lumière : un étalon de mesure ! Jusquau 17ème siècle, les astronomes et les physiciens se sont fort peu préoccupés du problème de la propagation de la lumière. Le phénomène était censé être instantané… En 1676, Øle Römer découvre les retards des éclipses des satellites de Jupiter et en conclut que la lumière se propage avec une vitesse finie et très grande. Cest le début dune extraordinaire aventure où tour à tour astronomes et physiciens vont sillustrer pour tenter de mesurer cette vitesse de propagation au moyen dexpériences plus ingénieuses les unes que les autres. Au début du 20 e siècle, Einstein refonde complètement la physique grâce aux deux théories de la Relativité, en considérant la vitesse de la lumière dans le vide comme une constante physique fondamentale, indépendante du repère de lobservateur (~ km/s). La conséquence aujourdhui en est ladoption de la vitesse de la lumière comme moyen de définir lunité de longueur, le mètre. Une unité pratique pour le profane en astronomie est lannée de lumière

14 Document Observatoire de la Côte dAzur Les méthodes de télémétrie : application dune connaissance précise de la vitesse de la lumière aux mesures modernes des distances interplanétaires * distance Terre – Lune par télémétrie laser * distance Terre – divers corps par télémétrie radar (Mars, Vénus, astéroïdes, sondes spatiales)

15 LUNE Impulsions de lumière laser verte (10 tirs par seconde) «échos» de retour: le télescope capte une très petite fraction de lénergie envoyée, qui sest réfléchie sur la cible télescope, laser, horloge cible Terre Télémétrie dans le Système solaire : des précisions centimétriques !

16 La taille des objets : Si on a une mesure correcte - de la distance - et du diamètre angulaire, on en déduit immédiatement la dimension physique (diamètre pour les sphères) de lobjet ! D T = km D 0 = km = 109 D T Volume : Terres D j = km = 11 D T Volume : 1321 terres Le Soleil, étoile naine ! Soleil Deneb Jupiter, planète géante gazeuse

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18 Parallaxe et distances des étoiles proches 2p Le rayon terrestre est une base trop petite pour mesurer la parallaxe des étoiles, trop éloignées. (*) On utilise alors le rayon de lorbite de la Terre autour du Soleil (1 U.A. soit 150 millions de km) La parallaxe est langle p sous lequel on verrait ce rayon depuis létoile. La distance de létoile est directement d = 1/p pour d en parsec p en secondes darc. (1 parsec = 3,26 années de lumière) * Argument du Vatican contre Galilée : si la Terre tourne autour du Soleil, on devrait voir une parallaxe sur la position des étoiles. Réponse de Galilée : les étoiles sont trop loin, nos instruments insuffisants.

19 Limmensité de lespace interstellaire : Proxima Cen 1cm Soleil 280 km !!!D = 1 U.A. (Terre – Soleil) = 150 millions de km = 499 secondes de lumière 1 parsec = 3, 26 années de lumière. Proxima Centauri est à 1,29 parsec du Soleil (4,25 a.l.), le Soleil est à plus de 8000 parsecs ( a.l.) du centre de la Voie Lactée. Supposons que le Soleil soit représenté par une bille jaune d 1 cm de diamètre, une bille – bien plus petite et plus rouge, qui représenterait Proxima Centauri, létoile la plus proche du Soleil, devrait, pour respecter léchelle des distances, se trouver à 280 km de la bille – Soleil !!!

20 La détermination géométrique des distances (parallaxes) atteint rapidement ses limites, suite à limpossibilité technique de mesurer des angles trop petits. Le satellite Hipparcos (ESA) a pu mesurer les parallaxes des étoiles proches du Soleil jusquà environ 800 a-l avec une bonne précision, mais avec la technologie de 1990 ! Pour aller plus loin (et, avant Hipparcos, pour établir léchelle de distances dès une trentaine da –l) il faut utiliser des méthodes fondées sur la physique des objets, qui reviennent en fin de compte à : - définir des « chandelles standards » dont une caractéristique est suffisamment constante et indépendante de la distance, (par exemple la luminosité dun type particulier détoile, ou le diamètre apparent dun type de galaxie) - comparer lobjet dont on veut estimer la distance à ces chandelles standards pour lesquelles on peut prédire leffet de la distance sur la caractéristique. Au moyen de ces « indicateurs », on a pu reconstruire spatialement la fraction dUnivers dans laquelle se trouve le Système Solaire.

21 La Voie Lactée, vue sous deux angles (reconstruction à partir des données dobservation)

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25 Les distances cosmologiques : La loi de Hubble Hubble, Humason, et Mayall, en décomposant avec un spectrographe la lumière de galaxies assez distantes, s'aperçurent que le spectre de ces objets, qui contenait les mêmes raies que celui d'étoiles géantes rouges ordinaires, les montrait toujours décalées vers le rouge. Ce décalage est dû à la vitesse de récession apparente des objets créée par l'expansion de l'Univers

26 La loi de Hubble sur une élastique G3 G2 G0 G1 G4 Sur un fil élastique on repère à lencre de couleur des points G0, G1, G2, G3, G4, G5 à des distances telles que G0G1 = G0G2 et G0G3 = G0G4 avec G0G3 = 3 x G0G2. On étire lélastique jusquà ce que (G0G2) = (G0G1) = 2 x G0G2. On a alors (G0G3) = (G0G4) = 6 x G0G2 Si létirement de lélastique a demandé une seconde, la « vitesse de récession » de G3 (ou G4) par rapport à G0 pendant cet étirement est égale à 3 fois celle de G2 (ou G1). On retrouve la loi de Hubble !!!

27 Hubble et ses collaborateurs établirent que plus une galaxie semblait distante, plus sa vitesse de récession était élevée, et qu'il y avait proportionnalité entre distance et vitesse de récession. Aujourdhui, la constante de proportionnalité H (constante de Hubble) est estimée à 71 km/s par mégaparsec de distance ( soit 22 km/s par million d'années de lumière) Mesurer au spectrographe (ou avec un radiotélescope pour les galaxies riches en gaz) la vitesse de récession permet de déterminer une estimation de distance pour une galaxie, sauf pour les objets trop proches.

28 II) Comprendre le contenu matériel: 1) la matière et l'échelle des masses La matière familière est dite « baryonique » : elle est constituée datomes dont les noyaux contiennent protons et neutrons; ces noyaux sont entourés délectrons qui interagissent entre eux et avec le rayonnement (lumière); les produits de ces interactions (dites « électromagnétiques ») sont en gros tous ceux de la physique « de tous les jours » (hors mécanique ou cinématique). Un corps constitué de matière baryonique est doué de « masse » : il attirera un autre corps de même nature en exerçant sur lui une force dite gravitationnelle. A léchelle de lUnivers, la force gravitationnelle est responsable non seulement des mouvements des corps (planètes, étoiles, galaxies…) autour ou vers leurs attracteurs, mais cest la présence de masse qui structure lespace-temps lui- même.

29 + Masse du Soleil à partir des éléments de lorbite dune planète 3 e loi de Képler loi de Newton

30 Pour la masse des planètes, (la Terre par exemple) cest plus difficile (sauf si on a lorbite dun satellite « léger »): on na accès facilement quau produit GM où G est la constante de gravitation et M la masse de la planète. Cest Cavendish,(*) le premier, qui en 1798 détermina avec précision la masse de la Terre, et établit la deuxième marche de léchelle des masses cosmiques (la première étant celle du Soleil) M (Terre) = kg M (Soleil) = kg Pour tous les astronomes travaillant sur les étoiles et les galaxies, la masse du Soleil est lunité de masse! * On va le retrouver dans les pages suivantes…

31 La Voie Lactée : 200 milliards de masses solaires Un amas de galaxies riche: milliards de masses solaires, dont 5 % seulement sous forme détoiles

32 II)- Comprendre le contenu matériel : 2) la distribution des densités Avec les dimensions physiques des objets et leurs masses, on peut voir comment se répartit la matière. Surprise : nous vivons sur un monde très dense au sein dun Univers surtout plein de vide ! Terre : kg/m 3 Nébuleuse dOrion : 1000 atomes /cm 3 ou kg/m 3 Voie Lactée : un disque de a.l. de diamètre, épais de 3000 a.l., contenant 200 milliards de masses solaires : 1 masse solaire par (a.l.) 3 ou 1, kg/m 3

33 II) - Comprendre le contenu matériel : 3) et léchelle des énergies ? Cest peut-être la plus difficile à appréhender. Lénergie au sein de lUnivers et de ses constituants revêt de nombreuses formes : lumière (rayonnement électromagnétique), énergie dorigine « gravitationnelle » (exemple : énergie cinétique dune étoile en mouvement dans une galaxie), énergie interne des noyaux atomiques, énergie des particules du rayonnement cosmique, etc… La masse est liée à lénergie : mais il existe des formes dénergie sans masse, ou qui ne se transforment jamais en masse. Lénergie « noire », de nature parfaitement inconnue aujourdhui, (si elle existe), agit sur la géométrie même de lUnivers et accélère son expansion.

34 Les deux sources dénergie les plus familières : 1) La fusion thermonucléaire des noyaux atomiques légers, moteur du rayonnement des étoiles. La compréhension de ce phénomène est récente (1940 – 1955) (Gamow, Bethe, Hoyle, Fowler, etc…). Le Soleil, étoile bien ordinaire, pas très lumineuse, rayonne chaque seconde dans lespace 3, joules dénergie sous forme lumineuse, [ équivalent : 6 milliards de fois la production électrique ANNUELLE dune centrale nucléaire à fission de 3 e génération (à 2 x 1300 MWe, type Golfech, St Alban..) ]. Cest le résultat de la transmutation de 600 millions de tonnes d H en He, avec la conversion en énergie dune masse de 4 millions de tonnes ! Les étoiles supergéantes les plus brillantes rayonnent comme plus de soleils! La Voie lactée tout entière rayonne comme 30 milliards de Soleils !! Une supernova libère, en quelques jours, une énergie équivalente à celle rayonnée par la galaxie entière dans laquelle elle explose. (~ joules) SN 1994d

35 2) linteraction gravitationnelle entre les objets doués de masse: cest le moteur essentiel de lévolution des structures de lUnivers (systèmes planétaires, amas détoiles, galaxies, groupes et amas de galaxies, structure « en bulles »). énergie cinétique de la Terre sur son orbite (vitesse : ~30 km/s, masse : ~6 x10 24 kg ) : 3 x10 32 joules ! énergie cinétique dune grosse météorite dune masse de tonnes frappant la Terre à 60 km/s : 18 x joules [ soit un équivalent d1/3 de la production annuelle électrique de la centrale de Golfech !] énergie cinétique totale dune galaxie contenant 10 milliards détoiles de masse moyenne ½ Soleil, orbitant à une vitesse moyenne de 100 km/s autour du centre : 5 x joules : cest 1000 fois ce qui est libéré lors de lexplosion dune supernova !

36 II) Comprendre le contenu matériel : - 4) les éléments La chimie moderne naît dans la deuxième moitié du 18ème siècle, grâce à l'introduction systématique du quantitatif (balance de précision, mesure des volumes des gaz) dans l'étude des réactions. (Cavendish, Lavoisier, Scheele, Berthollet) La notion d'élément prend corps peu à peu, en liaison avec l'essor, puis le triomphe définitif de la théorie atomistique vers 1800, un siècle avant le début de la révolution quantique. Lavoisier Berthollet Scheele

37 1766 : Henry Cavendish découvre l'hydrogène (H) 1868 : Jules Janssen, Joseph Norman Lockyer et Edward Frankland découvrent l'hélium (He)

38 Océans et nuages: H, O Roches : Si, O, Al, C, Ca, Mg, Fe, Mn, etc… Atmosphère : N, O Il n'existe pas de H libre; la quantité totale de H combiné (H 2 O) n'est pas très grande par rapport à la masse totale de la Terre. He est à peu près totalement absent !

39 Composition chimique globale de la Terre (en masse) : Fer ,8 % Oxygène ,7 % Silicium ,5 % Magnésium ,7 % Nickel ,2 % Calcium ,5 % Aluminium ,8 % soit 97,5 % pour ces seuls 7 éléments !

40 Compositions chimiques, en % du nombre d'atomes total TerreEau de mer Soleil (surface) Univers Hydrogène 0, Hélium (Quasi- absent) Absent69 Oxygène 49330,060,1 Carbone 0,020,00140,040,06 Magnésium 160,0330,0040,005 Fer 14traces0,0030,004

41 Lhélium, qui « pèse » pour 25 % de la masse de matière « ordinaire » (baryonique) de lUnivers, est à peu près absent du globe terrestre. Lhydrogène et lhélium ont été produits au début de la formation de lUnivers (400 secondes après le Big Bang). Pendant les premiers âges de la Terre, ces éléments légers ont été « soufflés » par le vent du jeune Soleil, à lexception de la fraction de H qui était combinée en glace dans les poussières de la nébuleuse primitive … et quon retrouve aujourdhui dans nos océans (?).

42 II) Comprendre le contenu matériel : 5) la Matière Noire La matière « ordinaire » (dite baryonique) peut être considérée comme bien connue, ses propriétés physiques et ses interactions avec le rayonnement sont très complètement décrites par nos théories. Est-elle le principal constituant de lUnivers ? On peut déterminer assez facilement la MASSE TOTALE dune galaxie si elle est aplatie (cas des spirales) : il faut mesurer la VITESSE de ROTATION dun nuage de gaz situé très loin du centre : ce nuage est attiré par la masse contenue à lintérieur de son orbite et tourne dans le plan de la galaxie tout comme une planète tourne autour du Soleil. La loi de Newton sapplique comme dans le Système Solaire. On constate alors que la masse galactique ainsi estimée est beaucoup plus forte que ce quon peut déduire de la luminosité totale des étoiles, après les corrections nécessaires. Il existe de la « masse cachée » qui ne se manifeste QUE par ses effets gravitationnels. Rotation du disque incliné de NGC 253 en raie 21 cm de H (Anglo-Australian Observatory)

43 Les AMAS de GALAXIES sont des structures très massives. Ils courbent localement lespace, ce qui dévie les rayons lumineux provenant de sources situées très loin derrière lamas: cest le phénomène de LENTILLE GRAVITATIONNELLE. La physique est bien connue et on peut déduire des images amplifiées des objets darrière-plan une estimation de la masse de lamas : on constate que : -les galaxies elles-mêmes ne comptent que pour quelques %, -le gaz chaud baignant lespace entre les galaxies (quon peut observer en rayons X) pour 1/3 environ, tout le reste est de la « masse cachée ».

44 Le modèle actuellement « en vogue » (celui qui a lair de rendre à peu près compte des observations … pour combien de temps ??? ) Matière baryonique : moins de 4 %connue Matière « noire » : %inconnue Energie « noire » : %inconnue Mais peut-être la physique est-elle erronnée à très grande échelle, et la théorie einsteinienne de la gravitation insuffisante ?

45 III) Comprendre les échelles de temps et dévolution Lastrophysique est une machine à remonter le temps. Si un corps céleste distant de x « années de lumière » EMET, en un « instant zéro », de la lumière dans la direction de la Terre, nous recevrons cette lumière, dans un instrument situé sur Terre (notre œil, par exemple!) au temps t = x Ceci signifie que lon VOIT le corps céleste tel quil était x années AVANT linstant où lon a détecté sa lumière Les galaxies très distantes, en particulier, nous apparaissent à un instant de leur évolution beaucoup plus « jeune » que lépoque dobservation. Cest le « temps de recul » (lookback time) quon sait faire correspondre au décalage vers le rouge du spectre de la lumière de ces objets. 75 minutes 6400 ans ans 12 milliards dannées

46 Décalage vers le rouge Evénement Temps écoulé après le Big Bang ~ Formation des protons (H) et des noyaux dhélium400 secondes 1000Séparation de la lumière et de la matière ans 8 à 12 ?? Formation des premières étoiles / galaxies / structures 500 – 800 millions dannées ? ? ? Fin de la formation des galaxies géantes comme notre Voie Lactée 2 – 3 milliards dannées ? 0,35 Formation du Soleil et des planètes du Système Solaire 9,1 milliards dannées 0,1 ??Apparition des premières formes de vie sur Terre 12,5 milliards dannées ? 0,0051Extinction des dinosaures 13,635 milliards dannées 0,0000 Toumaï et Lucy cassent leurs premiers cailloux, on invente lagriculture, limprimerie, le téléphone et les subprimes 13,7 milliards dannées

47 Hubble Space Telescope Ultra-deep Field

48 Un détail du Hubble Deep Field North (photo NASA – HST)

49 IV) Chercher dautres mondes autour dautres soleils 1995 : M. Mayor et D. Quéloz découvrent, à lObservatoire de Haute - Provence, la première planète extrasolaire, un « petit Jupiter chaud », géant gazeux en orbite très serrée (période : 4,2 jours !) autour de létoile de type solaire 51 Pégase. Octobre 2009 : 400 planètes extrasolaires ou objets apparentés sont confirmées. De nombreuses étoiles ont des systèmes multi - planétaires. La chasse sintensifie depuis 3 – 4 ans avec lapparition dune nouvelle génération dinstruments spécialisés, dont le satellite CoRoT. Méthode des vitesses radiales Méthode des transits

50 Les méthodes actuelles de détection (limagerie directe exceptée) favorisent la découverte de planètes massives. Mais la surprise fut la découverte systématique de nombreux « Jupiters chauds », très proches de leur étoile, que les théories de formation des années 90 pensaient impossibles ! d < Soleil-Mercure !

51 19 octobre 2009 : 403 planètes extrasolaires dans 300 systèmes dont 35 multiples Bleu : VR Vert: transit Rouge: imagerie directe Masse la plus faible à ce jour: 2 x M T

52 V) - Un rêve à portée dinstrument : détecter des exo-Terres… des instruments pour réaliser le rêve : trouver des traces de vie extra-terrestre ! - définir les « systèmes » vivants : complexes, se nourrissent (par échanges de matière et dénergie avec lenvironnement), disposent dun mécanisme de « régénération » (reproduction), évoluent si nécessaire. - choisir un type de vie quon sait en principe détecter : chimie organique carbonée, eau liquide comme solvant, interface liquide/solide pour les échanges moléculaires. - en découle le choix des mondes à explorer : ils doivent être dans la zone dhabitabilité de leur soleil : eau liquide T ~ 24 ° C +/- 20 ° distance min /max à létoile gravité « raisonnable » planète non gazeuse (mais atmosphère), planète-océan possible

53 Trop chaud (-> Vénus) TropfroidTropfroid T r o p f r o i d -> Mars La zone dhabitabilité Terre

54 Les limites de la zone dhabitabilité dépendent : - de la température de surface de létoile (solaire, + chaude, - chaude) - des paramètres orbitaux de la planète (excentricité trop forte instabilités climatiques !) - du contenu de latmosphère de la planète en gaz à effet de serre - de linclinaison de laxe de rotation de la planète./. au plan de son orbite (saisons, variations climatiques) La zone dhabitabilité nest pas quelque chose dunivoque à déterminer !!! ( exemple : Europe est-elle habitable par des bactéries ?? Réponse souhaitée vers 2030 !! projet spatial « Laplace »)

55 Oxygène,ozone et chlorophylle : les clefs de la recherche de la Vie Vénus Mars infrarouge visible Eau - H 2 O O2O2 O3O3 O 2, au moins sur Terre, provient EXCLUSIVEMENT de la photosynthèse par les organismes vivants chlorophylliens… O 3 est produit depuis O 2 par photochimie à haute altitude. 9,6

56 "bord rouge" de la végétation observé en labo sur une feuille verte Arnold et al.2002 (OHP) Hamdani et al (ESO) pb.: les nuages… Seager et al une signature très difficile à détecter …

57 Et au-delà, toujours LA question fondamentale : sommes-nous seuls ?


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