Grandeurs astronomiques

Unité astronomique (ua)

.            Elle correspond approximativement à la distance entre la Terre et le Soleil, autrement dit, au rayon moyen de l’orbite terrestre autour du Soleil.

Créée en 1958, cette unité a été définie en 2012 comme valant exactement 1 ua = 149.597.870.700 m (valeur fixe recommandée).

Elle est principalement utilisée pour exprimer les distances entre les objets célestes du Système solaire ainsi qu'entre ceux situés dans d'autres systèmes planétaires.

Distance Terre-Soleil = 1 ua

Distance Mars-Soleil = 1,52 ua

Distance Jupiter-Soleil = 5,4 ua

Année-lumière (al)

.            C’est la distance parcourue par la lumière dans le vide, en une année julienne de 365,25 jours (31.557.600 secondes), à la vitesse de 299.792.458 m/s, en dehors de tout champ gravitationnel ou magnétique.

1 al = 9.460.730.472.580.800 m (~ 9,461 x 1015 m = ~ 9.461 milliards km). Une année-lumière vaut donc approximativement 63.241,077 ua (unités astronomiques).

Rayon du système solaire : 14,4 milliards de km, soit 1,52 al

Proxima du Centaure, l’étoile la plus proche du Soleil est à 4,28 al de la Terre.

Distance qui sépare la Terre de la Grande Ourse : environ 2 milliards al, soit 19.000 milliards de milliards de kilomètres.

Le Soleil est situé à 28.000 al du centre de la Voie Lactée.

Le diamètre du halo de notre Galaxie mesure environ 100.000 al

La grande galaxie la plus proche de nous, Andromède, est à 2,6 millions d’al.

Le parsec (pc) (parallaxe-seconde)

.            Historiquement, le parsec est défini comme la distance à partir de laquelle on verrait la distance Terre-Soleil (1 ua) sous un angle d'une seconde d'arc. En 2015, il a été défini que le parsec est la distance de l’angle au centre d'une seconde d'arc au cercle dont le rayon est égal à 1 ua.

Le parsec ainsi défini vaut exactement 1 pc = 648.000 / π ua = ~ 206.293 ua = ~ 3,262 al = 30.856.772.412.467 km

Les astronomes professionnels parlent plus facilement en parsecs qu’en années-lumière. Les raisons en sont d’ordre pratique, des simplifications apparaissant dans les formules avec cette unité.

Masse solaire (MS)

.            C’est la masse du Soleil, notée MS ou M.

1 MS = 1,988.4 × 1030 kg, environ 2 quadrilliards tonnes.

La Voie Lactée a une masse d’environ 200 milliards MS.

Les galaxies

.            Les étoiles et nébuleuses visibles à l’oeil nu n’occupent qu’une petite fraction d’un ensemble beaucoup plus grand : la Voie Lactée. Cette spirale barrée qui ressemble à un disque de 1.000 al d’épaisseur et de 100.000 al de diamètre contient probablement entre 300 et 500 milliards d’étoiles et planètes. On notera que cette estimation, grossière, ne peut pas être foncièrement fausse car on dispose de plusieurs moyens pour estimer la masse d'un objet, la méthode principale consistant à mesurer la vitesse d'un corps gravitant autour et à appliquer la loi de la gravitation universelle de Newton. La Terre et le Soleil se trouvent à 28.000 al du centre de la Voie Lactée et orbitent autour de lui en une année galactique, soit 230 millions d’années. Le Soleil tourne autour de ce centre sur une orbite approximativement circulaire avec une vitesse de l’ordre de 220 km/s.

La Voie Lactée n’est qu’une galaxie parmi d’autres. Depuis l’hémisphère sud, on peut voir à l’œil nu deux petites galaxies satellites de la nôtre : le Grand Nuage de Magellan, à 160.000 al, et le Petit Nuage de Magellan, à 200.000 al. Depuis l’hémisphère nord, on peut observer une galaxie plus similaire à la nôtre : la galaxie spirale d’Andromède à 2,5 millions al.

La Voie Lactée et la galaxie d’Andromède sont les éléments principaux d’un ensemble d’une cinquantaine de galaxies appelé le Groupe Local dont le diamètre est estimé à 10 millions d’al. On observe beaucoup d’ensembles plus grands, avec des centaines ou des milliers de membres, que l’on appelle alors des amas de galaxies.

Les superamas

.            Les observations montrent que le Groupe Local et les amas de galaxies qui l’entourent forment une structure encore plus gigantesque, centrée sur l’amas de la Vierge, d’où son nom : le superamas de la Vierge. Son diamètre est de 100 millions al et il contient une centaine de groupes et d’amas de galaxies.

Le superamas de la Vierge fait lui-même partie d’un ensemble extraordinaire appelé le complexe de superamas Poissons-Baleine. Cette structure, découverte en 1987, est large de 150 millions al et longue d’un milliard al.

D’autres structures plus grandes ont été observées au-delà du superamas de la Vierge : le Grand Mur de Sloan, d’environ 1,4 milliard al de long et découvert en 2003, et le Huge-LQG (Huge Large Quasar Group), de 4 milliards al de long et découvert en 2012.

Ces ensembles de l’ordre du milliard al représentent les structures les plus grandes de l’Univers observable.

Etoiles vs grains de sable

.            Il existe dans notre galaxie entre 200 et 400 milliards d’étoiles. Le nombre de galaxies présentes dans l’univers est de l’ordre de 100 à 300 milliards. Il y aurait donc environ 1023 étoiles dans l’univers observable.

Si l’on considère les 1010 m3 de sable dans les côtes, les plages, les dunes, les déserts, en estimant 100 milliards de grains de sable par m3, on calcule 1021 grains de sable sur Terre. Il y aurait donc 100 fois plus d’étoiles que de grains de sable ... ou de gouttes d’eau dans les océans sur Terre.

Combien y-a-t-il d’atomes dans l’univers ?

.            On pourrait croire qu'il est impossible de compter les atomes de l'Univers et pourtant la science est capable d'en estimer le nombre. Elle aboutit à l'un des plus grands nombres qu'elle puisse concevoir.

La mole d’un quelconque élément équivaut à une masse de matière égale a la masse atomique de cet élément. Ainsi une mole d'oxygène, soit 16 g, contient NA = 6,022.140.857 × 1023 (nombre d'Avogadro) atomes de O2, tout comme une mole d'aluminium (27 g) contient NA atomes de Al. Pour donner un ordre de grandeur de NA, le même nombre de grains de pop-corn permettrait de recouvrir la surface des États-Unis d'une couche uniforme d'une épaisseur d'environ 14 km !

La matière de l'Univers est principalement composée d'atomes d'hydrogène contenus dans les étoiles. Combien une étoile contient-elle d'atomes ? Combien notre Univers contient-il d'étoiles ?

.            Notre Soleil peut être considéré comme une étoile moyenne. Il a une masse de 2 × 1033 grammes. Or 1 gramme de matière hydrogène (de masse atomique = 1), soit 1 mole, contient NA = ~ 6 × 1023 atomes H2. Une étoile contient donc en gros 1057 atomes. Reste à compter les étoiles ...

Notre propre galaxie, la Voie Lactée, contient environ 400 milliards d'étoiles, c'est-à-dire 4 x 1011. Par conséquent notre galaxie compte 4 x 1011 fois 1057 atomes, soit 4 x 1068 atomes.

La partie visible de notre univers pourrait contenir de plusieurs centaines à un millier (300 ?) de milliards, soit peut-être 1012 de galaxies. Si on considère notre galaxie comme moyenne représentative, nous la prenons comme galaxie-type et on aboutit ainsi à un nombre total d'atomes de 1012 fois 4 x 1068, soit 4 x 1080 atomes.

En chiffres « ronds », notre Univers contiendrait donc 1080 atomes dans sa partie « visible », dans une "sphère" de 95 milliards d'années-lumière de diamètre.

.            Ce nombre représente-t-il le nombre total d'atomes dans tout l'univers, y compris sa partie invisible ? Très probablement ! En effet, il n’y a pas lieu de penser que la taille de la partie visible de notre Univers soit inférieure à sa taille totale par plusieurs ordres de grandeur. Au contraire, un principe « copernicien » veut que notre univers ait un âge comparable à sa durée de vie totale (autrement dit, il n'est pas excessivement jeune, il a un âge moyen), ce qui implique, d'après les équations des univers en expansion, que la taille de sa portion visible (celle qui s'étend jusqu'à l'horizon cosmologique) est comparable à sa taille totale. Par conséquent, on peut penser que le nombre de galaxies dans l'univers entier est du même ordre de grandeur que le nombre de galaxies appartenant à sa partie observable (disons qu'un facteur d'au plus quelques dizaines les sépare). De toute façon, que le nombre retenu soit de 1079 ou de 1084 n'est pas d'une importance capitale ...

L’Univers observable

.            Au-dessus du milliard al, nous nous trouvons à l’échelle de l’Univers observable. Contrairement à l’Univers considéré dans sa totalité, l’Univers observable n’inclut que les corps et structures que nous serions capables d'observer depuis la Terre. Comme aucune information ne peut se propager plus vite que la vitesse de la lumière et que l’Univers n’existe que depuis 13,8 milliards d’années, la taille de l’Univers observable est définie par la distance que la lumière a parcourue en 13,8 milliards d’années.

Pour calculer la taille de l’Univers observable, il faut cependant aussi prendre en compte l’expansion de l’Univers. Comme l’espace s’est continuellement dilaté depuis le Big Bang, la limite de l’Univers observable est beaucoup plus éloignée que les 13,8 milliards d’al auxquelles on pourrait s’attendre à première vue. En fait, les modèles cosmologiques basés sur les observations et la théorie de la relativité générale montrent que le diamètre de l’Univers observable est d’environ 93,8 milliards al.

.            La limite de l’Univers observable est relative et n’a pas de signification physique. L’Univers dans son ensemble doit s’étendre bien au-delà de cette limite et il est même probable qu’il soit infini. Malheureusement, ces régions nous sont à tout jamais inaccessibles. Les modèles qui tentent de les décrire ne pourront donc pas être vérifiés par l’observation et la question de la taille de l’Univers dans son ensemble ne trouvera jamais de réponse.

Sagittarius A*

.            La première image du trou noir central Sagittarius A* de la Voie lactée est révélée le 12 mai 2022. Ce cliché, obtenu à partir des données récoltées par 8 radiotélescopes différents répartis sur notre planète, de telle façon qu’ils simulent un immense radiotélescope large comme la Terre. pourrait remettre en question certaines de nos connaissances, et confirmer des théories comme celle de la relativité générale d'Albert Einstein.

La densité d’un trou noir est telle et donc son champ gravitationnel si intense que rien ne s’en échappe à partir d’une certaine proximité, pas même la lumière. Pour être précis, on ne peut pas par principe avoir l’image d’un trou noir puisque rien ne s’en échappe pas même la lumière. Donc, ce qu’on observe, c’est ce qui se passe autour du trou noir qui dépend directement de ses caractéristiques. Un trou noir est entouré d’un disque d’accrétion où s’accumule la matière qui tourne autour de lui avant de passer cette fameuse limite d’où plus rien ne s’en échappe. Dans ce disque, les gaz sont chauffés à de très hautes températures et émettent dans plusieurs longueurs d’onde. C’est cela qu’on observe.

Sagittarius A*, fait environ 24 millions de kilomètres de diamètre pour 4 millions de fois la masse du Soleil. L’anneau qui l’entoure, et que montre l’image de l’Event Horizon Telescope, est aussi grande que l’orbite de Mercure (soit autour de la centaine de million de kilomètres de diamètre). C’est grand, mais c’est aussi très loin de nous à 27.000 années-lumière.

Déjà en 2019, l’image d’un autre trou noir supermassif, M87, situé à 54 millions d’années-lumière de la Terre dans une autre galaxie avait été publiée. On pense qu’il y a probablement un trou noir supermassif au cœur de chaque galaxie.

Et notre Terre !

.            La Terre pèse environ 5.970 quadrillons de kg, soit 624 kg. Une masse calculée à partir de la gravitation universelle et de la vitesse de rotation des satellites en orbite. Cette masse est quasiment constante. La « technosphère » (maisons, usines, fermes, mines, routes, systèmes informatiques, ...) des activités humaines contribue à cette masse à hauteur de 30.000 milliards de tonnes, soit environ 50 kg par mètre carré de surface terrestre, auxquelles s’ajoutent la biomasse humaine estimée à 60 millions de tonnes et les 550 milliards de tonnes de la biomasse totale (plantes, bactéries, animaux...).

.            La Terre perd un tout petit peu de sa masse. En haut de l'atmosphère, la gravité est si réduite qu'elle ne parvient pas à retenir les atomes les plus légers, l'hydrogène et l'hélium : 95.000 tonnes d'hydrogène et 1.600 tonnes d'hélium fuient ainsi vers le cosmos chaque année. La Terre perd aussi un peu de poids par la radioactivité des éléments radioactifs contenus dans les roches (7 tonnes/an environ). Enfin, les satellites et les fusées lancées depuis la Terre, fabriqués à partir de matériaux terrestres, viennent alléger un peu la Planète quand ils ne restent pas en orbite (1.000 tonnes/an environ). On peut donc estimer que la perte de poids pour la Terre à 97.607 tonnes par an.

.            La Terre gagne quand même un peu de poids. 84.000 météorites tombent ainsi chaque année sur Terre, mais la plupart ne pèsent que quelques grammes. Cela représente 16.000 tonnes de masse supplémentaire par an. En raison du réchauffement climatique, la Terre gagne également 160 tonnes par an, grâce à l'effet de la thermodynamique : l'atmosphère reçoit plus d’énergie qu’elle n’en perd, ce qui augmente légèrement sa masse. Le gain de poids pour la Terre est donc de 16.160 tonnes par an.

.            La Terre est donc ainsi chaque année plus légère de 81.447 tonnes par an, soit 0,000.000.000.000.014 % de son poids. Autant dire qu'on ne voit pas la différence.