Une année-lumière représente la distance parcourue par la lumière en un an, dix mille milliards de kilomètres. C’est l’unité de base en astronomie dès que l’on quitte le système solaire et que l’on entre dans le ciel profond. Et ces années-lumière se comptent parfois par millions voire milliards.
Des distances, des masses, des énergies, des phénomènes d’une ampleur démesurée que nous, êtres humains, ne pouvons pas concevoir. Mais nous pouvons toutefois les observer, et c’est sûrement le fait le plus étrange de l’univers, les comprendre.
Si nous avons toujours regardé les étoiles, la complexité du ciel nous a été cachée pendant bien longtemps. Un ciel noir, des points fixes, des étoiles, des astres errants, des planètes, quelques taches et la lune ont été nos seuls compagnons nocturnes jusqu’à l’apparition d’optiques de qualité au XVIIe siècle, qui ont permis d’observer et résoudre les premiers amas, nébuleuses et galaxies.
L’amélioration continue des optiques et l’apparition de la photographie, argentique puis numérique nous ont apporté la couleur, dans ce ciel qui ne devenait plus si noir, nous dévoilant ainsi tous ces objets que nos yeux nus ne pourront jamais voir.
De la poussière, du gaz
L’espace interstellaire, c’est-à-dire l’espace qui sépare les étoiles, n’est pas vide, mais il est constitué de poussière (pour 1%) et de gaz (pour 99%). La poussière est ténue, mais peut s’étendre sur de très longues distances. Et lorsque ces poussières sont réunies en nuages un peu plus épais, dans une région du ciel pauvre en étoiles, elles bloquent la lumière des étoiles formant une zone très sombre dans le ciel. On appelle ce type d’objet une nébuleuse obscure.
Lorsque le nuage de poussière est moins dense, il peut réfléchir la lumière d’une ou plusieurs étoiles voisines, qu’il ne parvient pas à absorber. Dans ce cas, la lumière des étoiles est diffusée dans le nuage de poussière, que l’on appelle nébuleuse par réflexion. Elles sont habituellement bleues parce que la diffusion est plus efficace pour la lumière bleue que pour la lumière rouge.
Le gaz du milieu interstellaire est principalement constitué d’hydrogène. Il peut se trouver sous deux formes différentes. Sous forme atomique, comme un atome d’hydrogène neutre, ou sous forme moléculaire, comme une molécule de dihydrogène. Ce gaz est très difficile à observer, car il est froid et rayonne très peu.
Mais, ce gaz peut être chauffé et ionisé par une jeune étoile voisine, très chaude et massive. Et dans ce cas, le gaz va pouvoir rayonner et émettre de la lumière dont la couleur va varier en fonction de sa composition. C’est une nébuleuse en émission. Les nébuleuses par réflexion et les nébuleuses en émission forment la catégorie des nébuleuses diffuses.
Ces trois formes de nébuleuses, obscures, par réflexion et en émission se côtoient régulièrement dans le ciel. Les objets les plus célèbres du ciel profond sont souvent constitués de plusieurs nébuleuses de différents types.
Des étoiles
Au sein des grands nuages moléculaires de gaz et de poussière, dans les nébuleuses diffuses, se forment les jeunes étoiles. Une perturbation, comme l’explosion d’une supernova aux alentours, déstabilise le nuage et met le gaz et la poussière en mouvement. On dit que le nuage s’effondre gravitationnellement, c’est-à-dire que sous l’effet de la gravité, le gaz va se comprimer et s’échauffer en un point qui va devenir le cœur de la future étoile. Lorsque la masse de gaz est suffisante, la température peut dépasser les 10 millions de degrés dans le cœur, provoquant la fusion de l’hydrogène en hélium. L’énergie libérée par la fusion stabilise l’étoile qui se met à briller.
Ces nuages de gaz ne s’effondrent pas en un point unique, mais en de nombreux points, aboutissant à la création de nombreuses étoiles au sein d’un amas. Ces amas peuvent contenir plus centaines voir des milliers d’étoiles, qui finissent par s’éloigner, formant un amas ouvert, et se séparer après parfois 1 milliard d’années. Ainsi est né le soleil, il y a 5 milliards d’années.
On compte 150 amas globulaires dans notre galaxie. Ce sont des amas beaucoup plus compacts que les amas ouverts. On peut compter une centaine de milliers d’étoiles distribuées dans une sphère d’une taille de quelques dizaines ou centaines d’années-lumière. Ces amas ont été créés au même moment que la galaxie, et se situent tous en périphérie, dans le halo galactique.
En 1974 le radiotélescope d’Arecibo l’a utilisé comme cible pour l’envoi d’un message à une potentielle civilisation extraterrestre. Le message mettra 25 000 ans pour y parvenir (et autant pour une potentielle réponse). Il contenait des informations comme les chiffres, le numéro atomique de l’hydrogène, du carbone, de l’azote, de l’oxygène et du phosphore, des données sur l’ADN, la forme et la taille d’un humain, la population terrestre, et la position de la Terre dans le système solaire.
Plus une étoile est massive, plus la température en son cœur est élevée et plus elle fusionne son hydrogène en hélium rapidement. Le soleil brille depuis 5 milliards d’années. Mais d’ici 5 autres milliards d’années, il va manquer d’hydrogène. Son cœur, désormais lourd d’hélium va reprendre sa contraction, et la température va de nouveau s’élever. Sa taille va augmenter, ses couches externes vont se dilater, et se refroidir en surface, lui donnant une couleur rouge. Son rayon sera multiplié par 200, et il devrait englober Mercure, Vénus et peut-être la Terre.
Si la température en surface diminue en même temps que sa taille augmente, la température au niveau du cœur continuera d’augmenter, car plus rien n’arrêtera l’effondrement gravitationnel. Lorsque la température atteindra les 100 millions de degrés, la fusion de l’hélium en carbone et oxygène commencera, stabilisant de nouveau l’étoile, qui sera devenue une géante rouge.
Il faudra à peine quelques centaines de millions d’années au soleil pour fusionner tout l’hélium de son cœur. Une fois cet hélium fusionné, la contraction de son cœur va reprendre, mais la température ne pourra jamais atteindre les 1 milliard de degrés nécessaires à la fusion du carbone. Le soleil n’est pas assez massif.
Le cœur du soleil va alors se contracter jusqu’à ce que tous les électrons de son cœur soient dans un état ou la contraction n’est plus possible, comme s’ils étaient collés les uns aux autres. C’est la pression de dégénérescence des électrons. Le soleil sera devenu une naine blanche, d’une taille équivalente à celle de la Terre, mais avec une densité 1 million de fois supérieure. Il va se refroidir doucement pour ne laisser 10 milliards d’années plus tard qu’une naine noire, morte et froide.
Autour de lui, il restera les couches externes, encore chaudes qui vont briller pendant un temps assez court, permettant à un observateur peu éloigné de voir les restes de notre soleil et de son système. On appelle un tel objet “une nébuleuse planétaire”.
Mais pour les étoiles les plus massives de l’univers, les supergéantes, qui représentent moins de 2% des étoiles, le destin est tout autre. La masse des supergéantes peut atteindre 70 masses solaires, leur luminosité plusieurs centaines de milliers de fois la luminosité solaire et leur taille plusieurs centaines de rayons solaires. Elles ont une durée de vie très courte, car si le soleil va mettre 10 milliards d’années à fusionner son hydrogène en hélium, elles ne mettront que quelques millions d’années seulement.
Elles vont être capables d’élever la température de leur cœur jusqu’à plus de 3 milliards de degré, provoquant la fusion de tous les éléments chimiques jusqu’au fer, l’élément le plus stable de l’univers.
La masse du cœur de l’étoile est tellement importante, même après tous ces processus de fusion, que l’état de naine blanche n’est pas tenable. Au-delà d’une certaine limite, la pression devient telle que les électrons, ne pouvant plus se rapprocher les uns des autres, vont subitement fusionner avec les protons pour créer des neutrons.
Ce processus, très court (quelques secondes) va créer une onde de choc d’une énergie équivalente à plusieurs fois le potentiel nucléaire de fusion de l’ensemble des éléments de l’hydrogène au fer. Cette onde de choc va se propager à 20% de la vitesse de la lumière et va venir chauffer les couches externes à une telle température telle que pendant ces quelques secondes l’intégralité des éléments existants du fer à l’uranium va être créée. C’est une supernova.
Le cœur de l’étoile va continuer à se compresser jusqu’à être stabilisé par la pression de dégénérescence des neutrons, bien plus puissante que celle des électrons. Il restera une étoile à neutrons, d’un diamètre de 10 à 20 km, avec une densité de matière telle qu’un morceau de sucre pèserait 100 millions de tonnes.
En quelques secondes l’étoile produit plus d’énergie que l’ensemble de la galaxie, avant ensuite de s’éteindre définitivement. Le résidu de la supernova devient une nébuleuse, qui contient tous les éléments de l’hydrogène à l’uranium. C’est le terreau idéal pour un nouvel effondrement gravitationnel et la naissance de nouvelles étoiles. Les supernovæ sont un phénomène rare à notre échelle. On en compte seulement une ou deux par siècle dans une galaxie.
Et des galaxies
Notre galaxie, la Voie lactée, est une galaxie spirale d’un diamètre de 100 000 années-lumière environ. Elle contient 200 à 400 milliards d’étoiles, et au minimum 100 milliards de planètes. Notre système solaire est excentré, il se situe dans un bras spiral en périphérie, dit “le bras d’Orion”, à 27 000 années-lumière du centre de la galaxie, où se trouve un trou noir supermassif. Pour un rayon de 12 millions de kilomètres, soit 18 fois celui du soleil, il est 4 millions de fois plus massif que notre étoile.
La Voie lactée fait partie d’un groupe de galaxies en interaction, le groupe local qui contient deux galaxies principales: la Voie lactée ainsi que la galaxie d’Andromède. Chacune d’entre elles possède son propre système d’une dizaine de galaxies naines satellites. La galaxie du triangle, la troisième plus massive du groupe Local gravite autour de la galaxie d’Andromède.
Le groupe local fait partie, avec d’autres groupes et amas de galaxies du superamas de la vierge dont le diamètre est de 200 millions d’années-lumière et qui a de nombreux points communs avec la forme d’une galaxie. 60% des 10 000 galaxies sont situées dans un disque centré sur la galaxie supergéante M87, dont le trou noir a été “photographié” en 2016, et son millier de galaxies satellites. Les 40% restants forment un halo. Notre groupe local est excentré, en bordure du disque. Un peu comme le soleil dans la Voie lactée.
La plupart des galaxies qu’un astronome amateur peut observer sont situées dans le superamas de la vierge.
Au sein des groupes et amas, le destin des galaxies est de fusionner entre elles, les plus massives assimilant les moins massives. Ces collisions ne donnent pas lieu à de grandes catastrophes cosmiques, car la probabilité de collision entre étoiles est quasi nulle. Par contre, l’interaction gravitationnelle provoque d’intenses forces de marées qui déforment les galaxies et peuvent aboutir à une flambée de formation d’étoiles. Des étoiles et du gaz peuvent aussi être éjectés de la nouvelle galaxie formée.
Le superamas de la vierge n’est que le centre d’une structure encore plus importante: Laniakea, “horizon céleste immense” en hawaïen, découvert en 2014. Il a une taille d’environ 520 millions d’années-lumière, ce qui correspond à 4% de l’univers observable, et contiendrait plus de 100 000 galaxies, dont la Voie lactée. Mais il est possible d’observer au-delà, notamment dans le superamas voisin, le superamas de coma, ou de la chevelure de Bérénice.
