Baade (Walter), astronome américain d’origine allemande (Schröttinghausen, Westphalie, 1893 ­ Göttingen, 1960), connu pour sa détermination de la structure de la Voie lactée, pour ses mesures de la distance de différentes galaxies et pour l’identification d’étoiles individuelles dans la nébuleuse d’Andromède. Il a contribué à l’étude des sources radioastronomiques.

 

cosmochimie  Les poussières interstellaires représentent environ 2 % de la masse totale de la Galaxie. Leur dimension est de l’ordre de 0,1 micromètre. Une grande partie des éléments lourds (fer, aluminium, silicium) présents dans le milieu interstellaire se condense sur ces grains de poussières, qui jouent le rôle de catalyseurs. Alors se forment des combinaisons chimiques. Le radical CH (carbone-hydrogène) fut le premier découvert, en 1937, suivi de CN (carbone-azote) en 1940. Parmi les plus importantes molécules, dont probablement le rayonnement cosmique (flux de protons d’une grande énergie) permet la synthèse, citons l’alcool méthylique, le formaldéhyde, l’acide formique, l’acide cyanhydrique, l’acétylène et l’éther; trois d’entre elles sont particulièrement importantes (H2CO, HCN, HC3N), car elles interviennent dans la synthèse des acides aminés, à l’origine de la vie.

 

Courbure de l’Univers. La loi d’attraction universelle s’explique en relativité générale par la courbure de l’espacement (à quatre dimensions). La distance entre deux points dépend de leur position dans l’espace et dans le temps, de la vitesse de la lumière, d’un facteur d’échelle et d’un coefficient: égal à 1 (courbure positive, espace fini à géométrie sphérique), égal à 0 (courbure nulle, espace euclidien) ou égal à - 1 (courbure négative, espace hyperbolique).

 

Deimos, l’un des deux satellites de Mars, de forme ovoïdale (15 km sur 11 km), gravitant à 20000 km de la surface de la planète.

 

écliptique L’écliptique est incliné en moyenne de 23° 27’ sur le plan de l’équateur. L’intersection de ces deux plans détermine la ligne des équinoxes; la ligne des solstices, située dans l’écliptique, étant perpendiculaire à celle des équinoxes.

 

entropie Tout système physique a tendance à évoluer vers un état de moindre organisation: on dit que son entropie augmente. Un gaz comprimé, par ex., tend spontanément vers un état où sa pression sera plus faible; l’inverse ne se produit jamais; pour le ramener à son état initial, il faudra le comprimer, en dépensant un travail. Lorsqu’un système isolé évolue à température constante entre deux états en échangeant une faible quantité de chaleur avec le milieu extérieur, sa variation d’entropie (qui s’exprime en joules par kelvin) est inversement proportionnelle à sa température absolue. L’entropie d’un système isolé ne peut qu’augmenter, tandis que l’énergie utilisable de ce système diminue. Cette dégradation ne peut s’arrêter que par un apport extérieur. L’entropie de notre Univers, système isolé, augmente constamment. Les organismes vivants parviennent, en constituant des systèmes organisés à partir d’apports alimentaires, à réduire localement et temporairement cette entropie. ­ La théorie de l’information, due à Shannon et Weaver (1948), s’attache à la quantité d’informations qu’un signal ou message porte: réduire l’entropie d’une information (ou d’une série d’informations), c’est réduire le nombre des possibilités d’interprétation du message, donc en réduire l’incertitude.

 

espace La conquête de l’espace a débuté par le lancement et la mise en orbite terrestre de satellites artificiels (Spoutnik 1 le 4 octobre 1957) puis par l’envoi d’hommes dans des satellites capables de revenir sur terre (Youri Gagarine dans Vostok 1 le 12 avril 1961, John Glenn dans la capsule Mercury le 20 février 1962). La conquête de la Lune a commencé en 1968 par l’envoi de l’engin soviétique Zond 5, qui réalisa la première boucle Terre-Lune-Terre, et s’est poursuivie par le programme américain Apollo (le 21 juillet 1969, Neil Armstrong, suivi d’Edwin Aldrin, posait le pied sur la Lune). Les programmes Saliout (soviétique) et Skylab (américain) permirent à partir de 1971 et de 1973 de mettre au point les techniques de travail dans l’espace et d’accouplement de vaisseaux spatiaux. La conquête de l’espace s’orienta alors dans deux directions: la poursuite de l’exploration du système solaire par des sondes de plus en plus perfectionnées (programme Voyager vers les planètes extérieures à partir de 1977, Magellan vers Vénus en 1990-1993, Ulysse en dehors du plan de l’écliptique à partir de 1990), capables de pratiquer des analyses in situ (missions Viking sur Mars en 1975-1976, Venera sur Vénus à partir de 1970, Giotto vers la comète de Halley en 1986); l’exploitation de l’espace à des fins scientifiques (astronomie, expériences en impesanteur) et pratiques (télécommunications, météorologie, télédétection et inventaire des ressources terrestres). Si la conquête de l’espace s’appuie toujours sur les lanceurs traditionnels (fusée Ariane, notam.), depuis 1981 on utilise aussi des engins d’une nouvelle génération, les navettes spatiales. La fin de la course à l’espace qui suivit l’éclatement de l’U.R.S.S. en 1991 se traduit auj. par un ralentissement, et parfois une remise en question de certains grands programmes spatiaux (station spatiale américaine, exploration planétaire russe, navette européenne). V. aussi satellite.

 

exobiologie n. f. ASTRO Branche de l’astronomie qui étudie la possibilité d’une vie hors de la planète Terre.

 

Puiseux (Pierre) (Paris, 1855 ­ Frontenay, 1928), astronome français, fils de Victor Puiseux; il participa à l’élaboration de cartes photographiques du ciel et de la Lune.

 

Puiseux (Victor) (Argenteuil, 1820 ­ Frontenay, Jura, 1883), astronome et mathématicien français; il étudia les fonctions à variable complexe. 

 

pulsar n. m. ASTRO Étoile à neutrons fortement magnétisée et en rotation rapide, dont l’émission se caractérise par une série d’impulsions régulièrement espacées dans le temps. ­ Pulsar milliseconde: pulsar ultra-rapide.

 

quasar [kwazaR; kazaR] n. m. ASTRO Astre extragalactique parmi les plus lumineux de l’Univers.

Découverts au début des années 1960 en raison de leurs émissions d’ondes radioélectriques, les quasars sont des objets célestes tellement lumineux qu’il est possible de les observer très loin dans l’espace, donc très loin dans le temps. Les plus éloignés observés (plus de 12 milliards d’années de lumière) sont les témoins d’un passé très reculé de l’Univers. La seule source d’énergie propre à expliquer leurs extraordinaires propriétés (un quasar rayonne de 100 à 1000 fois plus d’énergie qu’une galaxie dans un volume de 10 à 20 fois plus petit) est l’énergie gravitationnelle d’un trou noir dont la masse serait de l’ordre d’un milliard de masses solaires.

 

Spitzer (Lyman) (Toledo, Ohio, 1914 ­ Princeton, New Jersey, 1997), astrophysicien américain. Considéré comme l’un des pionniers de la physique des plasmas,  il est l’auteur d’importants travaux sur les amas d’étoiles et le milieu interstellaire. Il a ruiné les théories «catastrophistes» relatives à la formation du système solaire en démontrant qu’un filament de matière arraché au Soleil est trop instable pour donner naissance à des planètes. En 1951, il constribue ainsi au lancement du Projet Matterhorn, dont l’objet est la maîtrise des réactions de fusion, notamment celles qui permettent au soleil de brûler son hydrogène. Il a également été à l’origine de la construction du grand télescope spatial Hubble.

 

Struve (Otto) (Kharkov, 1897 ­ Berkeley, 1963), astronome russe établi aux États-Unis en 1921, puis naturalisé américain; petit-fils d’Otto von Struve. Il est connu pour ses travaux de spectroscopie stellaire.

 

Struve (Otto von) (Dorpat, aujourd’hui Tartou, Estonie, 1819 ­ Karlsruhe, 1905), astronome russe, fils de Wilhelm von Struve. Il identifia de nombreuses étoiles doubles. 

 

supernova Astronomie. ­ L’explosion des supernovæ dégage une énergie plusieurs milliers de fois supérieure à celle que rayonne le Soleil. Après l’explosion, l’étoile se transforme en naine blanche ou en étoile à neutrons. La nébuleuse du Crabe constitue le reste de l’explosion d’une supernova, observée en Extrême-Orient vers l’an 1054. Les restes d’explosion d’une supernova constituent des sources de rayonnement électromagnétique et se regroupent en structures filamenteuses.

 

télescope Physique. ­ L’objectif d’un télescope est un miroir concave, généralement parabolique, qui donne une image réelle parfaite d’un point situé à l’infini sur l’axe du miroir et que l’on peut observer avec une loupe servant d’oculaire. Les miroirs des télescopes sont, à l’inverse des lentilles des lunettes, parfaitement achromatiques et ils ont des dimensions bien supérieures, par ex. 6 mètres de diamètre. Les radiotélescopes servent à détecter les ondes radioélectriques émises par les astres; totalement différents des télescopes optiques, ils sont constitués d’une antenne de grande dimension et d’un appareillage qui effectue l’analyse des signaux reçus. Les télescopes électroniques, dont la puissance est nettement supérieure à celle des télescopes optiques, comprennent un amplificateur électronique d’images associé à un télescope optique. Terrestres, tous ces télescopes captent des signaux que perturbe l’atmosphère terrestre, dont sont libérés les télescopes spatiaux. Mis en orbite en 1990, le plus grand télescope spatial, nommé Hubble, a été débarrassé en 1993 d’un défaut qui affectait son optique.

 temps L’échelle de temps universel (abrév.: UT) se déduit de la rotation de la Terre autour de son axe et de son mouvement autour du Soleil. Le temps solaire vrai est égal à l’angle horaire du Soleil: il est 0 h vraie lorsque le Soleil traverse le méridien. Le temps solaire moyen est calculé en supposant un Soleil fictif dont l’angle horaire varie uniformément, ce qui n’est pas le cas du Soleil réel, compte tenu de l’obliquité de l’écliptique en partic. Au temps solaire moyen on substitue le temps civil, par addition de 12 heures. Le jour civil commence donc à minuit. Le temps universel est par définition égal au temps civil de Greenwich. Les temps légaux dérivent du temps universel suivant le système des fuseaux horaires. En principe, chaque pays adopte l’heure du fuseau qui contient sa capitale (sauf pour les pays très étendus). Cette règle souffre des exceptions, en partic. pour la France, qui vit sur UT + 1 heure en hiver et UT + 2 heures en été, bien qu’elle se trouve dans le fuseau 0, c.-à-d. celui de Greenwich. Il existe un deuxième temps astronomique, le temps des éphémérides, dont l’échelle se déduit du mouvement de la Terre autour du Soleil. Sa période fondamentale est l’année. Le temps atomique international a été défini à partir de la vibration de l’atome de césium. Il constitue l’échelle de temps officielle. Cette échelle coïncidait avec l’échelle de temps universel le 1er janvier 1958; l’écart entre ces deux temps est d’env. une seconde par an. Aussi, en 1972, a été définie une base du temps légal, le temps universel coordonné (UTC), établi à partir du temps universel et du temps atomique international.

 

Trou noir. ­ Au cours de sa vie, une étoile dégage de l’énergie par fusion thermonucléaire en créant une pression suffisante pour compenser les effets de la gravitation. Lorsque son combustible est épuisé, cette pression diminue et l’étoile commence à s’effondrer sur elle-même. Lorsque l’étoile est très massive (10 fois la masse du Soleil), l’effondrement est radical, la densité devient gigantesque et le champ gravitationnel retient les photons: l’étoile n’est plus observable; c’est donc un «trou noir»; l’autre nom utilisé, collapsar, fait allusion à l’effondrement de l’étoile. Les trous noirs ont quelque chance d’être un jour détectés: par leurs effets secondaires s’ils appartiennent à un système composé de plusieurs étoiles; par l’action de leur fort champ de gravitation sur les étoiles voisines.

 

Univers, Astro. ­ ensemble des corps célestes et de l’espace (naguère considéré comme infini) où ils se meuvent. Contestée encore au début des années 1950, la théorie selon laquelle l’Univers a commencé par une gigantesque «explosion», le big bang, est devenue la base de la cosmologie moderne, car elle explique les propriétés fondamentales de l’Univers, en particulier son expansion, qu’avait mise en évidence l’Américain Edwin Hubble dans les années 1930. Il y a environ 15 milliards d’années, l’Univers était infiniment condensé et chaud. Le big bang transforma cet état singulier en une entité dont l’évolution obéit aux lois de la relativité générale. Les récents progrès de la physique des particules ont permis de décrire l’histoire de l’Univers à partir de l’instant t = 10-4³ s après le big bang: son diamètre est alors de 10-²8 cm et sa température de 10³² K; il est dans un état de «vide quantique». Pendant la période qui s’étend de t = 10-³5 s à t = 10-³² s, l’Univers traverse une phase d’inflation (expansion très rapide) au début de laquelle les quarks, les électrons, les neutrinos et leurs antiparticules vont surgir du vide, avec un très léger excédent de matière par rapport à l’antimatière (un milliard de particules plus une sont créées contre un milliard d’antiparticules). Cette «soupe» de particules reste présente jusqu’à t = 10-6 s, quand la température devient suffisamment basse (10¹³ K) pour que les associations de quarks restent stables sous forme de protons, de neutrons et de leurs antiparticules. Particules et antiparticules vont s’annihiler les unes les autres, aboutissant à un Univers dominé par le rayonnement (ère radiative) et où ne subsiste qu’un infime résidu (un milliardième) de particules. La nucléosynthèse primordiale se déroule entre t = 3 min et t = 30 min: protons et neutrons peuvent s’assembler en noyaux atomiques légers tels que l’hélium, l’élément le plus abondant de l’Univers avec l’hydrogène. À t = 500000 ans, l’Univers s’est assez refroidi (3000 K) pour que les atomes deviennent stables; liés aux protons et noyaux atomiques, les électrons ne s’opposent plus au rayonnement, qui se dissocie de la matière: l’Univers est devenu transparent. Ce rayonnement qui baigne tout l’Univers est encore perceptible aujourd’hui, mais sa température caractéristique n’est plus que de 2,7 K en raison de l’expansion de l’Univers; en effet, celle-ci s’est poursuivie pendant les 15 milliards d’années qui se sont écoulées depuis la période de dissociation. En 1965, la découverte de ce rayonnement «fossile» (dit cosmologique) par les Américains Arno Penzias et Robert Wilson apporta une confirmation décisive à la théorie du big bang. Depuis la phase de dissociation, l’évolution de l’Univers est déterminée par la gravitation. Si sa densité moyenne est supérieure à la densité critique (env. 5 × 10-³0 g/cm³), les forces de liaison gravitationnelle l’emporteront sur l’expansion, qui finira par s’inverser: une phase de contraction ramènera l’Univers à son point initial (Univers fermé). Sinon, l’Univers est condamné à se dilater éternellement (Univers ouvert). Les estimations de la densité de l’Univers sont encore beaucoup trop imprécises pour déterminer si l’Univers est ouvert ou fermé. V. Galaxie, Soleil, Terre, Pluton, Neptune, etc.

 

Wilson (Robert Woodrow) (Houston, 1936), radioastronome américain. On lui doit la découverte (1965) du rayonnement thermique du fond du ciel. P. Nobel de physique 1978 avec A. Penzias et P. L. Kapitsa.