Astronomie

cher Abdelwahed, pour pouvoir comprendre l'astronomie il est indispensable de connaitre les principres élimentaires de la géométrie sphérique.
Tu as parlé du système solaire qui comporte deux dimensions :
Interne et externe

C’est un problème fondamentale qu’essaye la géométrie sphérique de résoudre ; c’est une géométrie qui diffère de celle d'Euclide: celle que tu prétends interne ; les droites sont convexes et dont le total des angles d'un triangle dépasse 90 °
par contre celle prétendu par tes soins externe les droites sont concaves et le total des angles d'un triangle est inférieur de 90 ° ?
si je me souviens bien

en revanche celle d'’ euclide admet la droite est allignée et que le total des angles d'un triangle est de 90 °

tout en exhortant nos compatriotes qui étudient ces disciplines de nous clarifier davantage ces principes.

Les Gémeaux sont une constellation du zodiaque traversée par le Soleil 20 juin au 20 juillet. Dans l'ordre du zodiaque, la constellation se situe entre le Taureau à l'ouest et le Cancer faible à l'est.

Elle est entourée par le Cocher et le Lynx à peine visible au nord et la Licorne et le Petit chien au sud.

Deux étoiles de la constellation sont nommées d'après les jumeaux de la légende : Castor (α Geminorum) et Pollux (β Geminorum).

Les Gémeaux sont également un signe du zodiaque correspondant au secteur de 30° de l'écliptique traversé par le Soleil du 21 mai au 20 juin.


Histoire :

Pour les Grecs, la constellation des Gémeaux représentait Castor et Pollux, les frères jumeaux d'Hélène de Troie. Les Romains y voyaient Romulus et Remus.

Le programme d'exploration spatial Gemini, mené par la NASA dans les années 60, a été nommé d'après cette constellation.


Observation des étoiles :

Localisation de la constellation
La constellation des Gémeaux peut se repérer à partir de la grande ourse: la diagonale du grand chariot pointe sur Pollux, et cet alignement se prolonge sur la diagonale d'Orion.

Inversement, les Gémeaux peuvent se repérer à partir d'Orion: L'alignement entre Rigel et Bételgeuse passe par le pied du Gémeau (Almeisan, ou Alhena, γ Gem) et pointe sur Pollux.



Forme de la constellation

La constellation a une forme assez nette, si les conditions de visibilité sont satisfaisantes (Mag 4). Les étoiles se répartissent suivant deux directions d'alignements, l'une NE - SO, qui va de la tête des gémeaux vers Orion, et l'autre NO-SE, dans la direction marquée par le couple Castor / Pollux, qui est également celle des bras étendus des deux gémeaux, celle des genoux et des pieds.

Alignements à grande distance

Pollux est à l'origine de nombreux alignements à grande distance.

La diagonale d'Andromède, qui passe par Pollux, Capella, α de Persée (constellation), Andromède, et se poursuit par le Verseau jusqu'au Sagittaire.
L'alignement Ouest-Sud-Ouest, passant par le Taureau et la Baleine, vers Fomalhaut et le Sagittaire
L'alignement Sud-Sud-Ouest, qui passe par Rigel et Bételgeuse, et longe Éridan pour finir sur Achernar.
L'alignement Sud, qui passe par Procyon, Sirius, la Colombe et s'achève également sur Achernar.
A l'opposé de la diagonale d'Andromède, l'alignement se prolonge sur Alphard, l'extrêmité des Voiles (constellation), la croix du Sud et le pied du Centaure, la queue du Scorpion, et l'arc et la tête du Sagittaire.
A l'opposé du Taureau, Régulus du Lion, Spica de la Vierge, Antarès du Scorpion, et s'achève sur la tête du Sagittaire.

Étoiles principales :

Article détaillé : Liste d'étoiles des Gémeaux.

Castor (α Geminorum)

Castor est une étoile géante blanche. Avec une magnitude de 1,58, elle n'est pas la plus brillante de la constellation (cette place revient à Pollux) et sa désignation « α » rend compte de sa position tout au nord des Gémeaux. Elle reste quand même la 24e étoile la plus brillante de la voute céleste.

Castor est en fait un système multiple. En première approche, c'est une étoile double. Castor-A est une étoile blanche de magnitude 1,98. Castor-B est également blanche, de magnitude 2,88. Elles tournent l'une autour de l'autre suivant une orbite excentrique en 400 ans.

Chacune de ces deux étoiles est elle-même double. Castor-A est composée de deux étoiles semblables orbitant en 9,2 jours à la distance de 0,04 ua. Les deux étoiles de Castor-B accomplissent une révolution en seulement 2,9 jours.

A environ 1 000 ua de ce double couple orbite Castor-C, de neuvième magnitude, qui est lui-même double. Au total, Castor est un système stellaire sextuple.

Pollux (β Geminorum)

L'étoile la plus brillante de la constellation est Pollux (β Geminorum), magnitude 1,16, la 16e étoile la plus brillante du ciel. C'est une géante orange, distante de 34 années-lumière (assez proche de notre système solaire, donc), environ 10 fois plus large que le Soleil.

Autres étoiles :

Dans la constellation des Gémeaux, les autres étoiles portant un nom propre forment le corps de chacun des jumeaux: Mebsuta (ε Gem), Tejat Posterior (μ Gem) et Propus (η Gem) pour le corps de Castor, Wasat (δ Gem), Mekbuda (ζ Gem) et Alhena (γ Gem) pour celui de Pollux.

Deux étoiles possèdent des exoplanètes: HD 49674 avec une planète 0,12 fois la masse de Jupiter, orbitant à 0,056 8 ua en 4,948 jours, et HD 50554, 4,9 fois plus massive que Jupiter, à 2,38 ua pour une révolution de 1 279 jours.


Objets célestes ;

La constellation des Gémeaux contient, entre autres, la nébuleuse diffuse IC 443, les amas ouverts M35 et NGC 2420 et les nébuleuses planétaires NGC 2371, NGC 2392 et PLN205-14.1.

Le Cancer est une constellation du zodiaque traversée par le Soleil du 20 juillet au 10 août. Dans l'ordre du zodiaque, il se situe entre les Gémeaux à l'ouest et le Lion à l'est.

Il est entouré par le Lynx au nord et l'Hydre et le Petit Chien au sud.

Le Cancer est également un signe du zodiaque correspondant au secteur de 30° de l'écliptique traversé par le Soleil du 21 juin au 23 juillet.


Historique

Cette constellation était appelée Tortue par les babyloniens ou Scarabée par les égyptiens, 4 000 ans av. J.-C. Dès 2 000 ans av. J.-C., la plupart des civilisations la dénommaient Crabe ou une semblable créature à pinces. Quelques grecs la connaissaient sous le nom de Porte des Hommes, là d'où les âmes provenaient pour pénétrer les corps à la naissance.

Pour les grecs, il s'agissait également d'un petit crabe envoyé par Héra pour arrêter Hercule dans son combat avec l'Hydre et qui fut écrasé pour ses efforts.


Observation des étoiles

Le Cancer est une constellation particulièrement faible et sans grand intérêt. Sa célébrité n'est due qu'à sa présence dans le zodiaque.

Localisation de la constellation
L'emplacement de la constellation est facile à trouver, mais il apparaît le plus souvent assez vide d'étoiles.

Le Cancer est situé à l'est de Castor et Pollux, des Gémeaux, et à l'ouest de la tête du Lion reconnaissable à sa faucille.

Plus au sud, la constellation est limitée par le Petit Chien au sud-ouest, facilement reconnaissable avec Procyon; la tête de l'Hydre plein Sud ; et les pattes du Lion avec Régulus au sud-Est.



Forme de la constellation

L'étoile la plus brillante, Al Tarf (β Cnc), est très excentrée par rapport au reste de la constellation. C'est l'étoile brillante située à peu près au croisement de l'axe définit par Castor et Pollux, et par les deux yeux de la tête de l'Hydre. C'est l'une des pinces du « crabe ».

La deuxième pince du « crabe », Acubens (α Cancri), est dans l'alignement entre Procyon et (β Cnc). Acubens dérive d'un terme signifiant La Pince en arabe, signifiant ainsi que cette étoile caractérise la constellation du Cancer. Elle porte d'ailleurs la désignation α, bien qu'elle ne soit que la 4e étoile la plus brillante de la constellation.

Au nord on trouve ι Cnc, étoile brillante entre la tête des Gémeaux et celle du Lion. cette étoile est à la tête d'un alignement d'étoiles faibles vers le SSE (ρ1 et ρ2, ν et ξ Cnc), qui marquent les pattes arrière Est du « crabe ».

Côté Ouest, les pattes sont plus désordonnées, et forment un éventail à partir de χ, ψ, μ et ζ Cnc.

Au centre, le corps du « crabe » est un petit carré formé par γ (NE), η (NO), θ (SO) et δ (SE) Cnc, situé sensiblement dans l'alignement entre ι et α Cnc. C'est à l'intérieur de ce carré qu'est situé l'amas ouvert M44, Praesepe, appelé l'essaim du Crabe. Il apparaît à l'œil nu comme une tache floue, la nébuleuse du crabe, à peine visible (ses composants sont de Mag 6 à 7), mais on peut facilement distinguer ses composants à la jumelle.

Étoiles principales :

Al Tarf (β Cancri)

L'étoile la plus brillante de la constellation du Crabe est Al Tarf (β Cancri), La Fin en arabe. Il s'agit d'une étoile géante orange de classe K, 53 fois plus large que le Soleil et 660 fois plus brillante. Sa rotation sur elle-même est assez lente, il lui faut plus de deux ans pour la compléter.

Al Tarf est une étoile double, son compagnon de magnitude apparente 14 est une naine rouge située à 2 600 ua. Le couple met plus de 76 000 ans pour effectuer une orbite complète.


Acubens (α Cancri)

Acubens est une étoile de classe spectrale A5m, c'est-à-dire métallique. Son spectre est en effet enrichi en éléments métalliques, comme le zinc, le strontium, le baryum, etc.

Acubens est en fait un système multiple, constitué de deux couples d'étoiles distincts. Le plus brillant est composé de deux étoiles identiques (des naines de classe Am), située à 5,3 ua l'une de l'autre et orbitant en 6,1 ans. Le deuxième couple est formée de deux étoiles naines de classe M, de magnitude 12, orbitant autour du premier couple à plus de 600 ua en plus de 6 300 ans.


Tegmine (ζ Cancri)

Tegmine n'est pas l'étoile la plus brillante de la constellation du Cancer, bien qu'elle possède un nom propre. Ce qui la caractérise, c'est qu'il s'agit en réalité d'un système multiple.

À la base, ζA et ζB, deux étoiles de magnitude 5,6 et 6, orbitent l'une autour de l'autre en 60 ans, éloignées de 19 ua. ζC est ensuite située à 175 ua de ce couple et tourne autour de lui en 1 115 ans. Des études récentes ont montré qu'une autre étoile, ζD, de magnitude 9,7, tourne autour de ζC, probablement en 17,6 ans, quoique son orbite soit vraisemblablement très perturbée. ζD est vraisemblablement une naine blanche, mais il est également possible qu'elle soit elle-même une étoile double.


Autres étoiles

La 3e étoile de la constellation est ι Cancri. Il s'agit d'une étoile double dont les deux composantes sont très éloignées. ιA est une géante de magnitude 4,03 et de classe G7.5 et ιB une étoile naine ordinaire de magnitude 6,58 et de classe A3V. Les deux étoiles sont éloignées de plus de 2 800 ua et tourneraient l'une autour de l'autre en plus de 65 000 ans.

Deux autre étoiles dans cette constellation portent un nom : Assellus Australis (δ Cancri) et Borealis (γ Cancri), Les Ânes du Sud et du Nord en latin, car ces deux étoiles sont proches de l'amas ouvert Praesepe, dont le nom peut signifier la Ruche ou la Crêche. Assellus Australis et Borealis seraient donc deux ânes s'abreuvant à la crêche... Il pourrait également s'agit des ânes qui portaient Dionysos et les Silènes à la bataille.

Asselus Australis est une géante rouge qui possède un compagnon de magnitude 11,9.

Asselus Borealis est un système quadruple. La primaire, γA, est de magnitude 4,66 et la secondaire, γB, est de magnitude 8,7. Ces deux étoiles sont à leur tour flanquées chacune d'un compagnon de magnitude 12.

55 Cancri possède un système planétaire avec quatre planètes confirmées. La dernière planète composant ce système solaire (55 Cnc e) fait environ 15 masses terrestres. Les découvreurs pensent qu'il s'agit d'une « super-terre ».


Objets célestes

La constellation contient l'amas ouvert M44 ou Praesepe, également nommé la Ruche. De magnitude 3,7, il est visible à l'œil nu. Éloigné de 577 années-lumière, il contient plus de 300 étoiles. Son âge et son mouvement propre est le même que celui de l'amas des Hyades, laissant penser qu'ils ont une origine commune.

Le Lion est une constellation du zodiaque traversée par le Soleil du 10 août au 16 septembre. Dans l'ordre du zodiaque, elle se situe entre le Cancer à l'ouest et la Vierge à l'est.

Cette constellation contient plusieurs étoiles brillantes, telles Régulus (α Leonis), le cœur du Lion, et Denebola (β Leonis), sa queue.

Le Lion désigne également un signe du zodiaque correspondant au secteur de 30° de l'écliptique traversé par le Soleil du 24 juillet au 23 août.

Histoire

Comme toutes les constellations du Zodiaque, le Lion a des origines très anciennes. Mentionné par Ptolémée dans son Almageste, il correspondrait dans la mythologie grecque au lion de Némée tué par Hercule lors du premier de ses douze travaux.

On peut noter que la constellation voisine de la Chevelure de Bérénice était autrefois considéré comme un simple astérisme dans le Lion avant d'en être détaché.


Observation des étoiles

Localisation de la constellation
Le Lion peut être localisé à partir de la Grande ourse, en prenant l'alignement des deux étoiles internes à la "casserole". Cet alignement tombe sur Régulus.

Le Lion est à l'opposé du Taureau par rapport aux Gémeaux, sur l'axe qui passe ensuite par Spica de la Vierge.

Localement, le Lion peut se reconnaître directement par sa forme générale, et si les conditions de visibilité sont bonnes, par la forme de la "faucille" qui forme sa tête.



Forme de la constellation

La forme sous laquelle le Lion apparaît dépend beaucoup des conditions de visibilité.

Les quatre premières étoiles visibles (Mag 2.5) forment un trapèze très aplatit, avec dans le sens contraire des aiguilles d'une montre Régulus (α Leo) au Sud-Ouest, la base des pattes avant, Algeiba (γ1 Leo) un peu plus au Nord (le cou), Zosma (δ Leo) au Nord-Est (la base de la queue) et Denebola (β Leo) à l'Est (le bout de la queue).

Quand les conditions sont meilleures (Mag 4), on voit se dessiner la "faucille" partant de Régulus (α Leo), qui passe par η, γ (Algeiba), ζ, μ et repique vers le Sud avec ε Leo. Cette "faucille" marque la tête du Lion, dont le museau se prolonge un peu vers l'Ouest avec κ (nord) et λ (sud) Leo, qui ne sont visibles que dans de très bonnes conditions (Mag 4.5).

Avec des conditions optimales, les formes côté Sud-Est sont mieux visibles. θ Leo est bien visible au Sud de δ Leo (Zosma), sur l'alignement entre Régulus et Dénébola. La patte la plus en arrière est marquée par ι et σ Leo, l'autre patte arrière s'achève soit sur χ Leo, soit sur σ Leo, plus proche de Régulus. De son côté, la patte avant s'achève sur ο Leo.


Étoiles principales

Regulus (α Leonis)

L'étoile la plus brillante de la constellation du Lion se nomme Régulus (α Leonis), ce qui signifie « le Roitelet » en latin (Elle était également connue sous le nom de Cor Leonis, le « Cœur du Lion »). Avec une magnitude apparente de 1,36, il s'agit de la 21e étoile la plus brillante du ciel.

Régulus est une étoile de la séquence principale, 4 fois plus large et plus massive que le Soleil. Étant une étoile blanche, elle est beaucoup plus chaude que ce dernier et 130 fois plus brillante.

Elle possède un petit compagnon, distant de 4 200 Unité astronomique. Celui-ci est lui-même double.

Régulus se trouve quasiment sur le plan de l'écliptique. Elle a une forme ovoïde, probablement secondaire à l'importance de la force centrifuge due à une vitesse de rotation importante (période = 16h).


Denebola (β Leonis)

Denebola (β Leonis), la 2e étoile de la constellation, dont le nom signifie « la Queue du Lion » en arabe, est une étoile blanche d'un diamètre et d'une masse à peu près double de ceux du Soleil, relativement proche du Système solaire (36 années-lumière).

C'est également une étoile variable de la classe δ Scuti et sa magnitude oscille très légèremement autour de 2,14.


Autres étoiles

Plusieurs autres étoiles moins lumineuses du Lion ont été nommées, telles Algieba (γ1 Leo), Zosma (δ Leo), Ras Elased Australis (ε Leo), Adhafera (ζ Leo), Chort ou Coxa (θ Leo), Al Minliar al Asad (κ Leo), Alterf (λ Leo), Ras Elased Borealis (μ Leo) et Subra (ο Leo).

Les étoiles α, η, γ, ζ, μ et ε Leonis constituent l'astérisme appelé « la Faucille ».

Wolf 359 est une naine rouge, 50 000 fois moins lumineuse que le Soleil. Il s'agit de la 6e étoile la plus proche de notre Système solaire (la 4e si on considère le sytème d'Alpha du Centaure comme un seul objet). Distante de 7,78 années lumière, sa magnitude absolue n'est que de 16,55 ce qui en fait l'objet le moins brillant connu dans le voisinage du Système solaire.


Objets célestes

Le Lion contient plusieurs galaxies brillantes dont les jumeaux M65 et M66 entre ι et θ Leonis, et M95 et M96 9° à l'est de Régulus, sont les représentants les plus fameux. M65 et M66 sont deux galaxies spirales distantes de 27 millions d'années lumière et qui semblent être liées gravitationnellement. M95 et M96, deux galaxies spirales là-aussi, sont éloignées de 29 millions d'années lumière et constituent un petit amas avec plusieurs autres galaxies moins brillantes.

On y trouve également la galaxie elliptique M105, les galaxies spirales NGC 2903, NGC 3370 et NGC 3521. Juste au nord de Régulus, Leo I et Leo II font partie de notre Groupe local.

La Vierge est une constellation du zodiaque traversée par le Soleil du 16 septembre au 30 octobre. Dans l'ordre du zodiaque, elle se situe entre le Lion à l'ouest et la Balance à l'est. C’est une constellation immense (la deuxième du ciel, après l’Hydre) et extrêmement ancienne.

La Vierge est également un signe du zodiaque correspondant au secteur de 30° de l'écliptique traversé par le Soleil du 24 août au 22 septembre.

Histoire et mythologie

La Vierge est l’une des constellations les plus anciennes, comme quasiment toutes celles du Zodiaque. Elle tire probablement son origine du fait que le Soleil se trouvait jadis dans la Vierge lors de l’équinoxe d'automne: le lever héliaque de Spica correspondait à peu près à la période des moissons, et celui de Vindemiatrix à celui des vendanges.

En revanche, le personnage que représente originellement la constellation n’est pas connu et quasiment toutes les grandes déesses de l’Antiquité y furent liées, telles Aset (Isis), Déméter, Perséphone, Cybèle, Artémis, Athéna, etc.

L’une des versions se raccrochant à la mythologie grecque l’identifie à la déesse de la Justice, Thémis ou Astrée, qui aurait quitté la Terre par dégoût de la grossièreté des hommes. La Vierge est depuis lors quasiment toujours dessinée portant la Balance, ainsi qu’un épi de blé.


Observation des étoiles

Repérage de la constellation
La Vierge se repère progressivement autour de son étoile majeure, Spica.

Dans l'hémisphère Nord, Spica se repère facilement à partir de la Grande Ourse: le manche de la "casserole" poursuit grand un arc de cercle jusqu'à Arcturus, dans le Bouvier (en haut dans l'image ci-contre), et le prolongement de cet arc conduit à Spica.

Spica peut également se repérer directement par le voisinage du Corbeau (en bas de l'image): c'est l'étoile brillante que la corneille surveille.

Repérer le grand triangle formé par Delebola du Lion (en haut à droite sur l'image), Arcturus du Bouvier, et Spica. Au centre de ce triangle se trouve Vindemiatrix, la "main" de la Vierge.

Plus au Sud-Est se trouvent les premières étoiles de la Balance.



Forme de la constellation

Les alignements dessinant la Vierge sont peu suggestifs, l'image d'une Vierge est difficile à visualiser.

Le dos

Dans l'axe Spica - Delebola, on voit un alignement de trois petites étoiles θ, γ (Porrima) et η (Zaniah), conduisant à la tête de la Vierge, située sous la queue du Lion (Delebola).

La tête

Dans l'axe du dos, sous Delebola, on tombe sur Heze (ζ Vir) au sud, qui forme la nuque. La forme de la tête (entre Heze et Denebola) dépend beaucoup des conditions de visibilité.

Le bras

Partant de Vindemiatrix (ε Vir) en direction du Corbeau, on rencontre au coude Auva (δ Vir) et Porrima (γ Vir) à l'épaule.

La jambe

Partant de Spica en direction d'Arcturus, on tombe (un peu à droite) sur Heze (ζ Vir), le genoux. De là, la "juppe" de la Vierge s'étend vers l'Est, sans forme très convainquante.

b]Étoile principale [/b]

L'Épi (α Virginis)

L’étoile la plus brillante de la constellation de la Vierge est l’Épi (en latin Spica), α Virginis. Elle est facile à trouver : en suivant la courbe de la Grande Ourse et en poursuivant au-delà d’Arcturus (dans le Bouvier), on aboutit à l’Épi.

Avec une magnitude apparente de 0,98, l’Épi est la 14e étoile la plus brillante du ciel, mais le doit au fait qu’elle est une étoile double, ses deux composantes bleues orbitant à 0,12 ua de distance en un peu plus de 4 jours. Elle posséderait également deux ou trois autres composantes plus lointaintes et moins brillantes.

Elle est légèrement variable : les deux étoiles principales la composant sont tellement proches que les forces de marée de l’une sur l’autre les déforment et les rendent ellipsoïdales. Lors de leur orbite, elles ne présentent pas tout le temps la même surface et la brillance perçue sur Terre varie très légèrement.


Autres étoiles

Plusieurs autres étoiles de la Vierge portent un nom propre : Zavijava (β Vir), Porrima (γ Vir), Vindemiatrix (ε Vir), la Vendémiaire, car son lever héliaque indiquait le début des vendanges à l’époque romaine, Zaniah (η Vir) et Syrma (ι Vir).

Porrima (γ Vir) est une étoile double dont les deux composantes sont presque identiques, des étoiles blanches de magnitude apparente 3,65 et 3,68, produisant une magnitude totale de 2,74.

70 Virginis (magnitude apparente 4,97) possède une exoplanète de 6,6 fois la masse de Jupiter.

Ross 128 (FI Virginis), une naine rouge, est la 11e étoile la plus proche du Système solaire, distante de 10,91 années-lumière.


Objets célestes

5° à 10° à l’ouest de Vindemiatrix, proche de la frontière nord de la constellation, se trouve l’Amas de la Vierge, un amas de galaxies distant d’environ 80 millions d’années-lumière et comportant plus de 3 000 objets. La constellation de la Vierge est donc très riche en galaxies. Parmi les membres de cet amas, on peut noter M49 (elliptique), M58 (spirale), M59 (elliptique), M60 (elliptique), M61 (spirale), M84 (elliptique), M86 (elliptique), M87 (elliptique et une source radio fameuse), M90 (spirale), NGC 4526 (spirale), NGC 4697 (elliptique) et NGC 4699 (spirale barrée).

M104 est une autre galaxie elliptique présente dans la constellation. On la nomme également Galaxie du Sombrero à cause de sa forme caractéristique. Elle se trouve à 10° à l’ouest de l’Épi.

La constellation renferme également le centre d’un superamas galactique, le Superamas de la Vierge, auquel appartient le Groupe local.

Dans l’amas de galaxies Abell 1835 a été détectée la plus ancienne galaxie connue, qui daterait de 470 millions d’années après le Big bang.

La Balance est une constellation du zodiaque traversée par le Soleil du 31 octobre au 22 novembre. Dans l'ordre du zodiaque, elle se situe entre la Vierge à l'ouest et le Scorpion à l'est.

C'est une constellation modeste qui ne contient aucune étoile de première magnitude. Elle était jadis considérée comme les pinces du scorpion (ses étoiles en tirent leur nom). Dans la mythologie classique, elle était la balance d'Astrée, la déesse vierge de la Justice, la déesse elle-même étant représentée par une constellation voisine, la Vierge.

Histoire

Comme le nom des étoiles principales de cette constellation l'atteste, la Balance était à l'origine (chez les grecs en particulier) considérée comme les pinces de la constellation du Scorpion. On pense qu'il s'agit des romains qui ont introduit cette constellation. Elle apparaît dans le Calendrier julien en 46 av. J.-C.


Étoiles principales

Article détaillé : Liste d'étoiles de la Balance.
Les étoiles les plus brillantes de la Balance forment un rectangle. α et β Librae sont le fléau de la balance et γ et δ en sont les plateaux.


Zuben Elgenubi (α Lib)

Zuben Elgenubi, la « pince du Sud » en arabe, également appelée Kiffa australis, la « balance du Sud », est une étoile double optique : elle est formée de deux étoiles, α1 Librae de magnitude 5,15 (nommée en premier car elle se situe plus à l'ouest) et α2 Librae de magnitude 2,77. Ces deux étoiles sont probablement liées gravitationnellement car elles se déplacent de concert à 77 années-lumière de nous. Elle sont cependant éloignées de près de 5 500 unités astronomiques et à cette distance, devraient orbiter l'une autour de l'autre en plus de 200 000 ans.

α2 Librae est elle-même une étoile double, composée de deux étoiles de classe A à peu près identiques et très rapprochées.


Zuben Eschamali (β Lib)

Zuben Eschamali, la « pince du Nord » en arabe, encore appelée Kiffa boréalis, la « balance du Nord », est l'étoile la plus brillante de la constellation, 130 fois plus lumineuse que le Soleil. C'est une étoile blanche très chaude, tournant rapidement sur elle-même, 100 fois plus vite que le Soleil.


Autres étoiles

γ Librae est une géante jaune, éloignée de 152 années-lumière.

δ Librae est une étoile variable à éclipses de type Algol et de période 2,33 jours ; c'est une étoile double très resserrée dont la magnitude chute donc périodiquement de 4,90 à 5,90 en 6 heures seulement.

σ Librae (Brachium) est une géante rouge, 300 fois plus lumineuse que le Soleil.

ι Lib est une étoile quadruple distante de 110 années-lumière, dont les deux principales composantes sont respectivement de magnitude 4,7 et 5,2.


Observation des étoiles

La balance est une constellation relativement faible, sans intérêt par elle-même. Elle se repère à partir du Scorpion, donc elle constituait autrefois les pinces.



Dans l'alignement général SE / NO de la constellation, on repère assez facilement les deux extrêmités primitives des pinces : β au Nord, α au Sud, à une quinzaine de degrés de la tête du Scorpion.

Objets célestes

La Balance abrite l'amas globulaire NGC 5897, distant d'environ 50 000 années-lumière.

Le Scorpion est une constellation du zodiaque traversée par le Soleil du 23 novembre au 29 novembre. Dans l'ordre du zodiaque, il se situe entre la Balance à l'ouest et le Sagittaire à l'est. Il se trouve dans l’hémisphère sud, très largement sous l'écliptique.

Histoire et mythologie

À l'origine, la constellation comprenait également la Balance. Cette dernière a été séparée du Scorpion pour compléter à douze le nombre des constellations zodiacales.

Le Scorpion est l’objet de plusieurs légendes selon la mythologie grecque : il s’agirait du scorpion envoyé par Artémis pour tuer le chasseur Orion. Ainsi il se trouve opposé à la constellation Orion, se levant en été lorsqu’Orion se couche. D’autres versions suggèrent qu’Apollon envoya le scorpion par jalousie envers l’attention qu’Orion portait à Artémis.

Observation des étoiles

Repérage de la constellation :

Cette magnifique constellation s'identifie par vision directe, et n'a pas besoin de ses voisines pour se faire connaître. Avec 13 étoiles aussi brillantes (mag 3) que les sept de la Grande Ourse, le Scorpion est deux fois plus frappant que la célèbre constellation nordique. Ce n'est que parce qu'il ne culmine qu'aux latitudes australes qu'il est moins célèbre: aux latitudes moyennes d'Europe, il ne fait que raser l'horizon, et sa queue n'est pas visible au dessus de 45°N.

Son étoile dominante, Antarès, se distingue à la fois par sa brillance (mag 1) et par sa couleur rougeâtre. Quand les conditions de visibilité deviennent meilleures, Antarès s'identifie bien par sa position au centre d'un petit alignement un peu arqué entre τ Sco et σ Sco (Al Niyat, qui désigne à la fois τ et σ Sco), l'ensemble formant le « thorax » du Scorpion.

Dans l'alignement du « thorax », vers le Sud, un autre groupe d'étoiles brillantes est visible (aux latitudes méridionales), qui forme la queue du Scorpion, dominée par Shaula (λ Sco).



Forme de la constellation

La queue du Scorpion est un boulevard évident d'étoiles de magnitude élevée (mag 3-4) en connexion linéaire et régulière, dont la forme en « hameçon » est particulièrement claire. La difficulté ne consiste qu'à en individualiser et identifier les différentes étoiles:

υ Sco forme avec λ Sco les « yeux du chat », deux étoiles brillantes en formation serrée.
θ Sco est située au Sud de λ Sco, c'est l'étoile brillante qui marque la limite Sud-Est de la queue du Scorpion.
Les « pinces » du Scorpion sont petites depuis que la constellation de la Balance n'en fait plus partie, et sont marquées par un alignement Nord-Sud de quatre étoiles. Elles se situent dans l'alignement du « thorax », qui passe par δ Sco, et la pince Nord s'ouvre également par β1 Sco. La pince Sud s'ouvre par π Sco (relativement brillante) et ρ Sco (beaucoup plus faible). Les pinces étaient beaucoup plus impressionnantes quand elles s'enchaînaient par ce qui est à présent les deux plateaux de la Balance.

Alignements sur la voûte céleste

La queue du Scorpion est située sur un grand alignement qui passe par le cou et la base de l'arc du Sagittaire, λ Sco, et de là vers Alpha Centauri, très brillante au pied du Centaure, et finalement la Croix du sud.

Cet alignement fait partir d'un immense alignement « périphérique » qui fait le tour du globe, et qui est un axe de repérage majeur de la voûte céleste. Partant du Sagittaire il remonte par la tête du Capricorne (β Cap), le long de l'axe du Verseau, sur la diagonale du Grand carré de Pégase, passe par Algol, Capella, Castor et Pollux, Alphard (Hydre), l'extrêmité des Voiles puis Acrux et Alpha Centauri, λ Scorpii, l'arc et la tête (σ Sgr) du Sagittaire.


Étoiles principales

Antarès (α Scorpii)

L’étoile la plus brillante de la constellation est Antarès (α Scorpii), ainsi nommée (« opposé à Arès ou Mars ») parce que sa couleur rouge brillant ainsi que sa proximité de l’écliptique en fait une rivale de la planète Mars.

Antarès est une supergéante rouge de magnitude apparente 1,06 (ce qui en fait la 15e étoile du ciel en terme de brillance) distante de 500 années-lumière, large de 4 ua (elle est plus grande que l’orbite de Mars). À cause de sa taille, elle subit une perte de masse plus ou moins constante et est entourée d’une nébuleuse, IC 4666. Elle est également légèrement variable.

Elle possède un compagnon, de magnitude apparente 6,0 de couleur vert bleu


Autres étoiles

Plusieurs autres étoiles du Scorpion portent un nom propre : Acrab/Graffias (β1 Sco), Dschubba (δ Sco), Girtab/Sargas (θ Sco), Shaula (λ Sco), Jabah (ν Sco), Al Niyat (σ Sco et τ Sco) et Lesath (ν Sco et υ Sco).

18 Scorpii est une étoile jaune de magnitude apparente 5,49 située à 47,5 années lumière du système solaire. À ce jour, c’est l’étoile la plus ressemblante au Soleil que l’on connaisse, tant par la masse que la luminosité et la température.

Objets célestes

La constellation du Scorpion se trouve près du centre de la Voie lactée. Grâce à cette situation, elle contient plusieurs objets du ciel profond tels les amas ouverts M6 (l’amas du Papillon), M7 (l’amas de Ptolémée, car il fut mentionné par cet astronome), NGC 6231 et NGC 6322, les amas globulaires M4, M80 et IC 4499, et les nébuleuses diffuses NGC 6334 et NGC 6357.

La source de rayons X Scorpius X-1 est la plus proche du Système solaire que l’on connaisse (une centaine d’années lumière).

Le Sagittaire (ce terme signifie « l’Archer ») est une constellation du zodiaque traversée par le Soleil du 18 décembre au 18 janvier. Dans l'ordre du zodiaque, la constellation se situe entre le Scorpion à l'ouest et le Capricorne à l'est.

On l'appelle aussi l’Arcifère (c’est-à-dire « le porteur d'arc »).

Dans la mythologie grecque, le Sagittaire représenterait le centaure Pholos, bien que certaines sources l’associent plutôt à Crotos ou même à Chiron (lui-même associé à la constellation du Centaure); il serait en train de viser le Scorpion avec son arc.


Présentation

Situation de la constellation
Le Sagittaire est à la croisée de plusieurs alignements.

Il appartient à un immense alignement qui fait le tour du globe, et qui est un axe de repérage majeur de la voûte céleste. Partant de l'arc et la tête (σ Sgr) du Sagittaire, il remonte vers le nord par la tête du Capricorne (β Cap), le long de l'axe du Verseau, pour atteindre la diagonale du Grand carré de Pégase. De là il passe le long de la diagonale d'Andromède, puis par Algol, Capella, Castor et Pollux, Alphard (Hydre, l'extrémité des Voiles puis Acrux et Alpha Centauri, Shaula (λ Scorpii), et enfin reboucle sur le Sagittaire.

Il appartient à un autre grand alignement qui part d'Arcturus du Bouvier, passe par la Tête du serpent et le bas du Serpentaire, passe par Kaus Borealis (λ Sgr) et le « cou » du Sagittaire, Nunki (σ Sgr), et se prolonge vers Fomalhaut du Poisson austral, puis remonte vers Cetus.

Quand le Scorpion est visible, le Sagittaire se repère facilement, par sa forme. Il se situe dans l'axe des deux « yeux du chat » de la queue du Scorpion.



Forme de la constellation.

La constellation est facilement reconnaissable par un astérisme au forme de théière. L'étoile la plus brillante de la constellation est Kaus Australis (ε Sgr), à la base sud de l'arc du Sagittaire. À 10° plus au Nord-Est se détache Nunki (σ Sgr), qui marque son cou. Ces deux étoiles forment la diagonale d'un quadrilatère, que viennent compléter Kaus Medius (δ Sgr) au Nord-Ouest, et Ascella (ζ Sgr) au Sud-Est. Ce quadrilatère marque le corps de la théière. Derrière l'arrête Est σ - ζ, une étoile plus faible, τ Sgr marque l'arrondi de l'anse. De l'autre côté, γ forme le point du bec ; et au dessus du côté Nord, λ Sgr marque le point du couvercle.

L’arc du Sagittaire est formé de Kaus Borealis (λ), Kaus Medius (δ) et Kaus Australis (ε) (Kaus signifiant arc en arabe).

La Voie lactée est la plus dense à l’endroit où elle traverse le Sagittaire ; c’est aussi là que se trouve son centre. Par conséquent, le Sagittaire contient un bon nombre d’étoiles brillantes, d’amas stellaires, et de nébuleuses.


Étoiles principales

Kaus Australis (ε Sgr)

Kaus Australis (ε Sgr), l’étoile la plus brillante de la constellation, atteint la magnitude apparente 1,79 (36e du ciel). Distante de 145 années-lumière, c’est une géante bleue, plusieurs centaines de fois plus lumineuse que le Soleil.

C’est une étoile double : son compagnon est de magnitude très faible.

Autres étoiles

Nunki (σ Sgr) est la deuxième étoile de la constellation.

Les désignations de Bayer du Sagittaire ne suivent pas du tout l’ordre de brillance des étoiles.

Objets célestes

Un des amas les plus brillants du Sagittaire est M55, à environ 7,5° à l’ouest de δ Sgr.

La constellation contient aussi des nébuleuses comme la nébuleuse du lagon (M8) près de λ Sgr qui est très belle vue au télescope, la nébuleuse du cygne (M17) et la nébuleuse Trifide, une grande nébuleuse contenant quelques jeunes étoiles très chaudes.

Sagittarius A, la source radio complexe associée au centre de la galaxie se trouve aussi ici. Les astronomes pensent que Sagittarius A pourrait contenir un trou noir supermassif.

Le Capricorne, ou la Chèvre, est une constellation du zodiaque traversée par le Soleil du 19 janvier au 15 février. Dans l'ordre du zodiaque, la constellation se situe entre le Sagittaire à l'ouest et le Verseau à l'est.

Le Capricorne désigne également un signe du zodiaque correspondant au secteur de 30° de l'écliptique traversé par le Soleil du 21 décembre au 20 janvier.

Histoire

Cette constellation est une des plus anciennes qui existent, peut-être la plus ancienne, malgré sa faible luminosité. Des descriptions d'une chèvre ou d'une chèvre-poisson ont été trouvées sur des tablettes babyloniennes datant de 3 000 ans. Il est vrai qu'à cette époque, le solstice d'hiver avait lieu quand le Soleil s'y trouvait et cette position d'un Soleil renaissant avant son essor durant le printemps a probablement contribué à sa création.

Le Capricorne est ordinairement dessiné comme une chèvre à queue de poisson. Certains grecs l'identifiait à Amalthée, la chèvre qui nourrit Zeus lors de son enfance. D'autres pensent qu'elle représente Pan lorsqu'il fuyait le monstre Typhon. Il s'était transformé en chèvre et en voulant plonger dans l'eau, il rata sa transformation et seule l'arrière train devint poisson.

La planète Neptune fut découverte dans cette constellation par l'astronome allemand Johann Galle, près de Deneb Algedi (δ Cap), le 23 septembre 1846.


Observation des étoiles

Situation de la constellation
La constellation est relativement facile à situer par rapport à des grands alignements :

Elle se situe sur le chemin (presque) droit qui part de la Grande Ourse, passe par le cœur du Dragon et par sa tête, pour venir toucher Véga de la Lyre, puis Altaïr. L'alignement Véga - Altaïr permet de repérer 20° plus au sud α du Capricorne et les deux « pieds » du capricorne 15° plus loin. Pour les observateurs situés suffisamment au sud, cet alignement se prolonge jusqu'à Al Na'ir (α Gruis), à une soixantaine de degrés d'Altaïr.
Dans l'autre sens, le Capricorne est entre Pégase et le Verseau d'un côté, et le Sagittaire de l'autre, dans un immense alignement qui fait le tour du globe, et qui est un axe de repérage majeur de la voûte céleste. Partant du Grand carré de Pégase, cet alignement passe par Algol, Capella, Castor et Pollux, Alphard (Hydre, l'extrémité des Voiles puis Acrux et Alpha Centauri, Shaula (λ Scorpii), l'arc et la tête (σ Sgr) du Sagittaire, puis remonte par la tête du Capricorne (β Cap), le long de l'axe du Verseau, pour boucler sur la diagonale du Grand carré de Pégase.
Par rapport aux « phares » de la région, le Capricorne est situé à peu près à mi-chemin entre Véga de la Lyre et Fomalhaut du Poisson austral.



Forme de la constellation
La constellation du Capricorne est la plus faible constellation du Zodiaque après le Cancer. Ses étoiles les plus brillantes se situent à peu près sur un triangle ayant ses sommets en α, δ et ω Capricorni. Attention à ne pas confondre ce triangle avec celui formé par α Cap, β Aqr et ι Aqr, plus au nord et plus visible.

L'étoile la plus facile à repérer est β Cap, située dans l'axe de la « tête » de l'Aigle. Cette étoile marque la « tête » de la grande chèvre, et une petite voisine 3° plus au nord, α Cap, marque la pointe de la corne.
Dans l'alignement de ces deux premières étoiles, à 10° plus au sud, on tombe sur un petite paire d'étoiles ψ et ω Cap, également à ~3° l'une de l'autre.
Perpendiculairement à cette première direction, vers l'est, on trouve un alignement de quatre étoiles assez brillantes, qui pointe un peu en dessous de la « tête »: θ, ι, γ, et enfin δ Cap, la plus brillante, qui marque le bout de la « queue ».
Le « triangle » demande de bonnes conditions (mag 4) pour être visible. Quand les conditions sont excellentes, on peut deviner des soulignements de petites étoiles intermédiaires qui découpent ce triangle en une « tête » et un « corps ». Par rapport à ce découpage, α et β Cap figurent plutôt les deux cornes du Capricorne.

Constellations voisines
Vers l'est, les limites avec le Verseau, lui-même faible et peu structuré, sont peu évidentes. L'alignement qui forme le « dos » du Verseau, dans l'axe de la diagonale du Grand carré de Pégase, semble se prolonger naturellement jusqu'à α Cap. Inversement, le « dos » de la chèvre, l'alignement θ, ι, γ, et δ Cap (la « queue »), semble se terminer naturellement jusqu'à.

Côté Sud, on voit aux pieds du Capricorne un alignement sensiblement Est-Ouest, qui pointe sur Fomalhaut (en bas à gauche de la figure). Les deux étoiles dans l'axe Tête - Sabots à 5° plus au sud appartiennent à la constellation (sans intérêt) du Microscope, le reste de l'alignement vers l'est appartient au Poisson austral.


Étoiles principales

Deneb Algedi (δ Capricorni)

Deneb Algedi (La Queue de l'Enfant en arabe), δ Capricorni, est l'étoile la plus brillante de la constellation du Capricorne. C'est une étoile blanche, « métallique » car son spectre présente de nombreuses traces d'éléments tels que le zinc, le baryum, etc. Sa classification n'est pas exactement connue et on pense qu'il s'agit d'une étoile dans les derniers états de la séquence principale.

Deneb Algedi est une étoile double : elle possède un compagnon très peu lumineux (de magnitude apparente 15, qui l'éclipse tous les 1,023 jours, abaissant sa propre magnitude de 0,2. Compte-tenu du temps entre deux éclipses, les deux étoiles sont extrêmement proches, peut-être même quasiment en contact. Deneb Algedi possède également deux autres compagnons plus lointains, également très peu lumineux.

Dabih (β Capricorni)

Dabih (β Capricorni) est la 2e étoile de la constellation. Il s'agit en réalité d'un système stellaire extrêmement complexe. En première approche, il s'agit d'un système double. βA Cap est la plus brillante (magnitude 3,1). βB Cap est tout juste visible à l'œil nu (magnitude 6,2). Les deux étoiles sont éloignées d'au moins 21 000 ua et tournent l'une autour de l'autre en au moins 1 million d'années.

βB Cap (Dabih Minor) est une supergéante (classe B9), anormalement enrichie en mercure et en manganèse. Elle possède elle-même un compagnon, éloigné de 30 ua, probablement une étoile standard de classe F, de magnitude 13.

βA Cap (Dabih Major) est plus complexe. Autour d'elle tourne, en 3,8 ans et à la distance de 4 ua, une étoile géante de magnitude 9. Mais elle possède également un autre compagnon qui orbite en seulement 8,7 jours.


Algedi (α Capricorni)

Algedi (α Capricorni), « l'Enfant » en arabe, est la 3e étoile de la constellation et doit sa désignation à sa position, la plus à l'ouest des étoiles du Capricorne visibles à l'œil nu. En réalité, Algedi est composée de deux étoiles distinctes, quasiment discernables à l'œil nu (ce qui en fait un cas presque unique parmi toutes les étoiles) et qui n'ont strictement aucun lien entre elles. La plus éloignée (687 années-lumière), α1 Cap, est la moins brillante (magnitude 4,75). La plus proche (109 années-lumière, six fois moins loin), α2 Cap, a une magnitude apparente de 3,58. Toutes deux sont des étoiles jaunes mourantes, α1 Cap, également nommée Prima Giedi, est une supergéante de classe G3, α2 Cap, nommée Secunda Giedi, est une géante de classe G8.

α1 Cap est une étoile multiple. Elle possède trois compagnons, de magnitude 9,6, 14,1 et 14,2.

α2 Cap est également une étoile multiple. Deux étoiles lui orbitent autour, sur une orbite très proche, chacune de magnitude plus faible que 11.


Autres étoiles

La constellation du Capricorne possède encore deux autres étoiles possédant des noms propres : Nashira (γ Capricorni) et Alshat (ν Capricorni).

Objets célestes

La constellation du Capricorne abrite l'amas globulaire M30, de magnitude 7,2, distant de 26 000 années-lumière.

Le Verseau, ou Porteur d’eau, est une constellation du zodiaque traversée par le Soleil du 16 février au 11 mars. Dans l'ordre du zodiaque, la constellation se situe entre le Capricorne à l'ouest et les Poissons à l'est.

Elle est parmi les constellations les plus vieilles du ciel et se trouve dans une zone souvent appelée la Mer, à cause de son abondance de constellations aquatiques tels la Baleine, les Poissons, Éridan, etc. Parfois, le fleuve Éridan est dessiné provenant du pot du Verseau.

Le Verseau est également un signe du zodiaque correspondant au secteur de 30° de l'écliptique traversé par le Soleil du 20 janvier au 18 février. C'est dans ce sens qu'il sert au repérage des déplacement planétaires, encore utilisé en astrologie.

Le Verseau, ou Porteur d’eau, est une constellation du zodiaque traversée par le Soleil du 16 février au 11 mars. Dans l'ordre du zodiaque, la constellation se situe entre le Capricorne à l'ouest et les Poissons à l'est.

Elle est parmi les constellations les plus vieilles du ciel et se trouve dans une zone souvent appelée la Mer, à cause de son abondance de constellations aquatiques tels la Baleine, les Poissons, Éridan, etc. Parfois, le fleuve Éridan est dessiné provenant du pot du Verseau.

Le Verseau est également un signe du zodiaque correspondant au secteur de 30° de l'écliptique traversé par le Soleil du 20 janvier au 18 février. C'est dans ce sens qu'il sert au repérage des déplacement planétaires, encore utilisé en astrologie.

Histoire

Comme les autres constellations du Zodiaque, le Verseau est très ancien. Il semble qu’elle était déjà appelée Daulo par les Chaldéens.

Le Verseau a été diversement identifié au fil des années; la mythologie la plus courante veut qu’il soit Ganymède, un garçon ravissant dont Zeus tomba amoureux. Il l’enleva au mont Olympe pour servir d’échanson aux dieux; la Coupe est parfois identifiée comme la sienne.

La constellation a été immortalisée dans les années 1960, qui proclama l’ère du Verseau (l'air Age of Aquarius dans la comédie musicale "Hair"). Cependant, il semble qu’il n’y ait aucune définition standard pour les "ères astrologiques", sensées correspondre à l'entrée du point vernal dans la constellation correspondante. L’ère du Verseau pourrait commencer soit en 2150, soit en 2660, en fonction de la définition préferée.

Présentation

Repérage de la constellation
L'axe principal du Verseau se situe dans la diagonale Nord-Est / Sud-Ouest du grand carré de Pégase, côté Sud. La constellation s'étend sur cet axe depuis les pieds de Pégase jusqu'à la tête du Capricorne, marquée par une paire d'étoiles assez brillantes (les cornes du capricorne, α et β Capr).

Le Verseau peut également se repérer dans l'axe des ailes du Cygne, axe qui passe par les pieds de Pégase et aboutit côté Sud sur Fomalhaut du Poisson austral.

Le reste de la constellation s'étend dans l'axe marqué par le côté Ouest du Grand carré de Pégase et qui se prolonge vers le Sud jusqu'à Fomalhaut, du Poisson austral. On y rencontre successivement λ, τ (plus faible) et δ Aqr (plus brillante).



Description de la constellation

Le Verseau est une constellation assez grande (il s’agit de la 10e du ciel), mais ne présentant au final que des étoiles moyennement lumineuses. On y découvre cependant deux nébuleuses planétaires assez remarquables.

Sa partie la plus visible est la "diagonale" marquée par ses étoiles les plus brillantes, α Arq (Sadalmeilk) et β Aqr (Sadalsuud). C'est cette diagonale qui prolonge le grand carré de Pégase et pointe sur les deux cornes du Capricorne. L'essentiel de la constellation s'étend au Sud-Est de cet axe.

Si les conditions de visibilité sont suffisantes (mag 5), on peut identifier devant la tête du Verseau (α Aqr) un astérisme appelé l’Urne, qui serait la jarre d’où la constellation verse ses eaux. Cet astérisme a sensiblement la forme d'un triangle équilatéral formé par les étoiles Sadalachbiah (γ Aqr, à l'Ouest, la plus brillante du groupe), η Aqr (à l'Est), et π Aqr (au Nord, la plus faible), le triangle étant ponctué par ζ Aqr au centre.

Dans l'axe Pégase - Fomalhaut, quelques petits groupes éparts et peu visibles marquent les "gouttes d'eau" répandues par le Verseau.

Grands alignements

Malgré son peu d'éclat, le Verseau est au carrefour de deux alignements majeurs:

Le premier est l'alignement du Grand carré de Pégase, qui fait le tour du globe, et qui est un axe de repérage majeur de la voûte céleste. Il passe par le Grand carré de Pégase, le long de la diagonale d'Andromède, Algol, Capella, Castor et Pollux, puis Alphard (Hydre.
De l'autre côté, cet alignement passe par l'axe du Verseau, la tête du Capricorne (β Cap), l'arc et la tête (σ Sgr) du Sagittaire, Shaula (λ Scorpii), Alpha Centauri, Acrux, et longe l'extrêmité des Voiles avant de rejoindre Alphard (Hydre.
L'autre grand alignement est celui qui part du Verseau, passe par les pieds de Pégase, dans l'axe des ailes du Cygne, à travers la tête et sur le cœur du Dragon, pour aboutir sur la diagonale de la Grande ourse.
De l'autre côté, cet alignement passe par Fomalhaut du Poisson austral, et s'achève sur Achernar.

Étoiles principales

Sadalsud (β Aquarii)

L’étoile la plus brillante de la constellation du Verseau est Sadalsud (β Aquarii), avec seulement un magnitude apparente de 2,9. C’est une supergéante rouge et sa faible brillance relative provient de son éloignement, 612 années-lumière.

Son nom provient d’une expression arabe signifiant « la plus chanceuse ». Cette désignation d’étoiles « chanceuses » est partagée par deux autres étoiles de la constellation, Sadalmelik et Sadalachbiah


Autres étoiles

Voici quelques autres étoiles principales du Verseau :

Sadalmelik (α Aquarii), « l’étoile chanceuse du roi », qui se trouve presque exactement sur l’équateur céleste

Sadalachbiah (γ Aquarii, « étoile chanceuse des choses cachées »

Situla (κ Aqr), une étoile double

R Aquarii est une variable de type Mira, évoluant sur 385 jours entre les magnitudes 5,4 et 9,59. C’est également une étoile symbiotique, son compagnon est une naine blanche qui arrache peu à peu des pans entiers de son enveloppe.


Objets célestes

Deux nébuleuses planétaires se trouvent dans le Verseau : NGC 7009, dite la nébuleuse Saturne à cause de sa forme semblable à celle de la planète, au sud-est d’η Aquarii; et NGC 7293, la fameuse nébuleuse Hélix, au sud-ouest de δ Aquarii.

On peut noter également les amas globulaires M2 et M72. On y trouve aussi M73, traditionnellement catalogué comme amas ouvert, mais qui serait constitué en réalité d’étoiles sans aucun lien entre elles.

Deux pluies de météorites proviennent de la région du Verseau : les éta-aquarides (vers le 4 mai) et les delta-aquarides (vers le 28 juin), avec toutes les deux environ 20 météorites à l’heure.

Les Poissons sont une constellation du zodiaque traversée par le Soleil du 12 mars au 18 avril. Dans l'ordre du zodiaque, elle se situe entre le Verseau à l'ouest et le Bélier à l'est. Bien qu’assez grande, elle découpe un pan du ciel éloignée du plan de la Voie lactée et ne contient que peu d’étoiles visibles, toutes assez peu lumineuses.

Les Poissons sont également un signe du zodiaque correspondant au secteur de 30° de l'écliptique traversé par le Soleil du 19 février au 20 mars.

Histoire et mythologie

La constellation des Poissons est une des constellations les plus anciennes. Son origine remonte vraisemblablement aux babyloniens qui la décrivaient déjà comme composée de deux poissons poussant un œuf géant (l’astérisme de « l’Anneau »).

La mythologie grecque veut que ces poissons soient les formes assumées par Aphrodite et Éros poursuivis par le monstre Typhon. Ils auraient reliées leurs queues avec de la corde afin de ne pas se séparer. Les anciennes cartes du ciel nomment d’ailleurs la partie orientale Piscis Boreus et la partie occidentale Piscis Austrinus (qui n’a rien à voir avec le Poisson austral contemporain).

Le point "gamma", le nœud ascendant solaire, celui qu’occupe le Soleil lors de l’équinoxe de printemps, se trouve actuellement à 8° au sud d’ω Piscium. Cependant, à cause du phénomène de précession des équinoxes, ce point se trouvait dans le Bélier pendant les deux derniers millénaires avant J.-C., c’est-à-dire au moment où le Zodiaque fut établit. En conséquence, les Poissons sont toujours considérés comme le dernier signe du Zodiaque (l’année commençait alors vers l’équinoxe de printemps) bien qu’ils soient désormais le premier.


Observation des étoiles

Localisation de la constellation :

Cette constellation est dans le voisinage immédiat du Grand carré de Pégase, à partir duquel elle peut être repérée si les conditions de visibilité sont suffisantes.

Ces conditions de visibilité sont rarement bonnes, comme la plupart des constellations d'eau de cette région, les Poissons vivent la plupart du temps cachés sous la surface.



Forme de la constellation

L'anneau des Poissons est situé 10° au Sud de la bordure du grand carré. C'est une structure ovale, assez bien marquée mais peu lumineuse (mag 5). Si cet anneau est visible, on peut également deviner un alignement qui en part vers l'Est (la corde Ouest), et suit un arc de cercle en s'incurvant vers le Sud, jusqu'à α Piscium, le nœud des deux cordes.
L'autre anneau est beaucoup plus difficile à repérer, car sa forme est moins nette, et il se confond avec le bras sud d'Andromède. Quand ce bras est bien visible, on peut le voir se terminer sur un alignement de trois faibles étoiles, dont la plus au Sud est le coude de la corde Est, immédiatement à l'Est du grand carré. Partant de ce coude, on trouve un autre petit alignement qui limite l'anneau Est (lequel ressemble plutôt à un triangle). Dans l'autre sens, le prolongement du bras de Cassiopée indique la direction générale de la corde, qui file jusqu'à α Piscium, le nœud des deux cordes.
Repérage à partir des Poissons
La faiblesse de la constellation n'incite pas à y rechercher des alignements à grande distance, mais le nœud des deux cordes est très utile en ce que dans le prolongement des cordes, après un saut supplémentaire de 6°, on tombe sur Mira Ceti, la plus célèbre des étoiles variables. Mira est une variable dont la période fait 332 jours, et qui passe d'une magnitude de 2 (dominant la région) à la magnitude 9 (invisible à l'œil nu) d'une manière sensiblement Log-sinusoïdale. Elle est donc visible la moitié du temps.

Étoiles principales

η Piscium

L’étoile la plus brillante de la constellation des Poissons, η Piscium, ne possède pas de nom propre et n’atteint que la magnitude apparente 3,62. C’est une géante jaune, 25 fois plus grande que le Soleil et 4 fois plus massive. Elle possède un compagnon dont on ne connaît pas la composition distant de 70 ua.

Alrisha (α Piscium)

L’étoile α Piscium s’appelle Alrisha, d’une phrase arabe signifiant « le Nœud » dans la corde qui relie les deux poissons. D’une magnitude apparente de 3,82, elle n’est pas la plus brillante, devancée par η Piscium et γ Piscium.

C’est en fait une étoile double, composée de deux étoiles blanches distantes l’une de l’autre de 120 ua en moyenne. La plus brillante est Alrisha-A avec une magnitude apparente de 4,33. Alrisha-B atteint la magnitude 5,23. Il semble que chacune d’entre elles soit également double.

Autres étoiles

γ Psc, 7 Psc, θ Psc, ι Psc, λ Psc et κ Psc composent un astérisme appelé « l’Anneau ». γ Psc est la 2e étoile de la constellation avec une magnitude de 3,70. C’est une géante jaune, éloignée de 130 années-lumière.

Deux autres étoiles de la constellation portent un nom : Fum al Samakah (β Psc) et Torcularis Septentrionalis (ο Psc).

L’étoile de Van Maanen, située quelques degrés en dessous de δ Psc, est la 31e étoile la plus proche du Système solaire. C’est une naine blanche distante de 14,06 années lumière.

Objets célestes

La constellation des Poissons compte deux galaxies spirales : M74 (une radiogalaxie) et NGC 676.

Maintenan que les douzes constelations de la bande zoodiaquale on été vu, on va se focaliser sur la géométrie sphérique qui défini ainsi le volume d'un corp céleste dans l'espace, d'un poin de vu mathématique :

La géométrie sphérique est une branche de la géométrie qui s'intéresse à la surface bidimensionnelle d'une sphère. Ceci est un exemple de géométrie non euclidienne.

En géométrie des plans, les concepts de base sont des points et des lignes. Sur la sphère, les points sont définis dans un sens commun. Par contre, les équivalences des lignes ne sont pas définies dans le sens commun, comme une ligne droite, mais plutôt comme le chemin le plus court entre les points, ce qui est appelé une géodésique. Sur la sphère, les géodésiques sont les grands cercles, donc les autres concepts géométriques sont définis comme dans un plan, mais avec des lignes qui remplacent les grands cercles. Les angles de géométrie sphérique sont définis entre les grands cercles, résultant d'une trigonométrie sphérique qui diffère de la trigonométrie ordinaire sous bien des aspects (par exemple, la somme des angles intérieurs d'un triangle excède 180°).

La géométrie sphérique est le modèle le plus simple de la géométrie elliptique, dans laquelle une ligne n'a pas de parallèles à travers un point donné. Tout comme la géométrie hyperbolique dans laquelle une ligne a 2 parallèles et un nombre infini d'ultra-parallèles à travers un point donné.

La géométrie sphérique a des applications pratiques importantes en navigation et en astronomie.

En géométrie, une géodésique désigne le chemin le plus court, ou l'un des chemins s'il en existe plusieurs, entre deux points d'un espace une fois qu'on s'est donné un moyen de mesurer les distances, c’est-à-dire-une métrique. Si on change la notion de distance alors l'allure des géodésique de l'espace peuvent prendre une allure très différente.



Introduction

A l'origine, le terme géodésique vient de géodésie (du grec gaïa « terre » et daiein « partager, diviser »), la science de la mesure de la taille et de la forme de la Terre. La géodesique désignait donc pour des géomètres le chemin le plus court entre deux points de l'espace (sous entendu géographique).

La transposition aux mathématiques fait de la géodésique la généralisation de la notion de « ligne droite » aux « espaces courbes ». La définition de la géodésique dépendant donc du type d'« espace courbe », l'acceptation précedente n'y est plus vraie que localement dans le cas où cet espace dispose d'une métrique.

Le chemin le plus court entre deux points dans un espace courbe peut être obtenu en écrivant l'équation de la longueur de la courbe, et en cherchant la valeur minimale pour cette valeur. De manière équivalente, on peut définir une autre valeur, l'énergie de la courbe et chercher à la minimiser, ce qui aboutit aux mêmes équations pour une géodésique. Intuitivement, on peut chercher à comprendre cette seconde formulation en imaginant une bande élastique tendue entre deux points, qui, si elle suivait la géodésique, aurait une longueur minimale et donc une énergie minimale.

Les géodésiques sont souvent rencontrées dans le cadre de l'étude de la géométrie riemannienne et plus généralement des géométries métriques. En physique, les géodésiques décrivent le mouvement des particules libres, c'est-à-dire lorsqu'elles ne sont pas soumises à une force externe (autre que la gravitation dans le cadre de la relativité générale); en particulier, le chemin suivi par un rocher en chute libre, un satellite en orbite ou la forme d'une orbite planétaire sont tous décrits par des géodésiques de la théorie de la relativité générale. Par contre la trajectoire d'un spationaute en route pour la Lune dans une fusée n'est pas une géodésique en raison de la force de poussée exercée par le moteur de l'engin.


Exemples

Mathématiques euclidiennes

Les exemples les plus familiers de géodésiques sont les lignes droites en géométrie euclidienne. Sur une sphère, les géodésiques sont les grands cercles. Le chemin le plus court entre un point A et un point B sur une sphère est donné par la plus petite portion du grand cercle passant par A et B. Si A et B sont aux antipodes (comme le pôle Nord et le pôle Sud), il existe une infinité de plus courts chemins.

Géographie

Un repère géodésique (système géodésique) est une façon de repérer un lieu proche de la surface terrestre (par exemple par la latitude et la longitude). C'est un repère en trois dimensions (une planisphère n'en a que deux) dans un repère euclidien.

Si on assimile la Terre à une sphère, les géodésiques sont des arcs de cercle aussi nommées "arcs de grand cercle", ou "orthodromies". Ce n'est qu'une approximation de la réalité, la forme de le Terre étant proche de celle d'un ellipsoïde de révolution.

Physique

Les sondes Voyager ont, par exemple, suivi un itinéraire spatial courbé (comme sur l'image ci-contre), à chaque passage à proximité d'une planète. Leur trajet, que l'on pourrait comparer à une forme de spirale est pourtant le chemin le plus rapide.
La relativité restreinte d'Einstein, en reliant la matière à l'énergie a permis d'appliquer le concept de géodésique à des éléments qui jusque-là semblaient y échapper, comme la lumière.

Cela se concrétise par exemple en astrophysique par le fait que la présence d'une étoile entre une source de lumière et un observateur courbe le trajet optimal que la lumière doit effectuer pour arriver jusqu'à lui.
La relativité générale, en reliant le temps à un espace courbe à quant à elle permis de lier la notion d'orbite et celle de géodésique.

l'orbite de la terre autour du soleil est alors son chemin logique, dans l'espace temps, qui résulte du mélange de son élan et de sa chute vers le soleil.





Géométrie métrique

En géométrie métrique, une géodésique est une courbe suivant partout localement la distance minimale. Plus précisément, une courbe paramétrique γ: I → M depuis l'intervalle unité I vers l'espace métrique M est une géodésique s'il existe une constante v ≥ 0 telle que pour tout t ∈ I il existe un voisinage J de t dans I tel que pour tous t1, t2 ∈ J l'on ait :



Ceci généralise la notion de géodésique pour les variétés riemanniennes. Cependant, en géométrie métrique, les géodésiques considérées sont presque toujours équipées d'une paramétrisation naturelle, ce qui se définit par le fait que v = 1 et



Géométrie (pseudo-)riemannienne

Sur une variété pseudo-riemannienne, une géodésique M est définie par une courbe paramétrée régulière γ(t) qui transporte parallèlement son propre vecteur tangent.

Pour comprendre intuititvement ce que cela signifie, on peut imaginer un avion de ligne volant à altitude constante autour de la Terre, allant de Paris à Pékin par le chemin le plus court. Du point de vue des passagers, la direction de l'avion est en permanence la même. À la fin du voyage, les passagers n'ont jamais ressenti d'accélération qui leur aurait fait changer de direction : d'après eux ils ont pris le chemin le plus court. Néanmoins, si on considère le référentiel centré sur la Terre, le vecteur décrivant la vitesse de l'avion a changé de direction au court du temps pour suivre la forme de la planète. Cette modification du vecteur vitesse de l'avion de façon adaptée à la géométrie dans laquelle il se déplace correspond précisément à ce qu'on entend par transport parallèle.

En termes mathématiques, ceci s'exprime de la manière suivante, avec γ(λ) la courbe paramétrée représentant la géodésique et en notant



le vecteur tangent à la courbe (le vecteur vitesse si on identifie λ avec le temps dans le référentiel du voyageur) dans le référentiel correspondant aux coordonnées xμ



où ∇ est la connexion de Levi-Civita sur M (équivalente à la dérivée covariante)

A partir de cette définition et de l'expression en composant de la connexion de Levi-Civita, on obtient l'équation de la géodésique :



Les géodésiques sont donc, dans la variété, des courbes paramétriques répondant à cette équation différentielle. Les sont les symboles de Christoffel, qui dépendent directement du tenseur métrique : ils représentent la déformation infinitésimale de l'espace par rapport à un espace plat.

Pour comprendre intuitivement la première formulation, l'opérateur représente l'accélération le long de γ(λ). L'équation géodésique dit donc que l'accélération du vecteur tangent à la courbe le long de la courbe est nulle.

Merci bcp Abdel pour tout ce que tu postes, mais à quand l'astrologie?Moi je suis capricorne et je voudrais savoir quand est ce que les planétes sont le plus favorables aux réussites!mdrrrr je blague biensur monsieur Soleil

lool tafawt quand j'ai commencé a lire ton post je me suis dessuite dit que je devais t'expliquer la différencer entre l'astronomie et l'astrologie! heureusement que tu m'a dit que c'étais une blague!
De rien lumière c'est un plaisir!

Jusqu'à lors on s'est rendu compte de la grandeur du notre système solaire, vu la taille de jupiter ( la plus grande des planètes ) notre planète fait donc patie des minimes!

Mais on va maintenant voir l'imencité de la Voie lactée, qui n'est autre que notre galaxie où se trouve notre système solaire!

La Galaxie (appelée aussi « notre Galaxie », ou « la Voie lactée ») est la galaxie dans laquelle se trouve le Système solaire qu'occupe l'être humain et toutes les étoiles visibles à l'œil nu. Elle est visible dans de bonnes conditions d'observations (absence de pollution lumineuse), notamment sous les tropiques, sous la forme d'une bande plus claire, la voie lactée, dans le ciel nocturne. Comme nous sommes en son sein, il est difficile de connaître sa forme exacte, mais l'on sait que sa forme est assez semblable à celle de la Galaxie d'Andromède.

Le mot « galaxie » est emprunté au latin galaxias, lui-même emprunté au grec γαλαξίας « voie lactée ». La dénomination « voie lactée » désignait d'abord uniquement la bande blanchâtre tracée dans le ciel nocturne par le disque galactique, mais elle est maintenant fréquemment utilisée pour désigner toute notre Galaxie : elle s'écrit alors avec une majuscule, comme la Galaxie (notre galaxie) ou le Soleil (notre soleil).

Notre Galaxie est une grande galaxie spirale de type Sb ou Sc. Sa forme est un disque de 25 kpc de diamètre comportant un bulbe central, lui-même entouré d'un halo sphérique de faible densité de 30 kpc de diamètre. Elle contient entre 200 et 400 milliards d'étoiles, dont notre Soleil[1], pour une masse totale évaluée de l'ordre de 750 à 1 000 milliards de masses solaires.



Observations et découvertes

La voie lactée coupe l'écliptique vers les deux solstices et s'en écarte d'environ 60 degrés au nord et au sud. Sa partie la plus large et lumineuse est située à proximité de la nébuleuse de la lagune, dans la constellation du Sagittaire et correspond à la direction du bulbe. En partant du solstice d'hiver, où elle a deux branches, dont l'une passe sur l'arc du Sagittaire, elle traverse les constellations de l'Aigle, de la Flèche, du Cygne, du Serpentaire, de la tête de Céphée, du Cocher, des pieds des Gémeaux, de la Licorne, du Navire Argo, de la Croix du Sud, du Loup et du Scorpion.

L'observation à l'œil nu de la Voie lactée ne permet pas de distinguer les étoiles dont elle se compose. Avec sa lunette astronomique, Galilée découvrit dès 1610 que la Voie lactée était un nuage très dense d'étoiles. En 1750, le savant Thomas Wright, dans son ouvrage An Original Theory or New Hypothesis of the Universe, imagina qu'elle formait un nuage aplati, disque parsemé d'étoiles parmi lesquelles se trouvait le Soleil. La preuve que les étoiles de notre Galaxie sont des objets semblables au Soleil (et donc considérablement plus éloignés étant donné leur faible éclat) date du XIXe siècle avec les observations de l'astronome allemand Friedrich Bessel.

Notre Galaxie vue par Herschel en 1785; le système solaire est supposé près du centre.La première tentative de décrire la forme de la Voie lactée et la position du Soleil au sein de celle-ci fut effectuée par William Herschel en 1785 en dénombrant les étoiles dans différentes régions du ciel. Malheureusement, ne connaissant pas leur distance, il supposa que toutes les étoiles avaient une même luminosité intrinsèque et que leur distance décroissait en proportion de leur magnitude apparente. En utilisant un raffinement de cette méthode, Jacobus Kapteyn arriva en 1920 à l'image d'une petite galaxie elliptique d'environ 15 kiloparsecs de diamètre, avec le Soleil près du centre.

Harlow Shapley, en utilisant une méthode différente basée sur les amas globulaires, obtint une image radicalement différente : un disque plat d'environ 70 kiloparsecs de diamètre et le Soleil loin du centre. Les deux analyses ne tenaient pas compte de l'absorption de la lumière par la poussière interstellaire présente dans le plan galactique ; une fois que Robert Jules Trumpler eut mesuré cet effet en 1930 en étudiant les amas ouverts, l'image actuelle de notre Galaxie émergea.

En 1944, Hendrik van de Hulst prédit l'existence d'un rayonnement micro-onde à une longueur d'onde de 21 centimètres, résultant de la présence d'hydrogène atomique dans le milieu interstellaire ; ce rayonnement fut observé en 1951 par Edward Mills Purcell et Harold Ewen. Ce rayonnement a grandement amélioré les possibilités d'étude de notre Galaxie puisqu'il n'est pas affecté par l'absorption de la poussière et son effet Doppler peut être employé pour cartographier le mouvement du gaz dans la galaxie. Ces observations ont conduit à l'hypothèse d'une structure rotative en forme de barre au centre de notre Galaxie. L'amélioration des radiotélescopes a permis la détection de ce gaz dans d'autres galaxies.



Constitution

La masse de notre Galaxie est évaluée entre 750 et 1 000 milliards de masses solaires.

La distribution de l'hydrogène, l'élément le plus abondant dans la galaxie, mesurée par des techniques de radioastronomie, révèle qu'il s'agit d'une galaxie spirale de type Sb ou Sc selon le classement de Hubble. On ne sait toujours pas si elle a une structure barrée mais on peut le penser.


Le disque

Le disque, dont la masse représente 70 % de la masse visible de l'ensemble de notre Galaxie, est principalement constitué d'étoiles de caractéristiques variées : moins de 10 % de sa masse se trouve sous forme gazeuse. Cependant, les étoiles jeunes et le gaz sont concentrés dans les quatre bras spiraux qui sont :

le bras spiral majeur Sagittaire-Carène ;
le bras intermédiaire Écu-Croix ;
le bras interne de Norma ;
le bras externe de Persée.
Au centre, le bulbe comprend :

une population d'étoiles majoritairement âgées et riches en métaux ;
du gaz neutre, ionisé et moléculaire, dont la présence obscurcit une partie de notre Galaxie en raison de sa forte absorption de la lumière visible ;
un noyau dense de quelques parsecs de diamètre, dont la région la plus dense est caractérisée par la radiosource Sgr A.

Le halo

Le halo est la composante sphéroïdale de notre Galaxie située au-delà du bulbe ; il représente 20 à 25 % de la masse et est peuplé d'étoiles âgées de population II.


Rotation galactique

Les vitesses spatiales des étoiles sont déterminées :

le long de la ligne de visée par leur vitesse radiale, dont la valeur est fournie par le déplacement des raies spectrales (effet Doppler-Fizeau) ;
sur le plan tangent du ciel par les variations de l'ascension droite et de la déclinaison des étoiles sur de longues périodes (mouvement propre) ; la distance, mesurée par la parallaxe, permet de calculer les composantes de la vitesse tangentielle à partir des mouvements propres.
L'étude de ces vitesses montre que l'ensemble de notre Galaxie est en rotation autour de son centre de masse, appelé centre galactique.

Les vitesses des différents objets se décomposent en :

une vitesse de rotation circulaire autour du centre galactique, qui ne dépend que de la distance au centre galactique ;
une vitesse de mouvement propre ; la vitesse particulière du Soleil est considérée par rapport à un ensemble d'étoiles voisines, appelé centre local des vitesses : elle est de 19,5 km/s vers la constellation d'Hercule (α=18h, δ=30°).
Les objets du halo ont une rotation lente et des orbites excentriques, alors que ceux du disque tournent rapidement. La partie située à moins de 600 pc du centre galactique semble même tourner de façon solidaire à une vitesse angulaire uniforme, donc avec une vitesse linéaire proportionnelle à la distance du centre de notre Galaxie.

Dans le reste du disque, où se trouve le Soleil, la vitesse angulaire des objets décroît tellement vite que la vitesse linéaire de rotation reste quasiment égale à 220 km/s depuis 1 kpc du centre jusqu'à 15 kpc.

Ainsi, si la période de révolution galactique du Soleil, situé à 8,6 kpc[2] du centre galactique, est évaluée à 226 millions d'années, une étoile située à 1 kpc fera le tour de notre Galaxie en 26 millions d'années seulement.

Le Système solaire aurait donc effectué entre 20 et 21 révolutions galactiques depuis sa formation voici 4,55 milliards d'années.


Positions

Le Soleil dans notre Galaxie

Le Soleil se trouve proche de la périphérie à 8,6 kpc du centre galactique, mais à seulement 15 pc du plan équatorial. Position du centre galactique :

Ascension droite : 17 h 45,6 min
Déclinaison : −28 deg 56 min
Distance : 8,6 kpc.
Direction du nord galactique (époque 2000.0) :

Ascension droite : 12 h 51,42 min
Déclinaison : +27 deg 7,8 min

Notre Galaxie dans l'Univers

Notre Galaxie appartient au « groupe local », un petit groupe de trois grandes galaxies et plus de trente petites. Elle est la seconde plus grande du groupe, après la galaxie d'Andromède, mais c'est peut-être la plus massive.

La galaxie d'Andromède est la grande galaxie la plus proche de notre Galaxie, à environ 2,9 millions d'années lumière mais il y a beaucoup de petites galaxies très proches. Nombre de galaxies naines du groupe local sont des satellites ou des compagnons de notre Galaxie. La plus proche de toutes est la galaxie du Grand Chien, située à environ 25 000 années-lumière de nous et à 42 000 années-lumière du centre galactique, suivie respectivement par la galaxie du Sagittaire à 80 000 années-lumière, puis par le Grand Nuage de Magellan et le Petit Nuage de Magellan à 179 000 et 210 000 années-lumière.

Il est fort probable que notre Galaxie ait « avalé » une galaxie assez récemment dans son histoire, la Galaxie du Sagittaire ; mais cette collision, dont l'étude est en cours, n'est pas encore bien modélisée. Notre Galaxie est également en orbite très elliptique autour de la galaxie d'Andromède avec laquelle elle devrait fusionner dans quelques milliards d'années.

Comme dans les autres galaxies, il se produit des supernovae à intervalles irréguliers. Si elles ne sont pas trop obscurcies par la matière interstellaire, elles peuvent devenir plus visibles que toutes les autres étoiles de la galaxie hôte. Aucune supernova n'a été observée dans notre Galaxie depuis l'invention de la lunette. La dernière observée (par Kepler) se produisit en 1604 dans Ophiuchus. Une autre supernova plus récente date de la seconde moitié du XVIIe siècle mais n'a pas été détectée par les astronomes de l'époque. Son rémanent, Cas A, n'a été découvert qu'au milieu du XXe siècle dans le domaine radio.

En astrophysique, un trou noir est un objet massif dont le champ gravitationnel est si intense qu’il empêche toute forme de matière ou de rayonnement de s’en échapper. De tels objets n’émettent donc pas de lumière et sont alors noirs. Les trous noirs sont décrits par la théorie de la relativité générale. Ils ne sont pas directement observables, mais plusieurs techniques d’observation indirecte dans différentes longueurs d’onde ont été mises au point et permettent d’étudier les phénomènes qu’ils induisent sur leur environnement. En particulier, la matière qui est happée par un trou noir est chauffée à des températures considérables avant d'être engloutie et émet de ce fait une quantité importante de rayons X. Ainsi, même si un trou noir n'émet pas lui-même de rayonnement, il peut néanmoins être détectable par son action sur son environnement. L'existence des trous noirs est une certitude pour la quasi-totalité de la communauté scientifique concernée (astrophysiciens et physiciens théoriciens).




Présentation et terminologie

Un trou noir possède une masse donnée, qui est concentrée en un point, appelé singularité gravitationnelle. Cette masse permet de définir une sphère appelée horizon du trou noir, centrée sur la singularité et dont le rayon est une limite maximale en deçà duquel le trou noir empêche tout rayonnement de s’échapper. Cette sphère représente en quelque sorte l’extension spatiale du trou noir. Pour un trou noir de masse égale à la masse du Soleil, le rayon vaut environ 3 kilomètres[1]. À une distance interstellaire (en millions de kilomètres), un trou noir n’exerce pas plus d’attraction que n’importe quel autre corps de même masse ; il ne s’agit donc pas d’un « aspirateur » irrésistible. Par exemple, si le Soleil se trouvait remplacé par un trou noir de même masse, les orbites de ses planètes resteraient inchangées.

Il existe plusieurs sortes de trous noirs. Lorsqu’ils se forment à la suite de l’effondrement gravitationnel d’une étoile, on parle de trou noir stellaire. Quand on les trouve au centre des galaxies, ils ont une masse pouvant aller jusqu’à plusieurs milliards de masses solaires et on parle alors de trou noir supermassif (ou trou noir galactique). Entre ces deux échelles de masse, on pense qu’il existe des trous noirs intermédiaires avec une masse de quelques milliers de masses solaires. Des trous noirs de masse bien plus faible, qui auraient été formés au début de l’histoire de l’univers, au Big Bang, sont aussi envisagés, et sont appelés trous noirs primordiaux. Leur existence n’est à l’heure actuelle pas confirmée.

Il est difficile d’observer directement un trou noir. Il est cependant possible de déduire sa présence par son action gravitationnelle sur son environnement, notamment au sein des microquasars et des noyaux actifs de galaxies, où de la matière à proximité tombant sur le trou noir va se trouver considérablement chauffée et émettre un fort rayonnement X. Les observations permettent ainsi de déceler l’existence d’objets massifs et de très petite taille. Les seuls objets que ces observations impliquent, et qui sont compatibles dans le cadre de la relativité générale, sont les trous noirs.

Historique

Le concept de trou noir a émergé à la fin du XVIIIe siècle dans le cadre de la gravitation universelle d’Isaac Newton. La question était de savoir s’il existait des objets dont la masse était suffisamment grande pour que leur vitesse de libération soit plus grande que la vitesse de la lumière. Cependant, ce n’est qu’au début du XXe siècle et avec l’avènement de la relativité générale d’Albert Einstein que le concept de trou noir devient plus qu’une curiosité. En effet, peu après la publication des travaux d’Einstein, une solution de l’équation d’Einstein impliquant l’existence d’un trou noir central est publiée par Karl Schwarzschild[2]. Les travaux fondamentaux sur les trous noirs remontent aux années 1960, précédant de peu les premières indications observationnelles solides en faveur de leur existence. La première « observation »[3],[4] d’un objet contenant un trou noir fut celle de la source de rayons X Cygnus X-1 par le satellite Uhuru en 1971. Le terme de « trou noir » a émergé dans le courant des années 1960, par l’intermédiaire du physicien américain Kip Thorne. Auparavant, on utilisait les termes de « corps de Schwarzschild » ou d’« astre occlus ». À noter que le terme de « trou noir » a rencontré des réticences dans certaines communautés linguistiques, notamment francophones et russophones, qui le jugeaient quelque peu inconvenant[5].

Propriétés

Un trou noir est un objet astrophysique comme un autre. Il se caractérise par le fait qu’il est très difficile à observer directement (voir ci-dessous), et que sa région centrale ne peut être décrite de façon satisfaisante par les théories physiques en leur état du début du XXIe siècle car elle abrite une singularité gravitationnelle. Cette dernière ne peut être décrite que dans le cadre d’une théorie de la gravitation quantique, manquante à ce jour[6]. Par contre, on sait parfaitement décrire les conditions physiques qui règnent dans son voisinage immédiat, de même que son influence sur son environnement, ce qui permet de les détecter par diverses méthodes indirectes.

Par ailleurs, les trous noirs sont étonnants en ce qu’ils sont décrits par un très petit nombre de paramètres. En effet, leur description, dans l’univers dans lequel nous vivons, ne dépend que de trois paramètres : la masse, la charge électrique et le moment cinétique. Tous les autres paramètres du trou noir (par exemple sa taille ou sa forme) sont fixés par ceux-là. Par comparaison, la description d’une planète fait intervenir des centaines de paramètres (composition chimique, différenciation de ses éléments, convection, atmosphère, etc.). La raison pour laquelle un trou noir n’est décrit que par ces trois paramètres est connue depuis 1967 : c’est le théorème de calvitie démontré par Werner Israël. Celui-ci explique que les seules interactions fondamentales à longue portée étant la gravitation et l’électromagnétisme, les seules propriétés mesurables des trous noirs sont données par les paramètres décrivant ces interactions, à savoir la masse, le moment cinétique et la charge électrique.

Pour un trou noir, la masse et la charge électrique sont des propriétés habituelles que décrit la physique classique (i.e. non-relativiste) : le trou noir possède un champ gravitationnel proportionnel à sa masse et un champ électrique proportionnel à sa charge. L'influence du moment cinétique est par contre spécifique à la relativité générale. Celle-là stipule en effet qu'un corps en rotation va avoir tendance à « entraîner » l'espace-temps dans son voisinage. Ce phénomène, non encore observé à l'heure actuelle dans le système solaire en raison de son extrême faiblesse pour des astres non compacts, est connu sous le nom d'effet Lense-Thirring (aussi appelé frame dragging, en anglais)[7]. Il prend une amplitude considérable au voisinage d'un trou noir en rotation, au point qu'un observateur situé dans son voisinage immédiat serait inévitablement entraîné dans le sens de rotation du trou noir. La région où ceci se produit est appelée ergorégion.


Quatre types théoriques possibles…

Types théoriques de trous noirs en fonction du moment cinétique (J) et de la charge électrique (Q). La masse (M) est toujours strictement positive. M > 0
J = 0 J ≠ 0
Q = 0 Schwarzschild Kerr
Q ≠ 0 Reissner-Nordström Kerr-Newman
Un trou noir possède toujours une masse non nulle. En revanche, ses deux autres caractéristiques, à savoir le moment cinétique (rotation) et la charge électrique, peuvent en principe prendre des valeurs nulles (c’est-à-dire égales à zéro) ou non nulles. La combinaison de ces états permet de définir quatre types de trous noirs.

Quand la charge électrique et le moment cinétique sont nuls, on parle de trou noir de Schwarzschild, du nom de Karl Schwarzschild qui le premier a mis en évidence ces objets comme solutions des équations de la relativité générale (les équations d'Einstein), en 1916.

Quand la charge électrique est non nulle et le moment cinétique nul, on parle de trou noir de Reissner-Nordström. Ces trous noirs ne présentent pas d’intérêt astrophysique notable car aucun processus connu ne permet de fabriquer un objet compact conservant durablement une charge électrique significative ; celle-ci se dissipe normalement rapidement par absorption de charges électriques opposées prises à son environnement[8]. Un trou noir de Reissner-Nordström est donc un objet théorique très improbable dans la nature.

Si le trou noir possède un moment cinétique (c’est-à-dire qu’il est en rotation sur lui-même) mais n’a pas de charge électrique, on parle de trou noir de Kerr, du nom du mathématicien néo-zélandais Roy Kerr qui a trouvé la formule décrivant ces objets en 1963. Contrairement aux trous noirs de Reissner-Nordström et de Schwarzschild, les trous noirs de Kerr présentent un intérêt astrophysique considérable, car les modèles de formation et d’évolution des trous noirs indiquent que ceux-ci ont tendance à absorber la matière environnante par l’intermédiaire d’un disque d’accrétion dans lequel la matière tombe en spiralant toujours dans le même sens dans le trou noir. Ainsi, la matière communique du moment cinétique au trou noir qui l’engloutit. Les trous noirs de Kerr sont donc les seuls que l’on s’attend réellement à rencontrer en astronomie. Cependant, il reste possible que des trous noirs à moment cinétique très faible, s’apparentant en pratique à des trous noirs de Schwarzschild, existent.

La version électriquement chargée du trou noir de Kerr, dotée comme lui d’une rotation, est connue sous le nom de trou noir de Kerr-Newman et ne présente comme le trou noir de Reissner-Nordström ou celui de Schwarzschild que peu d’intérêt astrophysique eu égard à sa très faible probabilité.

…Et une multitude d’autres

D’un point de vue théorique, il peut exister une multitude d’autres types de trous noirs avec des propriétés différentes. Par exemple, il existe un analogue du trou noir de Reissner-Nordström, mais en remplaçant la charge électrique par une charge magnétique, c’est-à-dire créée par des monopôles magnétiques, dont l’existence reste extrêmement hypothétique à ce jour. On peut de même généraliser le concept de trou noir à des espaces comprenant plus de trois dimensions. Ceci permet d’exhiber des types de trous noirs ayant des propriétés parfois différentes de celles des trous noirs présentés ci-dessus[9].

Le trou et le noir…

L’existence des trous noirs est envisagée dès le XVIIIe siècle[10]. Il s’agissait alors d’objets prédits comme tellement denses que leur vitesse de libération était supérieure à la vitesse de la lumière — c’est-à-dire que même la lumière ne peut vaincre leur force gravitationnelle. Plutôt qu’une telle force (qui est un concept newtonien), il est plus juste de dire que la lumière subit en fait un décalage vers le rouge infini. Ce décalage vers le rouge est d’origine gravitationnelle : la lumière perd la totalité de son énergie en essayant de sortir du puits de potentiel d’un trou noir. Ce décalage vers le rouge est donc d’une nature quelque peu différente de celui dû à l’expansion de l’univers, que l’on observe pour les galaxies lointaines et qui résulte d’une expansion d’un espace ne présentant pas de puits de potentiels très profonds. De cette caractéristique provient l’adjectif « noir », puisqu’un trou noir ne peut émettre de lumière. Ce qui est valable pour la lumière l’est aussi pour la matière : aucune particule ne peut s’échapper d’un trou noir une fois capturée par celui-ci, d’où le terme de « trou » fort approprié.

Horizon des évènements

La zone qui délimite la région d’où lumière et matière ne peuvent s’échapper, est appelée « horizon des évènements ». On parle parfois de « surface » du trou noir, quoique le terme soit quelque peu impropre (il ne s’agit pas d’une surface solide ou gazeuse comme la surface d’une planète ou d’une étoile). Il ne s’agit pas d’une région qui présente des caractéristiques particulières : un observateur qui franchirait l’horizon ne ressentirait rien de spécial à ce moment-là (voir ci-dessous). Par contre, il se rendrait compte qu’il ne peut plus s’échapper de cette région s’il essayait de faire demi-tour. C'est une sorte de point de non retour. En substance, c’est une situation qui est un peu analogue à celle d’un baigneur qui s’éloignerait de la côte. Si par exemple le baigneur ne peut nager que deux kilomètres, il ne ressentira rien s’il s’éloigne à plus d’un kilomètre de la côte. Par contre, s’il fait demi-tour, il se rendra compte qu’il n’a pas assez d’énergie pour atteindre la rive.

En revanche, un observateur situé au voisinage de l’horizon remarquera que le temps s’écoule différemment pour lui et pour un observateur situé loin du trou noir. Si ce dernier lui envoie des signaux lumineux à intervalles réguliers (par exemple une seconde), alors l’observateur proche du trou noir recevra des signaux plus énergétiques (la fréquence des signaux lumineux sera plus élevée, conséquence du décalage vers le bleu subi par la lumière qui tombe vers le trou noir), et les intervalles de temps séparant deux signaux consécutifs seront plus rapprochés (moins d’une seconde, donc). Cet observateur aura donc l’impression que le temps s’écoule plus vite pour son confrère resté loin du trou noir que pour lui. À l’inverse, l’observateur resté loin du trou noir verra son collègue évoluer de plus en plus lentement, le temps chez celui-ci donnant l’impression de s’écouler plus lentement.

Si l’observateur distant voit un objet tomber dans un trou noir, les deux phénomènes de dilatation du temps et de décalage vers le rouge vont se combiner. Les éventuels signaux émis par l’objet seront de plus en plus rouges, de moins en moins lumineux (la lumière émise perd de plus en plus d’énergie avant d’arriver à l’observateur lointain), et de plus en plus espacés. En pratique, le nombre de photons reçus par l’observateur distant va décroître très rapidement, jusqu’à devenir nul : à ce moment-là l’objet en train de chuter dans le trou noir est devenu invisible. Même si l’observateur distant tente d’approcher l’horizon en vue de récupérer l’objet qu’il a eu l’impression de voir s’arrêter juste avant l’horizon, celui-ci demeurera invisible[11].

Pour un observateur s’approchant d’une singularité, ce sont les effets de marée qui vont devenir importants. Ces effets, qui déterminent les déformations d’un objet (le corps d’un astronaute, par exemple) du fait des inhomogénéités du champ gravitationnel, seront inéluctablement ressentis par un observateur s’approchant de trop près d’un trou noir ou d’une singularité. La région où ces effets de marée deviennent importants est entièrement située dans l’horizon pour les trous noirs supermassifs, mais empiète notablement hors de l’horizon pour des trous noirs stellaires[12]. Ainsi, un observateur s’approchant d’un trou noir stellaire serait déchiqueté avant de passer l’horizon, alors que le même observateur qui s’approcherait d’un trou noir supermassif passerait l’horizon sans encombre. Il serait par contre inéluctablement détruit ensuite par les effets de marée.

Singularité

Au centre d’un trou noir se situe une région dans laquelle le champ gravitationnel et les distorsions de l’espace (on parle plutôt de courbure de l’espace) deviennent infinis. Cette région s’appelle une singularité gravitationnelle. La description de cette région est délicate dans le cadre de la relativité générale puisque celle-ci ne peut décrire des régions où la courbure devient infinie.

De plus, la relativité générale est une théorie qui ne peut pas incorporer en général des effets gravitationnels d’origine quantique. Or quand la courbure tend vers l’infini, on peut montrer que celle-ci est nécessairement sujette à des effets de nature quantique. Par conséquent, seule une théorie de la gravitation incorporant tous les effets quantiques (on parle alors de gravitation quantique) est en mesure de décrire correctement les singularités gravitationnelles.

La description d’une singularité gravitationnelle est donc pour l’heure problématique [6]. Néanmoins, tant que celle-ci est située à l’intérieur d’un trou noir, elle ne peut influencer l’extérieur d’un trou noir, de la même façon que de la matière située à l’intérieur d’un trou noir ne peut en ressortir. Ainsi, aussi mystérieuses que soient les singularités gravitationnelles, notre incapacité à les décrire, signe de l’existence de limitations de la relativité générale à décrire tous les phénomènes gravitationnels, n’empêche pas la description des trous noirs pour la partie située de notre côté de l’horizon des événements.

Formation des trous noirs

La possibilité de l’existence des trous noirs n’est pas une conséquence exclusive de la relativité générale : la quasi-totalité des autres théories de la gravitation physiquement réalistes permet également leur existence. La relativité générale, à l’instar de la plupart de ces autres théories de la gravité, non seulement prédit que les trous noirs peuvent exister, mais aussi qu’ils seront formés partout où suffisamment de matière peut être compactée dans une région de l’espace. Par exemple, si l’on compressait le Soleil dans une sphère d’environ trois kilomètres de rayon (soit à peu près quatre millionièmes de sa taille), il deviendrait un trou noir. Si la Terre était compressée dans un volume de quelques centimètres cube, elle deviendrait également un trou noir.

Pour l’astrophysique, un trou noir peut être considéré comme le stade ultime d’un effondrement gravitationnel. Les deux stades de la matière qui, en terme de compacité, précèdent l’état de trou noir, sont ceux atteints par exemple par les naines blanches et les étoiles à neutrons. Dans le premier cas, c’est la pression de dégénérescence des électrons qui maintient la naine blanche dans un état d’équilibre face à la gravité. Dans le second, il ne s'agit pas de la pression de dégénérescence des nucléons, mais de l'interaction forte qui maintient l’équilibre[13]. Un trou noir ne peut se former suite à l'effondrement d'une naine blanche : celle-ci, en s'effondrant initie des réactions nucléaires qui forment des nucléons plus lourds que ceux qui la composent[14]. Ce faisant, le dégagement d'énergie qui en résulte est suffisant pour disloquer complètement la naine blanche, qui explose en supernova dite thermonucléaire (ou de type Ia).

Un trou noir se forme lorsque la force de gravité est suffisamment grande pour dépasser l’effet de la pression, chose qui se produit quand l'astre progéniteur dépasse une certaine masse critique. Dans ce cas, plus aucune force connue ne permet de maintenir l’équilibre, et l’objet en question s’effondre complètement. En pratique, plusieurs cas de figures sont possibles : soit une étoile à neutrons accrète de la matière issue d'une autre étoile, jusqu'à atteindre une masse critique, soit elle fusionne avec une autre étoile à neutron (phénomène a priori beaucoup plus rare), soit le cœur d'une étoile massive s'effondre directement en trou noir[15].

L’hypothèse de l’existence d’un état plus compact que celui d’étoile à neutrons a été proposée dans le courant des années 1980 ; ce serait celui des étoiles à quarks aussi appelées étoiles étranges en raison du nom donné pour des raisons historiques à certains des quarks constituant l’objet, appelés « quarks étranges »[16]. Des indications d’une possible détection indirecte de tels astres ont été obtenues depuis le courant des années 1990, sans trancher pour autant définitivement la question[17], mais cela ne change rien au fait qu'au delà d'une certaine masse ce type d'astre finisse par s'effondrer en trou noir, seule la valeur de la masse limite change.

En 2006, on distingue quatre grandes classes de trous noirs en fonction de leur masse : les trous noirs stellaires, supermassifs, intermédiaires et primordiaux (ou micro trous noirs). L’existence voire l’abondance de chaque type de trou noir est directement liée à la possibilité de leur formation.

Trous noirs stellaires

Illustration de la formation de jets. Au sein d’un système binaire composé d’un trou noir et d’une étoile, cette dernière voit son gaz arraché et aspiré vers le trou noir. En s’approchant le gaz engendre un disque d’accrétion qui fournit la matière dont est composée le jet. Article détaillé : trou noir stellaire.
Les trous noirs stellaires ont une masse de quelques masses solaires. Ils naissent à la suite de l’effondrement gravitationnel du résidu des étoiles massives (environ dix masses solaires et plus, initialement). En effet, lorsque la combustion par les réactions thermonucléaires dans le cœur de l’étoile massive se termine, faute de carburant, une supernova se produit. Cette dernière peut laisser derrière elle un cœur qui continue à s’effondrer rapidement.

En 1939, Robert Oppenheimer a montré que si ce cœur a une masse supérieure à une certaine limite (appelée limite d’Oppenheimer-Volkoff, et égale à environ 3,3 masses solaires), la force gravitationnelle l’emporte définitivement sur toutes les autres forces et un trou noir se forme.

L’effondrement vers un trou noir est susceptible d’émettre des ondes gravitationnelles, qui devraient être détectées dans un futur proche avec des instruments tels que le détecteur Virgo de Cascina en Italie, ou avec les deux interféromètres américains de LIGO. Les trous noirs stellaires sont aujourd’hui observés dans les binaires X et les microquasars et sont responsables parfois de l’apparition de jets tels que ceux observés dans certains noyaux actifs de galaxies.




Trous noirs supermassifs

Le jet émis depuis le centre de la galaxie M87 est probablement formé grâce à la présence d’un trou noir supermassif dont la masse est estimée à trois milliards de masses solaires. Seul un côté du jet est visible, il s'agit de celui dirigé vers nous. Celui-ci apparaît bien plus brillant que le contre jet, car ayant sa luminosité considérablement augmentée par l'effet de décalage vers le bleu, alors que le contre jet subit un décalage vers le rouge qui le rend bien moins lumineux. Article détaillé : trou noir supermassif.
Les trous noirs supermassifs ont une masse comprise entre quelques millions et quelques milliards de masses solaires. Ils se trouvent au centre des galaxies et leur présence provoque parfois l’apparition de jets et du rayonnement X. Les noyaux de galaxies qui sont ainsi plus lumineux qu’une simple superposition d’étoiles sont alors appelés noyaux actifs de galaxies.

Notre galaxie, la Voie lactée, contient un tel trou noir, ainsi qu’il a été démontré par l’observation des mouvements extrêmement rapides des étoiles proches du trou noir[18]. En particulier, une étoile nommée S2 a pu être observée lors d’une révolution complète autour d’un objet sombre non détecté en moins de onze ans. L’orbite elliptique de cette étoile l’a amenée à moins de vingt unités astronomiques de cet objet (soit une distance de l’ordre de celle Uranus-Soleil), et la vitesse à laquelle l’orbite est parcourue permet d’assigner une masse d’environ 2,3 millions de masses solaires pour l’objet sombre autour duquel elle gravite. Aucun modèle autre que celui d’un trou noir ne permet de rendre compte d’une telle concentration de matière dans un volume aussi restreint[19].

Le télescope Chandra a également permis d’observer au centre de la galaxie NGC 6240 deux trous noirs supermassifs en orbite l’un autour de l’autre. La formation de tels géants est encore débattue, mais certains pensent qu’ils se sont formés très rapidement au début de l’univers[20],[21].

Trous noirs intermédiaires

Les trous noirs intermédiaires sont des objets récemment découverts et ont une masse entre 100 et 10 000 masses solaires[22]. Dans les années 1970, les trous noirs de masse intermédiaire étaient supposés se former dans le cœur des amas globulaires, mais aucune observation ne venait soutenir cette hypothèse. Des observations dans les années 2000 ont montré l’existence de sources de rayons X ultralumineuses (Ultra-luminous X-ray source en anglais, ou ULX)[23]. Ces sources ne sont apparemment pas associées au cœur des galaxies où l’on trouve les trous noirs supermassifs. De plus, la quantité de rayons X observée est trop importante pour être produite par un trou noir de 20 masses solaires, accrétant de la matière avec un taux égal à la limite d’Eddington (limite maximale pour un trou noir stellaire).



Trous noirs primordiaux

Les trous noirs primordiaux, aussi appelés micro trous noirs ou trous noirs quantiques, auraient une taille très petite. Ils se seraient formés durant le Big Bang (d’où l’appellation trou noir « primordial »), suite à l’effondrement gravitationnel de petites surdensités dans l’univers primordial. Dans les années 1970, les physiciens Stephen Hawking et Bernard Carr ont étudié un mécanisme de formation des trous noirs dans l’univers primordial. Ils avancèrent l’idée d’une profusion de mini trous noirs, minuscules par rapport à ceux envisagés par la formation stellaire. La densité et la répartition en masse de ces trous noirs n’est pas connue et dépend essentiellement de la façon dont se produit une phase d’expansion rapide dans l’univers primordial, l’inflation cosmique. Ces trous noirs, de faible masse émettent s’ils existent un rayonnement gamma qui pourrait éventuellement être détecté par des satellites comme INTEGRAL. La non détection de ce rayonnement permet de mettre des limites supérieures sur l’abondance et la répartition en masse de ces trous noirs.

Selon certains modèles de physique des hautes énergies, il pourrait être possible de créer des mini trous noirs similaires en laboratoire[24], dans des accélérateurs de particules comme le LHC, installé près de Genève, en Suisse.

Observation des trous noirs

Jet de plasma observé en interférométrie dans la galaxie M87. L’effet est imputé au champ magnétique intense à proximité du trou noir supermassif en rotation situé au centre de la galaxie.Les deux seules classes de trous noirs pour lesquelles on dispose d’observations nombreuses (indirectes, mais de plus en plus précises, voir paragraphe suivant) sont les trous noirs stellaires et supermassifs. Le trou noir supermassif le plus proche est celui qui se trouve au centre de notre galaxie à environ 8 kilo-parsecs.

Une des premières méthodes de détection d’un trou noir est la détermination de la masse des deux composantes d’une étoile binaire, à partir des paramètres orbitaux. On a ainsi observé des étoiles de faible masse avec un mouvement orbital très prononcé (amplitude de plusieurs dizaines de km/s), mais dont le compagnon est invisible. Le compagnon massif invisible peut généralement être interprété comme une étoile à neutrons ou un trou noir puisqu’une étoile normale avec une telle masse se verrait très facilement. La masse du compagnon (ou la fonction de masses, si l’angle d’inclinaison est inconnu) est alors comparée à la masse limite maximale des étoiles à neutrons (environ 3,3 masses solaires). Si elle dépasse cette limite, on considère que l’objet est un trou noir. Sinon, il peut être une naine blanche.

On considère également que certains trous noirs stellaires apparaissent lors des sursauts de rayons gamma (ou GRB, pour gamma-ray burst en anglais). En effet, ces derniers se formeraient via l’explosion d’une étoile massive (comme une étoile Wolf-Rayet) en supernova, et que dans certains cas (décrits par le modèle collapsar), un flash de rayons gamma est produit au moment où le trou noir se forme. Ainsi, un GRB[25] pourrait représenter le signal de la naissance d’un trou noir. Des trous noirs de plus faible masse peuvent aussi être formés par des supernovae classiques. Le rémanent de la supernova 1987A est soupçonné d’être un trou noir, par exemple.

Un deuxième phénomène directement relié à la présence d’un trou noir, cette fois pas seulement de type stellaire, mais aussi supermassif, est la présence de jets observés principalement dans le domaine des ondes radio. Ces jets résultent des changements de champ magnétique à grande échelle se produisant dans le disque d’accrétion du trou noir.




Vers l’observation directe ?

La petitesse d’un trou noir stellaire (quelques kilomètres) rend son observation directe impossible. En guise d’exemple, et même si la taille angulaire d'un trou noir est plus grande que celle d’un objet classique, un trou noir d’une masse solaire et situé à un parsec (environ 3,26 années-lumière) aurait un diamètre angulaire de 0,1 micro seconde d'arc. Cependant, la situation est plus favorable pour un trou noir supermassif. En effet, la taille d’un trou noir est proportionnelle à sa masse. Le trou noir du centre galactique a une masse, bien estimée, d’environ 2,6 millions de masses solaires. Son rayon de Schwarzschild est donc d’environ 7 millions de kilomètres. La taille angulaire de ce trou noir, situé à environ 8,5 kiloparsecs est de l’ordre de 30 microsecondes d’arc. Cette résolution est inaccessible dans le domaine visible, mais est assez proche des limites actuellement atteignables en interférométrie radio. La technique de l’interférométrie radio, avec une sensibilité suffisante, est limitée en fréquence au domaine millimétrique. Un gain d’un ordre de grandeur en fréquence permettrait une résolution meilleure que la taille angulaire du trou noir. L’imagerie directe du trou noir du centre galactique est donc envisageable dans les années qui viennent. Le trou noir supermassif situé au centre de la galaxie M87 est environ 2000 fois plus éloigné (18,7 Mpc), mais estimé près de 1300 fois plus massif. Ce trou noir pourrait ainsi devenir le second trou noir imagé après celui de la Voie Lactée[26],[27].

Exemples de trous noirs stellaires

Cygnus X-1, détecté en 1965, est le premier objet astrophysique connu contenant un trou noir. C’est un système binaire constitué d’un trou noir en rotation et d’une étoile géante.

Les systèmes binaires stellaires qui contiennent un trou noir avec un disque d’accrétion formant des jets sont appelés microquasars, en référence à leurs parents extragalactiques : les quasars. Les deux classes d’objets partagent en fait les mêmes processus physiques. Parmi les microquasars les plus étudiés, on notera GRS 1915+105, découvert en 1994 pour avoir des jets supraluminiques. Un autre cas de tels jets fut détecté dans le système GRO J1655-40. Mais sa distance est sujette à controverse et ses jets pourraient ne pas être supraluminiques. Notons aussi le microquasar très spécial SS 433, qui a des jets persistants en précession, et où la matière se déplace par paquets à des vitesses de quelques fractions de la vitesse de la lumière.

Exemples de trous noirs supermassifs

Image composite en fausses couleurs d’une galaxie contenant un trou noir supermassif produisant des jets. L’image est décomposée en bleu pour les rayons X observé par le satellite Chandra, en jaune l’image dans le domaine optique prise par le Digitized Sky Survey, en vert l’image du NRAO dans le domaine radio, et finalement en rouge l’image radio dans la fréquence spécifique à la raie à 21 cm de l’hydrogène. L’image illustre bien la complémentarité des observations dans des longueurs d’onde très différentes pour étudier les différents aspects des trous noirs. Ici les rayons X montrent les jets et le gaz chaud, l’image optique les étoiles et la poussière interstellaire, l’image radio les jets également, et l’image de l’hydrogène à 21 cm montre la distribution du gaz froid.Les candidats trous noirs supermassifs ont premièrement été les noyaux actifs de galaxie et les quasars découverts par les radioastronomes dans les années 1960. Cependant, les observations les plus convaincantes de l’existence de trous noirs supermassifs sont celles des orbites des étoiles autour du centre galactique appelé Sagitarius A*. L’orbite de ces étoiles et les vitesses atteintes, ont permis aujourd’hui d’exclure tout autre type d’objet qu’un trou noir supermassif à cet endroit de la galaxie. Par la suite, des trous noirs supermassifs ont été détectés dans de nombreuses autres galaxies.

En février 2005, une étoile géante bleue, appelée SDSS J090745.0+24507 fut observée quittant notre galaxie avec une vitesse deux fois supérieure à la vitesse de libération de la Voie Lactée, soit 0,0022 fois la vitesse de la lumière. Quand on remonte la trajectoire de cette étoile, on voit qu’elle croise le voisinage immédiat du centre galactique. Sa vitesse et sa trajectoire confortent donc également l’idée de la présence d’un trou noir supermassif à cet endroit dont l’influence gravitationnelle aurait provoqué l’éjection de cette étoile de la Voie Lactée.

En novembre 2004, une équipe d’astronomes a rapporté la découverte du premier trou noir de masse intermédiaire dans notre galaxie et orbitant à seulement trois années-lumière du centre galactique. Ce trou noir aurait une masse d’environ 1300 masses solaires et se trouve dans un amas de seulement sept étoiles. Cet amas est probablement le résidu d’un amas massif d’étoiles qui a été dénudé par la présence du trou noir central[28]. Cette observation conforte l’idée que les trous noirs supermassifs grandissent en absorbant des étoiles et autres trous noirs, qui pourra être confirmée par l’observation directe des ondes gravitationnelles émises par ce processus, par l’intermédiaire de l’interféromètre spatial LISA.

En juin 2004, des astronomes ont trouvé un trou noir supermassif, appelé Q0906+6930, au centre d’une galaxie lointaine d’environ 12,7 milliards d’années-lumière, c’est-à-dire lorsque l’univers était encore très jeune[29]. Cette observation montre que la formation des trous noirs supermassifs dans les galaxies est un phénomène relativement rapide.

Trous noirs et physique fondamentale

Théorèmes sur les singularités

Une question cruciale à propos des trous noirs est de savoir sous quelles conditions ils peuvent se former. Si les conditions nécessaires à leur formation sont extrêmement spécifiques, les chances que les trous noirs soient nombreux peuvent être faibles. Un ensemble de théorèmes mathématiques dus à Stephen Hawking et Roger Penrose a montré qu’il n’en était rien : la formation des trous noirs peut se produire dans une variété de conditions extrêmement génériques. Pour des raisons évidentes, ces travaux ont été nommés théorèmes sur les singularités. Ces théorèmes datent du début des années 1970, époque où il n’y avait guère de confirmation observationnelle de l’existence des trous noirs. Les observations ultérieures ont effectivement confirmé que les trous noirs étaient des objets très fréquents dans l’univers.

Singularités nues et censure cosmique

Au centre d’un trou noir se situe une singularité gravitationnelle. Pour tout type de trou noir, cette singularité est « cachée » du monde extérieur par l’horizon des événements. Cette situation s’avère très heureuse : la physique actuelle ne sait certes pas décrire une singularité gravitationnelle, mais cela a peu d’importance car, celle-là étant à l'intérieur de la zone délimitée par l’horizon, elle n’influe pas sur les événements du monde extérieur. Il se trouve cependant qu’il existe des solutions mathématiques aux équations de la relativité générale dans lesquelles une singularité existe sans être entourée d’un horizon. C’est par exemple le cas pour les solutions de Kerr ou de Reissner-Nordström quand la charge ou le moment cinétique dépasse une certaine valeur critique. Dans ce cas, on ne parle plus de trou noir (il n’y a plus d’horizon, donc plus de « trou ») mais de singularité nue. De telles configurations sont extrêmement difficiles à étudier en pratique, car la prédiction du comportement de la singularité reste toujours impossible ; mais cette fois, il influence l’univers dans lequel nous vivons. L’existence de singularités nues a donc pour conséquence l’impossibilité d’une évolution déterministe de l’univers dans l’état des connaissances actuelles[30].

Ces éléments, ainsi que des considérations plus fondamentales, ont conduit le mathématicien anglais Roger Penrose à formuler en 1969 l’hypothèse dite de la censure cosmique, stipulant qu’aucun processus physique ne pouvait permettre l’apparition de singularités nues dans l’univers. Cette hypothèse, qui possède plusieurs formulations possibles, a été l’objet d’un pari entre Stephen Hawking d’une part et Kip Thorne et John Preskill d’autre part, ces derniers ayant parié que des singularités nues pouvaient exister. En 1991, Stuart L. Shapiro et Saul A. Teukolsky montrèrent sur foi de simulations numériques que des singularités nues pouvaient se former dans l’univers. Quelques années plus tard, Matthew Choptuik mit en évidence un ensemble important de situations à partir desquelles la formation de singularités nues était possible. Ces configurations demeurent cependant extrêmement particulières, et nécessitent un ajustement fin des conditions initiales pour mener à la formation des singularités nues. Leur formation est donc possible, mais en pratique extrêmement improbable. En 1997 Stephen Hawking reconnut qu’il avait perdu son pari avec Kip Thorne et John Preskill. Un autre pari a depuis été lancé, où des conditions plus restrictives sur les conditions initiales pouvant mener à des singularités nues ont été rajoutées.

Entropie des trous noirs

En 1971, le physicien britannique Stephen Hawking montra que la surface totale des horizons des événements de n’importe quel trou noir classique ne peut jamais décroître. Cette propriété est tout à fait semblable à la deuxième loi de la thermodynamique, avec la surface jouant le rôle de l’entropie. Dans le cadre de la physique classique, on pourrait violer cette loi de la thermodynamique en envoyant de la matière dans un trou noir, ce qui la ferait disparaître de notre univers, avec la conséquence d’un décroissement de l’entropie totale de l’univers.

Pour éviter de violer cette loi, le physicien Jacob Bekenstein proposa qu’un trou noir possède une entropie (sans en préciser la nature exacte), et qu’elle soit proportionnelle à la surface de son horizon. Bekenstein pensait alors que les trous noirs n’émettent pas de radiation et que le lien avec la thermodynamique n’était qu’une simple analogie et pas une description physique des propriétés du trou noir. Néanmoins Hawking a peu après démontré par un calcul de théorie quantique des champs que le résultat sur l’entropie des trous noirs est bien plus qu’une simple analogie et qu’il est possible de définir rigoureusement une température associée au rayonnement des trous noirs (voir ci-dessous).

Utilisant les équations de la thermodynamique des trous noirs, il apparaît que l’entropie d’un trou noir est proportionnelle à la surface de son horizon[31]. C’est un résultat universel qui peut être appliqué dans un autre contexte aux modèles cosmologiques comportant eux aussi un horizon comme par exemple l’univers de de Sitter. L’interprétation microscopique de cette entropie reste par contre un problème ouvert, auquel la théorie des cordes a cependant réussi à apporter des éléments de réponse partiels.

Il a été ensuite montré que les trous noirs sont des objets à entropie maximale, c’est-à-dire que l’entropie maximale d’une région de l’espace délimitée par une surface donnée est égale à celle du trou noir de même surface[32],[33]. Ce constat a amené les physiciens Gerard ’t Hooft et ensuite Leonard Susskind à proposer un ensemble d’idées, appelé principe holographique, basé sur le fait que la description de la surface d’une région permet de reconstituer toute l’information relative à son contenu, de la même façon qu’un hologramme code des informations relatives à un volume sur une simple surface, permettant ainsi de donner un effet de relief à partir d’une surface.

La découverte de l’entropie des trous noirs a ainsi permis le développement d’une analogie extrêmement profonde entre trous noirs et thermodynamique, la thermodynamique des trous noirs, qui pourrait aider dans la compréhension d’une théorie de la gravité quantique.

Évaporation et radiation de Hawking

En 1974, Stephen Hawking appliqua la théorie quantique des champs à l’espace-temps courbé de la relativité générale, et découvrit que contrairement à ce que prédisaient la mécanique classique, les trous noirs pouvaient effectivement émettre une radiation (proche d’une radiation thermique) aujourd’hui appelée rayonnement de Hawking[34] : les trous noirs ne sont donc pas complètement « noirs ».

La radiation de Hawking correspond en fait à un spectre de corps noir. On peut donc y associer la « température » du trou noir, qui est inversement proportionnelle à sa taille[35]. De ce fait, plus le trou noir est important, plus sa température est basse. Un trou noir de la masse de la planète Mercure aurait une température égale à celle du rayonnement de fond diffus cosmologique (à peu près 2,73 kelvins). Si le trou est plus massif, il sera donc plus froid que la température du fond et accroîtra son énergie plus vite qu’il n’en perdra via la radiation de Hawking, devenant ainsi encore plus froid. Un trou noir stellaire a ainsi une température de quelques microkelvins, ce qui rend la détection directe de son évaporation totalement inenvisageable. Cependant, pour des trous noirs moins massifs, la température est plus élevée, et la perte d’énergie associée lui permet de voir sa masse varier sur des échelles cosmologiques. Ainsi, un trou noir de quelques millions de tonnes s’évaporera-t-il en une durée inférieure à celle de l’âge de l'univers. Alors que le trou noir s’évapore, le trou noir devient plus petit, donc plus chaud. Certains astrophysiciens ont proposé que l’évaporation complète de trous noirs produirait un flash de rayons gamma. Ceci serait une signature de l’existence de trous noirs de très faible masse. Il s’agirait alors de trous noirs primordiaux. La recherche actuelle explore cette possibilité avec les données du satellite européen INTEGRAL[36].

Paradoxe de l’information

Une question de physique fondamentale encore irrésolue au début du XXIe siècle est le fameux paradoxe de l’information. En effet, en raison du théorème de calvitie déjà cité, il n’est pas possible de déterminer a posteriori ce qui est entré dans le trou noir. Cependant, vue d’un observateur éloigné, l’information n’est jamais complètement détruite puisque la matière tombant dans le trou noir ne disparaît qu’après un temps infiniment long. Alors, l’information qui a formé le trou noir est-elle perdue ou pas ?

Des considérations générales sur ce que devrait être une théorie de la gravité quantique suggèrent qu’il ne peut y avoir qu’une quantité finie et limitée d’entropie (i.e. une quantité maximale et finie d’information) associée à l’espace près de l’horizon du trou noir. Mais la variation de l’entropie de l’horizon plus celle de la radiation Hawking est toujours suffisante pour prendre en compte toute l’entropie de la matière et de l’énergie tombant dans le trou noir… Mais restent de nombreuses questions. En particulier au niveau quantique, est-ce que l’état quantique de la radiation de Hawking est déterminé de manière unique par l’histoire de ce qui est tombé dans le trou noir ? De même, est-ce que l’histoire de ce qui est tombé est déterminée de manière unique par l’état quantique du trou noir et de sa radiation ? En d’autres termes, est-ce que les trous noirs sont, ou ne sont pas, déterministes ? Cette propriété est bien sûr conservée dans la relativité générale comme dans la physique classique, mais pas dans la mécanique quantique.

Pendant de longues années, Stephen Hawking a maintenu sa position originelle de 1975 voulant que la radiation de Hawking soit entièrement thermique, et donc complètement aléatoire, représentant ainsi une nouvelle source d’information non-déterministe. Cependant, le 21 juillet 2004, il présenta un nouvel argument, allant à l’opposé de sa première position[37],[38],[39]. Dans ses nouveaux calculs, l’entropie associée à un trou noir serait effectivement inaccessible à un observateur extérieur. De plus dans l’absence de cette information, il est impossible de relier de manière univoque l’information de la radiation de Hawking (contenue dans ses corrélations internes) à l’état initial du système. Cependant, si le trou noir s’évapore complètement, cette identification univoque peut être faite et l’unitarité est préservée (l’information est donc conservée). Il n’est pas clair que la communauté scientifique spécialisée soit absolument convaincue par les arguments présentés par Hawking[40]. Mais Hawking lui-même fut suffisamment convaincu pour régler le pari qu’il avait fait en 1997 avec le physicien John Preskill de Caltech, provoquant ainsi un énorme intérêt des médias.

En juillet 2005, l’annonce de Hawking a donné lieu à une publication dans la revue Physical Review[41] et fut débattue par la suite au sein de la communauté scientifique sans qu’un consensus net ne se dégage quant à la validité de l’approche proposée par Hawking[42],[43].

Trous noirs et trous de ver

La relativité générale indique qu’il existerait des configurations dans lesquelles deux trous noirs sont reliés l’un à l’autre. Une telle configuration est habituellement appelée trou de ver ou plus rarement pont d’Einstein-Rosen. De telles configurations ont beaucoup inspiré les auteurs de science-fiction (voir par exemple les références de la section Culture populaire) car elles proposent un moyen de voyager très rapidement sur de grandes distances, voire voyager dans le temps. En pratique, de telles configurations, si elles sont autorisées par la relativité générale, semblent totalement irréalisables dans un contexte astrophysique, car aucun processus connu ne semble permettre la formation de tels objets[44].