Un Univers à l`échelle

Un Univers à l'échelle
Les astres que nous observons nous semblent situés à l'intérieur d'une sphère
creuse apparemment centrée sur la Terre et qu'on appelle la voûte céleste. Un
observateur n'a pas la perception de la profondeur ou de la distance; il distingue
seulement les positions angulaires (voir l'Appendice A). Dans la première partie du
cours, nous allons porter notre attention sur les mouvements d'ensemble des astres
sur la voûte céleste (voir à ce sujet les Chapitres 6, 7 et 8). Cependant, au tout
début, il est bon d'insister sur le fait qu'en réalité, les étoiles ne sont pas toutes
situées à la même distance de nous. Par exemple, les groupes d'étoiles dans la
même région générale du ciel que l'on appelle constellations ne sont que des
projections sur la voûte céleste. Ce ne sont pas des associations physiques et les
étoiles d'une même constellation peuvent être très éloignées les unes des autres.
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Introduction 3
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Objectifs du chapitre 3
Comprendre les différentes échelles de grandeur (spatiales et temporelles) utilisées en astronomie
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Yannick Dupont
V2.0, été 2001
Objectifs du Chapitre 3
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Distances, dimensions et masses
Pour se donner une idée grossière des distances et des dimensions, commençons
par citer quelques nombres astronomiques! Le Tableau 3.1 présente la taille et la
masse de la Terre et du Soleil ainsi que la distance moyenne qui les sépare. (Nous
utilisons la notation exponentielle pour représenter les grands nombres; ceux qui ne
sont pas familiers avec cette notation peuvent consulter l'Appendice B)
Il s'agit vraiment de très grands nombres et, comme toujours en physique, on
définit plutôt des unités ou des étalons plus appropriés pour simplifier la notation.
Ainsi à l'échelle du système solaire nous utiliserons:
étalon de taille: le rayon terrestre ( R⊕
⊕⊕
⊕ ),
étalon de masse: la masse terrestre ( M⊕
⊕⊕
⊕ ),
étalon de distance: la distance moyenne Terre-Soleil = 1 Unité Astronomique
(U.A.).
Avec ces étalons, on constate que:
Ces étalons nous permettent de créer un modèle à l'échelle du système solaire
comme celui de la Figure 3.1.
Table 3.1: Quelques nombres astronomiques
Nom Symbole Valeur
Rayon de la Terre R⊕ 6 400 km
Rayon du Soleil R 696 000 km
Masse de la Terre M⊕ 6 x 1024 Kg
Masse du Soleil M2 x 1030 Kg
Distance moyenne Terre-Soleil U.A. 149 600 000 km
Cha
p
itre 3
Pa
g
e 1 sur 5

Figure 3.1: Le système solaire
Grâce à ce modèle, on se rend compte que le volume de l'orbite de Pluton ne
contient essentiellement que du vide. En fait, les planètes sont à des distances
énormes par rapport à leur dimension. Bien que ces étalons dépassent déjà
Cha
p
itre 3
Pa
g
e 2 sur 5

l'imagination, ils ne sont plus appropriés dans le domaine stellaire (étoiles, galaxies,
etc...). Par exemple, la distance entre le Soleil et l'étoile la plus proche de nous, α
du Centaure, est de 4 x 1013 km ou 260 000 U.A. Nous définissons donc de
nouvelles unités telles le rayon et la masse du Soleil (RΘ et MΘ) pour décrire les
caractéristiques physiques des autres étoiles. Pour les mesures de distance, nous
utiliserons de nouveaux étalons astronomiques, l'année-lumière et le parsec. Ces
étalons sont définis de la façon suivante:
1 année-lumière (A.L.) est la distance parcourue par la lumière dans le vide
en une année.
1 A.L. = v x t ≈
≈≈
≈ (300 000 km/s) x (3 x 107 s) = 9 x 1012 km ≈
≈≈
≈ 60 000 U.A.
1 parsec (pc) est la distance à laquelle la séparation angulaire entre la Terre
et le Soleil vaut une seconde d'arc (voir le Chapitre 15).
1 pc = 206 265 U.A. ≈
≈≈
≈ 3 x 1013 km ≈
≈≈
≈ 3.26 A.L.
L'année-lumière n'est donc pas une mesure de temps, mais bien une mesure de
distance. Si on utilise cet étalon à l'échelle du système solaire on trouve que:
la distance Terre-Lune est de 1.3 secondes-lumière.
la distance Terre-Soleil est de 8 minutes-lumière.
la distance Terre-Jupiter varie entre 35 et 52 minutes-lumière.
la distance Terre-Pluton varie entre 5.3 et 5.6 heures-lumière.
C'est-à-dire qu'en voyageant à la vitesse de la lumière il faudrait 1.3 secondes pour
atteindre la Lune, 8 minutes pour atteindre le Soleil, etc... Si on revient aux
distances stellaires, on constate que ces étalons sont plus adéquats. Ainsi, la
distance entre le Soleil et α du Centaure est de 4.3 A.L. ou 1.33 pc. Vu de cette
étoile, le Soleil n'est plus qu'une étoile parmi les 1011 autres étoiles de notre galaxie,
la Voie Lactée. Il en va de même pour les 5 x 1010 galaxies que nos télescopes nous
révèlent. On se rend compte encore une fois que l'espace est pratiquement vide. Le
Tableau 3.2 présente quelques autres distances typiques du domaine interstellaire
et intergalactique.
Finalement, il faut remarquer que, puisque la lumière voyage à une vitesse finie
( 300 000 km/s ) on observe donc les astres tels qu'ils étaient au moment où ils ont
émis cette lumière. Donc, à tout instant on voit la Lune telle qu'elle était il y a 1.3
secondes, le Soleil tel qu'il était il y a 8 minutes, le centre de notre galaxie tel qu'il
était il y a 30 000 ans, etc... Plus on observe des objets éloignés, plus on regarde
dans le passé!
Table 3.2: Distances caractéristiques dans l'univers
Nom Distance (A.L.) Distance (pc)
Distance Soleil-centre de notre galaxie 3 x 104 8.5 x 103
Diamètre de notre galaxie 1 x 105 3 x 104
Distance moyenne entre 2 galaxies 1 x 106 3 x 105
Distance entre 2 amas de galaxies 1 x 108 3 x 107
Distance entre notre galaxie et les quasars 1 x 1010 3 x 109
Cha
p
itre 3
Pa
g
e 3 sur 5