l'auteur.
Document 2 : Combien des galaxies dans l'Univers observable ?
En 1995, le télescope spatial Hubble réalise une photo
(ci-contre) d'une petite région du ciel de l'hémisphère
nord dont la surface représente un 30 millionième de la
surface du ciel. Un comptage a révélé que cette petite
région contenait environ 3000 galaxies.
Les plus lointaines sont situées non loin des limites de
l'Univers observable soit environ 13 milliards d'années
lumière. Une autre photo du même type a été faite en
1998 dans une région de l'hémisphère sud qui a conclut
à la même « densité » de galaxies. On pourra donc
supposer une répartition presque uniforme des galaxies
dans le ciel.
Document 3 : Les trous noirs
Pour qu'un objet matériel puisse quitter la surface d'un corps céleste, il faut lui
communiquer une certaine vitesse appelée vitesse de libération. Isaac Newton avait
calculé dès la fin du 17ème siècle qu'il fallait lancer un objet avec une vitesse de 11 km/s
pour qu'il quitte définitivement la surface de la Terre. Pour le Soleil cette vitesse atteint 260
km/s. Plus un corps céleste est massif, plus la vitesse de libération est élevée. Et si la
lumière était affectée par la gravitation ? On peut imaginer dans ce cas l'existence de
corps célestes tellement massifs que la vitesse de libération atteint celle de la lumière. En
1796, Pierre Simon de Laplace écrit : « Il existe donc dans les espaces célestes, des
corps obscurs aussi considérables, et peut-être en aussi grand nombre que les étoiles. Un
astre lumineux de même densité que la Terre, dont le diamètre serait deux cent cinquante
fois plus grand que celui du Soleil, ne laisserait, en vertu de son attraction, parvenir aucun
de ses rayons jusqu'à nous : il est donc possible que les plus grands corps lumineux de
l'Univers soient par cela même invisibles ». La notion de trou noir est née. C'est le 20ème
siècle qui va donner plus de « corps » à cette notion, à défaut d'observation astronomique
directe. Quelques mois à peine après la publication par Albert Einstein de son équation de
la relativité générale en 1916, le mathématicien allemand Martin Schwarzschild trouve une
solution pour laquelle un astre dont la masse M serait contenue dans un rayon R =
avec G, la constante de la gravitation universelle et c, la vitesse de la lumière,
formerait un trou noir ! On calcule avec cette formule que si on concentrait la masse du
Soleil dans une sphère de 3 km de rayon, il formerait un trou noir. Pour la Terre, ce rayon
ne vaut que 1,5 mm. On peut donc en théorie créer un trou noir avec n'importe quel objet,
pourvu de concentrer sa masse dans un rayon inférieur au rayon de Schwarzschild.
Données :
Masse du Soleil : 2,0.1030 kg ; Constante de la gravitation universelle : G = 6,67.10-11 S.I. ;
célérité de la lumière dans le vide : c = 3,0.108 m.s-1 ; 1 année lumière = 9,5.1015 m.