La Terre est ronde parce que la gravitation l'oblige à se mettre en boule. La gravitation, c'est la force qui nous maintient sur la Terre : elle nous fait retomber quand on saute, et de la même manière, elle empêche les montagnes de monter trop haut. On a remarqué que les montagnes peuvent être plus hautes sur les planètes plus petites, parce que la gravitation est plus faible. Par exemple le Mont Olympe sur Mars monte trois fois plus haut que l'Everest, et deux fois plus haut que le volcan Mauna Kea à Hawaii (qui est la plus haute montagne sur Terre quand on le mesure depuis le fond de l'océan d'où il surgit).

Donc plus la planète est petite, moins la gravitation arrive à agir. A l'extrême, on a les astéroïdes, qui sont si légers qu'ils ne sont pas du tout ronds. On les appellent même familièrement des patatoïdes, parce qu'ils ont des formes qui ressemblent un peu à des pommes-de-terre, tous bosselés. A l'inverse, plus la planète est massive, moins la gravitiation la laisse prendre des formes fantaisistes : seule la sphère est permise !

On peut très facilement voir que la Terre est ronde pendant une éclipse de Lune, en observant la forme de l'ombre de la Terre sur la Lune. Au bord de la mer aussi, on peut facilement se rendre compte qu'elle est ronde car l'orsqu'un bateau apparaît au loin, on commence par voir le haut de son mât, puis progressivement le reste du bateau. Déjà dans l'Antiquité, un certain Erathostène a pu mesurer le rayon terrestre avec une précision de 15%.

On ne peut pas sentir que la Terre tourne parce qu'on tourne avec elle à la même vitesse constante. C'est comme quand on est dans un train qui avance à sa vitesse de croisière : on ne sent pas qu'on bouge, et si on ne regarde pas par la fenêtre, on pourrait croire qu'on est immobile. C'est seulement quand le train freine ou au contraire se met à accélérer qu'on peut sentir le changement de vitesse et donc être conscient du mouvement. On peut regarder la course du Soleil ou des étoiles dans le ciel, mais c'est difficile de dire si c'est elles ou nous qui bougeons ! Comme quand le train est arrêté dans une gare et que le train d'à-côté se met en route : jusqu'à ce qu'on voie de nouveau le quai, on ne peut pas savoir qui bouge !

En fait, la rotation de la Terre sur elle-même n'est pas tout à fait constante. La Terre ralentit très très lentement, à cause de l'influence de la Lune : il y a 500 millions d'années, le jour ne durait que 22h. Mais ce ralentissement est trop lent pour qu'on puisse le remarquer.

Sur Terre, tout l'entourage tourne à la même vitesse, y compris l'atmosphère. Si parfois il y a du vent, ce n'est pas dû au "vent de la course" ! Heureusement d'ailleurs, car à notre latitude, on tourne à plus de 1100 km/h... si l'atmosphère ne tournait pas avec nous, il n'y aurait pas moyen de rester bien coiffé !

Deux objets quelconques s'attirent l'un l'autre proportionnellement à la masse de chacun, et inversement au carré de la distance qui les sépare. Nous appelons communément poids la force d'attraction que ressent un objet vers la Terre, et qui dépend à la fois de la masse de l'objet et de celle de la Terre.

Lorsque nous pesons un cageot de pommes, nous mesurons la force d'attraction entre le cageot de pommes et la Terre, et donc à la fois la masse du cageot et celle de la Terre.

Le poids du cageot dépend donc directement de la masse de l'objet qui l'attire. Sur la lune, il pese six fois moins parce-que la masse de lune est beaucoup plus petite, mais que son rayon (distance de la surface au centre) l'est aussi. Les deux effets se compensent partiellement, mais de loin pas complétement

Mais le poids du cageot dépend aussi de la distance entre les deux objets. Quoique la différence soit extrêmement faible, le cageot est plus léger posé sur une table que posé par-terre...

Mathématiquement, Newton a établi que la force d'attraction gravitationnelle entre deux objets de masses m et M vaut : f=G.m.M/r² où G est la constante de la gravitation (6,67 10^-11 [N.m².kg^-2]). En supposant que m soit la masse du cageot et M la masse de la Terre, r la distance de la surface au centre de la Terre (6360 km), f le poids du cageot (9,81 m [N]), on trouve M=9,81.m.r²/(Gm)=5.95 10⁺²⁴ kg (la masse du cageot se simplifie entre le numérateur et le dénominateur).

Dans l'Univers, toute chose qui a une masse attire les autres choses qui ont une masse, c'est la loi de la gravitation. Plus un astre est massif, plus son attraction est forte. Le Soleil est l'astre le plus massif du système solaire, ce qu'il fait qu'il attire toutes les planètes. Si les planètes ne tournaient pas autour de lui, elles tomberaient dans le Soleil. La force d'attraction qu'on ressent dépend aussi de la distance à laquelle on est de l'astre. La planète Mercure est tout près, elle doit tourner très vite autour pour ne pas tomber (47 km/s, donc 170'000 km/h). A l'inverse, Neptune est très éloignée du Soleil, elle ressent moins son attraction, alors elle peut tourner plus lentement (5 km/s, donc 18'000 km/h).

C'est la gravitation qui fait qu'on est collé à la surface de la Terre. Sans cette force on flotterait dans l'espace ! C'est aussi la gravitation qui nous donne notre poids. Plus la planète est massive, et plus on est «collé» fort dessus. Quelqu'un qui pèse 50 kg sur Terre pèserait presque 120 kg sur Jupiter qui est beaucoup plus massive que la Terre. A l'inverse, il ne pèserait que 8 kg sur la Lune, qui est beaucoup plus légère.

La planète Mercure est visible à l'oeil nu et est connue au moins depuis les Babyloniens. Elle est citée sur une tablette retrouvée en Mésopotamie et dont les observations datent vraisemblablement du 14e siècle avant JC.

Commençons par l'objet le plus gros : l'étoile. Une étoile se forme lors de l'effondrement d'un nuage moléculaire. Cet effondrement entraîne un échauffement du gaz, et si la masse est suffisante (au moins 10% de la masse de notre Soleil), des réactions nucléaires peuvent se mettre en route : l'étoile est née. Mais elle ne contient pas l'ensemble de la masse du nuage qui lui a donné naissance : une partie de cette masse surnuméraire se retrouve en disque autour de l'étoile. Dans ce disque, se forment des "planétésimes", c'est-à-dire les briques pour la construction des planètes.

On appelle « planètes naines » tous les corps du Système solaire qui sont assez massifs pour être à peu près rond (contrairement aux astéroïdes et aux comètes), qui ne sont pas les satellites naturels d'une autre planète (contrairement à la Lune, aux lunes galiléennes de Jupiter — Io, Europe, Ganymède, Callisto — ou à Titan, par exemple), mais qui n'ont pas "nettoyé leur orbite", et qui donc circulent autour du Soleil dans une région peuplée d'autres corps de dimensions similaires. Dans la ceinture d'astéroïde qui se trouve entre Mars et Jupiter, on a Cérès qui répond à ces critères. Au delà de Neptune, on a par exemple Pluton, Eris, et Sedna, entre autres.

Les planètes se forment dans de grands disques de poussière et de gaz autour d'une jeune étoile. Au début de la formation, plein de petits "embryons" de planètes sont présents dans le disque et peuvent cohabiter sur leurs orbites. Avec le temps, le frottement dans le disque et la gravitation, les gros corps vont avoir tendance à devenir de plus en plus gros en absorbant les petits. C'est même un des critères retenus par l'Union astronomique internationale pour définir une planète : elle doit avoir "nettoyé" son orbite et être le seul gros corps à tourner autour de son étoile dans cette région-là. Mais les débuts d'un système planétaire n'est pas un long fleuve tranquille, tout le système doit trouver son équilibre, et cela passe parfois par des bouleversements. Certaines planètes peuvent migrer, changeant d'orbite dramatiquement. Dans ce cas de figure, une planète pourrait soudain "apparaître" dans l'orbite d'une autre.

Une fois le système stabilisé, il est presque impossible qu'une planète sorte de son orbite soudainement. L'inertie d'une planète est grande, elle ne peut pas changer d'un coup de direction. En quelques dizaine de millions d'années (donc très vite à l'échelle d'un système planétaire) le disque d'origine disparaît et ne joue plus de rôle sur les mouvements des corps du système. Les seuls objets qui peuvent encore surgir soudainement dans l'orbite d'une planète sont les astéroïdes et les comètes, car ce sont des corps légers, avec peu d'inertie, qui peuvent être délogés de leur orbite par de perturbations gravitationnelles même légères. On observe des traces d'anciennes collisions dans la ceinture d'astéroïdes, qui pourraient occasionnellement éjecter un astéroïde vers une orbite distante. Les comètes, elles, vivent sur des orbites parfois très allongées, et traversent les orbites des planètes durant leur voyage.

Les planètes se sont formées en même temps que le Soleil, dans un disque de matière qui lui tournait autour. Elles ont donc acquis une vitesse lors de leur formation, vitesse qui les maintient sur leur orbite en évitant qu'elles tombent sur le Soleil. Comme il y a très peu de frottement dans l'espace (contrairement à ce qu'on peut expérimenter sur Terre), elles vont garder leur vitesse "indéfiniment", et continueront de tourner même lorsque le Soleil se sera éteint.

La Lune ne possède pas d'atmosphère protectrice, contrairement à la Terre. Sur Terre, l'atmosphère représente une protection contre les rayons du Soleil équivalente à 30 m de béton, ou 20 cm de plomb. Cela nous protège des rayons UV et X qui sont dangereux pour les cellules vivantes. Sur la Lune, le Soleil tape sans frein, ce qui rend impossible la vie en surface (sans combinaison spatiale !).

Ce qui caractérise la Terre, c'est qu'elle est assez massive pour avoir une atmosphère et qu'elle est à une distance du Soleil qui lui permet d'avoir de l'eau liquide à sa surface.

Pour répondre à cette question, il faut déjà comprendre ce que sont les couleurs. En fait, ces dernières sont contenues dans la lumière, même lorsque celle-ci nous apparaît blanche. Pour ce qui est du soleil, quand un de ses rayons passe à travers une goutte de pluie, il forme un joli arc-en-ciel plein de couleurs. C'est parce que la lumière a été séparée par l'eau: chaque couleur qu’elle contient devient visible à son tour.

La différence entre les couleurs est due à l'énergie transportée par leurs photons (petites particules de lumière): les photons du rouge ont moins d'énergie que les photons du bleu, ou autrement dit, la couleur rouge indique une lumière plus froide que la couleur bleue (c'est le contraire de ce qui est indiqué sur les lavabos!).

On peut aussi se rendre compte de ce lien entre température et couleur en regardant la couleur de la flamme d'une bougie: tout près de la mèche, là où c'est le plus chaud, la flamme est bleutée; plus loin, elle devient blanc-jaune, et finalement au bord, là où c'est le plus froid, elle est rougeâtre.

Les étoiles obéissent à cette même loi: les plus chaudes sont bleutées et les plus froides sont rougeâtres. La constellation d'Orion, bien visible dans nos ciels d'hiver, nous montre un bel exemple de ces couleurs, avec Rigel la bleue en bas à droite et Bételgeuse la rouge en haut à gauche. Le Soleil, lui avec ses 5500°C en surface, est une étoile moyennement chaude et brille donc dans le jaune.

La couleur d'une étoile dépend de sa température: les étoiles blanches-bleuâtres sont les plus chaudes, les rouges les moins chaudes. Notre Soleil, avec sa température de presque 6'000 degrés, aurait une couleur jaunâtre vu de loin. La couleur d'une étoile correspond au domaine spectral où elle émet le maximum de lumière. La longueur d'onde du maximum obéit à une loi simple, la loi de déplacement de Wien: le produit de la longueur d'onde du maximum fois la température est constant (λ_max x T = 0.2898 [cm K]).

Dans l'Univers, tout bouge, rien ne peut rester immobile : les astres s'écraseraient les uns sur les autres si leur vitesse ne leur permettait pas d'échapper à la force de la gravitation (qui fait que les masses s’attirent). Les étoiles tournent toutes autour du centre de la Galaxie, à des vitesses différentes selon leur distance au centre : les étoiles les plus proches tournent plus vite. Le Soleil (notre étoile) tourne autour du centre de la Galaxie en 225-250 millions d'années. Les étoiles qui nous entourent tournent presque à la même vitesse, mais pas tout à fait, et elles se décalent très lentement par rapport à nous. Ce décalage est tellement lent qu'une vie humaine ne suffit pas pour s'en rendre compte. On a retrouvé dans les pyramides d'Egypte des dessins de constellations qu'on peut parfaitement reconnaître, près de 5'000 ans plus tard.

Les galaxies elles-mêmes (qui contiennent des milliards d’étoiles et du gaz) bougent dans l’Univers, les grosses attirant les petites, et on peut voir beaucoup de galaxies qui sont en train de fusionner : une collision de galaxies n’est pas comme un accident de poids lourd sur une autoroute, il n’y a ni morts ni blessés, juste un incroyable ballet d’étoiles qui dure des milliards d’années.

Ce qu'on appelle étoile filante n'est en fait pas une étoile. C'est une petite poussière ou un petit gravier qui entre dans l'atmosphère de la Terre et s'enflamme. On appelle ça aussi une météorite.

Chaque jour, il en tombe environ 100 tonnes sur Terre. Certaines de ces poussières proviennent du passage d'une comète : les comètes s'évaporent en passant près du Soleil, et elles libèrent une traînée de gaz et de poussière. La Terre passe à des dates précises à travers ces traînées, ce qui permet de prédire les pluies d'étoiles filantes. On connaît par exemple les Perséides en août (débris de la comète Swift-Tuttle) ou les Orionides en novembre (débris de la comète de Halley).

Pourtant, il existe bien de réelles étoiles filantes : des étoiles qui voyagent parfois à très grande vitesse dans la Galaxie. Il y a différentes raisons pour que des étoiles se mettent à filer si vite. Certaines sont passée très près du trou noir au centre de notre Galaxie, ce qui les a accéléré comme une fronde. D'autres sont entraînées par l'explosion d'une supernova, ou éjectées par des interactions entre plusieurs étoiles. On a découvert par exemple que l'étoile Mira, dans la constellation de la Baleine, file dans l'espace à près de 500'000 km/h. Mais elle est si loin, environ 300 années-lumière, qu'il faudrait attendre près de 10'000 ans pour remarquer à l'oeil nu qu'elle a bougé.

Les astronomes ont pris l'habitude d'exprimer la luminosité d'une étoile en termes de "magnitudes" selon une échelle logarithmique (qui est la manière dont notre oeil fonctionne). La magnitude apparente "1" avait déjà été choisie comme étant celle des plus brillantes étoiles visibles dans le ciel par l'astronome Hipparque de la Grèce antique. Il classa les étoiles moins brillantes selon des magnitudes croissantes. Aujourd'hui, on a défini une échelle de magnitudes à partir des rapports d'intensité lumineuse. Une différence de 5 magnitudes entre deux étoiles signifie que l'une d'elles est exactement 100 fois plus brillante que l'autre. Une différence de magnitude est donnée par la relation:

   m1-m2 = -2.5log₁₀(F1/F2) 

Ainsi, si par exemple la première étoile a une magnitude m1=1 et l'autre m2=6, alors le rapport des flux F1/F2 = 100 (m1 est 100 fois plus lumineuse que m2).

Les astronomes ont défini une échelle de magnitudes apparentes dont le zéro correspond approximativement aux étoiles les plus brillantes du ciel et qui croît avec une luminosité décroissante (les étoiles les plus faibles visibles à l'oeil nu ont une magnitude apparente d'environ 6, les objets les plus faibles détectés par nos télescopes ont une magnitude de 30 et le Soleil, qui illumine le ciel diurne, -26.8).

Mais la luminosité d'une étoile décroît avec la distance à laquelle elle est observée. Pour pouvoir comparer des étoiles de types différents entre elles et exprimer leur luminosite intrinsèque, les astronomes utilisent la notion de magnitude absolue. C'est la magnitude qu'aurait l'étoile si elle était placée à la distance de 10 parsecs (1 pc = 3.26 al). Un parsec est la distance à laquelle il faudrait se placer pour voir le rayon de l'orbite terrestre (ce que l'on appelle en d'autres termes « l'unité astronomique ») sous un angle d'une seconde d'arc.

La réponse à cette question dépend de ce qu'on entend par "galaxie". Si l'on considère les galaxies de taille comparable à la Voie Lactée (notre galaxie), la galaxie la plus proche est Andromède, située à environ 2.5 millions d'années-lumière. Cependant, il existe également une multitude de galaxies plus petites, appelées galaxies naines, dont la plus proche connue est la naine sphéroïdale du Sagittaire, située à 50'000 années-lumière du centre de notre galaxie, soit seulement deux fois la distance qui sépare le Soleil de ce meme centre. Cette galaxie n'a été découverte qu'en 1994 (par Ibata et Gilmore) car elle se trouve à l'opposé du Soleil par rapport au centre galactique et est par conséquent masquée par les regions denses de la Voie Lactée. Elle est en fait en train de se faire engloutir par notre Galaxie. Les Nuages de Magellan, situés à environ 200'000 années-lumière, constituent d'autres exemples de telles galaxies "satellites".

Les galaxies sont des ensembles d'étoiles et de gaz. Elles se différencient les unes des autres par leur forme et leur contenu en population d'étoiles et en gaz.

Au tout début du XXe siècle, on pensait que la Voie lactée, notre Galaxie, était l'Univers tout entier, c'est à dire que tout ce qui existe se trouvait dans la Voie lactée. Vers 1915, on a appris à mesurer les vitesses des objets célestes et certaines nébuleuses spirales se sont avérées être des galaxies extérieures à la nôtre. Avec les moyens d'observation de l'époque, on connaissait ainsi quelques centaines de galaxies. À partir de la fin des années 70, des observations systématiques de galaxies ont commencé d'établir des catalogues, et on les comptait par dizaines de milliers.

En 1995, il a été décidé de tourner le télescope Hubble vers une zone du ciel grande comme environ 1/12 de la largeur de la Lune, et dans laquelle on n'observait absolument rien depuis le sol, ni étoiles ni galaxies. Hubble a pris des images pendant une dizaine de jours, réalisant l'image la plus profonde jamais obtenue. Dans cette toute petite portion du ciel (1/24'000'000), on a pu compter plus de 3'000 galaxies ! L'exercice a été répété plus récemment, en 2012, où une autre région, représentant 1/32'000'000 de l'ensemble du ciel, a révélé la présence de 5'500 galaxies.

Si on prend ce dernier chiffre et qu'on admet que l'ensemble du ciel est relativement homogène en terme de contenu, on obtient environ 180 milliards de galaxies rien que dans la partie visible de l'Univers.

Ce qu'on appelle l'Univers est l'ensemble de tout ce qui existe, en tout cas dans notre compréhension actuelle du monde. Demander ce qu'il y a plus loin, c'est comme demander ce qu'il y a au nord du pôle nord : il n'y a pas de réponse.

Déjà, on ne sait pas si l'Univers est fini ou infini. S'il est infini, on ne le saura jamais, car on pourra toujours imaginer qu'on n'a simplement pas encore pu observer ses limites. S'il est fini, peut-être qu'un jour on arrivera à observer des choses qui nous l'indiqueront. Selon certaines théories, l'Univers pourrait être replié sur lui-même, et dans ce cas, on pourrait voir une même galaxie à différents endroits. Les cosmologistes qui essaient de comprendre la forme de l'Univers doivent utiliser des mathématiques très compliquées, et il se pourrait qu'il y ait plus de dimensions que seulement les trois dimensions de l'espace que nous connaissons (plus le temps qui depuis Einstein est une dimension liée aux dimensions spatiales). Du coup c'est difficile de comprendre ce que pourrait être la forme de l'Univers avec notre cerveau qui ne perçoit que trois dimensions !

Certains théoriciens pensent que ce qu'on appelle l'Univers pourrait n'être qu'une «bulle» parmi d'autres : c'est la théorie des multivers. Pour le moment rien ne permet de vérifier scientifiquement si cette théorie est correcte. Si un jour c'est le cas, on pourra peut-être répondre à cette question.

La réponse courte est : rien. L'Univers est défini comme étant tout ce qui existe, donc s'il n'y a plus d'Univers, il n'y a plus rien. Mais cette question est intéressante parce qu'en fait, on ne sait pas vraiment si l'Univers va « mourir », et si oui comment et quand.

Pendant longtemps, on a cru que l'Univers était éternel, et qu'il ressemblerait toujours à ce qu'il est maintenant. Vers 1930, on s'est rendu compte qu'en fait l'Univers est en expansion, ce qui veut dire que l'espace entre les galaxies augmente avec le temps. On s'est alors demandé si peut-être cette expansion allait atteindre un jour un point limite et qu'ensuite il se contracterait de nouveau. On a appelé ça un univers à rebonds, et dans ce cas, l'Univers que l'on connaît terminerait dans un « Big Crunch », une espèce de bouillie compacte et très très très chaude qui pourrait faire naître un nouvel univers.

Actuellement, les observations qu'on peut faire semblent montrer qu'il n'y aura pas de Big Crunch, bien au contraire. L'expansion de l'Univers semble s'accélérer, et si ça continue comme ça, l'Univers serait de plus en plus froid et dilué. La force de l'expansion pourrait devenir plus forte que la gravitation, et alors les galaxies se disloqueraient et ne pourraient plus former de nouvelles étoiles. L'Univers deviendrait sombre et glacé, on appelle ça le « Big Freeze ».

On doit encore beaucoup travailler pour faire de meilleures observations et mieux les comprendre, avant de pouvoir vraiment dire ce qui va se passer, mais une chose est sûre : ce ne sera pas avant des milliards et des milliards d'années !