Astronomie

Qu'est-ce que l'astronomie ?

L'astronomie étudie tout ce qui se trouve au-delà de l'atmosphère terrestre : la Lune et les planètes, le Soleil et les autres étoiles, les galaxies et l'Univers tout entier. Le mot réunit deux termes grecs, astron, l'astre, et nomos, la loi, et c'est toujours le programme : trouver les règles auxquelles obéit le ciel. C'est aussi une science qui ne peut presque rien toucher de ce qu'elle étudie. Hormis les météorites, quelque 380 kilogrammes de roches lunaires rapportées par Apollo et quelques précieux grammes prélevés sur des astéroïdes, chaque fait de ce livre a été lu dans la lumière et les autres messagers venus jusqu'à nous à travers l'espace.

C'est aussi la plus ancienne des sciences. Un os de babouin découvert dans les monts Lebombo, en Afrique australe, vieux d'environ 43 000 ans, porte 29 encoches que certains chercheurs interprètent comme un décompte des phases de la Lune ; d'autres restent sceptiques. Vers 1600 av. J.-C., le disque de Nebra, trouvé en Allemagne, montre un croissant, un disque plein et les Pléiades en or sur bronze. Les scribes babyloniens ont consigné les planètes sur des tablettes d'argile pendant des siècles et appris à prévoir les éclipses. Égyptiens, Chinois, Mayas, Polynésiens et Aborigènes d'Australie ont bâti leurs propres systèmes, pour les calendriers, les récoltes et la navigation en haute mer.

Aujourd'hui, la discipline avance sur plusieurs fronts, chacun avec ses outils. La planétologie envoie des sondes comme Juno vers Jupiter et le rover Perseverance sur Mars. L'astrophysique stellaire décompose la lumière des étoiles en spectres pour en lire la température et la composition. L'astronomie galactique cartographie notre Voie lactée : entre 2014 et 2025, le satellite Gaia de l'ESA a mesuré la position et le mouvement de près de deux milliards d'étoiles. La cosmologie traite l'Univers comme un objet unique, du rayonnement fossile du Big Bang cartographié par le satellite Planck aux cartes en trois dimensions des galaxies dressées par DESI, en Arizona.

La lumière ne travaille plus seule. Des neutrinos de la supernova 1987A ont été captés par des détecteurs souterrains quelques heures avant que l'explosion ne soit vue, et le 14 septembre 2015 les détecteurs LIGO, aux États-Unis, ont enregistré les ondes gravitationnelles de deux trous noirs fusionnant à plus d'un milliard d'années-lumière. Le télescope spatial James Webb, lancé le jour de Noël 2021, et l'observatoire Vera C. Rubin, au Chili, dont les premières images ont été publiées en 2025, repoussent chaque année la portée du regard.

Le saviez-vous ? Tout ce qu'un télescope a jamais observé, des planètes aux galaxies, est fait d'atomes ordinaires qui ne représentent qu'environ 5 % de l'Univers ; le reste est matière noire et énergie noire.

L'astronomie n'est pas l'astrologie, même si les deux ont partagé leurs praticiens jusqu'au XVIIe siècle : Johannes Kepler dressait des horoscopes pour vivre. Ses retombées pratiques sont bien réelles : calendriers, navigation, loi de la gravitation, et même un morceau du Wi-Fi, breveté dans les années 1990 par des ingénieurs australiens qui avaient emprunté des techniques à la radioastronomie. Les amateurs découvrent encore des comètes et des supernovae. Quiconque lève les yeux mène la plus ancienne expérience qui soit.

La sphère céleste

Debout dans un champ, la nuit, on croit voir l'intérieur d'un immense dôme. Des penseurs grecs comme Eudoxe, vers 370 av. J.-C., ont pris cette impression au pied de la lettre et imaginé les étoiles fixées sur une coque de cristal. Nous savons aujourd'hui qu'elles se trouvent à des distances très différentes, mais l'idée survit sous le nom de sphère céleste : un globe imaginaire de taille infinie, centré sur la Terre, sur lequel on projette chaque objet. C'est une fiction, et une fiction extrêmement utile.

Projetez la Terre sur la sphère et vous obtenez sa carte. Prolongé, l'axe de la planète perce le ciel aux pôles célestes nord et sud. L'équateur terrestre, repoussé vers l'extérieur, devient l'équateur céleste. Le point situé à la verticale est le zénith, la ligne où le ciel rencontre le sol est l'horizon, et le méridien court du nord au sud en passant par le zénith. Sur tout cela, le Soleil trace chaque année un chemin appelé écliptique, incliné de 23,4° sur l'équateur céleste, qu'il croise aux deux équinoxes.

Les positions fonctionnent comme la latitude et la longitude. La déclinaison va de +90° au pôle nord céleste à −90° au pôle sud. L'ascension droite se compte vers l'est en heures, de 0 à 24, car le ciel tourne de 15° par heure ; son zéro est le point de l'équinoxe de mars. Sirius se trouve vers 6 h 45 min et −16,7°. L'étoile Polaire est à environ deux tiers de degré du pôle nord, un peu plus que le diamètre de la pleine Lune. La hauteur du pôle au-dessus de l'horizon est égale à votre latitude : de Paris, la Polaire brille à près de 49° ; depuis l'équateur, elle rase l'horizon ; et le pôle sud céleste n'a aucune étoile brillante, seulement la pâle Sigma Octantis.

La sphère dérive aussi. Vers 130 av. J.-C., Hipparque compara ses positions d'étoiles à des relevés antérieurs d'un siècle et demi et constata qu'elles s'étaient toutes déplacées. La cause en est la précession : l'axe de la Terre oscille comme une toupie et décrit un cercle en 25 800 ans environ. Thuban, dans le Dragon, était l'étoile polaire quand furent bâties les pyramides de Gizeh, et la brillante Véga approchera du rôle vers l'an 14 000. Le point de l'équinoxe de mars, toujours appelé point vernal ou point gamma du Bélier, se situe désormais dans les Poissons.

Le saviez-vous ? Comme la grille du ciel glisse lentement, tout catalogue d'étoiles doit préciser une date ; la référence actuelle, J2000, décrit le ciel tel qu'il était à midi le 1er janvier 2000.

Depuis 1998, le repère officiel n'est plus ancré sur des étoiles, mais sur des centaines de quasars lointains, localisés par des radiotélescopes distants de milliers de kilomètres, et Gaia l'a relié à la lumière visible. Montures de télescopes, cartes du ciel et applications de planétarium en dépendent toutes. La sphère est imaginaire, mais la carte est assez exacte pour trouver du premier coup une galaxie située à dix milliards d'années-lumière.

Les constellations

Pour un astronome, une constellation n'est pas un dessin en bâtons mais un territoire. En 1922, l'Union astronomique internationale a adopté une liste officielle de 88 constellations, puis l'astronome belge Eugène Delporte a tracé leurs frontières le long des lignes d'ascension droite et de déclinaison ; ces limites, approuvées en 1928, ont été publiées en 1930. Chaque point du ciel appartient désormais à une seule constellation, si bien qu'une comète, une nova ou une galaxie nouvellement découverte arrive avec une adresse toute prête.

Les noms sont bien plus anciens que les frontières. Quarante-huit proviennent de l'Almageste de Ptolémée, écrit à Alexandrie vers 150 apr. J.-C. et puisant dans les traditions grecque et babylonienne. Des navigateurs néerlandais ont cartographié le ciel austral dans les années 1590 et en ont ajouté une douzaine, dont le Phénix et le Toucan. En 1751-1752, Nicolas-Louis de Lacaille a catalogué les étoiles australes depuis le cap de Bonne-Espérance et en a inventé 14 autres, baptisées d'après les instruments des Lumières, comme le Télescope et le Microscope. Il a aussi découpé l'immense Navire Argo de Ptolémée en Carène, Poupe et Voiles.

Une constellation est un effet de perspective. Les étoiles d'Orion semblent dessiner une seule silhouette mais se trouvent à des profondeurs très différentes : Bellatrix à environ 250 années-lumière, Bételgeuse à environ 550, Rigel à environ 860 et Alnilam, l'étoile centrale du Baudrier, à bien plus de 1 000. Nous le savons parce que les satellites Hipparcos et Gaia ont mesuré la parallaxe de chaque étoile, ce minuscule décalage annuel dû à l'orbite terrestre. Vu d'un autre système stellaire, le chasseur se disloquerait. Beaucoup de formes familières ne sont d'ailleurs pas des constellations mais des astérismes : la Casserole n'est qu'une partie de la Grande Ourse, et le Triangle d'été emprunte ses sommets à trois constellations différentes.

Les figures bougent aussi. Cinq des sept étoiles de la Casserole appartiennent au courant de la Grande Ourse et voyagent ensemble dans l'espace, tandis que Dubhe et Alkaïd filent ailleurs ; en 100 000 ans environ, la casserole se tordra. Les tailles varient énormément. L'Hydre, la plus grande constellation, couvre 1 303 degrés carrés, et la Croix du Sud seulement 68 ; elle figure pourtant sur les drapeaux de l'Australie, de la Nouvelle-Zélande, du Brésil, de la Papouasie-Nouvelle-Guinée et des Samoa.

Le saviez-vous ? Le Soleil passe chaque année plus de temps dans Ophiuchus, le Serpentaire, que dans le Scorpion voisin, et pourtant Ophiuchus n'a jamais été un signe du zodiaque.

D'autres cultures ont découpé autrement le même ciel. Les Aborigènes d'Australie suivent l'Émeu céleste dans les bandes sombres de poussière de la Voie lactée, de la Croix du Sud au Scorpion, et sa position au fil de l'année marquait la saison de la collecte des œufs d'émeu. L'astronomie chinoise classique divisait les cieux en quelque 283 astérismes. Les 88 régions officielles sont une convention, mais une convention précieuse : le code postal de l'astronomie, et la première chose qu'apprend quiconque veut s'orienter dans la nuit.

Pourquoi le ciel tourne

Chaque étoile se lève à l'est et se couche à l'ouest, et pourtant rien ne bouge dans le ciel nocturne. C'est la Terre qui tourne d'ouest en est, en nous emportant. Mesuré par rapport aux étoiles lointaines, un tour dure 23 heures 56 minutes et 4 secondes : c'est le jour sidéral. Le jour solaire familier de 24 heures est plus long d'environ quatre minutes, car la Terre avance aussi d'environ un degré sur son orbite chaque jour et doit tourner un peu plus pour ramener le Soleil au même endroit. Résultat : chaque étoile se lève environ quatre minutes plus tôt chaque nuit, deux heures par mois, ce qui explique pourquoi les ciels d'hiver et d'été montrent des constellations différentes.

Les vitesses donnent le vertige. Un point de l'équateur file à environ 1 670 kilomètres à l'heure, et Paris, par 48,9° de latitude, à environ 1 100. Le ciel tourne donc de 15° par heure. Laissez l'obturateur d'un appareil photo ouvert et les étoiles tracent des filés d'étoiles, des arcs concentriques autour du pôle céleste, la Polaire laissant la plus courte trace de toutes. Les étoiles assez proches du pôle ne se couchent jamais : depuis la France, la Grande Ourse et Cassiopée sont circumpolaires et visibles toute l'année par nuit claire.

Pendant l'essentiel de l'histoire, la lecture évidente était l'inverse : une Terre immobile sous un ciel tournant. La preuve directe arriva en 1851, quand le physicien Léon Foucault suspendit une boule de 28 kilogrammes à un fil de 67 mètres sous la coupole du Panthéon, à Paris. Un pendule en oscillation garde son plan fixe dans l'espace : c'est le sol qui tourne sous lui. À Paris, le plan dérivait dans le sens des aiguilles d'une montre d'environ 11° par heure et bouclait un tour en 32 heures environ. Au pôle Nord, il lui faudrait un jour sidéral ; à l'équateur, il ne tournerait pas du tout. La même rotation fait tourner les ouragans dans le sens inverse des aiguilles d'une montre au nord de l'équateur et dans l'autre sens au sud.

Aujourd'hui, la rotation terrestre est suivie à une fraction de milliseconde près par des radiotélescopes qui chronomètrent des quasars lointains, et les mesures montrent que la planète ralentit. Les marées levées par la Lune agissent comme un frein et allongent le jour d'environ 1,8 milliseconde par siècle ; d'anciens récits d'éclipses babyloniens et chinois confirment cette dérive. Les horloges ont dû ajouter 27 secondes intercalaires depuis 1972, aucune depuis 2016, et les gardiens du temps ont convenu de les abandonner d'ici 2035.

Le saviez-vous ? Des coraux fossiles vieux d'environ 380 millions d'années comptent quelque 400 couches de croissance quotidienne par an : un jour ne durait alors qu'environ 22 heures.

Le ciel tournant explique la nuit elle-même, le rythme des levers et des couchers que comptent tous les calendriers, et les étoiles circumpolaires qui ont guidé les marins jusqu'au port. Rien, là-haut, ne tourne autour de nous. Le manège, c'est nous.

Les saisons

Les saisons existent parce que la Terre est penchée. Son axe de rotation s'écarte de 23,4° de la verticale par rapport au plan de son orbite, et il garde la même direction dans l'espace, vers la Polaire, toute l'année. En juin, l'hémisphère Nord penche vers le Soleil ; six mois plus tard, de l'autre côté de l'orbite, c'est l'hémisphère Sud. L'inclinaison change deux choses à la fois : la hauteur atteinte par le Soleil et la durée pendant laquelle il reste levé.

Les deux comptent. À Londres, à midi, le Soleil culmine à environ 62° au-dessus de l'horizon au solstice de juin et à seulement 15° en décembre. Un Soleil d'hiver bas étale le même faisceau de lumière sur plus de trois fois la surface qu'il couvre en juin, et sa lumière traverse davantage d'atmosphère. Londres reçoit aussi environ 16 heures 38 minutes de jour au cœur de l'été, contre 7 heures 50 environ au cœur de l'hiver. Plus d'heures d'une lumière plus forte font l'été ; moins d'heures d'une lumière faible et rasante font l'hiver.

Le mythe le plus répandu veut que l'été vienne quand nous sommes plus près du Soleil. En réalité, la Terre atteint son périhélie, son point le plus proche, vers le 3 janvier, à 147,1 millions de kilomètres, et son aphélie, son point le plus lointain, vers le 4 juillet, à 152,1 millions. Cet écart de 3 % de distance ne modifie l'ensoleillement que d'environ 7 %, et si la distance réglait les saisons, les deux hémisphères connaîtraient l'été en même temps. La deuxième loi de Kepler ajoute une subtilité : la Terre va plus vite près du périhélie, si bien que la moitié estivale de l'année boréale, de l'équinoxe de mars à celui de septembre, dure environ 186 jours, contre 179 pour l'australe.

L'année compte quatre tournants. Aux solstices, vers le 21 juin et le 21 décembre, le Soleil de midi passe au zénith du tropique du Cancer ou du Capricorne, à 23,4° de l'équateur, et au-delà des cercles polaires il ne se couche pas ou ne se lève pas ; aux pôles, chaque jour et chaque nuit durent environ six mois. Aux équinoxes, vers le 20 mars et le 22 septembre, jour et nuit sont presque égaux partout. Les bâtisseurs anciens ont gravé ces instants dans la pierre : Stonehenge est aligné sur le lever du Soleil au solstice d'été et son coucher au solstice d'hiver, et à Newgrange, en Irlande, tombe construite vers 3200 av. J.-C., l'aube du solstice d'hiver pénètre par un couloir jusqu'à la chambre intérieure.

Le saviez-vous ? Uranus est inclinée de 98° et roule donc autour du Soleil couchée sur le flanc ; chaque pôle connaît environ 42 ans de jour continu, puis 42 ans de nuit.

Même l'inclinaison de la Terre n'est pas fixe. Elle varie entre 22,1° et 24,5° en 41 000 ans environ, l'un des lents rythmes orbitaux identifiés par Milutin Milanković qui cadencent les glaciations, et notre grosse Lune en limite l'oscillation. Quelques degrés de pente décident du moment des semailles, des migrations d'oiseaux et du retour des glaces. C'est l'inclinaison, et non la distance, qui écrit le calendrier.

Les phases de la Lune

La Lune ne produit aucune lumière. Elle renvoie environ 12 % de la lumière solaire qu'elle reçoit, ce qui la rend à peu près aussi sombre qu'un vieil asphalte ; elle ne paraît brillante que sur le fond noir du ciel. À chaque instant, le Soleil en éclaire exactement la moitié. Ce qui change au fil du mois, c'est la part de cette moitié éclairée tournée vers la Terre, et une phase n'est rien d'autre que cela.

Le cycle va d'une nouvelle Lune à la suivante en 29,53 jours : c'est le mois synodique. La Lune boucle en réalité son orbite par rapport aux étoiles en 27,32 jours, mais entre-temps la Terre a avancé sur sa propre orbite, et il faut environ deux jours de plus pour que la Lune s'aligne de nouveau avec le Soleil. À la nouvelle Lune, elle se trouve à peu près entre nous et le Soleil et se perd dans son éclat. Un fin croissant apparaît ensuite le soir à l'ouest ; le premier quartier, à moitié éclairé, se lève vers midi et culmine au coucher du Soleil ; la Lune gibbeuse croissante enfle jusqu'à la pleine Lune, opposée au Soleil, qui se lève au crépuscule et reste visible toute la nuit. Puis la séquence s'inverse : gibbeuse décroissante, dernier quartier, qui se lève vers minuit, et croissant décroissant à l'aube.

Un mythe tenace attribue les phases à l'ombre de la Terre. C'est faux : notre ombre n'atteint la Lune que lors d'une éclipse de Lune. Un autre prétend que la Lune a une face toujours obscure. Elle a bien une face cachée, car les forces de marée ont synchronisé sa rotation avec son orbite de 27,3 jours, si bien qu'elle nous montre toujours le même visage ; mais cette face reçoit autant de soleil que l'autre. Elle a été photographiée pour la première fois par la sonde soviétique Luna 3 en octobre 1959 ; la Chinoise Chang'e 4 s'y est posée en janvier 2019 et Chang'e 6 en a rapporté les premiers échantillons en juin 2024. Un léger balancement, la libration, nous permet de voir au fil du temps environ 59 % de sa surface.

Regardez un croissant après le coucher du Soleil : le reste du disque luit souvent faiblement. Léonard de Vinci a expliqué cette lumière cendrée vers 1510 dans son carnet appelé Codex Leicester : c'est la lumière du Soleil renvoyée par la Terre, qui, vue de la Lune, paraît presque pleine quand la Lune nous semble mince. Comment connaît-on si bien la distance de la Lune ? Depuis 1969, des observatoires tirent des lasers sur les réflecteurs déposés par Apollo 11, 14 et 15 et chronomètrent les échos, mesurant les 384 400 kilomètres moyens à quelques millimètres près.

Le saviez-vous ? Ces échos laser montrent que la Lune s'éloigne de la Terre d'environ 3,8 centimètres par an, à peu près la vitesse à laquelle poussent vos ongles.

Les phases furent la première horloge de l'humanité. Le mot mois partage une racine indo-européenne avec l'anglais moon et l'allemand Mond ; le calendrier musulman suit toujours douze mois lunaires d'environ 354 jours, et les dates de Pâques, de la Pâque juive et du Nouvel An chinois sont fixées par la Lune. Les plus fortes marées surviennent près de la nouvelle et de la pleine Lune. La Lune ne change de forme que vue d'ici. De la géométrie, rendue visible chaque nuit.

Les éclipses

Une éclipse se produit quand le Soleil, la Terre et la Lune s'alignent. Lors d'une éclipse de Soleil, la Lune passe devant le Soleil, ce qui n'est possible qu'à la nouvelle Lune. Lors d'une éclipse de Lune, l'ombre de la Terre tombe sur la Lune, ce qui n'arrive qu'à la pleine Lune. Il n'y en a pas chaque mois parce que l'orbite lunaire est inclinée d'environ 5° sur celle de la Terre : les trois astres ne s'alignent que lorsqu'une nouvelle ou une pleine Lune tombe près de l'un des deux points de croisement, les nœuds. Ces saisons d'éclipses reviennent environ tous les 173 jours, ce qui donne chaque année entre quatre et sept éclipses des deux types.

Les éclipses totales de Soleil reposent sur une coïncidence. Le Soleil est environ 400 fois plus large que la Lune et, en moyenne, environ 390 fois plus éloigné : les deux disques paraissent presque exactement de même taille. Quand la Lune est près de son point le plus lointain, elle est un peu trop petite pour couvrir le Soleil et laisse un anneau éblouissant : c'est une éclipse annulaire. Quand elle le couvre, son ombre la plus noire, l'ombre pure, file sur le sol en une bande généralement large de moins de 270 kilomètres, à bien plus de 1 700 kilomètres à l'heure. En un lieu donné, la totalité dure au plus sept minutes et demie environ ; la plus longue de ce siècle, le 22 juillet 2009, a offert 6 minutes 39 secondes. Le 12 août 2026, la totalité a traversé le Groenland, l'Islande et le nord de l'Espagne, une première en Espagne continentale depuis 1905, et le 2 août 2027 Louxor, en Égypte, en profitera plus de six minutes. Le Royaume-Uni devra attendre le 23 septembre 2090, et la France le 3 septembre 2081.

Une éclipse de Lune est plus douce et se regarde sans danger à l'œil nu. La totalité peut durer plus d'une heure et demie, et la Lune disparaît rarement : elle prend une teinte cuivrée, car l'atmosphère terrestre courbe la lumière du Soleil vers l'ombre en filtrant le bleu. Cette lueur rouge, ce sont en quelque sorte tous les levers et couchers de Soleil de la Terre à la fois. Une éclipse de Soleil, au contraire, doit être observée avec des lunettes certifiées, sauf pendant les brefs instants de la totalité.

Les éclipses servent de laboratoires depuis des siècles. Les astronomes babyloniens ont découvert le saros, un cycle de 18 ans, 11 jours et 8 heures au terme duquel les éclipses se répètent. Lors d'une éclipse en Inde en 1868, le Français Jules Janssen a relevé dans le spectre des protubérances solaires une raie jaune que Norman Lockyer a attribuée à un élément nouveau, l'hélium. En 1919, des expéditions menées par Arthur Eddington et Frank Dyson ont photographié, depuis Principe et Sobral, des étoiles proches du Soleil éclipsé et constaté que leur lumière était déviée comme le prévoyait la relativité générale d'Einstein. La totalité révèle aussi la couronne, l'atmosphère extérieure du Soleil, portée à un à trois millions de degrés.

Le saviez-vous ? En 1973, un prototype de Concorde a poursuivi l'ombre de la Lune au-dessus de l'Afrique, offrant aux scientifiques à bord 74 minutes de totalité.

La coïncidence ne durera pas. La Lune s'éloigne de 3,8 centimètres par an, et dans quelques centaines de millions d'années elle sera trop petite pour masquer le Soleil. Nous vivons, par chance, à l'époque des éclipses totales, le plus beau spectacle gratuit de la nature.

Éclat des étoiles et magnitude

Les astronomes classent l'éclat des astres avec une échelle inventée il y a plus de deux mille ans. Vers 130 av. J.-C., selon la tradition, l'astronome grec Hipparque répartit les étoiles visibles en six classes, les plus brillantes de « première grandeur » et les plus faibles de « sixième » ; Ptolémée a conservé le système dans l'Almageste. Il en est né l'échelle des magnitudes apparentes, qui fonctionne à l'envers : plus le nombre est petit, plus l'objet est brillant, et les plus éclatants ont des valeurs négatives.

En 1856, l'astronome anglais Norman Pogson a rendu l'échelle exacte. Constatant qu'une étoile de première magnitude est environ cent fois plus brillante qu'une étoile de sixième, il a défini cinq magnitudes comme un facteur 100 exactement, chaque cran valant donc un facteur d'environ 2,512. L'échelle est logarithmique, ce qui convient à un ciel aux écarts gigantesques, et reflète à peu près la façon dont nos yeux jugent la luminosité.

Sur cette échelle, le Soleil vaut −26,7 et la pleine Lune −12,7 : un écart de 14 magnitudes, ce qui signifie que le Soleil est environ 400 000 fois plus brillant que la pleine Lune. Vénus atteint environ −4,9 au mieux, Jupiter −2,9 et Sirius, l'étoile la plus brillante du ciel nocturne, −1,46. La Polaire, vers +2,0, n'est qu'environ la 48e étoile la plus brillante, malgré sa réputation. La limite de l'œil nu sous un ciel vraiment noir est d'environ +6 à +6,5. Le champ ultra-profond de Hubble et les images les plus profondes du JWST atteignent environ +30, quelque quatre milliards de fois plus faible que l'étoile la plus pâle visible à l'œil.

La magnitude apparente mêle deux choses : la puissance réelle d'une étoile et sa distance. Les astronomes utilisent donc aussi la magnitude absolue, l'éclat qu'aurait une étoile placée à une distance standard de 10 parsecs, soit environ 32,6 années-lumière. La magnitude absolue du Soleil est de +4,8, ce qui en ferait une étoile pâle et banale ; celle de Rigel avoisine −7, des dizaines de milliers de fois plus lumineuse. Les étoiles changent, aussi. Entre la fin de 2019 et février 2020, Bételgeuse est passée d'environ +0,5 à près de +1,6 lors de ce qu'on a appelé la Grande Baisse d'éclat ; des images de Hubble et du Very Large Telescope l'ont attribuée à un nuage de poussière expulsé par l'étoile.

Le saviez-vous ? Véga a longtemps servi de point zéro de l'échelle, si bien que la poignée d'étoiles qui la surpassent, emmenées par Sirius, Canopus et Arcturus, ont des magnitudes négatives.

La mesure est passée de l'œil aux plaques photographiques, sur lesquelles Henrietta Swan Leavitt découvrit à Harvard, en 1912, que certaines étoiles pulsantes révèlent leur véritable luminosité, puis aux détecteurs électroniques. Gaia a mesuré l'éclat de près de deux milliards d'étoiles, et le satellite TESS de la NASA guette des baisses d'une fraction de pour cent quand des planètes passent devant leur soleil. Combinez l'éclat d'une étoile et sa distance, et vous savez quelle énergie elle déverse : premier pas pour mesurer l'Univers. Hipparque classait le ciel à l'œil ; nous n'avons fait que rendre son classement précis.

L'année-lumière

Une année-lumière est une distance, pas une durée, quoi qu'en dise la science-fiction. Dans le vide, la lumière parcourt 299 792,458 kilomètres par seconde et, en un an, environ 9 460 milliards de kilomètres. Les astronomes professionnels préfèrent souvent le parsec, environ 3,26 années-lumière, issu directement de la géométrie qui sert à mesurer la distance des étoiles.

L'idée repose sur deux découvertes. En 1676, l'astronome danois Ole Rømer, qui travaillait à Paris, remarqua que les éclipses d'Io, satellite de Jupiter, survenaient plus tard que prévu quand Jupiter était plus loin de la Terre. Il en conclut que la lumière met du temps à voyager : première preuve que sa vitesse est finie. Le second pas fut de mesurer les étoiles. En 1838, Friedrich Bessel détecta la parallaxe de l'étoile 61 du Cygne, ce minuscule décalage de position dû au mouvement de la Terre autour du Soleil, et en tira une distance d'environ 10 années-lumière ; la valeur moderne est de 11,4. Depuis 1983, le mètre lui-même est défini par la vitesse de la lumière, et le satellite Gaia a mesuré la parallaxe de quelque 1,5 milliard d'étoiles.

Comme la lumière met du temps à arriver, toute vue du ciel est une vue du passé. La Lune est à 1,3 seconde-lumière, le Soleil à 8 minutes 20 secondes : s'il disparaissait, nous ne le saurions qu'au bout de plus de huit minutes. Les signaux de Neptune mettent environ quatre heures, et Voyager 1, l'engin le plus lointain, doit franchir la distance d'un jour-lumière de la Terre vers la fin de 2026. Proxima du Centaure, l'étoile la plus proche après le Soleil, est à 4,24 années-lumière. Nous voyons Bételgeuse telle qu'elle était il y a environ 550 ans ; si elle a déjà explosé, la nouvelle est encore en route. Le centre de la Voie lactée se trouve à environ 26 000 années-lumière.

La galaxie d'Andromède, faiblement visible à l'œil nu par une nuit d'automne bien noire, est à environ 2,5 millions d'années-lumière. La lumière qui atteint votre œil l'a quittée à peu près à l'époque où les premiers représentants de notre genre, Homo, apparaissaient en Afrique. Les télescopes vont bien plus loin : en 2025, le JWST a confirmé une galaxie nommée MoM-z14, vue telle qu'elle était seulement 280 millions d'années environ après le Big Bang, sa lumière ayant voyagé plus de 13,5 milliards d'années.

Le saviez-vous ? Le bord de l'Univers observable se trouve à environ 46 milliards d'années-lumière, bien plus que ne le suggère son âge de 13,8 milliards d'années, car l'espace n'a cessé de s'étirer pendant le trajet de la lumière.

Cet étirement fait que, pour les objets les plus lointains, la question « à quelle distance ? » admet plusieurs réponses, et les astronomes précisent laquelle ils emploient. Pour l'observation de tous les jours, le principe reste simple. Un télescope est une machine à remonter le temps, et le ciel nocturne une galerie du passé, où chaque étoile est une carte postale envoyée il y a longtemps.

Observer sans télescope

Le meilleur instrument pour le ciel nocturne est celui que vous possédez déjà, à condition de lui laisser du temps. En sortant d'une pièce éclairée, vos pupilles s'ouvrent en quelques secondes, d'environ 2 millimètres jusqu'à 7 chez les jeunes. Le vrai changement est plus lent, et chimique. Les bâtonnets de la rétine reconstituent leur pigment sensible à la lumière, la rhodopsine, en 20 à 30 minutes, jusqu'à rendre l'œil environ un million de fois plus sensible qu'en plein jour. Un seul coup d'œil à un écran de téléphone défait l'essentiel du travail ; voilà pourquoi les observateurs portent une petite lampe rouge : les bâtonnets réagissent à peine au rouge profond.

L'œil a une autre particularité. Son centre, la fovéa, est tapissé de cônes qui perçoivent les couleurs et ne contient aucun bâtonnet : les objets faibles peuvent donc disparaître quand on les fixe. Les bâtonnets sont le plus denses à environ 20° du centre, et l'astuce de la vision décalée, qui consiste à regarder légèrement à côté, peut faire surgir une tache pâle. C'est ainsi que l'on aperçoit d'abord la galaxie d'Andromède, M31, de magnitude 3,4. La même patience montre la nébuleuse d'Orion, M42, comme une lueur dans l'épée d'Orion, et résout les Pléiades, M45, en six ou sept étoiles.

Depuis un site vraiment noir, quelques milliers d'étoiles sont visibles en même temps, sur environ 9 000 assez brillantes pour l'œil nu dans tout le ciel. Cinq planètes sont connues depuis l'Antiquité, Mercure, Vénus, Mars, Jupiter et Saturne, errant parmi les motifs fixes. Les pluies d'étoiles filantes ne demandent aucun matériel : les Perséides culminent vers le 12 août et les Géminides vers le 14 décembre, chacune avec plus de 100 météores par heure dans des conditions idéales. La Station spatiale internationale traverse le ciel en quelques minutes, rivalisant souvent d'éclat avec Vénus, et des milliers d'autres satellites dérivent désormais dans le ciel du soir.

Le grand ennemi est la lumière artificielle. En 2016, l'Atlas mondial de la luminosité artificielle du ciel nocturne, établi par Fabio Falchi et ses collègues, a montré que la Voie lactée est cachée à plus d'un tiers de l'humanité. Une étude participative menée par Christopher Kyba, à partir des observations du projet Globe at Night, a constaté que le ciel s'est éclairci d'environ 10 % par an entre 2011 et 2022. Les observateurs notent leur ciel sur l'échelle de Bortle en neuf degrés, publiée par John Bortle en 2001 : de la classe 1, où la Voie lactée projette des ombres, à la classe 9, un centre-ville qui ne montre que quelques dizaines d'étoiles. Des sites protégés résistent : le parc forestier de Galloway est devenu en 2009 le premier parc de ciel étoilé du Royaume-Uni, et Sercq la première île de ciel étoilé au monde en 2011.

Le saviez-vous ? Le même atlas de 2016 a établi que près de 80 % des Nord-Américains et environ 60 % des Européens ne peuvent plus voir la Voie lactée depuis chez eux.

L'astronomie à l'œil nu ne demande ni argent, ni matériel, ni diplôme : seulement un lieu sombre, vingt minutes et une carte. C'est ainsi qu'ont commencé tous les astronomes de l'histoire. Le ciel récompense quiconque continue simplement de regarder.

Les premiers astronomes

Bien avant qu'on ne taille la moindre lentille, les hommes mesuraient le ciel avec des pierres, des ombres et de la patience. Les premiers astronomes étaient des paysans, des prêtres et des scribes qui voulaient savoir quand semer, quand le fleuve déborderait et quand les dieux risquaient d'obscurcir le Soleil. Leurs instruments : l'horizon et une longue mémoire. Leur résultat : la première science exacte de l'humanité.

À Stonehenge, élevé par étapes à partir de 2500 av. J.-C. environ, l'axe principal vise le lever du Soleil au solstice d'été dans un sens et son coucher au solstice d'hiver dans l'autre. La croyance populaire en attribue la construction aux druides, arrivés quelque deux mille ans trop tard. En Égypte, la grande pyramide de Khéops, bâtie vers 2560 av. J.-C., est orientée sur les points cardinaux à environ quatre minutes d'arc près, sans doute grâce aux étoiles qui tournent autour du pôle, et le calendrier civil de 365 jours était calé sur le lever héliaque de Sirius, annonciateur de la crue du Nil. En Allemagne, le disque céleste de Nebra, enfoui vers 1600 av. J.-C., figure en or sur bronze le Soleil, la Lune et ce qui ressemble aux Pléiades.

C'est à Babylone que l'astronomie devient arithmétique. Dès 652 av. J.-C., les scribes tiennent les Journaux astronomiques, relevés nocturnes de la Lune, des planètes et du temps qu'il fait, poursuivis pendant six siècles. On en tire le saros, cycle de 223 mois lunaires, soit environ 18 ans, 11 jours et 8 heures, au terme duquel les éclipses se répètent sous une forme voisine. Les Grecs héritent de ces calculs, et la machine d'Anticythère, calculateur de bronze de la taille d'une boîte à chaussures repêché d'une épave en 1901 et daté en général du IIe ou du Ier siècle av. J.-C., les traduit en engrenages : un cadran du saros, un calendrier de 19 ans, une aiguille pour les phases de la Lune.

En Chine, les astronomes de la cour observent le ciel par raison d'État. Des os oraculaires de la dynastie Shang, vers 1200 av. J.-C., consignent des éclipses, et en 1054 les astronomes Song notent une « étoile invitée » visible en plein jour pendant 23 jours. Ses débris forment la nébuleuse du Crabe, M1, qui s'étend encore à quelque 1 500 kilomètres par seconde. De l'autre côté de l'Atlantique, les Mayas suivent Vénus. Le Codex de Dresde utilise un cycle de 584 jours, pour une moyenne réelle de 583,92, avec des corrections qui maintiennent ses tables à jour pendant des siècles, et la tour ronde du Caracol, à Chichén Itzá, possède des ouvertures qui semblent viser les points extrêmes du coucher de la planète.

Le saviez-vous ? La machine d'Anticythère comptait au moins 30 engrenages de bronze, et l'on ne connaît rien d'une complexité mécanique comparable, nulle part, pendant plus de mille ans.

Nous le savons grâce aux pierres elles-mêmes, relevées au théodolite puis au scanner laser, à des milliers de tablettes d'argile astronomiques, dont beaucoup au British Museum, et aux radiographies des fragments d'Anticythère réalisées en 2005. Le calendrier de votre téléphone repose toujours sur une année et un mois mesurés d'abord à l'œil nu. Le ciel fut notre première horloge, et nous n'avons jamais cessé de le lire.

L'univers de Ptolémée

Pendant quelque quatorze siècles, la meilleure carte des cieux nous a placés en son centre. Claude Ptolémée, qui travaillait à Alexandrie sous l'Empire romain vers 150 apr. J.-C., réunit des siècles d'observations grecques et babyloniennes dans un traité unique, la Composition mathématique. Son titre arabe, al-majisti, « le très grand », est devenu l'Almageste latin, ce qui en dit long sur l'estime qu'on lui portait.

La Terre trône, immobile, au milieu. Autour d'elle tournent, dans l'ordre, la Lune, Mercure, Vénus, le Soleil, Mars, Jupiter et Saturne, puis les étoiles fixes. Mais les planètes se conduisent mal : tous les 26 mois environ, Mars ralentit, s'arrête et recule sur le fond étoilé pendant une dizaine de semaines avant de repartir. La réponse de Ptolémée est géométrique. Chaque planète parcourt un petit cercle, l'épicycle, dont le centre suit un grand cercle, le déférent. La Terre est légèrement décalée par rapport au centre du déférent, et l'épicycle avance à vitesse régulière non pas autour de la Terre, mais autour d'un troisième point, l'équant. Ces cercles sur des cercles produisent boucles et variations de vitesse, et les tables collent au ciel à un degré près pendant des siècles.

L'Almageste contient aussi un catalogue de 1 022 étoiles réparties en 48 constellations, avec des éclats notés sur une échelle à six degrés qui survit, affinée, dans le système moderne des magnitudes. Ptolémée s'appuie sur Hipparque, trois siècles plus tôt, et les historiens débattent encore de ce qu'il lui a emprunté. Dans ses Hypothèses planétaires, il emboîte les sphères et fixe le bord du cosmos à environ 20 000 rayons terrestres, quelque 130 millions de kilomètres : immense pour l'Antiquité, mais moins que la vraie distance Terre-Soleil.

Le livre a survécu parce que d'autres l'estimaient. Traduit en arabe à Bagdad au IXe siècle, il est vérifié et amélioré par des astronomes comme al-Battani, qui précise la durée de l'année, puis par Nasir al-Din al-Tusi à Maragha et Ibn al-Shatir à Damas, dont les procédés pour se passer de l'équant réapparaissent, étonnamment semblables, chez Copernic. La traduction latine de Gérard de Crémone, faite à Tolède vers 1175, le ramène dans les universités européennes.

Deux mythes méritent la retraite. Les savants du Moyen Âge ne croyaient pas la Terre plate : Ptolémée donne des arguments en faveur d'une Terre ronde, que l'Europe instruite acceptait. Et les astronomes n'ont pas empilé des épicycles sur des épicycles avant Copernic : la plupart des tables n'en utilisaient qu'un par planète.

Le saviez-vous ? Le modèle de Ptolémée prédisait si bien les positions des planètes qu'en 1543, les tables du système héliocentrique de Copernic n'étaient pas nettement plus précises.

Ptolémée avait tort sur le centre et raison sur la méthode : décrire le ciel par les mathématiques, confronter le modèle à l'observation, publier des tables vérifiables. Quand Mars recule parmi les étoiles, environ tous les deux ans, nous regardons l'énigme même qu'il a résolue. Une erreur utile peut durer quatorze siècles.

Le tournant copernicien

En mai 1543, un livre imprimé à Nuremberg parvient à un chanoine mourant à Frombork, sur la côte balte de la Pologne. De revolutionibus orbium coelestium, « Des révolutions des sphères célestes », de Nicolas Copernic, place le Soleil au centre et fait de la Terre une planète comme les autres, qui tourne sur elle-même chaque jour et autour du Soleil chaque année. La tradition, fondée sur une lettre de son ami Tiedemann Giese, veut qu'il ait vu le premier exemplaire imprimé le jour de sa mort.

L'idée n'était pas neuve. Aristarque de Samos avait proposé un système centré sur le Soleil vers 270 av. J.-C., connu surtout par une remarque d'Archimède, et Copernic avait fait circuler une première esquisse, le Commentariolus, vers 1514. Ce qu'il publie enfin est un système mathématique complet, arraché à ses hésitations par un jeune mathématicien de Wittenberg, Georg Joachim Rheticus. Le mouvement rétrograde cesse d'être une propriété des planètes pour devenir un effet de perspective : la Terre, sur sa piste intérieure plus rapide, double Mars tous les 26 mois environ, et Mars semble reculer, comme une voiture plus lente qu'on dépasse sur l'autoroute.

Le nouveau schéma donne aussi une échelle. Puisque Mercure et Vénus ne s'écartent jamais du Soleil de plus de 28 et 47 degrés environ, elles orbitent à l'intérieur de la Terre, et Copernic en déduit la distance de chaque planète en unités terrestres. Ses valeurs, Vénus à 0,72, Mars à 1,52, Jupiter à 5,22, sont proches des valeurs modernes. Pour la première fois, le système solaire a des proportions, et non plus seulement un ordre.

La précision, elle, ne suit pas. Copernic garde des cercles parfaits et a encore besoin de petits épicycles : ses tables ne valent pas mieux que celles de Ptolémée. Et une objection sérieuse demeure : si la Terre bouge, les étoiles proches devraient osciller au fil de l'année, ce que personne n'observe. Sa réponse, que les étoiles sont immensément lointaines, était juste. La découverte de l'aberration de la lumière par James Bradley en 1729 prouve directement le mouvement de la Terre, et en 1838 Friedrich Bessel mesure la première parallaxe stellaire : 61 du Cygne se déplace d'environ un tiers de seconde d'arc, la largeur d'une pièce de monnaie vue à plus de dix kilomètres.

Le saviez-vous ? Les restes de Copernic, enterré sans plaque dans la cathédrale de Frombork, ont été identifiés en 2008 en comparant l'ADN d'un crâne à des cheveux retrouvés dans un livre qui lui avait appartenu.

Une préface anonyme du théologien Andreas Osiander présentait l'ouvrage comme un simple outil de calcul, et il circula discrètement pendant des décennies ; l'Église catholique ne le mit à l'Index qu'en 1616, « jusqu'à correction ». L'idée qu'il lançait, que nous n'occupons aucune place privilégiée, n'a cessé d'être confirmée : le Soleil est une étoile ordinaire, la Voie lactée une galaxie parmi des centaines de milliards. Chaque fois que Mars recule parmi les étoiles, vous regardez la Terre la doubler. En perdant le centre, nous avons gagné l'univers.

La lunette de Galilée

La lunette n'est pas une invention de Galilée. En octobre 1608, le lunetier Hans Lipperhey, de Middelbourg, demande aux États généraux des Provinces-Unies un brevet pour un tube qui rapproche les objets lointains ; des concurrents revendiquent la même chose et le brevet est refusé. Galilée, professeur de mathématiques à Padoue, en entend parler en 1609, en comprend l'optique et se met à polir des lentilles : d'abord un grossissement de trois environ, puis de huit ou neuf, et vers la fin de l'année d'une vingtaine.

Son premier client est la République de Venise. En août 1609, il montre aux sénateurs, du haut du campanile de Saint-Marc, un instrument qui grossit huit ou neuf fois et permet de repérer les navires des heures avant leur arrivée ; son salaire est doublé. Puis il pointe le tube vers le ciel. Le principe est simple : un objectif convexe concentre la lumière vers un foyer situé à un mètre environ, et un oculaire concave l'intercepte pour donner une image droite et agrandie. Le champ est minuscule, un quart de degré, la moitié de la pleine Lune, et le verre est plein de bulles.

Dans le Sidereus Nuncius, « Le Messager céleste », publié à Venise en mars 1610, il décrit une Lune couverte de montagnes, de cratères et de plaines, dont il estime les hauteurs d'après leurs ombres ; des milliers d'étoiles invisibles à l'œil nu ; une Voie lactée résolue en une foule d'étoiles ; et, à partir du 7 janvier 1610, quatre « étoiles » près de Jupiter qui changent de place nuit après nuit. Ce sont des lunes, aujourd'hui Io, Europe, Ganymède et Callisto, noms proposés par Simon Marius. Voilà un centre de mouvement qui n'est pas la Terre.

Fin 1610 vient le coup porté à Ptolémée : Vénus présente toutes les phases, petite et presque pleine quand elle est loin derrière le Soleil, grande et en croissant quand elle est proche. Dans le système de Ptolémée, Vénus ne pouvait jamais paraître pleine : elle tourne donc autour du Soleil, même si ces phases s'accordent aussi avec le compromis de Tycho Brahe, où le Soleil tourne lui-même autour de la Terre. Galilée suit aussi les taches solaires, tout comme Thomas Harriot, Christoph Scheiner et Johannes Fabricius à la même époque.

Le saviez-vous ? L'Anglais Thomas Harriot dessina la Lune à la lunette le 26 juillet 1609, des mois avant Galilée, mais ne publia jamais ses croquis.

Les ennuis viennent plus tard. Le Dialogue sur les deux grands systèmes du monde, en 1632, lui vaut un procès en 1633 et une assignation à résidence à Arcetri jusqu'à sa mort en 1642 ; le fameux « Et pourtant elle tourne » est presque certainement une légende. En 1992, le pape Jean-Paul II reconnaît officiellement l'erreur de l'Église. Deux de ses lunettes sont conservées au musée Galilée de Florence, et la NASA a donné son nom à une sonde vers Jupiter. Aujourd'hui, une paire de jumelles bien calée montre les mêmes quatre lunes depuis un jardin. En 1610, ce n'est pas le ciel qui a changé, mais la preuve : désormais, l'oculaire serait la cour d'appel.

Les lois de Kepler

Johannes Kepler avait la théorie, Tycho Brahe avait les chiffres. Depuis son observatoire d'Uraniborg, sur l'île de Ven entre le Danemark et la Suède, Tycho mesura pendant vingt ans, à partir de 1576, les positions des planètes avec des quadrants et des sextants géants, à une ou deux minutes d'arc près : le meilleur résultat jamais atteint à l'œil nu. En 1600, Kepler le rejoint à Prague. Dix-huit mois plus tard, Tycho meurt, et Kepler hérite des données, malgré l'opposition des héritiers.

On lui avait confié Mars, la planète dont la trajectoire s'éloigne le plus d'un cercle. Kepler parle de sa « guerre contre Mars » et noircit des centaines de pages de calculs. Son meilleur modèle circulaire s'écarte encore des observations de huit minutes d'arc, un quart du diamètre de la Lune, et les mesures de Tycho sont plus précises que cela. Plutôt que de tricher, Kepler abandonne le cercle. Il publie en 1609, dans l'Astronomia nova, deux lois : les planètes décrivent des ellipses dont le Soleil occupe un foyer, et la droite qui joint le Soleil à une planète balaie des aires égales en des temps égaux, si bien que la planète va plus vite au périhélie, son point le plus proche, et plus lentement à l'aphélie.

Ces ellipses sont discrètes. L'excentricité de la Terre n'est que de 0,017 : nous sommes à 147,1 millions de kilomètres du Soleil début janvier et à 152,1 millions début juillet ; l'hiver boréal tombe donc près de notre plus grande proximité, preuve que les saisons dépendent de l'inclinaison et non de la distance. La Terre file à 30,3 kilomètres par seconde au périhélie et à 29,3 à l'aphélie, ce qui rend l'hiver boréal plus court de quelques jours que l'été. Mars, avec une excentricité de 0,093, était assez décentrée pour trahir le cercle.

Dans l'Harmonices Mundi, en 1619, Kepler trouve une troisième loi qui relie les planètes entre elles : le carré de la période en années égale le cube de la distance moyenne en unités astronomiques. Jupiter, à 5,20 unités, met 11,86 ans, et 5,20 au cube comme 11,86 au carré donnent environ 141. Kepler ignore pourquoi, mais cette régularité réclame une cause physique, que Newton fournira. Ses Tables rudolphines de 1627, bien meilleures que toutes les précédentes, prédisent un transit de Mercure devant le Soleil en 1631, que Pierre Gassendi observe à Paris.

Le saviez-vous ? Les lois de Kepler s'appliquent aux quelque 6 000 exoplanètes confirmées, et le télescope spatial Kepler de la NASA, lancé en 2009, en a découvert plus de 2 600.

La vie de Kepler fut rude : il perdit sa femme et des enfants, et passa des années à défendre sa mère accusée de sorcellerie. Pourtant, chaque satellite en orbite et chaque sonde entre les planètes suit ses ellipses en première approximation. Huit minutes d'arc, un esprit obstiné, et la vraie forme des cieux.

La gravitation de Newton

Kepler avait décrit comment bougent les planètes ; Isaac Newton expliqua pourquoi. Dans les Philosophiae Naturalis Principia Mathematica, publiés à Londres en 1687 aux frais de son ami Edmond Halley, Newton énonce trois lois du mouvement et une loi de gravitation universelle : toute masse attire toute autre masse avec une force proportionnelle au produit des masses et inversement proportionnelle au carré de leur distance.

La pomme est une vraie anecdote, racontée par Newton lui-même, âgé, à William Stukeley, mais elle ne lui est pas tombée sur la tête, et l'idée a mûri pendant vingt ans plutôt qu'en un après-midi à Woolsthorpe, pendant les années de peste de 1665 et 1666. L'étape décisive est le test de la Lune. La Lune se trouve à environ 60 rayons terrestres ; si la gravité décroît comme le carré de la distance, elle doit subir une attraction 3 600 fois plus faible que la pomme. Une pomme tombe de 4,9 mètres la première seconde ; la Lune, en s'incurvant autour de la Terre, tombe vers nous d'environ 1,4 millimètre par seconde. Les chiffres concordent.

De cette seule loi, Newton tire les trois lois de Kepler, explique les marées par l'attraction inégale de la Lune et du Soleil, et prédit qu'une Terre en rotation doit être renflée à l'équateur, ce que confirmeront les expéditions françaises en Laponie et au Pérou ; le rayon équatorial dépasse le rayon polaire d'environ 21 kilomètres. Son expérience de pensée du canon au sommet d'une montagne montre pourquoi la Lune ne tombe jamais : tirez assez vite, environ 7,9 kilomètres par seconde au ras du sol, et la surface se dérobe aussi vite que le boulet descend.

La loi permet ensuite de prédire. Halley s'en sert pour montrer que les comètes de 1531, 1607 et 1682 n'en font qu'une et annonce son retour ; elle est retrouvée la nuit de Noël 1758, après sa mort. Henry Cavendish mesure la constante de gravitation avec une balance de torsion en 1798, pesant en somme la Terre. En 1846, Urbain Le Verrier, analysant les écarts d'Uranus, indique à Johann Galle, à Berlin, où chercher : le 23 septembre, Galle trouve Neptune à environ un degré de l'endroit prévu. Newton construit aussi en 1668 le premier télescope à miroir fonctionnel, long d'une quinzaine de centimètres, avec un miroir de métal d'environ 33 millimètres, sans les franges colorées des lentilles.

Le saviez-vous ? La loi de Newton connaît un échec célèbre : l'orbite de Mercure pivote de 43 secondes d'arc par siècle de plus qu'elle ne le permet, énigme résolue seulement par la relativité générale d'Einstein en 1915.

La gravitation newtonienne guide encore presque tous les engins spatiaux, des vols Apollo aux assistances gravitationnelles autour de Jupiter ; la relativité ne s'impose que pour les travaux de précision comme l'horloge du GPS. Quand la Lune se lève, vous regardez un objet qui tombe autour de nous à un kilomètre par seconde. La pomme et la Lune obéissent à la même loi.

Le ciel profond de Herschel

En 1781, un professeur de musique de Bath double la taille du système solaire connu. William Herschel, hautboïste et organiste né à Hanovre et installé jeune en Angleterre, polit lui-même ses miroirs de télescope dans sa maison de New King Street, aidé de sa sœur Caroline. Le 13 mars 1781, en balayant le ciel avec un réflecteur dont le miroir mesure 6,2 pouces, il remarque une « étoile » qui montre un petit disque. Il annonce d'abord une comète, mais en quelques mois son orbite lente et presque circulaire révèle une planète, la première découverte depuis l'Antiquité, environ 19 fois plus éloignée du Soleil que la Terre.

Herschel propose de l'appeler Georgium Sidus, l'astre de George, en l'honneur du roi George III, qui lui accorde une pension lui permettant d'abandonner la musique. Les astronomes étrangers préfèrent un nom mythologique, et la proposition de Johann Bode, Uranus, père de Saturne, s'impose au milieu du XIXe siècle. Herschel découvre ensuite ses lunes Titania et Obéron en 1787, puis Encelade et Mimas, lunes de Saturne, en 1789, avec son nouveau télescope de 40 pieds à Slough, dont le miroir mesure environ 1,2 mètre.

Sa vraie cible, c'est le ciel profond. Caroline note à un pupitre les positions qu'il lui crie depuis l'oculaire, tandis qu'il balaie le ciel bande par bande. Il publie trois catalogues, en 1786, 1789 et 1802, recensant environ 2 500 nébuleuses et amas, là où la célèbre liste de Charles Messier en comptait une centaine. En comptant les étoiles dans des champs témoins, ses « jauges stellaires », il dresse la première carte de la forme de la Voie lactée, un disque aplati, mais avec le Soleil placé à tort près du centre. Il montre que certaines étoiles doubles tournent l'une autour de l'autre, preuve que la gravitation agit au-delà du système solaire, et en 1800, en testant des filtres pour observer le Soleil, il place des thermomètres au-delà du rouge d'un spectre et découvre une chaleur invisible : l'infrarouge.

Caroline était astronome à part entière. Elle découvre huit comètes entre 1786 et 1797 et plusieurs nébuleuses, dont la galaxie du Sculpteur, NGC 253, et reçoit en 1828 la médaille d'or de la Royal Astronomical Society. John Herschel, fils de William, emporte les télescopes familiaux au cap de Bonne-Espérance de 1834 à 1838 pour explorer le ciel austral ; son General Catalogue de 1864 compte 5 079 objets. Complété par J. L. E. Dreyer, il devient le New General Catalogue de 1888, le NGC dont les astronomes utilisent toujours les numéros.

Le saviez-vous ? En 1787, George III accorda à Caroline Herschel un salaire d'assistante de son frère, ce qui fait d'elle, à notre connaissance, la première femme payée pour faire de la science.

Le télescope spatial Herschel de l'ESA, en service de 2009 à 2013 avec un miroir de 3,5 mètres, a porté en orbite la découverte infrarouge de William. Cherchez la nébuleuse d'Orion ou la galaxie d'Andromède dans un atlas céleste : un numéro issu des catalogues Herschel figure à côté. Trois Herschel ont fait du ciel, dôme de lumières, un espace profond.

Le Grand Débat

Le soir du 26 avril 1920, au musée d'histoire naturelle de la Smithsonian à Washington, deux astronomes s'adressent à l'Académie nationale des sciences sur « l'échelle de l'univers ». Harlow Shapley, de l'observatoire du mont Wilson, soutient que la Voie lactée est immense et contient tout, nébuleuses spirales comprises. Heber Curtis, de l'observatoire Lick, affirme que notre galaxie est modeste et que les spirales sont des « univers-îles », des galaxies à part entière.

Malgré son nom, le Grand Débat n'est pas un duel en règle : chacun donne une conférence, et l'affrontement le plus vif se joue dans les articles publiés l'année suivante. Les arguments de Shapley viennent des amas globulaires, qu'il a trouvés regroupés vers le Sagittaire. S'ils dessinent la Galaxie, son centre est loin du Soleil et l'ensemble mesure peut-être 300 000 années-lumière. Il s'appuie aussi sur les mesures d'Adriaan van Maanen, plus tard démenties, qui semblaient montrer des spirales en rotation visible ; si c'étaient des galaxies lointaines, leurs bords devraient aller plus vite que la lumière.

Curtis invoque les spectres de Vesto Slipher, qui montrent des spirales s'éloignant à des centaines de kilomètres par seconde, plus vite que tout objet connu dans notre galaxie ; les bandes de poussière sombre qui traversent les spirales vues par la tranche ; et des novae dans la nébuleuse d'Andromède bien plus faibles que les novae proches, signe d'une grande distance. Mais il place le Soleil près du centre d'une galaxie d'à peine 30 000 années-lumière.

La règle qui tranche la question existait depuis dix ans. Henrietta Swan Leavitt, l'une des « calculatrices » qui dépouillaient les plaques photographiques de l'observatoire de Harvard, étudie les étoiles variables du Petit Nuage de Magellan, toutes à peu près à la même distance. En 1912, elle montre que plus une céphéide met de temps à pulser, plus elle est réellement lumineuse. Il suffit d'étalonner quelques céphéides proches pour que chacune devienne une chandelle standard. Le 6 octobre 1923, avec le télescope Hooker de 100 pouces, Edwin Hubble repère une céphéide dans la nébuleuse d'Andromède, M31, sur une plaque qu'il annote « VAR! ». Elle place Andromède à environ 900 000 années-lumière, bien au-delà de toute limite possible de la Voie lactée ; le résultat est lu devant l'American Astronomical Society le 1er janvier 1925.

Le saviez-vous ? En 1925, le mathématicien suédois Gösta Mittag-Leffler écrivit à Henrietta Leavitt pour la proposer au prix Nobel, sans savoir qu'elle était morte d'un cancer en 1921.

Chacun avait à moitié raison. Shapley plaçait à juste titre le Soleil loin du centre, à environ 26 000 années-lumière, et voyait la Galaxie grande, mais trop : son disque brillant mesure environ 100 000 années-lumière. Curtis avait raison sur les spirales. Andromède est en fait à environ 2,5 millions d'années-lumière ; le chiffre de Hubble était trop faible car, comme Walter Baade le montra en 1952, il existe deux sortes de céphéides. Par une nuit d'automne bien noire, Andromède est une tache pâle à l'œil nu. Une étoile qui clignote a fait de cette nébuleuse une galaxie.

Hubble et le ciel en expansion

Une fois admis que les spirales étaient des galaxies, restait à savoir ce qu'elles faisaient, et les premières réponses étaient déjà là. Dès 1912, à l'observatoire Lowell en Arizona, Vesto Slipher photographie en longue pose les spectres des nébuleuses spirales. Andromède s'approche à environ 300 kilomètres par seconde, mais presque toutes les autres présentent un décalage vers le rouge : leurs raies sont étirées vers les grandes longueurs d'onde, signe qu'elles s'éloignent, certaines à plus de 1 000 kilomètres par seconde.

En 1929, Edwin Hubble, au télescope Hooker de 100 pouces du mont Wilson, alors le plus grand du monde, combine des vitesses, surtout celles de Slipher, avec ses propres estimations de distance pour 24 galaxies. Les points sont dispersés, mais la tendance est nette : plus une galaxie est lointaine, plus elle s'éloigne vite. Son collègue Milton Humason, ancien muletier et concierge devenu observateur hors pair, pousse les mesures plus loin ; en 1931, leur article commun atteint des galaxies qui fuient à environ 20 000 kilomètres par seconde. La droite tient toujours.

La relation s'écrit v = H₀ × d. La pente de Hubble valait environ 500 kilomètres par seconde et par mégaparsec, un mégaparsec représentant 3,26 millions d'années-lumière. C'était beaucoup trop, car ses distances étaient environ sept fois trop courtes ; prise au pied de la lettre, elle donnait un univers de 2 milliards d'années seulement, plus jeune que les roches terrestres. Les mesures modernes donnent entre 67 et 73 environ, un désaccord baptisé « tension de Hubble ». À 70, une galaxie située à 100 mégaparsecs s'éloigne à environ 7 000 kilomètres par seconde, et remonter l'expansion donne un âge d'environ 14 milliards d'années.

Hubble lui-même restait prudent et parlait de « vitesses apparentes ». La théorie vint d'ailleurs. Alexandre Friedmann avait montré en 1922 que les équations d'Einstein autorisaient un univers en expansion, et en 1927 le prêtre et physicien belge Georges Lemaître avait établi la relation vitesse-distance et estimé sa pente, dans une revue belge peu lue. En 2018, l'Union astronomique internationale a recommandé de l'appeler loi de Hubble-Lemaître. Einstein, qui avait ajouté une constante cosmologique en 1917 pour garder un univers statique, visita le mont Wilson en 1931 et se rallia à l'expansion.

L'expansion n'est pas une fuite des galaxies à partir d'une explosion centrale. C'est l'espace lui-même qui s'étire : tout observateur, dans n'importe quelle galaxie, voit le même tableau, et aucune n'est au centre. La gravitation tient les systèmes plus petits : ni la Voie lactée, ni le système solaire, ni vous ne grandissez.

Le saviez-vous ? Andromède est l'une des rares galaxies décalées vers le bleu : elle se rapproche de la Voie lactée à environ 110 kilomètres par seconde, et les deux pourraient fusionner dans quelques milliards d'années.

Chaque décalage mesuré par les grands relevés actuels, du Sloan Digital Sky Survey à Euclid, prolonge ce nuage de points de 1929. La lumière d'une galaxie lointaine nous arrive étirée par l'espace qu'elle a traversé. Regardez une galaxie pâle : vous voyez l'univers grandir.

L'astronomie multi-longueurs d'onde

Pendant presque toute son histoire, l'astronomie n'a utilisé qu'une seule bande de lumière, celle de nos yeux : de 380 à 750 nanomètres environ, moins d'une octave d'un spectre électromagnétique qui va d'ondes radio longues de plusieurs kilomètres à des rayons gamma plus petits qu'un noyau atomique. L'atmosphère terrestre n'ouvre que deux larges fenêtres, le visible et la radio, plus quelques fentes dans l'infrarouge. Tout le reste doit être capté depuis les sommets, des ballons, des fusées ou l'orbite.

Le premier pas au-delà de l'arc-en-ciel date de 1800, quand William Herschel découvre la chaleur infrarouge au-delà du rouge, suivi l'année suivante par Johann Ritter, qui trouve l'ultraviolet au-delà du violet. La radioastronomie naît par hasard. En 1932, Karl Jansky, ingénieur des Bell Labs à Holmdel, dans le New Jersey, traque les parasites qui gênent la téléphonie transatlantique et découvre un souffle constant à 14,6 mètres de longueur d'onde, qui se lève et se couche avec les étoiles et culmine vers le Sagittaire, au centre de la Voie lactée. Grote Reber construit en 1937 une antenne de 9 mètres dans son jardin de l'Illinois et cartographie le ciel radio, et la parabole de 76 mètres de Bernard Lovell à Jodrell Bank, achevée en 1957, suit la fusée qui a lancé Spoutnik.

En 1964 et 1965, toujours à Holmdel, Arno Penzias et Robert Wilson captent un souffle micro-onde inexpliqué à 7,35 centimètres, équivalent à environ 3,5 kelvins et venant de toutes les directions. Ils nettoient les fientes de pigeon, une « matière diélectrique blanche » selon leur expression, et le souffle demeure. C'est le fond diffus cosmologique, la lueur fossile du Big Bang, mesurée depuis à 2,725 kelvins par COBE et cartographiée en détail par Planck. Penzias et Wilson partagent le prix Nobel de physique 1978.

L'astronomie des hautes énergies exige l'espace. En 1962, une fusée équipée par l'équipe de Riccardo Giacconi découvre la première source X, Scorpius X-1, et l'observatoire Chandra de la NASA, lancé en 1999, voit le gaz à plusieurs millions de degrés des amas de galaxies et des abords des trous noirs. Les satellites américains Vela, conçus pour surveiller les essais nucléaires, détectent les premiers sursauts gamma en 1967, et le télescope Fermi cartographie le ciel gamma depuis 2008. En infrarouge, IRAS en 1983 puis Spitzer de 2003 à 2020 ouvrent la voie au télescope spatial James Webb, lancé le 25 décembre 2021, dont le miroir de 6,5 mètres travaille à environ 1,5 million de kilomètres de la Terre.

Le saviez-vous ? ALMA, réseau de 66 antennes radio installé sur le plateau de Chajnantor, au Chili, vers 5 000 mètres d'altitude, peut fonctionner comme un seul télescope de 16 kilomètres de diamètre.

Chaque bande révèle une physique différente. La radio trace l'hydrogène froid et les jets des quasars ; l'infrarouge perce la poussière des pouponnières d'étoiles et capte les galaxies les plus lointaines, dont la lumière est étirée par l'expansion ; les rayons X dévoilent le gaz le plus chaud. La nébuleuse du Crabe, M1, brille dans toutes les bandes, de la radio aux rayons gamma les plus énergétiques. L'astronomie moderne est multi-longueurs d'onde par nature, et la vue de nos yeux, si belle soit-elle, n'est qu'une touche d'un très long clavier.

La famille du Soleil

Le Système solaire, c'est une étoile et tout ce que retient sa gravité. Le Soleil concentre 99,86 % de la masse totale ; les huit planètes, les cinq planètes naines reconnues, plus de 400 lunes et des millions d'astéroïdes et de comètes se partagent le reste. Et ce reste est lui-même très inégal : Jupiter pèse à elle seule 318 fois la Terre, environ deux fois et demie toutes les autres planètes réunies, et avec Saturne elle représente plus des neuf dixièmes de la masse planétaire.

La famille se range par distance. Quatre petites planètes rocheuses, Mercure, Vénus, la Terre et Mars, tournent à moins de 1,5 unité astronomique du Soleil, l'UA valant la distance moyenne Terre-Soleil de 149,6 millions de kilomètres. Au-delà de la ceinture d'astéroïdes viennent les géantes gazeuses Jupiter et Saturne, puis les géantes de glace Uranus et Neptune, à 19 et 30 UA. Plus loin encore s'étendent la ceinture de Kuiper, domaine de Pluton, puis le nuage d'Oort, qui pourrait atteindre 100 000 UA. Les huit planètes tournent toutes dans le même sens et presque dans le même plan, inclinées au plus de 7 degrés, le record de Mercure.

Cette platitude est un fossile. Elle garde la trace d'un disque tournoyant de gaz et de poussière, la nébuleuse solaire, effondré il y a 4,57 milliards d'années, une idée esquissée par Emmanuel Kant en 1755 et Pierre-Simon de Laplace en 1796. La date provient des plus vieux grains de météorites comme Allende, tombée au Mexique en 1969. Et l'on a vu la scène ailleurs : en 2014, le réseau ALMA, au Chili, a photographié les anneaux et les sillons du disque qui entoure la jeune étoile HL Tauri.

Mesurer la famille a pris des siècles. Copernic place le Soleil au centre en 1543 ; les lois de Kepler donnent les proportions des orbites, pas leur taille. En 1672, Jean-Dominique Cassini et Jean Richer observent Mars simultanément depuis Paris et Cayenne et transforment l'angle en distance. Les échos radar renvoyés par Vénus en 1961 fixent l'échelle avec une précision inédite, et depuis 2012 l'UA vaut exactement 149 597 870 700 mètres. Les masses se déduisent des orbites : la vitesse d'une lune trahit le poids de sa planète.

Le saviez-vous ? L'idée que les huit planètes tiennent entre la Terre et la Lune n'est qu'à moitié vraie : alignées, elles mesurent environ 392 000 km, plus que la distance lunaire moyenne, et ne passent que lorsque la Lune est au plus loin, vers 405 000 km.

Notre place est banale à un titre et chanceuse à un autre. La Terre se trouve là où la lumière du Soleil maintient l'eau liquide, au sein d'une famille dont les géantes guident comètes et astéroïdes depuis 4,5 milliards d'années. Les cinq planètes visibles à l'œil nu sont des sœurs, nées du même nuage.

Mercure

Mercure est la plus petite planète et la plus proche du Soleil : une boule grise et criblée de cratères de 4 879 kilomètres de diamètre, à peine plus grande que notre Lune. Elle boucle son orbite en 88 jours à 47 kilomètres par seconde en moyenne, plus vite que toute autre planète, d'où son nom, celui du messager aux pieds ailés des Romains. Son orbite est la plus allongée des huit : Mercure plonge à 46 millions de kilomètres du Soleil puis s'en éloigne jusqu'à 70 millions.

Sa rotation est plus étrange encore. Pendant des décennies, on a cru qu'elle montrait toujours la même face au Soleil, comme la Lune à la Terre ; Giovanni Schiaparelli dessinait ses cartes sur cette base dans les années 1880. En 1965, Gordon Pettengill et Rolf Dyce sondent la planète au radar avec la grande antenne d'Arecibo, à Porto Rico : elle tourne sur elle-même en 58,6 jours, exactement les deux tiers de son année. C'est une résonance spin-orbite 3:2, trois tours pour deux révolutions. Résultat : un jour solaire, de midi à midi, dure 176 jours terrestres, soit deux années de Mercure.

Presque sans atmosphère pour retenir la chaleur, la surface passe d'un extrême à l'autre : environ 430 °C à midi, assez pour faire fondre le plomb, et près de −180 °C pendant la longue nuit. Mercure n'est pourtant pas la planète la plus chaude ; c'est Vénus, sous sa couverture de gaz carbonique. Et aux pôles de Mercure, le fond de certains cratères ne voit jamais le Soleil : le radar d'Arecibo y a soupçonné de la glace en 1991, et la sonde MESSENGER de la NASA l'a confirmée en 2012.

Le saviez-vous ? En moyenne dans le temps, c'est Mercure, et non Vénus, la planète la plus proche de la Terre, et même de toutes les autres planètes, car elle ne s'éloigne jamais beaucoup du Soleil.

L'essentiel de nos connaissances vient de trois engins. Mariner 10 l'a survolée trois fois en 1974 et 1975. MESSENGER l'a mise en orbite de 2011 à 2015, avant de s'écraser à court de carburant ; elle a révélé un énorme noyau de fer occupant environ 85 % du rayon, un champ magnétique et des falaises longues de centaines de kilomètres, signes d'une planète qui rétrécit en refroidissant. La mission européenne et japonaise BepiColombo, lancée en 2018, doit se placer en orbite fin 2026. Mercure a aussi donné raison à Einstein : son orbite pivote de 43 secondes d'arc de trop par siècle, une énigme relevée par Urbain Le Verrier en 1859 et résolue par la relativité générale en 1915.

Collée au Soleil, Mercure ne se montre que bas dans le crépuscule. Quand on l'aperçoit enfin, on regarde la planète qui a mis notre théorie de la gravitation à l'épreuve.

Vénus

Vénus est la quasi-jumelle de la Terre par la taille, 12 104 kilomètres de diamètre contre 12 742, avec 82 % de sa masse et une composition rocheuse voisine. La ressemblance s'arrête là. Sa surface reste à environ 465 °C, de jour comme de nuit, des pôles à l'équateur : plus chaud que Mercure, assez pour fondre le plomb. L'air y pèse 92 fois plus que sur Terre, la pression que subirait un sous-marin à quelque 900 mètres de profondeur. Vénus est la planète la plus chaude du Système solaire, et la faute en revient à son air.

Cette atmosphère contient 96,5 % de gaz carbonique, un océan de gaz écrasant qui laisse entrer la lumière du Soleil mais retient la chaleur qui voudrait repartir. Cet effet de serre emballé a été proposé au début des années 1960, notamment par un jeune Carl Sagan, avant même l'arrivée des sondes. Sur Terre, l'essentiel du carbone est enfermé dans le calcaire ; sur Vénus, faute d'océans pour le dissoudre, il est resté dans le ciel. Au-dessus de l'air brûlant s'étend, de 48 à 70 kilomètres d'altitude, une couche de nuages d'acide sulfurique qui renvoie environ les trois quarts de la lumière reçue et fait de Vénus l'astre le plus brillant de notre ciel après le Soleil et la Lune.

La planète tourne lentement, et à l'envers : une rotation dure 243 jours, plus que son année de 225 jours, dans le sens opposé à celui de la plupart des planètes. Le Soleil s'y lève donc à l'ouest. Les nuages, eux, font le tour de la planète en quatre jours environ : c'est la superrotation.

Le saviez-vous ? Seuls des atterrisseurs soviétiques ont photographié le sol de Vénus ; Venera 13 a survécu 127 minutes en 1982 et transmis les premières images en couleur d'un sol de dalles baigné de lumière orangée.

Notre savoir est une suite de premières. En 1610, Galilée voit Vénus présenter des phases comme la Lune, preuve forte qu'elle tourne autour du Soleil. Mariner 2 réussit en 1962 le premier survol d'une autre planète et mesure la chaleur. Le programme soviétique Venera traverse les nuages : Venera 7 envoie en 1970 le premier signal depuis la surface d'une autre planète, Venera 9 les premières images en 1975. De 1990 à 1994, l'orbiteur Magellan cartographie au radar environ 98 % de la surface : plaines volcaniques, grand volcan Maat Mons, et étonnamment peu de cratères, signe d'un sol renouvelé depuis moins d'un milliard d'années. En 2020, une équipe a annoncé de la phosphine dans les nuages, possible signe de vie ; les travaux suivants ne l'ont guère confirmée.

De nouvelles missions sont prévues dans les années 2030 : VERITAS et DAVINCI pour la NASA, EnVision pour l'ESA. Si Vénus a eu des océans, comme certains modèles le suggèrent, elle montre comment un monde comme le nôtre peut mal tourner. L'étoile du Berger est un avertissement accroché au ciel du soir.

La Terre et la Lune

La Terre est la seule planète connue à posséder de l'eau liquide en surface, une tectonique des plaques active et la vie, et elle a une compagne exceptionnellement grande pour sa taille. La Lune mesure 3 474 kilomètres, environ 27 % de la largeur terrestre, et orbite en moyenne à 384 400 kilomètres : on pourrait aligner 30 Terres dans l'intervalle. Parmi les grands couples, seuls Pluton et Charon sont plus proches en taille, d'où l'expression de planète double.

L'explication dominante de sa naissance est l'hypothèse de l'impact géant, proposée au milieu des années 1970 par William Hartmann et Donald Davis et, indépendamment, par Alastair Cameron et William Ward. Il y a environ 4,5 milliards d'années, un corps de la taille de Mars, baptisé Théia, a heurté la jeune Terre de biais. Les débris en fusion projetés en orbite se sont rassemblés pour former la Lune. Les preuves sont revenues dans les sacs d'échantillons d'Apollo : les roches lunaires ont presque les mêmes rapports d'isotopes de l'oxygène que les roches terrestres, elles sont pauvres en fer et en eau, et montrent que la jeune Lune était couverte d'un océan de magma. Les détails restent discutés, mais aucune autre idée ne colle aussi bien.

La Lune façonne la vie ici. Sa gravité soulève deux bourrelets de marée, et la Terre, en tournant dessous, est freinée par le frottement. Nos jours s'allongent et la Lune s'éloigne d'environ 3,8 centimètres par an, à peu près la vitesse de pousse des ongles. On le sait grâce aux impulsions laser envoyées vers les réflecteurs laissés par Apollo 11, 14 et 15 et deux rovers soviétiques Lunokhod : l'aller-retour d'environ 2,5 secondes est chronométré au millimètre près. La Lune stabilise aussi l'inclinaison de 23,4 degrés de la Terre, et donc nos saisons.

Le saviez-vous ? Les stries de croissance des coquillages et des coraux fossiles enregistrent la durée des jours anciens : il y a environ 400 millions d'années, une journée durait près de 22 heures, et à la fin de l'ère des dinosaures environ 23 heures et demie.

L'exploration a procédé par vagues. La sonde soviétique Luna 3 photographie la face cachée en 1959. En décembre 1968, l'équipage d'Apollo 8 voit le premier lever de Terre, et de 1969 à 1972 douze astronautes d'Apollo marchent sur la Lune et rapportent 382 kilogrammes de roches et de sol. La sonde chinoise Chang'e 4 réussit en 2019 le premier atterrissage sur la face cachée, et Chang'e 6 en rapporte des échantillons en 2024. Artemis II, de la NASA, est le premier vol habité vers la Lune depuis Apollo 17, étape vers un retour au pôle Sud, où des cratères à l'ombre gardent de la glace.

Sans la Lune, l'axe de la Terre pourrait vaciller fortement et les marées seraient bien plus faibles. Le disque pâle qui éclaire nos nuits fait partie de la mécanique qui a fait de cette planète un foyer stable.

Mars

Mars est un désert froid deux fois plus petit que la Terre, 6 779 kilomètres de diamètre, avec 38 % de notre gravité et un jour à peine 40 minutes plus long que le nôtre. Sa couleur rouge est littéralement de la rouille : une poussière d'oxyde de fer couvre presque tout, et les tempêtes peuvent l'étendre à toute la planète. Son air, à 95 % de gaz carbonique, est si ténu, autour de 6 millibars, que la pression au sol n'atteint qu'environ 0,6 % de celle de la Terre. L'eau liquide y bouillirait et gèlerait aussitôt. Pourtant la planète est couverte de traces d'eau ancienne.

Ses paysages sont les plus grandioses du Système solaire. Olympus Mons, un volcan bouclier, culmine à environ 22 kilomètres au-dessus des plaines, deux fois et demie l'Everest, et sa base mesure quelque 600 kilomètres. Valles Marineris, un réseau de canyons, court sur environ 4 000 kilomètres le long de l'équateur, presque la largeur des États-Unis, et plonge jusqu'à 7 kilomètres ; le Grand Canyon n'y serait qu'un ravin latéral. Tous deux ont été révélés par Mariner 9, premier engin placé en orbite autour d'une autre planète, en 1971.

Mars a toujours attiré les illusions. En 1877, Giovanni Schiaparelli cartographie des lignes sombres qu'il appelle canali, chenaux, et Percival Lowell y voit des canaux construits par des Martiens. Les images granuleuses de Mariner 4, en 1965, montrent un monde cratérisé comme la Lune. La même année que les lignes de Schiaparelli, Asaph Hall découvre à l'Observatoire naval des États-Unis les deux petites lunes, Phobos et Deimos.

Le saviez-vous ? Mars a des saisons et des calottes polaires comparables aux nôtres parce que son axe est incliné de 25 degrés, proche de nos 23,4, mais chaque saison dure presque deux fois plus longtemps dans une année de 687 jours.

Les robots ont depuis lu les roches de près. Viking 1 et 2 se posent en 1976. Curiosity, dans le cratère Gale depuis 2012, montre qu'un ancien lac offrait de l'eau et une chimie utilisables par des microbes. Perseverance se pose en 2021 dans le cratère Jezero, près des restes d'un delta fluvial, et scelle des carottes de roche dans des tubes en vue d'un éventuel retour sur Terre ; son petit hélicoptère Ingenuity a effectué 72 vols. En 2024, il fore une roche surnommée Cheyava Falls dont les taches en peau de léopard pourraient trahir d'anciens microbes, ou une simple chimie. Les orbiteurs montrent des sédiments stratifiés et de la glace enfouie, et beaucoup de chercheurs pensent que Mars a eu rivières et lacs il y a plus de trois milliards d'années, avant de perdre son champ magnétique et l'essentiel de son air.

Mars est le monde que nous visiterons sans doute ensuite, et le meilleur endroit pour vérifier si la vie est apparue deux fois dans un même système. Quand elle brille rouge orangé dans la nuit, vous regardez une planète qui a eu sa chance d'être humide et l'a perdue.

La ceinture d'astéroïdes

Entre Mars et Jupiter, surtout de 2,1 à 3,3 unités astronomiques du Soleil, tourne la ceinture principale d'astéroïdes : plus d'un million de corps rocheux ou métalliques catalogués, et d'innombrables plus petits. Ce sont des restes de l'époque où se bâtissaient les planètes, des morceaux qui ne se sont jamais rassemblés parce que la gravité de Jupiter les agitait sans cesse, si bien que leurs collisions les brisaient au lieu de les souder. L'idée d'une planète explosée, proposée par Heinrich Olbers en 1802, est abandonnée depuis longtemps : il n'y a jamais eu assez de matière. La ceinture entière ne pèse qu'environ 3 % de la Lune, et les quatre plus gros corps en détiennent à peu près la moitié.

Le premier fut trouvé par hasard et par calcul. Le 1er janvier 1801, Giuseppe Piazzi, à l'observatoire de Palerme, repère un point mobile qu'il nomme Cérès. Perdu derrière le Soleil, il est retrouvé grâce à l'orbite calculée par Carl Friedrich Gauss, alors âgé de 24 ans. Pallas, Junon et Vesta suivent avant 1807, chacun brièvement qualifié de planète. Cérès, 940 kilomètres de diamètre, est devenue planète naine en 2006.

Jupiter a aussi sculpté la ceinture. En 1866, Daniel Kirkwood remarque des lacunes là où un astéroïde ferait exactement trois tours du Soleil pendant un tour de Jupiter, ou cinq pour deux. Ces tiraillements réguliers s'accumulent et chassent les roches de ces orbites, parfois vers des trajectoires qui croisent celle de la Terre. Jupiter encadre d'autres groupes : les Hildas, au rythme 3:2, et les Troyens, deux essaims qui partagent son orbite à 60 degrés devant et derrière elle.

Le saviez-vous ? Contrairement aux films, la ceinture est presque vide : les sondes la traversent sans précaution particulière, et depuis un astéroïde typique, le voisin notable le plus proche serait le plus souvent invisible à l'œil nu.

Les sondes ont transformé des points lumineux en lieux. Pioneer 10 la traverse sans encombre en 1972. Galileo survole Gaspra en 1991 puis Ida en 1993, et découvre sa minuscule lune, Dactyle. Dawn, propulsée par moteurs ioniques, orbite autour de Vesta en 2011 et 2012 puis de Cérès de 2015 à 2018 ; elle y révèle l'immense bassin d'impact Rheasilvia, source d'une famille de météorites tombées sur Terre, et des dépôts de sels brillants dans le cratère Occator. Lucy, lancée en 2021, a croisé les petits astéroïdes Dinkinesh et Donaldjohanson en route vers les Troyens, qu'elle doit visiter de 2027 à 2033, et Psyché file vers un astéroïde métallique du même nom.

La plupart des météorites des musées viennent de la ceinture : nous en tenons des fragments dans la main. Ce sont les briques inutilisées des planètes, qui gardent la chimie des premiers millions d'années, y compris, pour certaines, des acides aminés. La ceinture n'est pas un champ de mines ; c'est une archive.

Jupiter

Jupiter est le géant des planètes : 139 820 kilomètres de diamètre, onze fois la Terre, et 318 fois sa masse, environ deux fois et demie toutes les autres planètes réunies. Faite surtout d'hydrogène et d'hélium, comme le Soleil, elle tourne plus vite que toute autre planète, en 9 heures 56 minutes, ce qui l'aplatit visiblement aux pôles et étire ses nuages en zones claires et bandes sombres.

Il n'y a nulle part où se poser. Sous des nuages d'ammoniac dont le sommet avoisine −145 °C, l'hydrogène devient plus dense et plus chaud avec la profondeur, jusqu'à passer insensiblement du gaz au liquide. Des milliers de kilomètres plus bas, à des millions de fois la pression de l'air terrestre, il devient de l'hydrogène métallique, aux électrons libres ; les courants qui parcourent ce conducteur produisent le plus puissant champ magnétique planétaire du Système solaire. La sonde Juno de la NASA, en orbite depuis 2016, a mesuré la gravité assez finement pour montrer que le cœur n'est pas une bille de roche nette mais un noyau dilué, aux éléments lourds dispersés dans une grande partie de l'intérieur.

La Grande Tache rouge est une tempête plus large que la Terre, mais elle rétrécit : elle était plus de deux fois plus longue à la fin du XIXe siècle. On la suit sans interruption depuis au moins 1831 ; que la tache signalée par Jean-Dominique Cassini en 1665 soit la même est douteux. On appelle souvent Jupiter une étoile ratée, mais c'est un mythe : il lui faudrait environ 80 fois sa masse pour allumer la fusion de l'hydrogène. Son rôle de bouclier de la Terre est lui aussi débattu, car sa gravité écarte bien des comètes mais en pousse d'autres vers nous. En juillet 1994, le monde a vu les fragments de la comète Shoemaker-Levy 9 frapper Jupiter et laisser des cicatrices plus grandes que la Terre.

Le saviez-vous ? Ganymède, lune de Jupiter de 5 268 km, est plus grande que la planète Mercure, et c'est la seule lune connue à produire son propre champ magnétique.

En janvier 1610, Galilée découvre quatre lunes autour de Jupiter, les premiers objets vus en orbite autour d'autre chose que la Terre. Io est le corps le plus volcanique connu, chauffé par les marées. Europe cache un océan salé sous sa banquise, peut-être deux fois plus d'eau que les océans terrestres ; Ganymède et Callisto en abritent peut-être aussi. L'orbiteur Galileo a étudié le système de 1995 à 2003 ; JUICE, de l'ESA, lancée en 2023, doit arriver en 2031, et Europa Clipper, de la NASA, lancée en 2024, en 2030, pour savoir si ces océans pourraient abriter la vie.

Jupiter est facile à trouver, souvent le point le plus brillant de la nuit après Vénus, et de simples jumelles bien tenues montrent les quatre lunes galiléennes alignées. Observez-les changer de place d'un soir à l'autre : vous voyez ce que vit Galilée.

Les anneaux de Saturne

Les anneaux de Saturne sont la structure la plus spectaculaire du Système solaire et l'une des plus fragiles. Les anneaux principaux s'étendent sur environ 280 000 kilomètres d'un bord à l'autre, près des trois quarts de la distance Terre-Lune, mais sur l'essentiel de leur surface ils n'ont qu'une dizaine de mètres d'épaisseur. Réduits à l'épaisseur d'une feuille de papier, ils mesureraient encore environ 3 kilomètres de large. Ils se composent d'innombrables fragments de glace d'eau presque pure, du grain de poussière au bloc gros comme une maison, chacun sur sa propre orbite.

Comprendre leur nature a pris un demi-siècle. En 1610, la petite lunette de Galilée montre Saturne flanquée d'étranges oreilles, qui disparaissent en 1612 : les anneaux se présentaient alors par la tranche. En 1659, Christiaan Huygens publie la réponse : un anneau mince et plat qui ne touche la planète nulle part. En 1675, Jean-Dominique Cassini découvre la bande sombre appelée division de Cassini. En 1859, James Clerk Maxwell démontre qu'un anneau solide se déchirerait, qu'il s'agit donc d'un essaim de particules, ce que James Keeler confirme au spectroscope en 1895.

Les anneaux portent des lettres dans l'ordre de leur découverte, d'où la séquence D, C, B, A, F, G et E vers l'extérieur. L'anneau B est le plus large et le plus dense ; la division de Cassini, large d'environ 4 600 kilomètres, est vidée par une résonance avec la lune Mimas ; la petite lune Pan balaie la division d'Encke dans l'anneau A ; et l'étroit anneau F est tenu par deux lunes bergères, Prométhée et Pandore. Plus loin, le pâle anneau E est alimenté par les geysers de glace d'Encelade, découverts par la sonde Cassini en 2005.

Le saviez-vous ? Les anneaux semblent disparaître environ tous les 15 ans, quand la Terre traverse leur plan ; le dernier passage a eu lieu en mars 2025, et Saturne paraissait presque nue dans les petits instruments.

L'essentiel des détails vient des survols des Voyager en 1980 et 1981 et de l'orbiteur Cassini, actif de 2004 à 2017. Lors de son Grand Final, Cassini a plongé 22 fois entre les anneaux et la planète et les a pesés : environ 40 % de la masse de Mimas. Leur propreté suggérait qu'ils sont jeunes, peut-être quelques centaines de millions d'années, mais d'autres estiment que des anneaux anciens pourraient rester brillants ; le débat reste ouvert. Saturne les dévore d'ailleurs : de la glace tombe dans son atmosphère, c'est la pluie d'anneaux, et selon certaines estimations ils pourraient avoir en grande partie disparu dans quelques centaines de millions d'années.

Saturne compte 274 lunes connues, record absolu, et elle est moins dense que l'eau. Une petite lunette suffit à montrer les anneaux, et presque tout le monde s'exclame la première fois. Nous vivons justement à l'époque où Saturne les porte.

Les géantes de glace

Uranus et Neptune forment une classe à part, les géantes de glace. Toutes deux font environ quatre fois la largeur de la Terre, 51 118 et 49 528 kilomètres, et 15 et 17 fois sa masse. Contrairement à Jupiter et Saturne, elles ne sont pas surtout faites d'hydrogène : sous une atmosphère d'hydrogène, d'hélium et de méthane s'étend un manteau profond, chaud et pâteux d'eau, d'ammoniac et de méthane, ces substances que les planétologues appellent glaces même lorsqu'elles sont fluides, autour d'un noyau rocheux. Le méthane absorbe la lumière rouge, d'où leur teinte bleu-vert.

Uranus est la première planète découverte à la lunette. Le 13 mars 1781, William Herschel, musicien devenu astronome, la repère depuis son jardin de Bath et la prend d'abord pour une comète. C'est la plus étrange : son axe est incliné d'environ 98 degrés, si bien qu'elle roule autour du Soleil couchée sur le flanc, peut-être renversée par un impact géant. Sur son orbite de 84 ans, chaque pôle connaît environ 42 ans de jour continu puis 42 ans de nuit. Elle n'émet presque pas de chaleur interne, et son atmosphère détient les températures les plus basses mesurées sur une planète, environ −224 °C. Ses anneaux discrets ont été découverts en 1977, quand ils ont éclipsé une étoile.

Neptune a été trouvée par le calcul. Uranus s'écartait de sa trajectoire prévue, et Urbain Le Verrier en France, comme John Couch Adams en Angleterre, calculent où doit se cacher la planète qui la tire. Le 23 septembre 1846, Johann Galle, à l'observatoire de Berlin, trouve Neptune à environ un degré de la position de Le Verrier. Son orbite dure 165 ans : elle n'a bouclé son premier tour depuis sa découverte qu'en 2011. Malgré le peu de lumière reçue, Neptune connaît les vents les plus rapides du Système solaire, environ 2 100 kilomètres à l'heure. Sa plus grande lune, Triton, tourne à rebours et serait un monde capturé de la ceinture de Kuiper.

Le saviez-vous ? Galilée a vu Neptune en décembre 1612 et janvier 1613, plus de deux siècles avant sa découverte, mais l'a notée comme une simple étoile pâle.

Chacune n'a été visitée qu'une fois, par Voyager 2 : Uranus en janvier 1986, Neptune en août 1989, où la sonde découvre la Grande Tache sombre, disparue quand Hubble regarde en 1994, et des geysers d'azote sur Triton. Les célèbres images d'un Neptune bleu profond avaient été contrastées ; une nouvelle analyse publiée en 2024 par Patrick Irwin, à Oxford, montre que les deux planètes ont une teinte voisine, d'un bleu-vert pâle. Le télescope spatial James Webb photographie désormais leurs anneaux et leurs lunes, et un orbiteur pour Uranus est la grande priorité de l'enquête décennale américaine de 2022.

Les géantes de glace sont peut-être le type de planète le plus courant de la Galaxie, à en juger par les nombreux mondes de la taille de Neptune autour d'autres étoiles, et pourtant les nôtres restent les moins explorées. Ces deux points bleus pâles rappellent tout ce qui reste à voir.

Pluton et la ceinture de Kuiper

Au-delà de Neptune, le Système solaire ne s'arrête pas : il change de nature. La ceinture de Kuiper, large anneau de corps glacés entre 30 et 50 unités astronomiques environ, compte peut-être 100 000 objets de plus de 100 kilomètres, restes de la formation des planètes qui n'ont jamais grandi. Pluton est le plus connu. Le 18 février 1930, Clyde Tombaugh, assistant de 24 ans à l'observatoire Lowell, en Arizona, le découvre en comparant des plaques photographiques et en repérant un point qui bouge. Le nom est suggéré par une Anglaise d'Oxford de 11 ans, Venetia Burney.

Pluton s'est révélé petit. En 1978, James Christy découvre sa lune Charon, moitié moins large, et leurs orbites livrent la masse de Pluton : moins d'un cinquième de celle de la Lune. Pluton mesure 2 377 kilomètres, moins que notre Lune, sur une orbite inclinée et allongée de 248 ans qui l'a fait passer à l'intérieur de celle de Neptune de 1979 à 1999. Puis le voisinage s'est peuplé. Le 30 août 1992, David Jewitt et Jane Luu trouvent le premier autre objet de Kuiper, et le 5 janvier 2005, Mike Brown, Chad Trujillo et David Rabinowitz repèrent Éris, à peu près de la taille de Pluton et 27 % plus massive. Ou bien les deux étaient des planètes, ou aucune. En août 2006, l'Union astronomique internationale, réunie à Prague, fait de Pluton une planète naine, faute d'avoir fait le vide sur son orbite.

Le déclassement n'a rien enlevé à son intérêt. La sonde New Horizons de la NASA le survole le 14 juillet 2015 à 12 500 kilomètres et découvre un monde actif : une région en forme de cœur dont le lobe ouest, Sputnik Planitia, est un bassin d'environ 1 000 kilomètres rempli de glace d'azote qui brasse lentement ; des montagnes de glace d'eau hautes de plusieurs kilomètres ; des couches de brume bleue. Le 1er janvier 2019, elle frôle Arrokoth, bonhomme de neige de 36 kilomètres à deux lobes, l'objet le plus primitif jamais exploré.

Le saviez-vous ? Pluton n'a pas encore bouclé une seule orbite depuis sa découverte : son année dure 248 ans terrestres, et son premier tour complet depuis 1930 s'achèvera vers 2178.

Plus loin encore, le vent solaire s'éteint. Voyager 1 franchit l'héliopause, frontière où le vent du Soleil cède la place au gaz interstellaire, en août 2012 vers 122 UA, et Voyager 2 suit en 2018. Au-delà s'étend le nuage d'Oort, proposé par Jan Oort en 1950 pour expliquer les comètes à longue période : peut-être des milliers de milliards de corps glacés, d'environ 2 000 à 100 000 UA ou plus, soit plus du tiers du chemin vers Proxima du Centaure, à 268 000 UA. Personne ne l'a jamais observé directement, et Voyager 1 mettrait environ 300 ans pour en atteindre le bord intérieur.

La ceinture de Kuiper et le nuage d'Oort nous envoient des comètes, échantillons congelés de la matière des planètes. Pluton a perdu son titre, mais gagné mieux : celui de porte d'entrée vers la plus vaste région de la famille du Soleil.

Anatomie du Soleil

Le Soleil est une étoile ordinaire, vue d'exceptionnellement près. C'est une boule de plasma d'hydrogène et d'hélium de 1,39 million de kilomètres de diamètre, 109 fois la largeur de la Terre, qui pèse 333 000 masses terrestres et concentre environ 99,8 % de toute la masse du Système solaire. Il ne brûle pas. Rien ne s'y consume : la fusion nucléaire, en son centre, libère quelque 380 000 milliards de milliards de watts, de quoi couvrir chaque seconde la consommation d'énergie actuelle de l'humanité pendant plusieurs centaines de milliers d'années.

Le Soleil est bâti en couches. Le cœur, le quart intérieur du rayon, atteint environ 15 millions de degrés et une densité de l'ordre de 150 fois celle de l'eau. Autour s'étend la zone radiative, si dense que la lumière ne peut y filer droit : chaque photon est absorbé puis réémis un nombre incalculable de fois, et l'énergie met quelque chose comme 100 000 ans à se frayer un chemin vers l'extérieur. Vers 70 % du rayon, le gaz se met à brasser comme une casserole qui frémit. Dans cette zone convective, le plasma chaud monte, se refroidit et redescend, et le sommet des cellules apparaît en surface sous forme de granules d'environ 1 000 kilomètres, qui vivent une dizaine de minutes.

Ce que nous appelons la surface, la photosphère, n'est que la couche où le gaz devient transparent, une peau de quelques centaines de kilomètres d'épaisseur à environ 5 500 °C. Au-dessus, la mince chromosphère jette une lueur rose lors des éclipses totales, et au-delà la couronne s'étire sur des millions de kilomètres à un ou trois millions de degrés. Pourquoi l'atmosphère extérieure est-elle des centaines de fois plus chaude que la surface ? C'est le problème du chauffage coronal ; les principaux suspects sont des ondes magnétiques et d'innombrables petites explosions magnétiques.

Personne ne peut regarder à l'intérieur, et pourtant l'intérieur est bien cartographié. En 1960, Robert Leighton découvre que la surface monte et descend avec une période d'environ cinq minutes, et l'héliosismologie lit aujourd'hui des millions de ces ondes sonores, depuis le réseau au sol GONG et les satellites SOHO et Solar Dynamics Observatory, pour mesurer la profondeur de la zone convective et la rotation interne. Les neutrinos produits au cœur s'échappent en ligne droite en deux secondes environ : Ray Davis les a captés le premier dès 1968, dans une cuve de liquide de nettoyage à sec enfouie au fond d'une mine du Dakota du Sud. De près, la sonde Parker Solar Probe de la NASA est passée le 24 décembre 2024 à environ 6,1 millions de kilomètres de la surface, plus près qu'aucun engin avant elle, tandis que le télescope solaire Daniel K. Inouye de quatre mètres, à Maui, distingue des détails d'environ 30 kilomètres.

Le saviez-vous ? Vu de l'espace, le Soleil est blanc et non jaune : sa lumière mêle presque à parts égales toutes les couleurs, et notre atmosphère en diffuse une partie du bleu, d'où le disque jaunâtre familier.

La lumière qui caresse votre visage a quitté la photosphère il y a 8 minutes et 20 secondes, mais l'énergie qu'elle transporte a été libérée au cœur bien avant que les premiers paysans n'ensemencent un champ. Le souffle incessant de la couronne, le vent solaire, est la météo que traversent nos satellites. La lumière du Soleil est une vieille nouvelle quand elle nous parvient : des dizaines de millénaires de fabrication, huit minutes de livraison.

La fusion nucléaire

Toute étoile est un exercice d'équilibre. La gravité tire le gaz vers l'intérieur ; la chaleur et la pression de la fusion nucléaire le repoussent. Au cœur du Soleil, à environ 15 millions de degrés et sous une pression quelque 250 milliards de fois supérieure à celle qui règne au niveau de la mer, des noyaux d'hydrogène nus, de simples protons, sont pressés les uns contre les autres pour former de l'hélium. Le noyau d'hélium obtenu pèse environ 0,7 % de moins que les quatre protons qui l'ont formé, et cette masse manquante s'en va sous forme d'énergie, exactement comme l'exige le E = mc² d'Einstein, en 1905.

Le chemin s'appelle la chaîne proton-proton. D'abord, deux protons se heurtent et l'un d'eux se change en neutron : naissent un noyau de deutérium, un positon et un neutrino. Cette étape repose sur l'interaction faible et elle est d'une lenteur prodigieuse : un proton donné attend en moyenne une dizaine de milliards d'années. Le deutérium capte ensuite un autre proton en une seconde environ pour devenir de l'hélium 3, et deux noyaux d'hélium 3 fusionnent en hélium 4 en rendant deux protons au stock. À la rigueur, les protons ne devraient jamais se toucher : 15 millions de degrés, c'est bien trop froid pour vaincre leur répulsion électrique. Ils passent malgré tout grâce à l'effet tunnel quantique, que George Gamow expliqua en 1928 et que Robert Atkinson et Fritz Houtermans appliquèrent aux étoiles l'année suivante.

L'échelle donne le vertige. Le Soleil change chaque seconde quelque 600 millions de tonnes d'hydrogène en hélium et perd environ quatre millions de tonnes de masse convertie en énergie pure. Pourtant la puissance volumique du cœur est faible, de l'ordre de 280 watts par mètre cube. Dans les étoiles de plus de 1,3 masse solaire environ, une autre voie domine, le cycle CNO, où des noyaux de carbone, d'azote et d'oxygène servent de catalyseurs. Hans Bethe décrivit les deux processus en 1938 et 1939, ce qui lui valut le prix Nobel de 1967.

La théorie a été vérifiée directement. Arthur Eddington suggéra en 1920 que les étoiles brillent en changeant l'hydrogène en hélium, peu après que Francis Aston eut pesé l'hélium et l'eut trouvé plus léger que quatre atomes d'hydrogène. Les neutrinos de la toute première étape de la chaîne ont été détectés en 2014 par l'expérience Borexino, sous le massif italien du Gran Sasso, puis ceux du cycle CNO en 2020, montrant que le Soleil tire environ 1 % de son énergie de ce cycle. Quelque 60 milliards de neutrinos solaires traversent chaque centimètre carré de votre peau chaque seconde, la nuit aussi, car la Terre ne les freine presque pas.

Le saviez-vous ? Litre pour litre, un corps humain au repos dégage plus de chaleur que le cœur du Soleil ; l'astre ne nous éclipse que parce que son cœur occupe environ 20 000 fois le volume de la Terre.

Sur Terre, imiter le Soleil est ardu, car nous ne pouvons pas emprunter sa gravité. Les laboratoires confinent le plasma avec des aimants, comme le projet ITER en construction en Provence, ou écrasent des capsules de combustible au laser : en décembre 2022, la National Ignition Facility, en Californie, a pour la première fois libéré plus d'énergie de fusion que ses lasers n'en avaient apporté à la cible. Le Soleil, à mi-parcours de son budget d'hydrogène de dix milliards d'années, a encore cinq milliards d'années devant lui. Chaque après-midi tiède, c'est un peu de masse disparue pour toujours, changée en lumière.

La météo spatiale

Le Soleil n'est pas une lampe régulière. Son équateur tourne en 25 jours environ et ses pôles en 35, si bien que son champ magnétique s'enroule, s'emmêle et se noue jusqu'à ce que des boucles crèvent la surface. Ces nœuds apparaissent sous forme de taches solaires, des régions plus froides d'environ 1 500 degrés que leurs abords, car le champ intense étouffe la remontée de chaleur. Leur nombre croît et décroît selon le cycle solaire d'environ 11 ans, repéré en 1843 par l'astronome amateur allemand Heinrich Schwabe. À chaque cycle, le champ global s'inverse, si bien que le cycle magnétique complet, mis en évidence par George Ellery Hale, dure environ 22 ans.

Quand des champs emmêlés se rompent et se reconnectent, ils libèrent des éruptions solaires, bouffées de rayons X et d'ultraviolet qui gagnent la Terre en huit minutes. Elles s'accompagnent souvent d'éjections de masse coronale, des nuages de plasma magnétisé de plusieurs milliards de tonnes, projetés à des centaines, voire plus de 2 000 kilomètres par seconde, qui mettent de moins d'une journée à environ quatre jours pour nous atteindre. Lorsque le champ magnétique d'une éjection est orienté à l'opposé de celui de la Terre, il s'accroche à notre magnétosphère et déclenche un orage géomagnétique.

La référence reste l'événement de Carrington. Le 1er septembre 1859, l'astronome anglais Richard Carrington, qui dessinait des taches, vit deux perles de lumière blanche s'allumer puis s'éteindre ; environ 17 heures plus tard, l'orage frappa, des aurores brillèrent jusqu'à Cuba et des télégraphistes reçurent des décharges tandis que certaines lignes transmettaient des messages avec le seul courant de l'orage. En mars 1989, un orage plus modeste fit tomber le réseau électrique du Québec en 90 secondes environ, privant six millions de personnes de courant pendant neuf heures. En février 2022, un orage banal gonfla la haute atmosphère au point de faire retomber 38 des 49 satellites Starlink tout juste lancés, et les 10 et 11 mai 2024, le plus fort orage depuis vingt ans peignit des aurores au-dessus du sud de l'Angleterre, de l'Espagne et du Mexique.

Une image répandue montre des particules solaires tombant tout droit pour allumer l'aurore. En réalité, l'orage charge d'énergie la longue queue magnétique que la Terre traîne derrière elle, et des électrons accélérés là-bas descendent en spirale le long des lignes de champ pour frapper l'oxygène entre 100 et 300 kilomètres d'altitude, qui luit en vert puis, plus haut, en rouge, tandis que l'azote ajoute le bleu et le violet. La surveillance est désormais routinière. Les coronographes de SOHO voient les éjections quitter le Soleil depuis 1996, le satellite DSCOVR de la NOAA, posté au point L1 à 1,5 million de kilomètres vers le Soleil, donne de 15 à 60 minutes d'alerte avant l'arrivée d'un nuage, et le Met Office britannique tient depuis 2014 un centre de météo spatiale ouvert jour et nuit.

Le saviez-vous ? Entre 1645 et 1715 environ, les astronomes n'ont noté presque aucune tache solaire ; cette accalmie, le minimum de Maunder, a coïncidé avec certaines des décennies les plus froides du petit âge glaciaire.

Le cycle 25, entamé en décembre 2019, a culminé vers la fin de 2024 et décline vers un minimum attendu autour de 2030, même si les grands orages frappent souvent pendant la phase descendante. Pour la plupart d'entre nous, la météo spatiale est un cadeau : des rideaux verts saisis au téléphone depuis un jardin de banlieue. Pour les gestionnaires de réseaux, les compagnies aériennes et les opérateurs de satellites, c'est un bulletin à consulter chaque jour, car l'étoile qui nous réchauffe nous lance aussi, de temps à autre, des projectiles.

Les pouponnières d'étoiles

Les étoiles naissent dans les endroits les plus froids de la Galaxie. Les nuages moléculaires géants, faits surtout de molécules d'hydrogène relevées d'une pincée de poussière, se tiennent entre 10 et 20 degrés au-dessus du zéro absolu et peuvent renfermer de dix mille à quelques millions de fois la masse du Soleil, sur des dizaines ou des centaines d'années-lumière. Ils sont ténus à l'échelle terrestre, quelques centaines de molécules par centimètre cube, plus vides que le meilleur vide de laboratoire, mais leur masse est telle que leur propre gravité compte.

Un grumeau s'effondre quand sa gravité l'emporte sur la pression de son gaz, un seuil calculé par James Jeans en 1902. Un coup de pouce aide : l'onde de choc d'une supernova voisine, le vent d'une jeune étoile chaude ou la compression d'un bras spiral. Les cœurs les plus denses tombent sur eux-mêmes en 100 000 ans environ, tournant plus vite à mesure qu'ils rétrécissent, comme une patineuse qui ramène les bras, et s'aplatissent en un disque autour d'une protoétoile brûlante. La matière qui ne peut tomber est éjectée par deux jets polaires, qui percent dans le gaz environnant des nodosités lumineuses appelées objets de Herbig-Haro. Pour une étoile comme le Soleil, une lente contraction se poursuit ensuite pendant quelques dizaines de millions d'années, jusqu'à ce que le cœur atteigne environ 10 millions de degrés et que la fusion de l'hydrogène s'allume. Les grumeaux de moins de 8 % environ de la masse solaire n'y parviennent jamais et deviennent des naines brunes.

La lumière visible ne pénètre pas une pouponnière, car la poussière l'arrête, mais l'infrarouge et les ondes radio passent. Les télescopes spatiaux Spitzer et Herschel ont cartographié des nuages parcourus de longs filaments ; le réseau ALMA, dans le désert d'Atacama au Chili, a photographié en 2014 la jeune étoile HL Tauri, dont le disque portait déjà des anneaux et des sillons ; et depuis 2022, le télescope spatial James Webb perce la poussière pour montrer jets, cavités et étoiles nouveau-nées avec une grande netteté.

La pouponnière la plus célèbre se voit depuis un jardin. La nébuleuse d'Orion, M42, à environ 1 350 années-lumière, est l'« étoile » floue du milieu de l'épée d'Orion, éclairée par les étoiles chaudes du Trapèze en son cœur. Dans les années 1990, Hubble y a révélé des dizaines de disques protoplanétaires, surnommés proplyds, se découpant en ombre sur sa lueur. Dans la nébuleuse de l'Aigle, M16, à quelque 6 500 années-lumière, les Piliers de la création, photographiés par Hubble en 1995 puis par Webb en 2022, sont des colonnes de gaz hautes de plusieurs années-lumière, rongées à leur sommet par la lumière des étoiles. L'idée répandue selon laquelle une supernova les aurait déjà détruits, tirée d'une étude Spitzer de 2007, n'a jamais été confirmée.

Le saviez-vous ? Les étoiles naissent rarement seules : la plupart se forment en amas, et les sœurs du Soleil, nées du même nuage il y a 4,6 milliards d'années, se sont depuis longtemps dispersées dans la Galaxie.

La Voie lactée fabrique encore chaque année l'équivalent d'un ou deux Soleils en étoiles nouvelles, pour la plupart de petites naines rouges. Chaque atome de votre corps est passé par un nuage de ce genre avant que la jeune Terre ne le recueille. Quand vous trouvez M42 aux jumelles un soir d'hiver, vous regardez une maternité, lumières allumées.

La séquence principale

Regardez n'importe quelle étoile du ciel nocturne : il y a fort à parier qu'elle fait tranquillement ce que fait le Soleil, changer de l'hydrogène en hélium dans son cœur. Cette longue phase stable est la séquence principale, et les étoiles y passent environ 90 % de leur vie. Une étoile la rejoint le jour où la fusion s'allume et y demeure en équilibre approximatif, gravité contre pression, jusqu'à ce que l'hydrogène de son cœur s'épuise. Le Soleil en est à 4,6 milliards d'années d'un séjour d'environ dix milliards.

Un seul paramètre décide de presque tout : la masse. Une étoile deux fois plus massive que le Soleil n'est pas deux fois plus lumineuse mais plus de dix fois, car la luminosité croît à peu près comme la masse à la puissance 3,5. Les grosses étoiles dévorent donc leur combustible. Une étoile de dix masses solaires dure quelque 20 millions d'années ; le Soleil, dix milliards ; une naine rouge d'un dixième de masse solaire, qui brasse tout son intérieur par convection, devrait briller plusieurs milliers de milliards d'années. Les étoiles vont d'environ 0,08 masse solaire, la limite inférieure de la fusion de l'hydrogène, à bien plus de 100.

Les astronomes classent les étoiles d'après leur spectre en types O, B, A, F, G, K et M, des étoiles bleu-blanc de plus de 30 000 degrés aux rouges de moins de 3 700 environ, un système bâti en grande partie à Harvard par Annie Jump Cannon, qui classa à l'œil des centaines de milliers d'étoiles. En 1925, Cecilia Payne montra dans sa thèse que les étoiles sont faites surtout d'hydrogène et d'hélium, un résultat si inattendu qu'on la persuada de le présenter comme probablement erroné. Les masses viennent des étoiles doubles : observer deux étoiles en orbite et appliquer la troisième loi de Kepler permet de les peser. La mission Gaia de l'Agence spatiale européenne, lancée en 2013, a mesuré la distance de près de deux milliards d'étoiles.

Le ciel nocturne offre une visite guidée de la séquence. Sirius A, l'étoile la plus brillante, est une étoile de type A d'environ deux masses solaires, vingt-cinq fois plus lumineuse que le Soleil, à 8,6 années-lumière. Le Soleil est une modeste étoile G2. Proxima du Centaure, l'étoile la plus proche à 4,24 années-lumière, est une naine M d'environ un huitième de la masse solaire, invisible sans télescope. À l'autre extrême, la plus brillante étoile du Trapèze, au cœur de la nébuleuse d'Orion, Thêta-1 d'Orion C, compte une trentaine de masses solaires et aura disparu d'ici quelques millions d'années. Les naines rouges sont la majorité silencieuse, environ trois étoiles sur quatre dans la Voie lactée, et pourtant presque aucune ne se voit à l'œil nu.

Le saviez-vous ? Aucune naine rouge n'est encore morte de vieillesse : leur vie se compte en milliers de milliards d'années, et l'Univers n'a que 13,8 milliards d'années.

La séquence principale explique aussi pourquoi le Soleil nous a été favorable. Une étoile beaucoup plus lourde serait morte avant que la vie ne démarre ; une beaucoup plus légère n'offrirait qu'une lueur faible et capricieuse. Le Soleil a gagné environ 30 % d'éclat depuis sa naissance et continuera de s'éclaircir lentement, mais pour l'instant il siège vers le milieu du tableau, assez stable pour quatre milliards d'années de biologie. La masse, c'est le destin, et la nôtre était à peu près parfaite.

Le diagramme HR

Vers 1911, l'astronome danois Ejnar Hertzsprung puis, indépendamment, l'Américain Henry Norris Russell en 1913 portèrent sur un graphique l'éclat des étoiles en fonction de leur couleur et constatèrent que les points ne s'éparpillaient pas au hasard. Ils se massaient dans quelques régions bien distinctes. Le résultat, le diagramme de Hertzsprung-Russell, est le tableau périodique de l'astronomie : un seul graphique où la position d'une étoile révèle sa taille, son stade de vie et souvent sa masse.

Par convention, l'axe horizontal indique la température de surface, ou le type spectral, avec les étoiles bleues et chaudes à gauche et les rouges et froides à droite, un ordre à rebours hérité de l'histoire. L'axe vertical indique la luminosité, en général sur une échelle logarithmique allant d'un dix-millième de Soleil à un million de Soleils. Comme le rayonnement d'une étoile dépend de sa surface et de la puissance quatrième de sa température, une étoile froide ne peut être très lumineuse que si elle est énorme : les droites de rayon constant traversent le graphique en biais, géantes en haut à droite, naines en bas à gauche.

Environ neuf étoiles sur dix se trouvent sur la séquence principale, la bande diagonale qui descend des étoiles chaudes et brillantes comme l'Épi de la Vierge jusqu'aux pâles naines rouges comme Proxima du Centaure, le Soleil, à 5 800 kelvins et une luminosité solaire, se tenant à mi-chemin. Au-dessus et à droite siègent les géantes rouges, comme Arcturus et Aldébaran, des dizaines de fois plus larges que le Soleil. Tout en haut s'étirent les supergéantes : dans Orion, la rouge Bételgeuse, vers 3 600 kelvins, et la bleu-blanc Rigel, vers 12 000 kelvins, brillent chacune comme quelque 100 000 Soleils. Tout en bas se trouvent les naines blanches, chaudes mais minuscules. Sirius B, la discrète compagne de l'étoile la plus brillante du ciel, loge à peu près la masse du Soleil dans une boule de la taille de la Terre.

Le diagramme est un instantané, pas un circuit. Une étoile ne glisse pas le long de la séquence principale en vieillissant : elle occupe un point fixé par sa masse, puis s'en écarte en enflant vers le haut et la droite, vers les géantes, pour finir le plus souvent parmi les naines blanches. Tracez un seul amas, dont les membres ont le même âge, et la séquence principale apparaît rognée par le haut : ce point de coude date l'amas, et attribue aux plus vieux amas globulaires environ 12 milliards d'années ou davantage. En 2018, la deuxième publication de données de Gaia a placé plus de quatre millions d'étoiles proches avec des distances si précises que de nouveaux détails sont apparus, dont un dédoublement de la séquence des naines blanches.

Le saviez-vous ? Fin 2019 et début 2020, Bételgeuse a perdu bien plus de la moitié de son éclat habituel ; on a ensuite compris que cette « Grande Atténuation » était due à un nuage de poussière rejeté par l'étoile, et non à l'annonce d'une explosion imminente.

Pour l'observateur au jardin, le diagramme se cache à la vue de tous. Orion à elle seule réunit une supergéante rouge, une supergéante bleue et une pouponnière d'étoiles nouvelles, et les couleurs visibles à l'œil nu, l'orangé de Bételgeuse face au blanc glacé de Rigel, sont des températures que vous lisez directement. Chaque étoile du ciel a une adresse sur un seul graphique.

Géantes rouges et naines blanches

Le Soleil est à l'âge mûr, et son avenir est particulièrement bien compris, car nous voyons d'autres étoiles plus avancées sur la même route. Il est déjà environ 30 % plus brillant qu'à sa naissance, et dans un milliard d'années à peu près il le sera encore de 10 %, assez, selon de nombreux modèles, pour chasser les océans de la Terre bien avant qu'il n'arrive quoi que ce soit de spectaculaire au Soleil lui-même.

Dans cinq milliards d'années environ, l'hydrogène du cœur sera épuisé. Le cœur, désormais fait de cendres d'hélium, se contracte et chauffe pendant que l'hydrogène brûle dans une coquille autour de lui, et les couches externes enflent démesurément : le Soleil devient une géante rouge, plus froide en surface, deux ou trois mille fois plus lumineuse et peut-être 200 fois plus large qu'aujourd'hui. Mercure et Vénus seront englouties. Le sort de la Terre fait réellement débat, car le Soleil enflé perdra une bonne part de sa masse, relâchant son emprise et laissant les planètes s'éloigner. Quand le cœur atteint environ 100 millions de degrés, l'hélium s'allume lors du flash de l'hélium et commence à fusionner en carbone et en oxygène ; l'étoile se stabilise alors pour quelque 100 millions d'années avant d'enfler une dernière fois.

Dans cette ultime phase, le Soleil expulsera ses couches externes par bouffées, mettant à nu un cœur chaud dont l'ultraviolet fait briller le gaz rejeté. C'est une nébuleuse planétaire, nom donné par William Herschel dans les années 1780 parce que ces lueurs rondes ressemblaient à des planètes dans son télescope ; elles n'ont rien à voir avec les planètes. La nébuleuse de l'Anneau, M57 dans la Lyre, en est l'exemple classique ; la nébuleuse de l'Hélice, NGC 7293, à environ 650 années-lumière, compte parmi les plus proches ; et la nébuleuse de l'Anneau austral, NGC 3132, figurait parmi les premières images du télescope James Webb en juillet 2022.

Il reste une naine blanche : une braise d'environ la moitié de la masse solaire comprimée dans une sphère de la taille de la Terre, si dense qu'une cuillerée à café pèserait plusieurs tonnes. Elle ne brille que de sa chaleur accumulée. La gravité n'est plus contenue par la fusion mais par des électrons qui, selon les règles quantiques, refusent d'être tassés davantage, une pression qui a un plafond : en 1930, le jeune Subrahmanyan Chandrasekhar calcula qu'aucune naine blanche ne peut dépasser environ 1,4 masse solaire. La première connue fut Sirius B, déduite en 1844 par Friedrich Bessel à partir de l'oscillation de Sirius et aperçue en 1862 par Alvan Graham Clark. En 2019, les données de Gaia ont montré des naines blanches qui cristallisent en se refroidissant, leur carbone et leur oxygène gelant en un cœur solide.

Le saviez-vous ? Aucune naine blanche ne s'est encore refroidie au point de devenir une « naine noire » froide et obscure : il faudrait pour cela bien plus que les 13,8 milliards d'années d'existence de l'Univers.

Environ 97 % des étoiles de la Voie lactée, le Soleil compris, finiront ainsi. C'est le destin tranquille de la majorité : ni explosion ni trou noir, juste une longue lueur qui se refroidit, entourée des restes errants de ses planètes. Le carbone et l'oxygène que des géantes plus anciennes ont soufflés dans l'espace sont déjà dans votre corps. Le Soleil s'éteindra en douceur, ce qui est tout ce que l'on peut souhaiter.

Les supernovæ

Une supernova est une étoile qui explose, et pendant quelques semaines elle peut rivaliser avec la lumière d'une galaxie entière de milliards d'étoiles. Il existe deux recettes principales. Dans une supernova à effondrement de cœur, une étoile de plus de huit masses solaires environ épuise son combustible et son cœur implose. Dans une supernova de type Ia, une naine blanche au sein d'un système double gagne assez de masse, aux dépens d'une compagne ou par fusion, pour approcher la limite de 1,4 masse solaire, et elle est détruite par un emballement thermonucléaire.

Une étoile massive fabrique sa propre bombe. Après l'hydrogène et l'hélium, elle fusionne le carbone, le néon, l'oxygène et le silicium, chaque étape plus rapide que la précédente, jusqu'à ressembler à un oignon de couches en combustion autour d'un cœur de fer. Pour une étoile d'environ 25 Soleils, la combustion de l'hydrogène dure quelque sept millions d'années, celle du carbone quelques siècles, celle du silicium environ une journée. Le fer est une impasse : sa fusion absorbe de l'énergie au lieu d'en libérer. Dès que le cœur de fer dépasse environ 1,4 masse solaire, il s'effondre en bien moins d'une seconde, passant à peu près de la taille de la Terre à une boule d'une vingtaine de kilomètres, à jusqu'à un quart de la vitesse de la lumière. La matière qui tombe rebondit sur l'étoile à neutrons naissante, et un déluge de neutrinos aide l'onde de choc à traverser l'étoile.

L'essentiel de l'énergie est invisible. Environ 99 % s'échappe sous forme de neutrinos, et le 23 février 1987, des détecteurs l'ont prouvé. Lorsque SN 1987A a éclaté dans le Grand Nuage de Magellan, à environ 168 000 années-lumière, le détecteur Kamiokande II au Japon, IMB aux États-Unis et Baksan en Union soviétique ont capté environ deux douzaines de neutrinos en 13 secondes, quelques heures avant que la lumière ne soit vue. C'était la première supernova visible à l'œil nu depuis 1604, et en 2024 le télescope James Webb a trouvé de solides indices de l'étoile à neutrons cachée dans ses débris.

L'histoire en est jalonnée. La supernova de 1006, dans le Loup, la plus brillante jamais consignée, fut notée par des observateurs de la Chine et du Japon à l'Égypte et à l'Europe. L'étoile de Tycho Brahe, en 1572 dans Cassiopée, montra que les cieux pouvaient changer, et celle de Kepler, en 1604 dans Ophiuchus, est la dernière vue dans notre propre Galaxie. En mai 2023, l'amateur japonais Koichi Itagaki a découvert SN 2023ixf dans la galaxie du Moulinet, M101, à 21 millions d'années-lumière, la supernova à effondrement de cœur la plus proche depuis une décennie. Les explosions de type Ia, qui culminent à un éclat presque identique, servent de chandelles standard pour mesurer l'expansion de l'Univers.

Le saviez-vous ? Il faudrait qu'une supernova éclate à moins de 50 années-lumière environ pour endommager sérieusement la couche d'ozone terrestre, et aucune étoile aussi proche n'est assez massive pour exploser.

La Voie lactée devrait connaître une ou deux supernovæ à effondrement de cœur par siècle, la plupart cachées par la poussière, si bien qu'on peut en attendre une prochainement. Bételgeuse, à quelque 550 années-lumière, explosera probablement dans les 100 000 prochaines années, assez brillante pour se voir en plein jour et sans le moindre danger. L'oxygène que vous respirez et le calcium de vos os ont été forgés dans des étoiles et dispersés par des explosions de ce genre. Nous sommes, au sens propre, des retombées.

Étoiles à neutrons et pulsars

Une étoile à neutrons est ce qui reste lorsque le cœur d'une étoile massive s'effondre et que l'explosion ne termine pas le travail. Comprimez environ 1,4 Soleil dans une sphère de 20 à 25 kilomètres, la taille d'une ville, et les électrons sont forcés dans les protons jusqu'à ce que l'astre soit fait surtout de neutrons, aussi serrés que dans un noyau atomique. Un morceau de sucre de cette matière pèserait des centaines de millions de tonnes, à peu près autant que l'humanité tout entière.

Walter Baade et Fritz Zwicky imaginèrent de tels objets en 1934, deux ans à peine après la découverte du neutron, mais peu s'attendaient à en voir un. Puis, en 1967, Jocelyn Bell, doctorante à Cambridge qui travaillait avec Antony Hewish sur un nouveau réseau radio couvrant près de deux hectares, remarqua un petit « gribouillis » sur ses enregistrements. C'était une impulsion répétée toutes les 1,337 secondes, si régulière qu'on la baptisa à moitié pour rire LGM-1, pour Little Green Men, les petits hommes verts. La découverte d'autres sources ailleurs dans le ciel écarta les extraterrestres : c'étaient des pulsars. Hewish partagea le prix Nobel de physique 1974 avec Martin Ryle, et l'oubli de Bell, aujourd'hui Dame Jocelyn Bell Burnell, fait encore débat.

Un pulsar est une étoile à neutrons en rotation dont le champ magnétique, mille milliards de fois celui de la Terre ou davantage, est incliné par rapport à l'axe de rotation. Des particules chargées filent le long des pôles magnétiques et émettent des faisceaux de rayonnement ; chaque fois qu'un faisceau balaie la Terre, nous percevons un top, comme un phare. Le pulsar du Crabe, au cœur des restes de la supernova de 1054, tourne environ 30 fois par seconde ; PSR J1748−2446ad, dans l'amas globulaire Terzan 5, 716 fois par seconde, son équateur filant à environ un cinquième de la vitesse de la lumière. Les magnétars, dont le champ est jusqu'à mille fois plus intense encore, déclenchent des sursauts comme celui de SGR 1806−20, le 27 décembre 2004.

Les pulsars sont de superbes horloges, et les astronomes s'en servent comme instruments. En 1974, Russell Hulse et Joseph Taylor découvrirent un pulsar en orbite autour d'une autre étoile à neutrons ; au fil des ans, l'orbite rétrécit exactement comme le prédit la théorie d'Einstein si le couple émet des ondes gravitationnelles, ce qui leur valut le prix Nobel de 1993. Le télescope à rayons X NICER de la NASA, sur la Station spatiale internationale, a mesuré des étoiles à neutrons d'environ 25 kilomètres de diamètre, et les plus lourdes connues dépassent deux fois la masse du Soleil. En 2023, la collaboration NANOGrav, qui chronomètre des dizaines de pulsars rapides depuis 15 ans, a annoncé des indices d'un fond diffus d'ondes gravitationnelles traversant la Galaxie.

Le saviez-vous ? Les plaques de Pioneer 10 et 11 et les disques d'or des Voyager indiquent la position du Soleil par rapport à 14 pulsars, chacun accompagné de sa période, afin que quiconque les trouve puisse savoir où nous habitons.

Plus de 3 000 pulsars sont désormais catalogués, beaucoup découverts par de grandes antennes comme Parkes en Australie et FAST en Chine. Ce sont des métronomes cosmiques, si réguliers qu'ils pourraient un jour guider des sondes à travers le Système solaire, comme un GPS galactique. Une étoile morte, finalement, donne parfaitement l'heure.

Les trous noirs

Un trou noir est une région où la gravité est si forte que rien, pas même la lumière, ne peut en remonter. Sa frontière est l'horizon des événements, un point de non-retour plutôt qu'une surface. Sa taille ne dépend que de sa masse : le rayon vaut environ 3 kilomètres par masse solaire, si bien qu'un trou noir de la masse du Soleil mesurerait environ 6 kilomètres de diamètre, et un trou noir de la masse de la Terre aurait à peu près la taille d'une bille. En son centre, la relativité générale prédit une singularité de densité infinie, signe que la théorie atteint ses limites.

L'idée est plus ancienne que le nom. En 1783, le pasteur anglais John Michell imagina des « étoiles sombres » trop massives pour que la lumière s'en échappe. En 1916, Karl Schwarzschild trouva la première solution exacte des équations d'Einstein, et elle contient l'horizon. Le terme « trou noir » fut popularisé par John Wheeler en 1967. Les trous noirs stellaires se forment quand s'effondrent les cœurs d'étoiles très massives ; les trous noirs supermassifs, de millions à milliards de masses solaires, trônent au centre des galaxies.

On repère les trous noirs à ce qu'ils font subir à leur voisinage. Au début des années 1970, Cygnus X-1, une source de rayons X en orbite autour d'une supergéante bleue, devint le premier trou noir largement accepté ; on l'estime aujourd'hui à environ 21 Soleils. Depuis les années 1990, les équipes de Reinhard Genzel et d'Andrea Ghez suivent des étoiles qui filent autour du centre de la Voie lactée, dont S2, qui boucle une orbite en 16 ans, prouvant que Sagittarius A\ renferme environ quatre millions de masses solaires dans un volume minuscule ; ils ont partagé le prix Nobel de physique 2020 avec Roger Penrose. Le 14 septembre 2015, les deux détecteurs LIGO ont enregistré GW150914, les ondes gravitationnelles de deux trous noirs d'environ 36 et 29 masses solaires fusionnant à 1,3 milliard d'années-lumière. Et en 2019, l'Event Horizon Telescope, un réseau d'antennes radio à l'échelle de la planète, a publié la première image de l'ombre d'un trou noir, dans la galaxie M87, suivie de Sagittarius A en 2022.

Les trous noirs ne sont pas des aspirateurs cosmiques. Loin de l'horizon, leur gravité est exactement celle de tout autre objet de même masse ; remplacez le Soleil par un trou noir de masse égale, et l'orbite de la Terre ne changerait pas. Le danger est tout près. Tombez dans un trou noir stellaire et les forces de marée vous étireraient comme un spaghetti bien avant l'horizon ; tombez dans un supermassif et vous pourriez franchir l'horizon indemne, tandis que des observateurs lointains vous verraient ralentir, rougir et vous effacer. Stephen Hawking montra en 1974 que les trous noirs devraient lentement émettre un rayonnement, mais pour les trous noirs stellaires cette lueur est bien trop faible pour être jamais détectée.

Le saviez-vous ? Le trou noir le plus proche connu, Gaia BH1, se trouve à environ 1 560 années-lumière et n'a été découvert en 2022 que par l'oscillation qu'il imprime à une étoile compagne semblable au Soleil.

Malgré leur aura menaçante, les trous noirs comptent parmi les objets les plus simples de la nature, entièrement décrits par leur masse, leur rotation et leur charge électrique. Pointez des jumelles vers le Cygne par une nuit d'été et vous regardez dans la direction de l'un d'eux : invisible par définition, trahi par la compagnie qu'il fréquente.

La Voie lactée

Par une nuit noire et sans lune, une pâle rivière de lumière traverse le ciel. Cette rivière, c'est la Voie lactée, notre propre galaxie, vue de l'intérieur de son disque. Toutes les étoiles visibles à l'œil nu lui appartiennent, ainsi que 100 à 400 milliards d'autres. Les Grecs l'appelaient galaxias kyklos, le cercle laiteux, d'où vient le mot galaxie.

Vue de l'extérieur, ce serait une spirale barrée. Une barre centrale de vieilles étoiles, longue d'environ 10 000 années-lumière de part et d'autre du centre, s'inscrit dans un disque plat d'environ 100 000 années-lumière de diamètre mais d'à peine 1 000 d'épaisseur : toutes proportions gardées, plus fin qu'un disque vinyle. Des bras spiraux, au premier rang desquels les bras de Persée et de l'Écu-Centaure, s'enroulent à partir de la barre, soulignés par de jeunes étoiles bleues et du gaz lumineux. Autour s'étend un halo presque sphérique de vieilles étoiles clairsemées, d'environ 150 amas globulaires et d'un nuage bien plus vaste de matière noire, qui porte la masse totale de la galaxie à quelque mille milliards de Soleils, même si les estimations varient encore.

Le Soleil habite un modeste éperon, le bras d'Orion, à environ 26 000 années-lumière du centre. Il file à quelque 230 kilomètres par seconde, et pourtant un tour complet, une année galactique, lui demande environ 230 millions d'années. Il n'en a bouclé qu'une vingtaine depuis sa naissance. Au cœur trône Sagittarius A\*, un trou noir d'environ quatre millions de masses solaires, caché aux télescopes optiques derrière une trentaine de magnitudes de poussière mais bien visible en radio, en infrarouge et en rayons X.

Il a fallu quatre siècles pour le comprendre. En 1610, Galilée braque sa lunette sur la bande laiteuse et la découvre faite d'innombrables étoiles. En 1785, William Herschel compte les étoiles dans diverses directions et dessine la galaxie comme un disque aplati, le Soleil près du centre. En 1918, Harlow Shapley s'appuie sur les distances des amas globulaires pour montrer que le Soleil est loin du centre, en bordure d'un système bien plus grand. Dans les années 1950, les radioastronomes cartographient l'émission à 21 centimètres de l'hydrogène et suivent les bras à travers la poussière ; entre 2013 et 2025, le satellite Gaia de l'Agence spatiale européenne mesure positions et mouvements de près de deux milliards d'étoiles, révélant un disque gauchi, ondulant, encore secoué par d'anciennes collisions.

Le saviez-vous ? La dernière fois que le Soleil occupait ce point de son orbite, il y a environ 230 millions d'années, les tout premiers dinosaures faisaient à peine leur apparition.

Depuis les villes, la Voie lactée a presque disparu ; environ un tiers de l'humanité ne peut plus la voir du tout. Trouvez un ciel noir à la fin de l'été, tournez-vous vers le Sagittaire, et vous regardez droit vers le cœur foisonnant de la galaxie. C'est la seule que nous verrons jamais de l'intérieur.

Les types de galaxies

Les galaxies se présentent sous une poignée de formes, et la forme en dit long sur leur vie. En 1926, Edwin Hubble, en triant les plaques photographiques du télescope de 100 pouces du mont Wilson, propose un classement simple. Dix ans plus tard, dans son livre The Realm of the Nebulae, il le dessine en diapason, et les astronomes en utilisent toujours les étiquettes un siècle après.

Sur le manche se trouvent les elliptiques, boules lisses d'étoiles notées de E0, parfaitement rondes, à E7, en forme de cigare. Elles contiennent peu de gaz froid, forment peu d'étoiles et brillent de la lumière rougeâtre des vieilles étoiles. Les plus grosses vivent au cœur des amas : M87, dans l'amas de la Vierge, compte peut-être mille milliards d'étoiles et un trou noir de 6,5 milliards de soleils. À la fourche se placent les lenticulaires, S0, des disques sans bras visibles, comme la galaxie du Fuseau. Puis les branches se séparent : les spirales, de Sa à Sc, des bras serrés autour d'un gros bulbe aux bras lâches autour d'un petit, et les spirales barrées, de SBa à SBc, dont les bras partent des extrémités d'une barre d'étoiles. La galaxie du Tourbillon, M51, est une spirale classique ; NGC 1300 est la barrée des manuels ; et la Voie lactée est elle aussi une spirale barrée. Tout ce qui ne rentre nulle part est irrégulier, comme le Petit Nuage de Magellan ou la galaxie à flambée d'étoiles M82, toute chamboulée.

Hubble appelait les elliptiques types « précoces » et les spirales types « tardifs », et les mots sont restés, mais le diapason n'est pas un arbre généalogique et les galaxies ne le parcourent pas. La vérité est plutôt inverse : en se percutant, des spirales peuvent brouiller leurs disques et devenir elliptiques. La couleur raconte l'histoire. Les spirales sont bleues parce que leur gaz forme encore des étoiles chaudes et éphémères ; les elliptiques sont « rouges et mortes », leur gaz épuisé, expulsé ou trop chaud pour s'effondrer.

Classer les galaxies à l'œil est devenu un loisir public en 2007, quand Chris Lintott et ses collègues ont lancé Galaxy Zoo. Plus de 150 000 bénévoles ont fourni plus de 50 millions de classifications la première année, et ont découvert au passage de nouveaux types d'objets. Aujourd'hui, l'apprentissage automatique trie les centaines de millions de galaxies photographiées par Euclid et l'observatoire Vera C. Rubin, tandis que le télescope spatial James Webb trouve des disques étonnamment ordonnés dans l'Univers jeune.

Le saviez-vous ? Les galaxies les plus pâles connues, des naines ultra-diffuses comme Segue 2, ne contiendraient qu'un millier d'étoiles environ, moins que bien des amas stellaires.

Les naines sont de loin les galaxies les plus nombreuses, même si les géantes comme la nôtre abritent la plupart des étoiles. La vraie leçon du diapason, c'est que la forme garde la mémoire : une spirale paisible a vécu tranquille, une elliptique porte les cicatrices de fusions. Chaque galaxie porte sa biographie sur son visage.

Andromède

La galaxie d'Andromède, cataloguée M31, est l'objet le plus lointain que la plupart des gens puissent voir à l'œil nu. Depuis un site sombre, c'est une pâle tache ovale dans la constellation d'Andromède, et sa lumière a voyagé environ 2,5 millions d'années pour vous parvenir : elle est partie avant l'apparition de notre espèce. L'astronome persan al-Soufi la décrit comme un « petit nuage » dans son Livre des étoiles fixes, vers 964. Les photographies à longue pose montrent qu'elle s'étend sur environ trois degrés, six fois la largeur de la pleine Lune.

Pendant des siècles, personne ne sut ce que c'était. Beaucoup pensaient que les « nébuleuses » spirales étaient des nuages de gaz au sein de la Voie lactée. Puis, en octobre 1923, Edwin Hubble repère une céphéide, une étoile dont le rythme de pulsation trahit l'éclat réel, sur une plaque prise au télescope Hooker de 100 pouces. Il raye le « N » de nova qu'il avait d'abord inscrit et écrit « VAR! ». La faiblesse de l'étoile place Andromède bien au-delà de la Voie lactée, et l'Univers devient soudain peuplé d'innombrables galaxies.

Andromède est une grande spirale dont le disque brillant mesure environ 150 000 années-lumière, entouré d'un vaste halo d'étoiles pâles et de gaz s'étendant sur un million d'années-lumière ou plus. Elle compte environ mille milliards d'étoiles, peut-être plusieurs fois plus que la Voie lactée ; pourtant, les mesures de matière noire suggèrent des masses totales semblables, chacune de l'ordre de mille milliards de Soleils. En 2015, le programme PHAT, une mosaïque du télescope spatial Hubble, a résolu plus de 100 millions de ses étoiles. Andromède a sa propre cour de satellites, dont l'elliptique compacte M32 et M110.

Andromède se rapproche de nous à environ 110 kilomètres par seconde. En 2012, Hubble mesure sa dérive latérale et la réponse semble nette : une collision frontale dans environ 4,5 milliards d'années. Mais en 2025, une équipe menée par Till Sawala combine les données de Hubble et de Gaia avec l'attraction de la galaxie du Triangle et du Grand Nuage de Magellan, et constate que les incertitudes sont grandes. Ses simulations ne donnent qu'environ une chance sur deux de fusion d'ici dix milliards d'années. Si elle a lieu, les deux spirales formeront une elliptique géante, déjà surnommée « Milkomeda ».

Le saviez-vous ? Même si les deux galaxies entrent en collision, les étoiles sont si éloignées les unes des autres que presque aucune ne se heurterait ; le Soleil serait sans doute simplement projeté sur une nouvelle orbite.

Andromède est la grande galaxie la plus proche que l'on puisse étudier de l'extérieur, donc le meilleur portrait possible de la nôtre. Observez-la aux jumelles par une nuit d'automne : vous voyez, à peu de chose près, ce que verraient des extraterrestres là-bas en nous regardant.

Les fusions de galaxies

Les galaxies ne sont pas des îles. Attirées par la gravité, elles se rencontrent, se déchirent et finissent par fusionner ; au fil des milliards d'années, ces fusions ont construit la plupart des grandes galaxies que nous voyons. Une collision se déroule bien trop lentement pour être observée en direct, en un milliard d'années ou plus, si bien que les astronomes procèdent comme un naturaliste face à une forêt : ils photographient de nombreuses galaxies saisies à différents stades et remettent les instantanés dans l'ordre.

Premier acte : un passage rapproché. Quand deux galaxies se croisent, le côté proche de chacune est attiré plus fort que le côté éloigné, et ces forces de marée projettent de longs filaments d'étoiles et de gaz. En 1972, les frères Alar et Juri Toomre réalisent de simples modèles informatiques et montrent que les queues et ponts étranges de l'Atlas of Peculiar Galaxies de Halton Arp, paru en 1966, sont exactement ce que prédit la gravité. Le couple surnommé les Souris, NGC 4676, illustre magnifiquement ce stade, chacune traînant une longue queue.

Deuxième acte : le feu d'artifice. Les étoiles ne se heurtent presque jamais, mais les immenses nuages de gaz, si. Ils se percutent, se compriment et s'effondrent, et la formation d'étoiles peut grimper à dix, voire cent fois son rythme normal : c'est une flambée d'étoiles. Les galaxies des Antennes, NGC 4038 et NGC 4039, à environ 45 millions d'années-lumière, en sont l'exemple type : leurs cœurs sont encore séparés, mais des milliers de jeunes amas brillent dans les décombres, chacun riche d'étoiles bleues et chaudes. Le gaz canalisé vers le centre nourrit aussi les trous noirs centraux, qui peuvent s'allumer en quasars. Puis, après d'autres passages, les galaxies se fondent. Leurs disques sont brouillés, les orbites ordonnées remplacées par un essaim, et le résidu devient souvent une elliptique lisse. Les deux trous noirs centraux plongent l'un vers l'autre et finissent par fusionner dans une bouffée d'ondes gravitationnelles que l'observatoire spatial LISA, en projet, est conçu pour capter.

Notre galaxie est une récidiviste. En 1994, Rodrigo Ibata, Gerry Gilmore et Mike Irwin découvrent la galaxie naine du Sagittaire, en train d'être démembrée de l'autre côté de la Voie lactée, ses étoiles étirées en un courant qui fait le tour du ciel. En 2018, les données de Gaia révèlent une collision bien plus ancienne : la galaxie Gaia-Encelade, avalée il y a 8 à 11 milliards d'années, dont les étoiles suivent encore dans le halo des orbites allongées révélatrices.

Le saviez-vous ? Parmi les toutes premières images de JWST, publiées en juillet 2022, figurait le Quintette de Stephan, un groupe de galaxies où les ondes de choc d'une collision chauffent le gaz à des millions de degrés.

Les fusions expliquent pourquoi l'Univers n'est pas peuplé de spirales identiques. Elles allument des flambées d'étoiles, nourrissent les trous noirs et remodèlent les galaxies de fond en comble. Certains atomes de votre corps ont été forgés dans des étoiles nées dans des galaxies que la Voie lactée a englouties il y a longtemps. Nous sommes faits, en partie, d'épaves.

Les trous noirs supermassifs

Presque toute grande galaxie abrite en son centre un trou noir supermassif, d'un million à des dizaines de milliards de fois la masse du Soleil. Le nôtre, Sagittarius A\*, pèse environ 4,3 millions de Soleils ; son horizon des événements mesure environ 25 millions de kilomètres, assez petit pour tenir dans l'orbite de Mercure. Le géant de M87, à 55 millions d'années-lumière, pèse 6,5 milliards de Soleils et possède un horizon plus large que l'orbite de Neptune. Les plus lourds connus, comme celui qui alimente le quasar TON 618, sont estimés à des dizaines de milliards de masses solaires.

Comment peser l'invisible ? En observant ses voisins. Les radioastronomes Bruce Balick et Robert Brown découvrent en 1974 la source radio compacte du centre galactique. À partir des années 1990, l'équipe de Reinhard Genzel à l'Observatoire européen austral et celle d'Andrea Ghez aux télescopes Keck suivent les étoiles qui tournent autour. L'étoile S2 boucle son orbite en 16 ans et atteint 7 650 kilomètres par seconde, ce qui n'est possible que si quatre millions de masses solaires sont tassées dans une région plus petite que le Système solaire. Genzel et Ghez ont partagé le prix Nobel de physique 2020.

La preuve la plus directe est une image. L'Event Horizon Telescope relie des radiotélescopes d'Hawaï au pôle Sud, observe à 1,3 millimètre de longueur d'onde et date les signaux avec des horloges atomiques, de sorte que le réseau se comporte comme une antenne unique de la taille de la Terre. Sa première campagne, en avril 2017, a accumulé plusieurs pétaoctets de données, trop pour Internet : les disques durs ont été acheminés par avion vers les centres de traitement. En avril 2019, la collaboration dévoile un anneau lumineux autour de l'ombre du trou noir de M87, et en mai 2022 un anneau semblable autour de Sagittarius A*, de la taille apparente, vue de la Terre, d'un beignet posé sur la Lune.

L'énigme, c'est leur croissance. En 2000, deux équipes montrent que la masse d'un trou noir suit la vitesse des étoiles du bulbe de sa galaxie : les trous noirs pèsent quelques dixièmes de pour cent de leur bulbe, comme si galaxie et trou noir grandissaient ensemble. L'énergie libérée par un trou noir qui se nourrit peut chauffer ou expulser le gaz et stopper la formation d'étoiles : c'est la rétroaction. Pourtant, le télescope James Webb découvre sans cesse des trous noirs de millions de masses solaires moins de 500 millions d'années après le Big Bang, ce qui est fâcheusement précoce.

Le saviez-vous ? Le trou noir de M87 est si grand que la lumière mettrait plus d'une journée à traverser son horizon des événements.

Notre trou noir est calme aujourd'hui, il grignote plus qu'il ne dévore, même s'il lance des éclairs X presque chaque jour. Les immenses bulles de Fermi, au-dessus et au-dessous du plan galactique, suggèrent qu'il était bien plus actif il y a quelques millions d'années. Même le cœur paisible de notre galaxie a son caractère.

Les quasars

Un quasar est un trou noir supermassif pris en plein repas. Le gaz qui spirale vers lui forme un disque d'accrétion aplati, chauffé par frottement à des dizaines ou centaines de milliers de degrés, qui brille au point qu'un seul quasar peut éclipser d'un facteur cent ou plus les centaines de milliards d'étoiles de sa galaxie hôte. La matière qui tombe peut convertir environ un dixième de sa masse en énergie, plus de dix fois le rendement de la fusion nucléaire qui alimente le Soleil.

Les quasars sont longtemps restés un mystère. À la fin des années 1950, des relevés radio de Cambridge trouvent des sources qui ressemblent, en lumière visible, à de faibles étoiles bleues, d'où leur nom, contraction de quasi-stellar radio source. En 1962, Cyril Hazard et ses collègues utilisent l'antenne de Parkes, en Australie, pour chronométrer le passage de la Lune devant la source 3C 273 et en fixer la position. En 1963, Maarten Schmidt en prend le spectre au télescope Hale de 200 pouces du mont Palomar et comprend que les raies étranges sont des raies ordinaires de l'hydrogène, décalées vers le rouge de 16 %. Cela place 3C 273 à environ 2,4 milliards d'années-lumière : il devait donc être quelque quatre mille milliards de fois plus lumineux que le Soleil.

Ce qui stupéfie les astronomes, c'est la taille du moteur. Beaucoup de quasars varient en quelques jours ou semaines, et rien ne peut varier plus vite que le temps que met la lumière à le traverser : la région brillante n'est donc pas plus grande que le Système solaire. Le modèle unifié explique une grande partie de leur diversité. Autour du disque se trouve un beignet de poussière, le tore, et des pôles peuvent jaillir deux jets de particules presque à la vitesse de la lumière, parfois sur des centaines de milliers d'années-lumière. Regardez droit dans un jet et vous voyez un blazar éblouissant et scintillant ; regardez à travers le tore et le cœur disparaît, ne laissant qu'une radiogalaxie ou un noyau actif masqué. Carl Seyfert avait catalogué dès 1943 des versions plus modestes dans des spirales proches.

Les quasars sont les fossiles d'un Univers plus vorace. Leur nombre a culminé il y a environ dix milliards d'années, quand les galaxies, riches en gaz, se heurtaient souvent ; aujourd'hui, la plupart des trous noirs supermassifs, dont le nôtre, sont calmes. Les quasars connus les plus lointains brillent moins de 700 millions d'années après le Big Bang, déjà alimentés par des trous noirs d'un milliard de Soleils. Des relevés comme le Sloan Digital Sky Survey en ont catalogué près d'un million.

Le saviez-vous ? Si lointains qu'ils ne bougent presque pas sur le ciel, les quasars servent de points fixes au repère céleste international, la grille par rapport à laquelle on mesure la position des étoiles.

Les quasars sont aussi des lampes torches cosmiques. Leur lumière traverse en chemin des nuages de gaz, et chaque nuage laisse son empreinte dans le spectre, cartographiant une matière que nous ne verrions jamais autrement. Les objets les plus brillants de l'Univers éclairent ses recoins les plus sombres.

L'emprise de la matière noire

Faites tournoyer une balle au bout d'une ficelle : plus elle va vite, plus la ficelle doit tirer fort. Les étoiles en orbite dans une galaxie obéissent à la même règle, la gravité jouant le rôle de la ficelle. L'essentiel de la lumière d'une spirale vient de son centre dense ; les astronomes s'attendaient donc à ce que les étoiles du disque extérieur tournent lentement, comme les planètes lointaines autour du Soleil : Neptune se traîne à environ 5 kilomètres par seconde quand Mercure fonce à 48. Mesurez les vitesses à travers une galaxie, reportez-les en fonction de la distance, et vous obtenez sa courbe de rotation. On prévoyait une courbe qui monte puis redescend.

Elle ne redescend pas. Dans les années 1970, Vera Rubin et Kent Ford, à la Carnegie Institution de Washington, utilisent un nouveau spectrographe à tube intensificateur construit par Ford pour mesurer le décalage Doppler du gaz lumineux à travers la galaxie d'Andromède, puis à travers des dizaines d'autres spirales. Les vitesses restent obstinément élevées jusqu'aux bords. Au même moment, des radioastronomes, dont Morton Roberts et Albert Bosma, suivent l'émission à 21 centimètres de l'hydrogène bien au-delà des disques visibles et trouvent la même chose : les courbes restent plates. Quelque chose d'invisible tire, et il y en a bien plus que d'étoiles.

L'idée n'était pas neuve. En 1933, l'astronome suisse Fritz Zwicky mesure la vitesse des galaxies de l'amas de Coma et les trouve si rapides que l'amas devrait se disperser, à moins de contenir des centaines de fois plus de masse que ne le suggère sa lumière. Il nomme cette matière manquante dunkle Materie, matière noire. Pendant quarante ans, rares sont ceux qui le prennent au sérieux. Les courbes plates de Rubin changent la donne, et tous les tests indépendants concordent depuis : la déviation de la lumière autour des amas de galaxies, le motif des ondulations du fond diffus cosmologique mesuré par le satellite Planck, et des simulations qui ne fabriquent des galaxies à temps qu'avec de la matière noire.

Au total, la matière noire pèse environ cinq fois plus que la matière ordinaire. Elle n'émet, n'absorbe ni ne réfléchit la lumière et n'interagit quasiment que par la gravité. Chaque galaxie baigne dans un immense halo à peu près sphérique, qui déborde largement des étoiles ; celui de la Voie lactée s'étend sur des centaines de milliers d'années-lumière. Une minorité de physiciens préfère modifier la gravité elle-même, avec la théorie MOND proposée par Mordehai Milgrom en 1983, mais elle peine à expliquer les amas et le fond diffus cosmologique.

Le saviez-vous ? D'après les estimations courantes de la densité de matière noire près du Soleil, un volume grand comme la Terre n'en contiendrait qu'environ un kilogramme.

Ce qu'est vraiment la matière noire reste inconnu. En 2025, l'observatoire baptisé du nom de Vera Rubin a ouvert les yeux au Chili, prêt à cartographier son emprise sur des milliards de galaxies. L'essentiel de la matière de l'Univers est une chose que nous n'avons jamais touchée.

Les amas de galaxies

Les galaxies se regroupent, et les plus grands rassemblements sont les amas de galaxies : des centaines à des milliers de galaxies serrées dans une région de quelques millions à dix millions d'années-lumière, liées par leur propre gravité. Un amas riche pèse jusqu'à environ un million de milliards de Soleils. Les amas sont les plus grands objets de l'Univers à s'être effondrés et stabilisés, au lieu de continuer à s'éloigner avec l'expansion cosmique.

Le grand amas le plus proche est l'amas de la Vierge, à environ 54 millions d'années-lumière, qui compte bien plus d'un millier de galaxies. En son cœur trône l'elliptique géante M87, dont l'Event Horizon Telescope a photographié le trou noir en 2019. Plus loin, à environ 320 millions d'années-lumière, s'étend l'amas de Coma, avec plus d'un millier de galaxies brillantes, où Fritz Zwicky a décelé en 1933 la première signature de la matière noire. En 1958, George Abell catalogue 2 712 amas riches sur les plaques photographiques du relevé du mont Palomar, et les numéros Abell sont toujours d'usage courant.

Les galaxies sont le moindre de leurs composants. Dans les années 1970, le satellite X Uhuru découvre que les amas brillent en rayons X, car l'espace entre les galaxies est rempli d'un gaz ténu à 10 à 100 millions de degrés. Ce milieu intra-amas contient plusieurs fois plus de masse que toutes les étoiles réunies. L'essentiel de la masse, environ 85 %, est de la matière noire, ce qui explique que les galaxies filent si vite sans s'échapper. Le bilan est remarquablement constant : quelques pour cent d'étoiles, environ un huitième de gaz chaud, le reste invisible.

La gravité d'un amas est assez forte pour courber la lumière. Les galaxies situées derrière apparaissent étirées en arcs et en images multiples : c'est le lentillage gravitationnel, qui permet de peser l'amas et de grossir les galaxies pâles à l'arrière-plan. Le premier champ profond de JWST, publié en juillet 2022, regardait à travers l'amas SMACS 0723 des galaxies situées à plus de 13 milliards d'années-lumière. Le cas le plus célèbre est l'amas du Boulet, deux amas entrés en collision il y a environ 150 millions d'années. En 2006, Douglas Clowe et ses collègues ont montré, grâce aux images X de Chandra et aux cartes de lentillage, que le gaz chaud avait été freiné dans le choc tandis que l'essentiel de la masse, la matière noire, avait traversé sans encombre : un signe direct que la matière noire est une substance réelle, pas une bizarrerie de la gravité.

Le saviez-vous ? En 2003, l'observatoire X Chandra a détecté des ondes sonores dans le gaz de l'amas de Persée : un si bémol situé 57 octaves sous le do central, la note la plus grave connue de l'Univers.

Compter les amas de différentes masses à différentes époques est l'un des tests les plus fins de l'énergie noire, et les relevés d'eROSITA, d'Euclid et de Rubin en recensent désormais des centaines de milliers. Les amas sont les grandes cités du cosmos et, comme les vraies villes, leur caractère tient surtout à ce qui se trouve entre les bâtiments.

Le Groupe local

La Voie lactée ne voyage pas seule. Elle appartient au Groupe local, une famille de galaxies d'environ 10 millions d'années-lumière de diamètre, ainsi nommée par Edwin Hubble en 1936. Deux spirales géantes la dominent, la Voie lactée et Andromède, distantes d'environ 2,5 millions d'années-lumière, qui concentrent à elles deux la plupart des étoiles du groupe et sa masse totale de quelques milliers de milliards de Soleils. Tout le reste orbite autour de l'une ou de l'autre, ou dans l'espace qui les sépare.

Le troisième membre par la taille est la galaxie du Triangle, M33, une spirale lâche à environ 2,7 millions d'années-lumière qui compte peut-être 40 milliards d'étoiles. Un observateur à l'œil perçant peut tout juste la deviner sans instrument sous un ciel vraiment noir. Elle est peut-être un satellite d'Andromède, ou en pleine première chute vers elle. Viennent ensuite le Grand et le Petit Nuage de Magellan, à environ 160 000 et 200 000 années-lumière, assez brillants pour être vus à l'œil nu depuis l'hémisphère Sud. Les peuples du ciel austral les connaissaient bien avant que la flotte de Fernand de Magellan ne les signale lors de son voyage de 1519 à 1522, et al-Soufi mentionnait le plus grand vers 964. Le Grand Nuage pèse à lui seul peut-être un dixième de la Voie lactée, de quoi tirer sur le disque de notre galaxie.

La plupart des membres sont des galaxies naines, de pâles essaims de quelques milliers à quelques milliards d'étoiles. Andromède garde près d'elle M32 et M110 ; la Voie lactée en compte des dizaines, dont la naine du Sagittaire, en cours de démembrement de l'autre côté du centre galactique, et les pâles naines du Fourneau et du Sculpteur. Beaucoup n'ont été trouvées que récemment. Depuis 2005, le Sloan Digital Sky Survey et le Dark Energy Survey ont mis au jour des dizaines de naines ultra-diffuses, et en 2018 Gaia a révélé Antlia 2, un satellite fantôme aussi large que le Grand Nuage mais des milliers de fois plus pâle. Le recensement dépasse désormais la centaine de membres connus ou candidats, et l'observatoire Vera C. Rubin devrait en ajouter beaucoup.

Comment sait-on que le groupe est lié ? Presque toutes les autres galaxies de l'Univers s'éloignent de nous avec l'expansion de l'espace, mais au sein du Groupe local, la gravité l'emporte. Andromède se rapproche au lieu de s'éloigner, et les mesures des galaxies en bordure tracent une frontière, à environ 3 millions d'années-lumière du centre, en deçà de laquelle les galaxies retombent au lieu de s'enfuir. Le groupe lui-même se trouve en périphérie du superamas de la Vierge, au sein d'un flux plus vaste nommé Laniakea.

Le saviez-vous ? Les simulations de matière noire prévoyaient bien plus de galaxies satellites autour de la Voie lactée que l'on n'en connaissait, une énigme appelée problème des satellites manquants ; la découverte continue de naines ultra-diffuses a depuis comblé une bonne partie de l'écart.

L'expansion cosmique finira par emporter toutes les autres galaxies hors de notre vue, mais le Groupe local restera uni. Dans un avenir lointain, les astronomes d'ici ne verront peut-être qu'une galaxie fusionnée et ses naines, et se demanderont s'il existe autre chose. Ce voisinage est notre foyer, pour toujours.

La toile cosmique

Aux plus grandes échelles, les galaxies ne sont pas saupoudrées uniformément dans l'espace. Elles s'alignent le long d'immenses filaments, se rassemblent en nappes appelées murs et se nouent là où les filaments se croisent, dans des amas denses, les nœuds. Entre eux s'ouvrent des vides, des bulles presque désertes de plusieurs centaines de millions d'années-lumière. L'ensemble forme la toile cosmique, la plus grande structure de la nature, une mousse à une échelle où même les amas de galaxies ne sont que des points.

La toile a été cartographiée tranche par tranche. En 1981, Robert Kirshner et ses collègues découvrent le vide du Bouvier, un trou de plus de 250 millions d'années-lumière qui ne contient qu'une poignée de galaxies. En 1986, Valérie de Lapparent, Margaret Geller et John Huchra, au Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, reportent les décalages vers le rouge d'environ 1 100 galaxies dans un mince éventail de ciel. Le résultat évoque une coupe dans de la mousse de savon, les galaxies tapissant les parois des bulles, avec au milieu une silhouette en bâtonnets baptisée « le bonhomme ». En 1989, la même équipe trouve la Grande Muraille, une nappe de galaxies longue d'environ 500 millions d'années-lumière. Des relevés plus vastes suivent : le relevé anglo-australien 2dF mesure quelque 220 000 galaxies, et en 2003 J. Richard Gott et ses collègues repèrent dans les données du Sloan Digital Sky Survey la Grande Muraille de Sloan, longue d'environ 1,4 milliard d'années-lumière.

La toile naît de presque rien. Le fond diffus cosmologique montre que l'Univers primitif était homogène à environ un cent-millième près. Les régions un peu plus denses ont attiré davantage de matière, surtout de la matière noire, qui s'est effondrée d'abord en nappes et en filaments, puis en nœuds, tandis que les régions plus vides se vidaient encore. Le gaz ordinaire a suivi, coulant le long des filaments vers les amas où grandissent les galaxies. En 2005, la simulation Millennium, menée par Volker Springel et ses collègues avec dix milliards de particules, a reproduit la toile avec un détail saisissant à partir de la physique connue ; le terme lui-même avait été forgé par Richard Bond, Lev Kofman et Dmitri Pogosyan en 1996.

Les filaments eux-mêmes sont difficiles à voir, car leur gaz est surtout ténu et chaud. En 2019, des astronomes équipés de l'instrument MUSE du Very Large Telescope ont surpris la faible lueur du gaz de filaments dans l'Univers jeune, et des relevés X ont détecté du gaz tiède reliant des amas proches. En 2014, Brent Tully et ses collègues ont suivi les mouvements des galaxies pour cartographier Laniakea, le superamas qui contient la Voie lactée, large d'environ 520 millions d'années-lumière. Aujourd'hui, Euclid, lancé par l'ESA en 2023, et le relevé DESI en Arizona cartographient la toile en trois dimensions sur des milliards d'années-lumière.

Le saviez-vous ? En 2020, un astrophysicien, Franco Vazza, et un neurochirurgien, Alberto Feletti, ont comparé la toile cosmique au réseau de neurones du cerveau et trouvé leurs structures statistiques étonnamment semblables.

La Voie lactée se niche dans un modeste filament, au bord d'un vide. Chaque galaxie que nous pourrions jamais voir est une perle sur ces fils, tissés par la gravité à partir des ondulations des premiers instants. Nous vivons sur un fil, dans une toile de lumière.

Le Big Bang

Le Big Bang n'a pas été une explosion dans l'espace, mais le début d'une expansion de l'espace lui-même. Il y a environ 13,8 milliards d'années, tout ce que contient aujourd'hui l'univers observable était comprimé dans un état plus chaud et plus dense que tout ce qui a suivi, et il n'a cessé depuis de se dilater et de se refroidir. Cela s'est produit partout à la fois. Il n'existe ni centre à désigner ni bord où se tenir : chaque galaxie voit les autres s'éloigner, comme chaque raisin d'une brioche qui lève voit ses voisins s'écarter.

Déroulons le film vers l'avant : la physique en est étonnamment bien comprise. Au bout d'une seconde, l'univers est à environ 10 milliards de degrés, une soupe de protons, de neutrons, d'électrons, de neutrinos et de lumière. En quelques minutes, protons et neutrons fusionnent en noyaux, laissant une matière composée en masse d'environ 75 % d'hydrogène et 25 % d'hélium, avec une pincée de lithium. Pendant les 380 000 années suivantes, le cosmos reste un brouillard opaque et lumineux ; puis, vers 3 000 degrés, les électrons se lient aux noyaux pour former des atomes et la lumière s'échappe. La gravité prend alors le relais : elle rassemble le gaz en premières étoiles une centaine de millions d'années plus tard, puis en galaxies, dont la nôtre.

L'idée est née de la relativité générale d'Einstein. Alexandre Friedmann trouve en 1922 des solutions en expansion à ses équations, et Georges Lemaître, prêtre et physicien belge, soutient en 1927 et 1931 que l'univers est issu d'un « atome primitif ». Les mesures de galaxies en fuite publiées par Edwin Hubble en 1929 lui apportent des preuves. Le nom vient de son critique le plus acerbe : Fred Hoyle, champion d'un univers stationnaire rival, lâche l'expression « Big Bang » à la radio de la BBC en 1949, et elle reste.

Trois piliers soutiennent la théorie. Les galaxies s'éloignent à des vitesses proportionnelles à leur distance. Une faible lueur micro-onde, prédite par Ralph Alpher et Robert Herman en 1948 et découverte par hasard en 1965, emplit le ciel à 2,7 kelvins. Enfin, les quantités d'hydrogène, d'hélium et de deutérium mesurées dans les nuages de gaz les plus primitifs correspondent à la recette calculée pour ces premières minutes. En 2018, le satellite Planck de l'Agence spatiale européenne a fixé l'âge de l'univers à 13,79 milliards d'années, à 20 millions d'années près.

Le saviez-vous ? Environ 1 % de la « neige » d'un vieux téléviseur analogique réglé entre deux chaînes provenait de la lueur résiduelle du Big Bang.

La théorie ne décrit ni une cause ni un « avant ». Elle explique ce qui s'est passé à partir d'une infime fraction de seconde ; avant environ 10⁻⁴³ seconde, le temps de Planck, la physique connue cesse de fonctionner et personne ne sait encore ce qui la remplace. Ce n'est pas non plus la théorie d'une déflagration en un lieu, mythe entretenu par les illustrations de boules de feu. L'essentiel de l'hydrogène d'un verre d'eau a été fabriqué durant la première seconde de l'univers : vous transportez le Big Bang avec vous depuis toujours.

La lueur cosmique

Le fond diffus cosmologique, ou CMB, est la plus ancienne lumière qui soit. Il s'est mis en route environ 380 000 ans après le Big Bang, quand l'univers s'est refroidi vers 3 000 degrés, assez pour que électrons et protons s'unissent en atomes d'hydrogène. Jusque-là, la lumière rebondissait d'électron libre en électron libre, comme des phares dans le brouillard ; ensuite, elle a filé droit. Ce moment, la surface de dernière diffusion, nous entoure dans toutes les directions, et sa lumière voyage vers nous depuis.

L'expansion a étiré cette lumière d'un facteur 1 100 environ, d'une terne lueur orangée jusqu'aux micro-ondes. C'est aujourd'hui un corps noir presque parfait, le spectre d'un objet à une température unique, de 2,7255 kelvins, culminant vers un millimètre de longueur d'onde. Chaque centimètre cube d'espace, y compris celui devant votre nez, contient environ 400 de ses photons.

Ralph Alpher et Robert Herman avaient prédit en 1948 une lueur fossile de quelques kelvins, prédiction largement oubliée. En 1964, Arno Penzias et Robert Wilson, aux Bell Labs de Holmdel, dans le New Jersey, préparaient une antenne-cornet de 6 mètres pour la radioastronomie lorsqu'ils captèrent un sifflement tenace d'environ 3,5 kelvins, venu de toutes les directions, de jour comme de nuit. Ils délogèrent un couple de pigeons et nettoyèrent ce qu'ils appelèrent pudiquement un « matériau diélectrique blanc » ; le bruit persista. À une cinquantaine de kilomètres de là, à Princeton, l'équipe de Robert Dicke construisait justement un instrument pour chercher ce signal. Apprenant la nouvelle, Dicke aurait lancé à ses collègues : « Les gars, on s'est fait doubler. » Penzias et Wilson reçurent le prix Nobel en 1978.

Les missions spatiales ont fait de ce sifflement un portrait. COBE, de la NASA, montra en 1990 que son spectre est le corps noir le plus parfait jamais mesuré, puis découvrit en 1992 des fluctuations de température d'environ une partie sur 100 000, valant le Nobel 2006 à John Mather et George Smoot. WMAP (2001-2010) et Planck (2009-2013) les ont cartographiées en détail. Ce sont des ondes sonores figées du plasma primitif : les taches les plus fréquentes couvrent environ un degré, deux fois la largeur de la pleine Lune, ce qui montre que l'espace est plat et fixe la recette : environ 5 % d'atomes, 27 % de matière noire et 68 % d'énergie noire.

Le saviez-vous ? Le ciel est légèrement plus chaud dans une direction, d'environ trois millièmes de degré, parce que le Soleil et la Terre se déplacent à quelque 370 kilomètres par seconde par rapport à cette lueur.

Ces fluctuations sont les germes de tout ce qui a suivi : les zones un peu plus denses sont devenues, sous l'effet de la gravité, les amas de galaxies et les filaments de la toile cosmique. Des télescopes au sol, comme l'Atacama Cosmology Telescope et le South Pole Telescope, en lisent aujourd'hui les détails les plus fins et la faible polarisation. Où que l'on regarde, le regard finit sur ce mur de lumière ; au-delà, le jeune univers se cache dans son propre brouillard lumineux.

L'univers en expansion

L'univers en expansion, c'est la découverte que les distances entre galaxies augmentent, non parce que les galaxies fuient à travers l'espace, mais parce que l'espace qui les sépare s'étire. Imaginez des points dessinés sur une feuille de caoutchouc tirée également par tous ses bords. Chaque point voit tous les autres s'éloigner, et un point deux fois plus lointain recule deux fois plus vite. Cette simple proportion est la loi de Hubble : la vitesse de fuite égale la distance multipliée par la constante de Hubble, environ 70 kilomètres par seconde par mégaparsec, soit par tranche d'environ 3,26 millions d'années-lumière.

Les preuves sont arrivées par morceaux. Dès 1912, Vesto Slipher, à l'observatoire Lowell en Arizona, mesure les spectres des nébuleuses spirales et les trouve presque tous décalés vers le rouge, certaines s'éloignant à plus de 1 000 kilomètres par seconde. En 1927, Georges Lemaître combine ces vitesses à des distances approximatives et montre que les équations d'Einstein prévoient exactement ce type d'expansion. En 1929, Edwin Hubble, avec Milton Humason, au télescope Hooker de 2,5 mètres du mont Wilson, publie la relation vitesse-distance qui la rendra célèbre. En 2018, l'Union astronomique internationale a recommandé de l'appeler loi de Hubble-Lemaître. La valeur de Hubble, environ 500, était sept fois trop forte, car ses distances étaient très sous-estimées.

Le rythme actuel paraît lent. Un mégaparsec s'allonge d'environ 70 kilomètres chaque seconde, mais cela ne représente qu'une partie sur 14 milliards par an. L'expansion n'étire ni vous, ni votre maison, ni la Terre, ni la Voie lactée, car la gravité et les forces entre atomes maintiennent les objets liés ; elle n'apparaît que dans les vides entre groupes et amas de galaxies. Tout près de nous, la gravité l'emporte franchement : la galaxie d'Andromède se rapproche à environ 110 kilomètres par seconde.

Vers 14 milliards d'années-lumière, la distance de Hubble, la vitesse de fuite dépasse celle de la lumière. La relativité n'est pas violée, car rien ne se déplace dans l'espace plus vite que la lumière ; c'est l'espace qui grandit, et la relativité ne limite pas cela. Rembobinez l'expansion : toutes les distances tendent vers zéro il y a environ 13,8 milliards d'années, c'est-à-dire le Big Bang vu par l'autre bout.

Le saviez-vous ? La matière la plus lointaine que nous puissions voir se trouve aujourd'hui à environ 46 milliards d'années-lumière, alors que l'univers n'a que 13,8 milliards d'années, car l'espace a continué de s'étirer pendant le trajet de sa lumière.

La mesure exacte du taux reste un combat. Le télescope Hubble et le JWST, à l'aide des céphéides et des supernovæ, trouvent environ 73 ; le fond diffus, lu par Planck, implique environ 67. Quel que soit le vainqueur, l'image reste la même. Les galaxies ne nous fuient pas : chacun reste immobile dans un univers qui ne cesse de faire de la place.

Le décalage vers le rouge

Le décalage vers le rouge, ou redshift, est l'étirement de la lumière vers des longueurs d'onde plus grandes, plus rouges. Les astronomes le notent z : l'allongement d'une longueur d'onde divisé par sa longueur d'origine. Pour une galaxie à z = 0,1, la lumière est étirée de 10 % ; à z = 1, chaque longueur d'onde a doublé ; à z = 3, elle a quadruplé. « Rouge » est un raccourci : l'ultraviolet peut glisser dans le visible et le visible dans l'infrarouge, d'où le fait que les vues les plus profondes de l'univers soient infrarouges.

Il y a trois causes. Un mouvement dans l'espace produit un effet Doppler, celui qui fait baisser le son d'une sirène qui passe. La gravité rougit la lumière qui s'extrait d'un puits gravitationnel, effet que Robert Pound et Glen Rebka ont mesuré en 1959 en envoyant des rayons gamma dans une tour de 22,5 mètres à Harvard. Pour les galaxies lointaines domine le décalage cosmologique : les ondes lumineuses s'étirent avec l'espace qu'elles traversent. z est donc aussi une archive. La lumière d'une galaxie à z = 1 est partie quand toutes les distances cosmiques valaient la moitié d'aujourd'hui, il y a environ 8 milliards d'années.

L'outil clé est la raie spectrale. En 1814, Joseph von Fraunhofer catalogue des centaines de raies sombres dans la lumière solaire, empreintes d'éléments précis ; la raie rouge de l'hydrogène se trouve toujours à 656,3 nanomètres en laboratoire. Christian Doppler prédit en 1842 que le mouvement décale de telles fréquences et, en 1868, William Huggins mesure ainsi le mouvement de Sirius. En 1912, Vesto Slipher mesure la première vitesse d'une galaxie, et c'est un décalage vers le bleu : la galaxie d'Andromède s'approche du Soleil à environ 300 kilomètres par seconde, dont une bonne part due à notre propre orbite dans la Voie lactée.

Les redshifts se comptent désormais par millions. L'instrument DESI, sur le Kitt Peak en Arizona, prend 5 000 spectres à la fois grâce à des fibres optiques robotisées, et les relevés d'imagerie estiment des redshifts photométriques plus grossiers à partir des couleurs. En 2024, le spectrographe NIRSpec du JWST a confirmé la galaxie JADES-GS-z14-0 à un décalage d'environ 14,2 : son ultraviolet, émis à 0,12 micromètre, nous parvient en infrarouge vers 1,8 micromètre. Le fond diffus cosmologique, lui, se situe à z ≈ 1 100.

Le saviez-vous ? Une galaxie à z = 14 nous apparaît telle qu'elle était moins de 300 millions d'années après le Big Bang, quand l'univers avait environ 2 % de son âge actuel.

On se représente souvent le redshift comme des galaxies filant telles des ambulances. C'est juste pour les étoiles et galaxies proches, mais au-delà de quelques centaines de millions d'années-lumière, le décalage vient surtout de l'étirement de l'espace, et la lumière arrive avec moins d'énergie qu'au départ. La couleur de chaque galaxie porte un cachet de la poste, et le spectrographe est l'instrument qui le lit.

L'énergie noire

L'énergie noire désigne ce qui accélère l'expansion de l'univers. La gravité de la matière devrait la freiner, comme la pesanteur freine une balle lancée vers le haut ; en 1998, les astronomes ont vu la balle accélérer. Dans l'inventaire cosmique, l'énergie noire représente environ 68 % du total, la matière noire environ 27 %, et la matière ordinaire, chaque étoile, planète et nuage de gaz jamais observé, un peu moins de 5 %.

La découverte est venue d'étoiles qui explosent. Une supernova de type Ia, explosion d'une naine blanche, atteint un éclat maximal presque standard ; sa faiblesse apparente révèle donc sa distance, à des milliards d'années-lumière. Deux équipes rivales ont comparé ces distances aux redshifts : le Supernova Cosmology Project, dirigé par Saul Perlmutter à Berkeley, et la High-z Supernova Search Team de Brian Schmidt, avec Adam Riess. Toutes deux ont trouvé les supernovæ lointaines environ 25 % plus faibles que ne le permettait un univers qui ralentit : plus loin, donc l'expansion s'est accélérée. Les trois responsables ont partagé le prix Nobel de physique 2011.

D'autres preuves ont suivi. Le fond diffus, mesuré par WMAP et Planck, montre que l'espace est plat, ce qui exige bien plus d'énergie que la matière n'en fournit. Les oscillations acoustiques baryoniques, un léger excès de paires de galaxies séparées d'environ 500 millions d'années-lumière, héritage des ondes sonores du jeune univers, servent de règle cosmique ; le Sloan Digital Sky Survey et le relevé 2dF l'ont détectée en 2005. Ensemble, elles montrent que l'accélération a commencé il y a environ 5 à 6 milliards d'années, quand la matière s'est assez diluée pour que la poussée l'emporte.

Sa nature reste inconnue. Le candidat le plus simple est la constante cosmologique d'Einstein, ajoutée en 1917 pour figer l'univers puis abandonnée ; l'idée qu'il l'aurait qualifiée de « plus grande bévue » de sa vie vient de seconde main, par George Gamow, et les historiens en doutent. Une énergie constante du vide, équivalente à la masse de quelques atomes d'hydrogène par mètre cube, ne se dilue pas quand l'espace grandit : sa part augmente. La théorie quantique prédit une énergie du vide jusqu'à 10¹²⁰ fois plus grande, souvent qualifiée de pire prédiction de la physique. L'alternative est un champ variable, surnommé quintessence. En 2024 et 2025, les résultats de DESI ont laissé entrevoir un affaiblissement de l'énergie noire ; le signal intrigue, sans atteindre le seuil d'une découverte.

Le saviez-vous ? Toute l'énergie noire contenue dans un volume grand comme la Terre équivaut à environ 6 milligrammes de masse, moins que le poids d'une mouche.

Euclid, l'observatoire Rubin et le futur télescope spatial Roman de la NASA mesureront l'histoire de l'expansion plus finement que jamais. Ce qu'ils trouveront réécrira la physique et dira comment l'univers finira. Pour l'heure, l'essentiel de l'univers est une chose que l'on mesure avec précision sans pouvoir la nommer.

L'inflation

L'inflation est l'idée dominante sur le premier instant de l'univers : une poussée d'expansion emballée qui a doublé la taille de l'espace encore et encore, au moins 85 fois, et s'est achevée environ 10⁻³² seconde après son début. Une région plus petite qu'un proton a grandi d'un facteur d'au moins 10²⁶. À cette échelle, une bactérie atteindrait quelque 10 000 années-lumière. C'était bien plus rapide que la lumière, ce qui est permis : rien ne se déplaçait dans l'espace, c'est l'espace lui-même qui grandissait.

Elle a été inventée pour résoudre trois énigmes. Le problème de l'horizon : les deux côtés opposés du ciel micro-onde ont la même température à une partie sur 100 000 près, alors que, dans un Big Bang ordinaire, ils n'auraient jamais pu être en contact pour s'équilibrer. Le problème de la platitude : la géométrie de l'espace est en équilibre sur le fil du rasoir entre ouvert et fermé, ce qui exige un réglage absurde au départ. Et les monopôles magnétiques que la physique des particules prédisait en abondance, mais que personne ne voit. Alan Guth, jeune physicien au SLAC en Californie, comprend en 1979 qu'une brève expansion exponentielle règle les trois : une minuscule région s'homogénéise, puis est étirée si plate et si vaste que ses bords et ses monopôles se retrouvent hors de vue. Alexeï Starobinski avait proposé un modèle voisin à Moscou, et en 1982 Andreï Linde, et indépendamment Andreas Albrecht et Paul Steinhardt, corrigent la façon dont l'inflation se termine.

Le moteur est généralement un champ, l'inflaton, coincé dans un état de haute énergie qui se comporte comme une version extrême de l'énergie noire. En se désintégrant, il déverse son énergie en particules et chauffe l'univers : le Big Bang chaud commence. Les frémissements quantiques du champ, étirés à l'échelle cosmique, deviennent de légères différences de densité que la gravité transforme plus tard en galaxies.

Ses prédictions ont tenu. L'espace doit être plat, et Planck le trouve plat à environ 0,2 % près. Les fluctuations du fond diffus doivent être aléatoires et presque égales à toutes les échelles, un peu plus fortes aux grandes : WMAP et Planck ont mesuré précisément cette inclinaison, un indice spectral d'environ 0,965. Reste le test décisif, un fond d'ondes gravitationnelles primordiales qui laisserait un motif tourbillonnant de modes B dans la polarisation. En mars 2014, l'équipe BICEP2, au pôle Sud, annonce l'avoir vu ; en moins d'un an, un travail commun avec Planck montre que la poussière de notre galaxie suffit à l'expliquer.

Le saviez-vous ? Si l'inflation est juste, les plus grandes structures de l'univers, des amas de galaxies à la toile cosmique, sont nées de fluctuations quantiques plus petites qu'un noyau atomique.

Le Simons Observatory au Chili et le futur satellite japonais LiteBIRD pousseront la recherche plus loin. Ses détracteurs, dont Steinhardt aujourd'hui, jugent l'inflation assez souple pour s'accommoder de presque tout et lui reprochent d'impliquer un multivers invérifiable. Elle reste le meilleur récit du premier instant, mais l'univers n'a pas encore signé ses aveux.

La fabrique des éléments

Chaque atome a un lieu de naissance. Le Big Bang n'a guère fabriqué que de l'hydrogène et de l'hélium ; presque tout le reste du tableau périodique, du carbone de vos cellules à l'or d'une alliance, a été forgé plus tard dans les étoiles et les catastrophes stellaires, puis dispersé dans l'espace pour entrer dans de nouvelles étoiles, planètes et personnes. C'est la nucléosynthèse, et, bien lu, le tableau périodique est une carte d'événements cosmiques.

La première forge a fonctionné une vingtaine de minutes. Entre une dizaine de secondes et vingt minutes après le Big Bang, l'univers entier était un réacteur à fusion en refroidissement rapide ; il a laissé une matière composée en masse d'environ 75 % d'hydrogène et 25 % d'hélium, avec des traces de deutérium et de lithium. Ralph Alpher et George Gamow publient les premiers calculs en 1948, ajoutant le nom de Hans Bethe pour le jeu de mots « alpha, bêta, gamma ». Le réacteur cale au lithium, car aucun noyau stable n'a une masse de 5 ou 8, et l'univers refroidit avant de franchir le fossé.

Les étoiles prennent le relais. Elles fusionnent l'hydrogène en hélium, puis l'hélium en carbone par la réaction triple alpha ; en 1953, Fred Hoyle prédit que le carbone doit posséder un état excité précis pour que cela marche, et on le trouve la même année à Caltech, dans le laboratoire de William Fowler. Les étoiles massives fabriquent ensuite oxygène, néon, magnésium et silicium, jusqu'au fer. Là, le bénéfice s'arrête : le fer 56 et ses voisins ont les noyaux les plus liés, si bien que fusionner au-delà coûte de l'énergie au lieu d'en libérer. Les naines blanches qui explosent fournissent une grande part du fer de la Galaxie.

Les éléments plus lourds se construisent en ajoutant des neutrons. Le processus s, lent, dans les géantes rouges mourantes, prend des milliers d'années et produit environ la moitié d'entre eux, dont le strontium, le baryum et le plomb. Le processus r, rapide, exige un déluge de neutrons, comme lors de la collision d'étoiles à neutrons et peut-être de rares supernovæ, et fabrique l'or, le platine et l'uranium. Le plan d'ensemble fut exposé en 1957 par Margaret et Geoffrey Burbidge, Fowler et Hoyle, dans un article toujours appelé B²FH. La preuve que les étoiles sont des forges vint en 1952, quand Paul Merrill trouva du technétium dans le spectre de géantes rouges : sans forme stable, et ne durant au mieux que quatre millions d'années environ, il doit y être fabriqué en ce moment. En 2017, la lumière de la fusion d'étoiles à neutrons GW170817 a montré des éléments lourds tout juste créés, et on y a identifié du strontium en 2019. Lithium, béryllium et bore sont un cas à part : surtout arrachés à des noyaux plus lourds par les rayons cosmiques.

Le saviez-vous ? Environ six atomes sur dix de votre corps sont de l'hydrogène fabriqué dans les premières minutes de l'univers, vieux d'environ 13,8 milliards d'années.

Une énigme demeure : les plus vieilles étoiles contiennent environ trois fois moins de lithium que le Big Bang n'aurait dû en produire. Le reste de l'histoire est assez solide pour être affiché en classe. Le tableau périodique accroché au mur est aussi l'arbre généalogique du cosmos.

Cartographier l'univers

La cosmologie est devenue une science exacte en comptant. Un relevé de redshifts mesure la position de chaque galaxie sur le ciel et l'étirement de sa lumière, transformant une image plate en carte à trois dimensions ; les relevés d'imagerie ajoutent des milliards de galaxies dont la distance est estimée d'après leurs couleurs. Chaque carte teste toute la recette cosmique à la fois : la quantité de matière, la vitesse de croissance des structures et le comportement de l'énergie noire.

La première tranche fit l'effet d'un choc. En 1986, Valérie de Lapparent, Margaret Geller et John Huchra, au Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, reportent environ 1 100 galaxies dans un mince éventail de ciel. Au lieu d'un semis aléatoire, les galaxies dessinent les parois de grandes bulles autour de vides, et l'amas de Coma forme le corps de ce qui ressemble à un bonhomme bâton. En 1989, le même relevé révèle la Grande Muraille, une nappe de galaxies longue d'environ 500 millions d'années-lumière. Le relevé 2dF, au télescope anglo-australien, mesure quelque 221 000 galaxies entre 1997 et 2002, et le Sloan Digital Sky Survey, actif depuis 2000 avec un télescope dédié de 2,5 mètres au Nouveau-Mexique, a recueilli des spectres pour des millions d'entre elles.

La précision est venue avec une règle. En 2005, des équipes du Sloan, menée par Daniel Eisenstein, et du 2dF découvrent un léger excès de paires de galaxies séparées d'environ 500 millions d'années-lumière, empreinte figée des ondes sonores de l'époque du fond diffus. Les cartes de ce fond publiées par Planck en 2013, affinées en 2018, ont fixé les principaux paramètres de l'univers à environ 1 % près, et les cartes de galaxies les vérifient à des époques plus tardives. Depuis 2021, l'instrument DESI, sur le télescope Mayall de 4 mètres du Kitt Peak, utilise 5 000 fibres robotisées pour dresser la plus grande carte 3D à ce jour, avec plus de 14 millions de galaxies et de quasars dans sa publication de 2025.

Les prochaines cartes iront plus loin et plus large. Euclid, de l'ESA, lancé en juillet 2023, photographie environ un tiers du ciel pour mesurer la forme d'environ 1,5 milliard de galaxies, dont les légères déformations trahissent la matière noire. L'observatoire Vera C. Rubin, sur le Cerro Pachón au Chili, avec un miroir de 8,4 mètres et une caméra de 3,2 gigapixels, la plus grande caméra numérique jamais construite pour l'astronomie, a livré ses premières images en juin 2025 et entame un relevé de dix ans, le Legacy Survey of Space and Time, qui devrait cataloguer quelque 20 milliards de galaxies.

Le saviez-vous ? La Grande Muraille de Sloan, repérée en 2003 dans les données du relevé, est une chaîne de galaxies longue d'environ 1,4 milliard d'années-lumière, plus de 13 000 fois le diamètre du disque de la Voie lactée.

Aucune carte ne montre l'univers tel qu'il est maintenant. Plus un relevé porte loin, plus il remonte le temps : chaque atlas est aussi un livre d'histoire lu de la dernière page vers la première. La cartographie, jadis art des côtes, trace désormais l'essentiel du cosmos observable.

Le calendrier cosmique

Le calendrier cosmique ramène l'histoire de l'univers à une seule année. Carl Sagan l'a popularisé dans Les Dragons de l'Éden en 1977, puis dans la série télévisée Cosmos en 1980, à une époque où l'on attribuait à l'univers environ 15 milliards d'années. Avec le chiffre actuel de 13,8 milliards, chaque jour du calendrier représente environ 37,8 millions d'années, chaque heure environ 1,6 million et chaque seconde environ 437 ans.

Janvier est chargé. Le Big Bang sonne à minuit le 1er janvier ; à 0 h 14, l'univers devient transparent et libère la lumière que l'on observe aujourd'hui comme fond diffus cosmologique. Les premières étoiles s'allument dès la première semaine, et les plus vieilles étoiles de la Voie lactée brillent avant la fin du mois, tandis que son disque prend forme au fil du printemps. Vient alors une longue période calme, où des générations d'étoiles naissent, meurent et enrichissent le gaz en éléments lourds. Le Soleil ne se forme que le 1er septembre, la Terre un jour plus tard environ.

Les dates viennent d'horloges différentes. L'âge de l'univers se lit dans le fond diffus et le taux d'expansion, mesurés par Planck. Celui du Soleil vient de la désintégration de l'uranium en plomb dans les plus vieux grains de météorites, formés il y a 4,567 milliards d'années. Les dates de la vie viennent des fossiles, datés par les roches qui les entourent. D'après ces indices, les premiers microbes apparaissent fin septembre, même si les plus anciennes traces sont discutées, et l'oxygène commence à emplir l'air vers le 29 octobre.

L'essentiel de ce qu'on appelle histoire naturelle s'entasse en décembre. Les animaux à coquille et à squelette surgissent au Cambrien, le 17 décembre. Les plantes gagnent la terre ferme vers le 20, les dinosaures apparaissent le jour de Noël, et un astéroïde met fin à leur règne au petit matin du 30 décembre. Notre espèce, Homo sapiens, arrive vers 23 h 48 le soir du réveillon. L'agriculture commence à 23 h 59 min 33 s, et Galilée tourne sa lunette vers le ciel moins d'une seconde avant minuit.

Le saviez-vous ? Toute l'histoire écrite, des premières tablettes de Mésopotamie aux nouvelles de ce matin, tient dans les 12 dernières secondes du 31 décembre.

Le calendrier est une maquette, pas une prophétie. L'année ne s'achève pas à minuit : l'univers durera infiniment plus longtemps qu'il n'a déjà existé et, à la même échelle, il reste au Soleil environ quatre mois avant de devenir une géante rouge. Une vie humaine dure environ un cinquième de seconde. Toutes les histoires humaines jamais racontées ont eu lieu le temps de dire « Bonne année ».

Comment tout finira

La fin de l'univers dépend surtout de l'énergie noire, ce quelque chose d'inconnu qui accélère l'expansion cosmique. La gravité de toute la matière ne peut plus, à elle seule, arrêter cette expansion ; tout dépend donc de l'énergie noire : restera-t-elle constante, se renforcera-t-elle ou s'éteindra-t-elle ? Dans tous les cas, les durées en jeu écrasent tout ce qui a précédé. À l'aune des scénarios les plus longs, les 13,8 milliards d'années écoulées ne sont que les premières secondes.

Le destin privilégié est la mort thermique, parfois appelée Grand Gel. Si l'énergie noire est une constante cosmologique, comme la plupart des données l'ont longtemps suggéré, l'expansion accélère pour toujours. Dans environ 100 milliards d'années, toutes les galaxies au-delà de notre voisinage fusionné auront disparu de la vue, et d'éventuels astronomes ne verraient qu'une galaxie géante dans un noir vide, sans guère d'indice qu'un Big Bang ait eu lieu. La formation d'étoiles s'étiole à mesure que le gaz s'épuise ; Fred Adams et Gregory Laughlin ont estimé en 1997 que les dernières étoiles s'éteindront dans environ 100 000 milliards d'années. Les trous noirs dominent alors, s'évaporant lentement par le rayonnement quantique prédit par Stephen Hawking en 1974 : en 10⁶⁷ ans environ pour un trou noir d'une masse solaire, en 10¹⁰⁰ ans pour les plus gros. Il ne reste qu'un bain de rayonnement ténu et froid, où plus rien ne peut arriver. L'expression vient de la thermodynamique du XIXe siècle : non pas un univers qui brûle, mais un univers où la chaleur ne circule plus, tout étant à la même température.

L'alternative violente est le Big Rip, ou Grand Déchirement. En 2003, Robert Caldwell, Marc Kamionkowski et Nevin Weinberg montrent que, si l'énergie noire devient plus dense avec le temps, l'expansion finira par vaincre les forces qui tiennent tout ensemble. Dans leur exemple chiffré, dans environ 22 milliards d'années, les galaxies sont déchirées quelque 60 millions d'années avant la fin, le Système solaire se disloque environ trois mois avant, et les atomes sont arrachés au tout dernier instant. Les mesures actuelles repoussent un éventuel déchirement bien plus loin.

L'inverse est le Big Crunch, ou Grand Effondrement. Si l'énergie noire faiblit puis devient négative, l'expansion pourrait s'arrêter et s'inverser, ramenant tout vers un état chaud et dense. Les indices de DESI en 2024 et 2025 d'une énergie noire qui s'affaiblit ont ravivé l'intérêt, sans qu'aucun effondrement soit établi. Plus étrange encore, la désintégration du vide : les mesures du boson de Higgs et du quark top suggèrent que notre vide n'est peut-être pas l'état d'énergie le plus bas, et qu'une bulle de « vrai vide » pourrait un jour apparaître et s'étendre presque à la vitesse de la lumière. L'attente estimée dépasse de loin 10¹⁰⁰ ans.

Le saviez-vous ? Une petite naine rouge comme Proxima du Centaure pourrait briller environ quatre mille milliards d'années : les dernières étoiles à mourir seront les plus pâles.

Plus près de nous, le calendrier est clair : dans environ cinq milliards d'années, le Soleil enflera en géante rouge. Euclid, DESI et Rubin mesurent désormais l'énergie noire assez finement pour affiner la prévision cosmique. L'univers aura presque certainement une fin, et nous vivons dans son bref et lumineux premier chapitre.

Des mondes au-delà

Pendant presque toute l'histoire, les planètes des autres étoiles ont relevé de la foi. Giordano Bruno défendait l'idée de mondes innombrables dans les années 1580, et les astronomes les ont supposées durant des siècles, sans pouvoir en prouver une seule. Le problème tient au contraste : une planète est un grain de lumière noyé dans l'éclat d'une étoile en général un milliard de fois plus brillante, et même les étoiles les plus proches sont à des années-lumière. Une exoplanète, c'est-à-dire toute planète tournant autour d'une autre étoile que le Soleil, devait donc être débusquée indirectement, par son effet sur son étoile.

Les premières furent une surprise. En 1992, Aleksander Wolszczan et Dale Frail, qui chronométraient le pulsar PSR B1257+12 avec le radiotélescope d'Arecibo, virent ses impulsions d'une régularité de métronome arriver tantôt en avance, tantôt en retard, selon un motif que seules des planètes en orbite pouvaient expliquer. Ces mondes tournent autour du cœur effondré d'une étoile explosée, à quelque 2 300 années-lumière. Puis, le 6 octobre 1995, Michel Mayor et Didier Queloz, de l'université de Genève, annoncèrent 51 Pegasi b, une géante d'environ la moitié de la masse de Jupiter qui boucle son orbite autour d'une étoile semblable au Soleil en 4,2 jours. Découverte avec le spectrographe ELODIE de l'Observatoire de Haute-Provence, elle leur valut une part du prix Nobel de physique 2019.

Ce fut ensuite l'avalanche. En 1999, HD 209458 b, première planète vue passant devant son étoile, prouva qu'il s'agissait bien de géantes gazeuses. Le télescope spatial Kepler de la NASA, lancé en 2009, fixa environ 150 000 étoiles du Cygne et de la Lyre et trouva plus de 2 600 planètes confirmées avant sa retraite en 2018 ; TESS prit le relais la même année, en balayant presque tout le ciel. En 2016, une planète apparut autour de Proxima du Centaure, l'étoile la plus proche, et en 2017 sept mondes de la taille de la Terre autour de TRAPPIST-1. L'archive des exoplanètes de la NASA a dépassé 6 000 planètes confirmées en 2025, et des milliers de candidates attendent encore vérification.

Le saviez-vous ? Les premières exoplanètes confirmées tournent autour d'une étoile morte : le pulsar PSR B1257+12, qui pivote environ 160 fois par seconde et balaie ses planètes de faisceaux de rayonnement.

Les chiffres disent désormais quelque chose de profond. Les relevés par microlentille gravitationnelle suggèrent que l'étoile typique de la Voie lactée possède au moins une planète : les planètes y sont donc plus nombreuses que les étoiles, des centaines de milliards dans notre seule galaxie. Leur variété déroute, des mondes de lave aux géantes boursouflées moins denses que le liège, et la plupart des systèmes ne ressemblent en rien au nôtre. Le mythe veut que les exoplanètes soient des joyaux rares ; en réalité, ce qui est rare pour l'instant, c'est un système bâti comme celui du Soleil.

Chaque méthode a ses préférées : les transits saisissent les planètes vues par la tranche, les oscillations pèsent les lourdes et les proches, l'imagerie directe photographie de jeunes géantes lointaines, la microlentille trouve des mondes froids et même des vagabondes errant entre les étoiles. Par une nuit claire, la plupart des étoiles visibles ont des planètes, et l'une de ces planètes est celle sur laquelle vous vous tenez.

La méthode des transits

La plupart des exoplanètes connues ont été trouvées grâce à leur ombre. Quand l'orbite d'une planète est vue par la tranche depuis la Terre, la planète passe devant le disque de son étoile à chaque révolution et en masque une infime partie. C'est la méthode des transits : surveiller des milliers d'étoiles à la fois, mesurer leur éclat avec une précision extrême et guetter des baisses qui se répètent comme une horloge. La profondeur de la baisse donne la taille de la planète, car la fraction de lumière masquée est égale à la surface de son disque divisée par celle de l'étoile. L'intervalle entre deux baisses donne la durée de son année.

Ces baisses sont minuscules. Jupiter passant devant le Soleil l'affaiblirait d'environ 1 % ; la Terre, de 0,008 % seulement, soit quelque 84 millionièmes, pendant environ 13 heures une fois par an. Vue d'une direction quelconque, une orbite comme celle de la Terre n'a qu'environ une chance sur 200 d'être bien alignée. Voilà pourquoi les relevés surveillent des étoiles par centaines de milliers, et pourquoi les meilleurs opèrent depuis l'espace, au-dessus des frémissements de l'atmosphère.

Le premier transit fut observé en 1999, quand David Charbonneau et ses collègues, et indépendamment Greg Henry, virent HD 209458 b, une géante gazeuse à environ 160 années-lumière, atténuer son étoile d'environ 1,5 %. Kepler, lancé par la NASA en 2009, en fit une industrie : fixant une seule région du Cygne et de la Lyre, il mesura environ 150 000 étoiles toutes les demi-heures pendant quatre ans et découvrit des milliers de planètes, dont Kepler-186f, premier monde de la taille de la Terre confirmé dans une zone habitable. Après la panne de deux roues de réaction, il poursuivit sous le nom de K2 jusqu'à l'épuisement de son carburant en 2018. TESS, lancé en avril 2018, balaie aujourd'hui presque tout le ciel par bandes, en privilégiant les étoiles proches et brillantes. La mission PLATO de l'ESA doit le rejoindre vers la fin de 2026.

Le saviez-vous ? Les transits trahissent même des planètes qui ne passent jamais devant leur étoile : la gravité d'une sœur invisible fait arriver une planète en transit quelques minutes en avance ou en retard, et c'est ainsi que Kepler-19c fut découverte en 2011.

Un transit en dit plus long que la taille. Associée à une masse obtenue par la méthode des vitesses radiales, elle donne la densité, de quoi distinguer le fer et la roche de l'eau ou du gaz. Pendant le transit, un mince anneau de lumière stellaire traverse aussi l'atmosphère de la planète et y recueille les empreintes de ses molécules. Hubble y détecta ainsi du sodium dans HD 209458 b en 2002 ; en 2022, JWST trouva du dioxyde de carbone dans l'atmosphère de WASP-39 b, première détection nette de ce gaz sur une planète extrasolaire.

La méthode a un biais : elle favorise les grosses planètes proches de petites étoiles, qui transitent souvent et profondément, et les astronomes corrigent ce recensement déséquilibré par la statistique. L'alignement joue d'ailleurs dans les deux sens : depuis certaines étoiles voisines, un observateur verrait chaque année la Terre passer devant le Soleil, clin d'œil régulier annonçant un petit monde dans la zone habitable de notre étoile.

La méthode des vitesses radiales

Une planète ne tourne pas simplement autour de son étoile : toutes deux tournent autour de leur centre de masse commun, le barycentre, comme une danseuse faisant virevolter un partenaire bien plus léger. L'étoile décrit une minuscule boucle, s'approchant de nous pendant la moitié de l'orbite et s'éloignant pendant l'autre. Ce mouvement décale sa lumière par effet Doppler, un peu plus bleue quand elle approche, un peu plus rouge quand elle s'éloigne. En mesurant cette vitesse radiale, les astronomes détectent et pèsent des planètes qu'ils ne voient pas.

Les signaux sont d'une petitesse absurde. Jupiter entraîne le Soleil à environ 12,5 mètres par seconde, la vitesse d'un sprinteur, au fil de son orbite de 12 ans. La Terre ne le déplace qu'à 9 centimètres par seconde, à peu près l'allure d'une tortue géante. L'attraction de Jupiter modifie la longueur d'onde de la lumière solaire de quelques cent-millionièmes, celle de la Terre de quelques dix-milliardièmes ; les spectrographes doivent donc être d'une stabilité extraordinaire, scellés sous vide, maintenus à température constante et étalonnés sur des lampes, de la vapeur d'iode ou des peignes de fréquences laser.

C'est cette méthode qui ouvrit l'ère des exoplanètes. Bruce Campbell, Gordon Walker et Stephenson Yang signalèrent en 1988 une planète possible autour de Gamma Cephei, mais trop prudents pour la revendiquer ; elle ne fut confirmée qu'en 2003. En 1995, Michel Mayor et Didier Queloz utilisèrent le spectrographe ELODIE, en France, pour voir 51 Pegasi osciller à environ 56 mètres par seconde tous les 4,2 jours, signature d'une géante collée à son étoile. Geoff Marcy et Paul Butler la confirmèrent vite en Californie, puis en trouvèrent des dizaines d'autres. HARPS, à La Silla au Chili, atteignit dès 2003 environ 1 mètre par seconde et contribua en 2016 à la découverte de Proxima b. ESPRESSO, sur le Très Grand Télescope, vise désormais 10 centimètres par seconde.

Le saviez-vous ? Le barycentre du Soleil et de Jupiter se trouve juste au-dessus de la surface solaire : à proprement parler, Jupiter ne tourne pas autour du centre du Soleil.

Le rythme de l'oscillation donne la période de la planète, son ampleur la masse, sa forme l'excentricité de l'orbite. Un bémol : comme on ignore en général l'inclinaison de l'orbite, la méthode ne fournit qu'une masse minimale. Combinée à un transit, qui fixe cette inclinaison, elle livre la vraie masse. Les étoiles trichent aussi : taches, pulsations et bouillonnement de leur surface produisent des tremblements d'un mètre par seconde ou plus qui imitent des planètes, et les démêler est devenu le défi majeur du domaine.

Le graal est une véritable jumelle de la Terre, qui exige de capter 9 centimètres par seconde pendant des années ; le projet Terra Hunting Experiment prévoit de suivre quelques dizaines d'étoiles solaires presque chaque nuit pendant dix ans. En attendant, cette méthode fournit la masse de la plupart des mondes proches, dont les petites planètes débusquées autour de l'étoile de Barnard en 2024 et 2025. Vu de loin, notre Soleil tressaille discrètement à neuf centimètres par seconde, et quelqu'un pourrait, en principe, le mesurer.

Les Jupiter chauds

Avant 1995, la théorie racontait une belle histoire. Les planètes géantes naissent loin de leur étoile, au-delà de la ligne des glaces, là où la glace abonde assez pour bâtir des noyaux massifs ; les géantes gazeuses devraient donc suivre de larges orbites lentes, comme Jupiter, qui boucle son tour en 12 ans à 5,2 fois la distance Terre-Soleil. Puis la première planète découverte autour d'une étoile solaire brisa la règle. 51 Pegasi b, d'environ la moitié de la masse de Jupiter, orbite à seulement 0,05 unité astronomique de son étoile, huit fois plus près que Mercure du Soleil, et son année dure 4,2 jours. C'est l'archétype des Jupiter chauds.

Ce sont parmi les lieux les plus extrêmes connus. À si courte distance, les marées les verrouillent presque à coup sûr, une face tournée en permanence vers l'étoile : un côté jour brûlant, un côté nuit plus frais, et entre les deux des courants-jets de milliers de kilomètres à l'heure. KELT-9b, la plus chaude connue, affiche environ 4 300 °C côté jour, plus que bien des étoiles. Sur WASP-76b, le spectrographe ESPRESSO du Très Grand Télescope de l'ESO a montré en 2020 que le fer s'y vaporise côté jour et semble se condenser en passant côté nuit. HD 189733 b, d'un bleu profond pour Hubble, pourrait connaître des vents chargés de gouttelettes de verre fondu. HD 209458 b traîne une queue d'hydrogène, comme une comète, arrachée à son atmosphère surchauffée.

Comment sont-ils arrivés là ? La plupart des astronomes pensent qu'ils se sont formés plus loin, puis ont migré vers l'intérieur. Certains ont spiralé à travers le disque de gaz de l'étoile jeune en échangeant du moment cinétique avec lui, scénario élaboré pour 51 Pegasi b par Douglas Lin, Peter Bodenheimer et Derek Richardson en 1996. D'autres ont pu être projetés sur des orbites allongées par des planètes sœurs, avant que les marées ne les arrondissent. Mesuré pendant les transits, l'angle entre l'orbite et l'axe de rotation de l'étoile montre que beaucoup orbitent inclinés, voire à rebours, cicatrices d'histoires violentes.

Ils ont dominé les premières découvertes parce qu'ils sont faciles : gros, proches et rapides, avec des oscillations de dizaines ou de centaines de mètres par seconde, ils crient dans les deux grandes méthodes. Les relevés montrent pourtant qu'ils sont rares, autour d'environ 1 % des étoiles solaires ; leur célébrité était un effet de sélection. Certains sont condamnés : WASP-12b, qui fait le tour de son étoile en 26 heures environ, voit son orbite raccourcir d'environ 29 millisecondes par an et devrait être avalée d'ici quelques millions d'années.

Le saviez-vous ? Le Jupiter chaud TrES-2b réfléchit moins de 1 % de la lumière qu'il reçoit, ce qui le rend plus sombre que le charbon.

Leur véritable héritage est une leçon d'humilité. Les Jupiter chauds ont prouvé que les systèmes planétaires sont dynamiques, avec des géantes capables de traverser un système en dispersant tout sur leur passage. Notre propre Jupiter a peut-être dérivé vers l'intérieur puis rebroussé chemin, hypothèse dite du Grand Tack, façonnant au passage les petits mondes rocheux du Système solaire interne. S'il avait continué, la Terre ne se serait peut-être jamais formée.

Super-Terres et mini-Neptunes

Prenez au hasard une planète de la Voie lactée : ce serait probablement un type qui manque à notre Système solaire. Le recensement de Kepler a montré que les planètes les plus fréquentes autour des étoiles solaires, du moins sur des orbites de quelques mois au plus, mesurent entre une et quatre fois le diamètre de la Terre. La Terre est notre plus grande planète rocheuse ; Neptune, avec près de quatre rayons terrestres, notre plus petite géante. Entre les deux, un vide dans notre famille, une foule partout ailleurs.

Ces planètes forment deux populations. En 2017, Benjamin Fulton et ses collègues, grâce aux tailles stellaires précises du California-Kepler Survey, ont relevé une pénurie de planètes autour de 1,5 à 2 rayons terrestres, la vallée des rayons, ou lacune de Fulton. En dessous se trouvent les super-Terres, surtout faites de roche et de fer nus, parfois plusieurs fois plus massives que la Terre. Au-dessus, les mini-Neptunes : des noyaux rocheux enveloppés d'épaisses couches d'hydrogène et d'hélium, gonflés par quelques pour cent de leur masse en gaz. L'explication favorite : les jeunes planètes proches de leur étoile ont perdu leur atmosphère légère, soufflée par les rayons X et ultraviolets stellaires ou par la chaleur de leur propre noyau, tandis que celles plus riches en gaz ou plus lointaines l'ont gardée. Leslie Rogers avait estimé en 2015 que la plupart des planètes de plus de 1,6 rayon terrestre ne sont pas rocheuses.

Chacune est une expérience impossible chez nous. 55 Cancri e, presque deux fois plus large que la Terre et huit fois plus massive, boucle son orbite en moins de 18 heures, avec un côté jour assez chaud pour fondre la roche ; en 2024, des données de JWST ont suggéré qu'elle possède une atmosphère, peut-être alimentée par un océan de magma. GJ 1214 b, mini-Neptune à 48 années-lumière, est enveloppée d'une brume si épaisse que son spectre est presque sans relief. Et il y a K2-18 b, à 124 années-lumière, 2,6 fois plus large que la Terre, dans la zone habitable de sa naine rouge. Nikku Madhusudhan, de Cambridge, y voit un monde hycéen, un océan planétaire sous un ciel d'hydrogène ; d'autres équipes y voient plutôt une mini-Neptune riche en gaz, voire une surface en fusion.

Le saviez-vous ? Statistiquement, la planète la plus typique de la Voie lactée est d'un genre que nous ne pouvons ni visiter ni étudier de près, car le Soleil n'en a jamais fabriqué.

Taille et masse seules restent ambiguës : une planète de 2,5 rayons et 8 masses terrestres peut être de la roche sous un mince voile d'hydrogène, de la roche sous une épaisse couche d'eau ou autre chose encore. D'où l'importance des spectres de JWST : l'équilibre entre eau, méthane, ammoniac et dioxyde de carbone aide à distinguer un monde océan d'une naine gazeuse.

Pourquoi notre système les a-t-il sautées ? Une idée veut que le jeune Jupiter ait bloqué la dérive vers l'intérieur des cailloux qui auraient pu bâtir des super-Terres près du Soleil. Quoi qu'il en soit, la planète sous vos pieds est l'exception, et le monde préféré de la Galaxie ne s'étudie qu'à des années-lumière.

La zone habitable

Autour de chaque étoile s'étend une bande d'orbites où une planète dotée de la bonne atmosphère pourrait garder de l'eau liquide en surface : la zone habitable, surnommée zone de Boucle d'or. Trop près, les océans s'évaporent ; trop loin, ils gèlent. Le terme fut popularisé par Su-Shu Huang en 1959 et chiffré par James Kasting et ses collègues en 1993, qui modélisèrent la réponse du dioxyde de carbone et de la vapeur d'eau d'une planète à la lumière stellaire. En 2013, Ravi Kopparapu et ses collègues ont mis à jour le calcul et placé la zone prudente du Soleil entre environ 0,99 et 1,7 fois la distance Terre-Soleil, la Terre étant inconfortablement proche du bord intérieur.

La position de la zone dépend de l'étoile. Une étoile F chaude et brillante la repousse au-delà de l'orbite de Mars ; une naine rouge pâle la ramène à quelques centièmes d'unité astronomique, où une année dure des jours ou des semaines. Proxima b, à 4,2 années-lumière, parcourt la zone habitable de son étoile en 11,2 jours, à 0,05 unité astronomique seulement. La zone de TRAPPIST-1 tient largement à l'intérieur de l'orbite de Mercure. Kepler-186f, annoncée en 2014, fut la première planète de taille terrestre confirmée dans une zone habitable ; Kepler-452b, annoncée en 2015, tourne autour d'une étoile solaire en 385 jours.

La zone se déplace aussi avec le temps. Les étoiles brillent davantage en vieillissant, et le Soleil est environ 30 % plus lumineux qu'à la naissance de la Terre. Dans un milliard d'années environ, son éclat croissant repoussera le bord intérieur au-delà de l'orbite terrestre, et nos océans commenceront à s'échapper vers l'espace. La vie sur Terre occupe une fenêtre dans la lente marche de la zone vers l'extérieur.

Le saviez-vous ? Vénus se trouve juste en deçà du bord intérieur de la zone habitable du Soleil, et sa surface, à environ 465 °C, est assez chaude pour faire fondre le plomb.

La zone habitable est un premier filtre, pas une promesse, et le mythe populaire en fait à tort une étiquette de vie. Notre système le prouve : Mars se trouve dans la zone, mais c'est un désert gelé, trop petit pour garder son atmosphère après l'extinction de son champ magnétique. Atmosphère, magnétisme, tectonique des plaques, marées et éruptions stellaires décident du reste. Les naines rouges, environ trois quarts des étoiles de la Galaxie, sont des cibles commodes aux mœurs brutales : éruptions violentes, planètes probablement verrouillées par les marées, une face en plein jour perpétuel. À l'inverse, l'eau peut exister bien loin de toute zone habitable : Europe et Encelade cachent des océans sous leur glace, maintenus liquides par les marées.

Même avec ces réserves, les nombres sont grands. Les données de Kepler suggèrent qu'une part notable des étoiles solaires possède une planète d'environ la taille de la Terre dans la zone, et les naines rouges pourraient en ajouter des dizaines de milliards. La zone habitable dit aux télescopes où regarder d'abord ; pour nous, elle rappelle qu'un ciel bleu est une adresse heureuse, et provisoire.

TRAPPIST-1

À quarante années-lumière, dans le Verseau, brille une étoile si faible qu'il faut un grand télescope pour l'apercevoir. TRAPPIST-1 est une naine rouge ultrafroide à peine plus large que Jupiter, d'environ 9 % de la masse solaire, avec une surface à quelque 2 300 °C qui rayonne surtout dans l'infrarouge. Autour d'elle tournent sept planètes rocheuses, chacune à peu près de la taille de la Terre. Le système entier tiendrait sans peine à l'intérieur de l'orbite de Mercure : la planète la plus éloignée, h, orbite à environ 0,06 unité astronomique, et son année dure moins de 19 jours.

Les planètes ont été trouvées par leurs transits. En 2016, Michaël Gillon, de l'université de Liège, et ses collègues en annoncèrent trois grâce à TRAPPIST, un télescope robotique de 60 centimètres installé à La Silla, au Chili, dont le nom salue les bières trappistes de Belgique. En février 2017, le télescope spatial Spitzer de la NASA, après avoir observé l'étoile presque sans interruption pendant une vingtaine de jours, montra qu'il y en avait sept. Leurs orbites forment une chaîne de résonances précise : pour huit tours de b, c en accomplit cinq, et des rapports simples se poursuivent jusqu'au bout. Une chaîne si délicate suggère que les planètes se sont formées plus loin, puis ont migré ensemble, en douceur.

Comme les planètes transitent souvent devant une étoile minuscule, les baisses de lumière sont profondes et leur chronométrage exquis. D'infimes variations des instants de passage, mesurées au fil des années, livrent leurs masses : leurs densités sont semblables, un peu inférieures à celle de la Terre, compatibles avec des corps rocheux contenant un peu moins de fer ou un peu d'eau. Trois planètes, e, f et g, sont dans la zone habitable, d se trouvant à son bord intérieur, plus chaud.

Le télescope spatial James Webb a commencé à poser la question évidente : ont-elles de l'air ? En 2023, son instrument MIRI a mesuré environ 230 °C sur la face jour de b, à peu près ce qu'atteindrait une roche nue et sombre, et environ 110 °C pour c, excluant une épaisse atmosphère de dioxyde de carbone de type vénusien sur l'une comme sur l'autre. Le tempérament de l'étoile joue contre elles : TRAPPIST-1 connaît de fréquentes éruptions et fut plus brillante dans sa jeunesse, ce qui a pu dépouiller les mondes intérieurs. Le verdict sur e, la meilleure candidate à un climat terrestre, se construit transit après transit.

Le saviez-vous ? Depuis la surface d'une planète de TRAPPIST-1, une voisine passant au plus près pourrait paraître plus grande dans le ciel que la pleine Lune vue de la Terre.

TRAPPIST-1 est un laboratoire pour la grande question statistique de la recherche de vie. Les naines rouges forment la majorité des étoiles de la Galaxie, et les plus petites vivent des milliers de milliards d'années, bien plus que les 10 milliards d'années du Soleil. Si de telles planètes savent garder leur atmosphère, l'essentiel des terres habitables de l'Univers tourne autour de pâles soleils rouges, et pour presque toujours.

Les biosignatures

Nous n'irons pas de sitôt fouler les planètes d'autres étoiles : la recherche de vie y est donc une affaire de chimie à distance. Une biosignature est une substance ou un motif que la vie produit et qu'il est difficile d'obtenir autrement. Sur Terre, la plus claire est l'atmosphère elle-même : environ 21 % d'oxygène, plus du méthane à moins de deux parties par million. Les deux réagissent ensemble à la lumière du Soleil, et le méthane ne dure qu'une dizaine d'années dans notre air ; leur coexistence signifie que quelque chose les renouvelle sans cesse. James Lovelock soutint dès 1965 que ce déséquilibre chimique trahirait la vie sur n'importe quelle planète.

L'idée a été testée sur le seul monde vivant que nous connaissions. En décembre 1990, la sonde Galileo, frôlant la Terre en route vers Jupiter, braqua ses instruments sur sa planète d'origine, et en 1993 Carl Sagan et ses collègues publièrent ce qu'en conclurait un observateur extraterrestre : oxygène abondant, méthane très loin de l'équilibre, brusque hausse de la lumière réfléchie juste au-delà du rouge, le red edge de la végétation, et signaux radio à bande étroite qu'aucun processus naturel n'explique. La vie, et même la technologie, étaient détectables.

Pour les exoplanètes, l'outil principal est la spectroscopie de transmission. Pendant un transit, la lumière qui traverse l'atmosphère d'une planète perd des couleurs précises, absorbées par ses molécules, et JWST, lancé en décembre 2021, les lit avec des instruments comme NIRSpec et MIRI. En 2023, une équipe dirigée par Nikku Madhusudhan a annoncé du méthane et du dioxyde de carbone dans l'atmosphère de K2-18 b, possible monde océan à 124 années-lumière, plus un indice ténu de sulfure de diméthyle, un gaz produit sur Terre surtout par le plancton marin. Une étude de 2025 a revendiqué un signal plus fort, mais des réanalyses indépendantes l'ont jugé faible ou absent, et le débat continue.

Le saviez-vous ? Vue d'une autre étoile, l'atmosphère terrestre annonce peut-être la vie depuis environ deux milliards d'années, depuis que l'oxygène des cyanobactéries s'y est accumulé, bien avant l'apparition des animaux.

Aucune molécule ne prouve à elle seule la vie, et les fausses alertes font partie de la méthode. L'oxygène peut s'accumuler sans vie quand les ultraviolets brisent l'eau d'une planète qui perd son hydrogène dans l'espace, risque notable autour des naines rouges. Le méthane s'échappe des volcans et de l'eau réagissant avec la roche chaude. En 2020, l'annonce de phosphine sur Vénus fit sensation, puis suscita une longue querelle sur les données. Les astronomes parlent désormais d'une échelle de confiance, de « compatible avec la vie » à « aucune autre explication », et s'attendent à ce que toute première annonce soit disputée des années durant.

De meilleurs outils arrivent. L'Extremely Large Telescope de l'ESO, attendu pour sa première lumière vers la fin de la décennie, pourrait sonder l'oxygène de planètes rocheuses proches, et l'Habitable Worlds Observatory proposé par la NASA vise à photographier des planètes terrestres autour d'étoiles solaires et à en prendre directement le spectre. La question n'est plus de savoir si nous reconnaîtrions un monde vivant, mais quel degré de certitude il nous faudrait. Quelque part dans la lumière qui nous parvient déjà, la réponse est peut-être écrite en quelques couleurs manquantes.

L'équation de Drake

À l'automne 1961, un jeune radioastronome, Frank Drake, organisa une petite réunion à l'Observatoire national de radioastronomie de Green Bank, en Virginie-Occidentale, pour discuter de la possibilité de détecter une vie intelligente ailleurs. Pour bâtir l'ordre du jour, il nota les facteurs qui décideraient du nombre de civilisations de notre galaxie susceptibles d'émettre en ce moment même. Le résultat, appelé depuis équation de Drake, multiplie sept termes : le rythme de formation des étoiles propices, la fraction dotée de planètes, le nombre de planètes habitables par système, les fractions de celles-ci où apparaissent la vie, l'intelligence et une technologie détectable, et enfin L, la durée pendant laquelle de telles civilisations continuent d'émettre.

Une douzaine de personnes y assistaient, dont Carl Sagan, Philip Morrison et le chimiste Melvin Calvin, qui apprit pendant la réunion qu'il recevait le prix Nobel de chimie. Ils se baptisèrent l'Ordre du Dauphin, en hommage aux travaux de leur collègue John Lilly sur l'intelligence des dauphins. Leurs propres estimations donnaient un résultat à peu près égal à L : si les civilisations durent mille ans, il y en aurait peut-être mille ; si elles durent un million d'années, peut-être un million.

Six décennies plus tard, l'astronomie a rempli le début de l'équation. La Voie lactée transforme chaque année l'équivalent d'environ un à deux Soleils de gaz en étoiles nouvelles. Kepler et ses successeurs montrent que la plupart des étoiles ont des planètes, et qu'une part notable possède des mondes rocheux dans sa zone habitable. Les termes astronomiques, pures conjectures en 1961, sont désormais connus à un facteur de quelques unités près.

Le saviez-vous ? Drake n'a jamais pensé que son équation serait résolue : il l'avait écrite simplement pour organiser l'ordre du jour d'une réunion.

La seconde moitié reste conjecturale. Nous avons un seul exemple de vie, d'intelligence et de technologie, et un échantillon d'un seul ne donne aucune fraction. La vie est apparue assez vite sur Terre, peut-être en quelques centaines de millions d'années, ce que certains prennent pour l'indice qu'elle est facile ; une intelligence capable de construire des radios a demandé environ quatre milliards d'années, et une seule espèce sur des millions y est parvenue. L est le terme le plus humiliant, car notre civilisation n'est bruyante en radio que depuis à peine un siècle. Les réponses honnêtes vont toujours de bien moins de un, autrement dit nous serions seuls dans la Galaxie, à plusieurs milliers ou davantage.

On moque souvent l'équation comme une façon de multiplier les ignorances, mais c'est manquer son but. Elle transforme une question vague en programme de recherche, en montrant quels nombres l'astronomie, la biologie et l'histoire devraient chacune fournir. Elle aiguise aussi le paradoxe de Fermi, la question posée par Enrico Fermi lors d'un déjeuner en 1950 : si les civilisations sont courantes, où sont-elles donc ? Frank Drake est mort en 2022. Son équation, toujours irrésolue, reste la meilleure carte de notre propre incertitude, avec notre avenir inscrit dans son dernier terme.

SETI

La recherche d'intelligence extraterrestre, ou SETI, traque la technologie plutôt que la biologie : émissions radio, éclairs laser ou tout autre signe que quelqu'un, quelque part, a construit quelque chose. Son coup d'envoi scientifique fut un article de deux pages paru dans Nature en 1959, où Giuseppe Cocconi et Philip Morrison montraient que les radiotélescopes pouvaient déjà détecter un émetteur comme les nôtres à travers les distances interstellaires. Ils proposaient d'écouter près de 1 420 mégahertz, la fréquence naturelle de l'hydrogène, l'élément le plus commun de l'Univers.

Un an plus tard, Frank Drake essaya. Le projet Ozma, en 1960, utilisa une antenne de 26 mètres à Green Bank pour écouter deux étoiles proches semblables au Soleil, Tau Ceti et Epsilon Eridani, pendant environ 150 heures. Il n'entendit rien, et donna le ton. Le 15 août 1977, le radiotélescope Big Ear de l'université d'État de l'Ohio enregistra un signal fort et étroit venu de la direction du Sagittaire, pendant les 72 secondes qu'une source mettait à traverser son faisceau ; le bénévole Jerry Ehman l'entoura sur le listing et écrivit « Wow! » à côté. Malgré de nombreuses tentatives, on ne l'a jamais revu. Les explications naturelles proposées, dont un nuage d'hydrogène en sursaut suggéré en 2024, restent non confirmées.

Les recherches ont depuis pris une ampleur considérable. L'Institut SETI, fondé en 1984, a construit l'Allen Telescope Array dans le nord de la Californie, en service depuis 2007. Breakthrough Listen, lancé en 2015, utilise le télescope de Green Bank, l'antenne australienne de Parkes, appelée Murriyang, et le réseau sud-africain MeerKAT pour sonder un million d'étoiles proches et le cœur d'une centaine de galaxies voisines. L'antenne chinoise FAST, de 500 mètres, s'est jointe à l'effort. Les récepteurs modernes passent au crible des milliards de canaux radio à la fois, et des outils d'apprentissage automatique, comme celui entraîné en 2023 par Peter Ma et ses collègues, repèrent des candidats parmi des millions de parasites d'origine humaine.

Le saviez-vous ? En 2018, Jason Wright et ses collègues ont estimé que toutes les recherches SETI menées jusque-là avaient exploré une part de l'espace de recherche comparable à l'eau d'un grand jacuzzi face à l'ensemble des océans terrestres.

Voilà la clé pour interpréter le silence. La botte de foin cosmique a de nombreuses dimensions : direction dans le ciel, fréquence radio, intensité, type de signal et temps, puisqu'une balise pourrait ne s'allumer qu'à l'occasion. Le silence d'un si petit échantillon ne dit presque rien, comme le répète depuis des décennies Jill Tarter, pionnière de SETI qui inspira l'héroïne de Contact. Les fausses alertes existent : BLC1, capté en 2019 en direction de Proxima du Centaure, s'est révélé être une interférence d'appareils électroniques terrestres.

Un mythe veut que des extraterrestres puissent regarder nos vieilles émissions de télévision. En réalité, nos fuites de diffusion sont faibles et difficiles à détecter même à quelques années-lumière, même si les puissants radars planétaires portent bien plus loin. SETI est un pari modeste au gain le plus vaste qui soit, et chaque nuit les télescopes écoutent un peu plus longtemps. La plupart des murmures du ciel restent inentendus.

Comment marche un télescope

Un télescope est un seau à lumière doté d'un bord précis. Sa première tâche est de recueillir bien plus de lumière que la pupille de l'œil, qui s'ouvre à environ 7 millimètres par nuit noire ; la seconde, de concentrer cette lumière en un foyer net, où un œil, une caméra ou un spectrographe peut l'exploiter. Il n'existe que deux moyens d'y parvenir. Le réfracteur courbe la lumière à travers une lentille. Le réflecteur la renvoie sur un miroir courbe.

L'essentiel tient à l'ouverture, le diamètre de la lentille ou du miroir. Le pouvoir collecteur croît comme la surface, donc comme le carré du diamètre : un miroir de 1 mètre capte environ 20 000 fois plus de lumière qu'un œil adapté à l'obscurité, un géant de 8 mètres plus d'un million de fois. L'ouverture fixe aussi la finesse des détails, car la lumière s'étale en franchissant toute ouverture : le plus petit détail séparable vaut à peu près la longueur d'onde divisée par le diamètre.

Les réfracteurs sont apparus aux Pays-Bas en 1608, et Galilée en braqua un sur le ciel l'année suivante. Leur faiblesse est la couleur : une lentille simple dévie davantage le bleu que le rouge et frange chaque étoile, c'est l'aberration chromatique. Les objectifs achromatiques, brevetés par John Dollond en 1758, la domptèrent, et les lunettes grandirent jusqu'à l'objectif de 1,02 mètre de l'observatoire Yerkes, achevé en 1897. Ce fut la fin du chemin : une lentille ne se tient que par son bord, s'affaisse sous son poids et doit être parfaite dans toute son épaisseur.

Le saviez-vous ? Le premier réflecteur d'Isaac Newton, en 1668, ne mesurait qu'une quinzaine de centimètres de long, avec un miroir de métal poli d'environ 3 centimètres, et rivalisait pourtant avec des lunettes bien plus longues.

Le miroir n'a aucun de ces défauts. Il renvoie toutes les couleurs au même point, seule sa face avant doit être parfaite et on peut le soutenir par l'arrière. La formule de Laurent Cassegrain, en 1672, renvoie la lumière à travers un trou du miroir principal : c'est celle de Hubble et de la plupart des grands télescopes. Quand Léon Foucault et Carl August von Steinheil apprirent à argenter le verre dans les années 1850, le réflecteur gagna pour de bon la course à la taille.

Un mythe tenace mérite de tomber : le grossissement compte à peine. N'importe quel télescope grossit énormément en changeant d'oculaire, mais il ne montre davantage que s'il a recueilli plus de lumière et l'a bien focalisée. Dans un télescope d'amateur, c'est la même physique que chez les géants des montagnes : un seau plus large, une courbe plus juste.